Каулинг

Cтраница 1

Каулинг ( Couling, 1953) показал, что если солнечная вспышка обусловлена омической диссипацией, то для ее энергоснабжения достаточно токового слоя толщиной всего несколько метров. [1]

Каулинг [22] приписывает Валену идею о том, что магнитное поле может задержать начало конвекции в жидкости, нагреваемой снизу. Суть процесса при больших магнитных числах Рейнольдса состоит в следующем: когда конвективное движение начинает увлекать магнитные силовые линии, возникающее при этом напряжение ( геЯ2 порождает объемную силу, препятствующую дальнейшему увеличению конвекции. [2]

Открытие Каулингом в 1934 г., что симметричное относительно оси стационарное магнитное поле не может поддерживаться механизмом динамо, помешало всем ранним попыткам построить солнечное динамо. В самом деле, на некоторой окружности с центром на оси полоидальная составляющая такого поля должна обращаться в нуль, а значит, механизм динамо не может генерировать электродвижущую силу и ток вдоль этой нейтральной линии. Поэтому силовые линии вблизи этой окружности должны сжиматься к ней и стационарное магнитное поле в ее окрестности сохраняться не может. [3]

Как указал Каулинг [22], гравитационная восстанавливающая сила настолько велика, что те весьма низкие частоты, которые были получены из наблюдения магнитных звезд, можно объяснить только существованием специальных мод, характеризуемых почти горизонтальным движением. [4]

Эти выводы Каулинг впервые получил на основе анализа локальной устойчивости твердотельно вращающейся звезды; таким образом предполагалось, что размеры элементов, участвующих в конвекции, малы по сравнению с характерными вариациями макроскопических переменных ( таких, как плотность и давление), а какие-либо флуктуации в силе гравитации, вызванные возмущениями, в расчет не принимались. [5]

Кроме теоремы Каулинга, которую можно рассматривать как условие для магнитного поля, имеются другие теоремы, которые содержат условие для движений. При этом по-прежнему предполагается постоянство электрической проводимости. В теореме утверждается, что магнитное поле не может поддерживаться соленоидальными движениями без радиальных компонент, т.е. соленоидальным течением с линиями тока, лежащими на концентрических сферических поверхностях. Тем самым подразумевается, что магнитное поле может поддерживаться движениями несжимаемой среды только в том случае, если у этих движений имеются также радиальные компоненты. Более того, поддержание магнитного поля оказывается невозможным даже в случае сжимаемой среды, если, например, имеется только вращательное движение, причем зависимость угловой скорости от радиуса или от широты не имеет значения. [6]

Чепмена и Каулинга [34], гл. Указанные исследования и экспериментальные данные показывают, что в довольно широком диапазоне коэффициенты вязкости практически не зависят от давления и формула [ J - - Tm дает хорошее приближение. [7]

Из теоремы Каулинга следует, что магнитное поле симметричной конфигурации - как у солнечного пятна или дипольное поле Земли - не может возбуждаться непосредственно движением проводящей жидкости. Природа таких внешне симметричных конфигураций должна быть более сложной. К примеру, теперь мы понимаем, что волокна На в солнечной фотосфере очерчивают не линии тока газа, а магнитные силовые линии. Поэтому то, что Лармор считал проявлением вращающегося вихря жидкости, на самом деле говорит о закручивании растекающихся силовых линий, которые начинаются в солнечном пятне. [8]

Как впервые показал Каулинг в 1945 г., это время свободного затухания магнитного поля равно по порядку величины 1010 лет, и, следовательно, оно того же порядка, что и время жизни звезды, или больше. Впоследствии Врубель, пользуясь уравнением ( 14), явно уменьшил значение декремента для наиболее медленно затухающего дипольного компонента квазистационарного поля Солнца до 4 109 лет. Поэтому в отсутствие движений вещества маловероятно, что магнитное поле звезды станет заметно слабее за счет свободного затухания, если звезда образовалась с таким полем. Этот результат лежит в основе теории остаточного магнетизма звезд. [9]

Динамический прилив рассмотрен Каулингом ( [12] к гл. [10]

Алансон, Купер и Каулинг [5] показали, что анализ Т - образных соединений можно упростить, если пользоваться характеристическими плоскостями. [11]

Однако, как указал Каулинг, если рассматриваются неосесимметричные движения, то из-за азимутальных градиентов давления величина Qw2 не остается постоянной; поэтому для таких смещений стабилизирующее влияние вращения на конвекцию может исчезнуть. [12]

Влияние индукционных эффектов, связанных с и и §, на тороидальную зл лолоидальную компоненты В ( и В осесимметричного В-гол я. [13]

В, из теоремы Каулинга следует, что для стационарных полей не существует динамо, обусловленного и, р - или у-эффектами. Если и yf соленоидально, а р постоянно, то, согласно теореме Каулинга в форме Брагинского, динамо отсутствует также для нестационарных полей. [14]

Это согласуется с вывода-ми Каулинга, т.е. если N2 0; то существуют смешения с достаточно большим горизонтальным волновым числом, которые относятся к неустойчивому типу. [15]

Страницы: 1 2 3 4