126 / 320
124
слиянием
двух
корональных
дыр.
Было
проведено
магнитогидродинамическое
компьютерное
моделирование
этапа
взаимодействия высокоскоростного потока, обусловленного корональной
дырой и потока медленного солнечного ветра, обусловленного
волоконным потоком. Далее проведен численный эксперимент
по моделированию взаимодействия скоростных потоков от двух
корональных дыр различной силы. В качестве начальных условий
для исходных потоков задавались возмущения плотности
, компонент
скорости V, температуры протонов солнечного ветра T и компонент
магнитного поля B, отвечающих общепринятым представлениям
о параметрах потоков корональных дыр и волоконных потоков. Параметры
окружающей среды соответствовали условиям спокойного солнечного
ветра. Таким образом, основные единицы измерения принимались
равными фоновым значениям параметров среды V0A =70 км/с, n0 =
0 /
mp = 10 см-3 , Т0 = 105 Ко, B0 = 5 нТл (mp – масса протона). Все
численные эксперименты проводились в плоскости эклиптики, где ось Z
направлена от Солнца к Земле, при безразмерных параметрах Re = 0,1,
Rem = 1000, П = 1,
= 5 и
= 0,5.
Раздельное моделирование потоков.
На подготовительном этапе
для подтверждения устойчивости быстрого и медленного потоков в рамках
двух численных экспериментов проводилось их раздельное МГД-
моделирование. При этом учитывались достижения [
Бархатов и др., 2002
],
связанные с установлением начальных параметров рассматриваемых
потоков. Первый численный эксперимент посвящен моделированию
эволюции потока, обусловленного корональной дырой. На рисунке 4.17
представлено начальное состояние дырочного потока и результат его
эволюции через 5,7
10
4
сек. Начальное состояние дырочного потока
предварительно численно получено из начальных условий, которые
задавались в виде возмущения компоненты безразмерной скорости V
z
= 3 и
провала безразмерной плотности, равного 0,6. В результате эволюции
рассматриваемого
потока
наблюдается
появление
возмущения
в B
y
-компоненте магнитного поля, существенное замедление заданного
потока и образование устойчивого разрыва плотности с подогревом
в задней части. Кроме того, отмечается расплывание потока (V
y
)
в направлении, поперечном основному движению.