133 / 320
131
1.
При взаимодействии высокоскоростного потока и медленного
волоконного потока образуется слой разреженной, ускоренной и нагретой
плазмы с сильным магнитным полем (
а
).
2.
В этой модели воспроизводится также структура предвестника
взаимодействия в виде медленного холодного уплотнения плазмы (
c
).
3.
Структуры
с
типичными
характеристиками
NCDE
(Noncompressive Density Enhancement) и, соответственно, возникновение
на потоковой поверхности больших импульсов плотности имеет место
при взаимодействии высокоскоростного потока на медленный волоконный
поток и при слиянии дыр (
b
).
4.
При модельном слиянии двух корональных дыр различной силы
отмечается прямая ударная волна (
S
f
), существующая и в реальности.
Локальное моделирование эволюции двигающегося относительно
солнечного ветра магнитного облака продемонстрировало возникновение
значительного долгоживущего импульса плотности, прогретого в области
импульса, связанной с провалом плотности. Необходимо отметить,
что успешность выполненного моделирования обеспечена, в частности,
выбором значений безразмерных параметров для расчетной области
возмущений, которые отличаются от значений для невозмущенной среды.
Это косвенно указывает на уровень вязкости и проводимости, реально
имеющий место в области рассматриваемых возмущений. Действительно,
взаимодействия «возмущение – частица» и «возмущение – возмущение»
могут сильно уменьшить длину свободного пробега частиц в солнечном
ветре.
Таким образом, локальное моделирование, основанное на численном
анализе решений МГД-уравнений с учетом диссипативных процессов,
позволяет адекватно описывать явления, обусловливающие процессы
формирования структуры солнечного ветра.