Вращательный разрыв

Cтраница 3

Предполагается, что газ ионизуется в нормальных ионизующих ударных волнах. В автомодельном решении за ионизующей ударной волной типа 2 - чисто газодинамической, Ма0 2, Ву2 О - может следовать только медленная волна разрежения, так как медленные ударные волны и вращательные разрывы не распространяются вдоль магнитного поля. Напротив, за ударной волной типа 3, включающей поперечное магнитное поле, может следовать как медленная ударная волна, так и медленная волна разрежения. За ионизующей ударной волной типа 4 никаких иных волн или разрывов следовать не может. [31]

В заключение хотелось бы еще раз подчеркнуть, что все вышеописанные явления связаны с присутствием диссипативных эффектов, обеспечивающих существование ударно-волновых структур конечной толщины. Поэтому нужно иметь в виду, что даже в задачах с большими числами Рейнольдса, на самом деле, вначале могут образовываться неэволюционные ударные волны, которые, однако, мало отличаются от вращательных разрывов. Эти замечания особенно важны, когда речь идет о применении методов сквозного счета, в которых ширина ударной волны не соответствует реальной. [32]

Решение автомодельной задачи строится как последовательность центрированных волн разрежения и разрывов. В силу неравенств (3.3.26) - (3.3.29) быстрые ударные волны и волны разрежения движутся по газу быстрее вращательного разрыва, а медленные ударные волны и волны разрежения - медленнее. Вращательный разрыв будет присутствовать только, если граничные условия требуют изменения знака азимутального магнитного поля, так как МГД ударные волны и волны разрежения его изменить не могут. [33]

При заданной величине возмущенности межпланетного пространства транспортный пробег зависит от ориентации МГД разрывов относительно направления поля, так как частицы каналируются полем и движутся преимущественно в направлении силовых линий. Поэтому наибольшее рассеяние будут вызывать разрывы, плоскости которых ориентированы под большими углами к направлению поля. Если возмущенность создается в основном ударными волнами и вращательными разрывами, то на правления их фронтов могут быть произвольны. Но фронты тангенциальных разрывов всегда параллельны магнитным силовым линиям, в результате чего эффективное взаимодействие частид с ними уменьшается. [34]

Скорость vnl взятая с обратным знаком, есть в то же время скорость распространения разрыва относительно жидкости. Она совпадает с фазовой скоростью ( иА) альфвеновских волн. Тот факт, что это совпадение имеет место для любого вращательного разрыва, до известной степени случаен, но при малых скачках величин на разрыве такое совпадение обязательно. Это возмущение относится как раз к тому типу, который обладает фазовой скоростью мд. [35]

Распад неэволюционной ударной волны. Распределения плотности ( а и Ву ( Ь после 200 ( 1 и 6000 ( 2 шагов по времени. [36]

Начальный шаг сетки есть Ал: 2, а число Куранта равно 0.8. После первых 8000 шагов результаты переинтерполировались на сетку с AJC 1 и вычислительное окно в 4000 ячеек помещалось вокруг составной ударной волны. На рисунках размер окна нормализован. Для того чтобы взглянуть внутрь распределения параметров в структуре, близкой к вращательному разрыву, на рис. 5.23 Ь показаны распределения тангенциальных компонент векторов скорости v и магнитного поля В. [37]

В действительности наряду с переносом магнитных неоднороднастей солнечным ветром нередко происходит их относительное движение. Оно может быть вызвано флуктуациями скорости солнечного ветра, которые могут по порядку величины приближаться к среднему значению м UQ, особенно в периоды сильной возмущен-ности межпланетной среды ( Вайсберг и др., 1977, Темный и др., 1977), а также законами эволюции самого магнитного образования. К числу Движущихся ( в системе солнечного ветра) магнитных неоднородностей относятся, например, вращательные разрывы и ударные волны, а также неударные МГД волны. [38]

Заметим, что при рассмотрении задачи о поршне с тремя ненулевыми компонентами скорости поршня решения, содержащие / - / - и /, отвечают трехмерным областям. В этом случае, если фронт ионизации медленный, то этот фронт представляет собой единственную волну в решении задачи. Наконец, если фронт ионизации быстрый, то в дополнение к упомянутым волнам, решение содержит вращательный разрыв. [39]

Этот процесс определяет зависимость от времени величины / z, необходимой для фиксации единственного решения в форме диссипативной волновой структуры. Он не близок к квазистационарному в модели идеальной магнитной газовой динамики, так как линеаризованная задача не имеет решения. Автомодельное решение, которое образуется в конечном результате этого процесса, будет состоять из эволюционной медленной ударной волны и вращательного разрыва. Так как после распада эти волны покидают точку Жуге С, они начинают двигаться с разными скоростями. В идеальной магнитной гидродинамике распад составной волны происходит мгновенно. Нашей целью является рассмотрение этого процесса при использовании численного метода сквозного счета. [40]

При распространении больших возмущений образуется большее число МГД-разрывов по сравнению с обычной гидродинамикой. На таком разрыве скорость и магн, поле касательны к поверхности разрыва и испытывают произвольные по величине и направлению скачки. Альвена вращательные разрывы, в к-рых вектор магн. Тангенциальные разрывы в обычной гидродинамике неустойчивы, но магнитное поле при нек-рых условиях может их стабилизовать. [41]

Быстрый ( AQ - А2 и промежуточный ( AQ - А3 фронты ионизации. [42]

Линия, на которой В1 О, обозначена на рис. 7.25 штрих-пунктиром. Когда EQ проходит через ноль и меняет знак, точки А2 и А3, представляющие собой состояние за газодинамической ударной волной, меняются местами. Известно, что вращательный разрыв не имеет стационарной структуры. Однако при больших t ширина А увеличивается медленнее, чем масштаб длины в автомодельном решении. Это позволяет рассматривать А как разрыв. [43]

Ву показаны на рис. 5.25 после 200 ( 1) и 6000 ( 2) шагов по времени. Количество расчетных ячеек равно 8000, Ал: 0.5, а число Куранта равно 0.8. Мгновенный распад ударной волны разрежения очевиден, в то время как результирующая структура содержит промежуточную волну, которая должна быть неустойчива к поперечным возмущениям. Видно, что после 6000 шагов по времени от первоначально сформировавшейся составной волны отщепляется неэволюционный разрыв. С течением времени он в конце концов превращается во вращательный разрыв. [44]

При очень больших магнитных числах Рейнольдса такая волна должна быстро распасться под действием альфвеновских возмущений и не должна реализоваться в физических процессах. Как упоминалось ранее, особенность магнитной газовой динамики заключается в том, что существуют разрывы, которые неэволюци-онны только по отношению к альфвеновским ( вращательным) возмущениям. Поэтому, если рассматривается строго компланарная задача ( векторы скорости и магнитного поля лежат в одной плоскости с вектором нормали к разрыву, и система уравнений включает в себя только две компоненты векторов), построение решения возможно как с помощью эволюционных, так и с помощью неэволюционных ударных волн, которые, однако, эволюционны при строгой компланарности. В зависимости от использованного метода неэволюционное решение в виде составной волны может реализоваться в вычислениях, так как в фазовом пространстве оно лежит ближе к начальным условиям. Если решается полная система МГД-уравнений с тремя компонентами векторов скорости и магнитного поля и небольшое поперечное возмущение добавляется к вектору магнитного поля, при достаточно больших временах составная волна распадается на вращательный разрыв и медленную ударную волну. [45]

Страницы: 1 2 3 4