97 / 320
95
в солнечном ветре и с учетом отмеченных во введении качественных
отличий между источниками солнечной активности. Результаты,
полученные в численных экспериментах, сопоставлялись с данными
уединенных возмущений, реально зарегистрированных на спутниковой
системе OMNI. Таким способом, решалась обратная задача
по установлению источников рассматриваемых возмущений.
Численное моделирование эволюции уединенных солнечных
потоков.
Было выполнено раздельное магнитогидродинамическое
компьютерное моделирование эволюции уединенных возмущений,
отвечающих «волокну», «стримеру», «корональной дыре», «вспышке». Это
обосновано тем, что наибольший энергетический вклад, по нашему
мнению, в комбинации вносится «вспышкой» или «корональной дырой»,
а согласно экспериментальным данным, «волокно» и «стример» могут
существовать независимо.
Рассмотрим результаты вычислительных экспериментов, в которых
вязкость среды была выбрана несколько завышенной по сравнению
с реальным значением в солнечном ветре. Это позволяет обеспечивать
приемлемую быстроту численного счета, в свою очередь обусловленную
величиной шага интегрирования. Кроме того, в рассматриваемых
примерах значение вязкости сказывается только на некотором
расплывании импульса возмущения, которое незначительно. В качестве
начальных условий для исходных возмущений выбирались возмущения
среды (n), ее компонент скорости (V) и магнитного поля (B), имеющие
гауссову форму с амплитудами, качественно отвечающими 100 радиусам
Солнца, и с учетом отличий между «волокнами», гелиосферными
«стримерами», «дырами» и ударными волнами, обусловленными
«вспышками». При этом принималось во внимание отличие
в температурах рассматриваемых возмущений. Параметры окружающей
среды соответствовали условиям спокойного солнечного ветра.
Под выбираемыми начальными возмущениями подразумевались и
комбинации разных источников, однако наибольший вклад в них,
разумеется, обеспечивается более энергичным источником.
Первый численный эксперимент поставлен для моделирования
эволюции возмущения, отвечающего «волокну». На рисунке 4.4
представлено начальное условие для модельного «волокна» (
а
) и результат
численного эксперимента (
б
). Здесь и далее распределения n –
концентрации, V – скорости солнечного ветра, B – модуля межпланетного
магнитного поля показаны в плоскости эклиптики (плоскость XY), индекс
«о» отвечает начальным условиям. В этом и остальных экспериментах
вектора невозмущенного потока солнечного ветра и ММП параллельны