Динамо-коэффициент
Cтраница 1
Динамо-коэффициент, по сути дела, является непосредственной мерой циклонической скорости в плотно упакованной системе циклонических ячеек или вихрей. [1]
Выписывая динамо-коэффициент Г ( г, в), Йошимура обозначает радиус нижней границы конвективной зоны через гс, а сферическую поверхность внутри конвективной зоны, где динамо-коэффициент меняет знак, помещает на г гь. [2]
Крейкнана и динамо-коэффициенты высших порядков. Все эти эффекты имеют глубокие физические причины, которые необходимо найти и понять как с физической, так и с формальной точек зрения. [3]
Интересно сравнить динамо-коэффициент этого вида с результатами (18.80) и (18.87), полученными при малых магнитных числах Рей-нольдса. Естественно, выражения для Г имеют различный функциональный вид, так как они получены в совершенно разных физических условиях. В обсуждаемом сейчас случае больших глобальных магнитных чисел Рейнольдса R Угаа / П динамо-коэффициент прямо пропорционален коэффициенту диффузии TJ, а при малых локальных магнитных числах Рейнольдса RM Lv / t) динамо-коэффициент обратно пропорционален TJ. Однако в обоих случаях Динамо-эффект определяется единственным скалярным коэффициентом. Это обстоятельство объясняется малой в обоих случаях величиной отдельных флуктуации магнитного поля. [4]
При z 0 динамо-коэффициент Г заменяется на - Г, так что К заменяется на - К. [5]
Кроме обычной нормировки динамо-коэффициента Г0, вер-икального и горизонтального сдвига и коэффициента диффузии ij, в модели имеется еще шесть свободных параметров: Rei, Re2, Rr, К В ч ЕХ - Коэффициенты Ge, и Ge2 определяются, конечно, из наблюдений поверхности Солнца. Йошимура исходит из известной длительности цикла солнечной активности ( 22 года) и делает обычное предположение о том, что диаграммы Маундера отражают место концентрации азимутального поля под фотосферой и, следовательно, определяют скорость миграции азимутального поля. Он отмечает также, что миграция полоидального поля от средних широт к полюсам ( проявляющаяся в поведении высокоширотных протуберанцев и корональной активности и начинающаяся непосредственно перед началом каждого нового цикла) накладывает на теоретическую модель ряд дополнительных ограничений. Прежде всего должна существовать вторичная динамо-волна, которая мигрирует к полюсу, появляется на средних широтах примерно во время минимума солнечных пятен и достигает амплитуд, несколько меньших амплитуды основного тороидального поля, движущегося к экватору. [6]
Ясно, что второй динамо-коэффициент Q влияет на процесс генерации поля только количественно. [7]
Интересно отметить, что второй динамо-коэффициент Q ( определенный в (19.1), не входит в действительную часть 1 / т, т.е. не влияет на рост поля. [8]
Теперь нетрудно оценить численное значение динамо-коэффициента Г при заданных характерных для естественных условий масштабе L и характерной скорости v вихрей и конвективных ячеек. Если ячейки вплотную примыкают друг к другу и имеют форму параллелепипедов, то на одну ячейку приходится объем V 8оЗс, охваченный вращением; при других способах упаковки ячеек этот объем еще больше. [9]
В этой же работе продолжено изучение влияния зависимости динамо-коэффициента Г от положения в диске. [10]
Внутри этого сфероида коэффициент диффузии конечен и однороден, а динамо-коэффициент и неоднородность вращения не равны нулю, так что в этой области действует динамо. [11]
Следуя за Джеппсом [51], Уайт также попытался исследовать нелинейную стабилизацию роста, при которой динамо-коэффициент уменьшается в ( 1 ( Вф / В) 2 раз по мере роста поля. Этот эффект дает стационарные поля при любом динамо-числе Р, превышающем собственное значение для стационарного состояния, вычисленное без учета обратного влияния поля. Исследованы примеры, иллюстрирующие последствия периодического изменения коэффициента диффузии с радиусом s, что моделирует спиральную структуру Галактики. Результатом оказалось некоторое Улучшение эффективности динамо, о чем говорит собственное значение Р, вычисленное для низшей стационарной моды. [12]
Независимо от того, равна средняя спиральность нулю или нет, спиральности отдельных вихрей определяют величину динамо-коэффициентов высших порядков и степень ослабления турбулентной диффузии. Настоящая глава начинается с исследования членов низшего порядка, соответствующих нулевой средней спиральности. Флуктуации спиральности отдельных вихрей вносят вклад только в члены второго порядка и поэтому не фигурируют в первых примерах, ограниченных малыми числами Рейнольдса или двумерными течениями. Случай больших чисел Рейнольдса при трехмерном движении разбирается в гл. [13]
По мере миграции к экватору поле растет, достигая максимальной напряженности вблизи широты 20, а при дальнейшем приближении к экватору уменьшается по мере падения динамо-коэффициента ( пропорционального cos в) и перемешивания с противоположным полем из другого полушария. Если количество и размер пятен, наблюдаемых на поверхности Солнца, считать непосредственной мерой напряженности подфотосферного азимутального поля, то пятна в этой модели должны иногда появляться на широтах выше 60, что противоречит наблюдениям. [15]
Страницы: 1 2 3