شبیه سازی اغتشاشات خورشیدی با استفاده از معادلات mhd
چکیده
چکیده فارسی خورشید درونی ترین جسم منظومه ی شمسی ماست، و دارای شعاعی برابر r_0?700000 km ، جرمی معادل m_0=1?989×?10?^30 kg و درخشندگی در حدود l_0?3?8×?10?^26 w می باشد، همچنین سن خورشید معادل t_0=4?6×?10?^9 سال است. فاصله زمین از خورشید را اصطلاحاً یک واحد نجومی (au) می گویند که برابر 1?5×?10?^8 km است. خورشید در یکی از بازوهای کهکشان راه شیری قرار دارد که از مرکز کهکشان 8?5kpa فاصله دارد. تعداد اتم های کل خورشید تقریباً شامل % 92?1 هیدروژن، % 7?8 هلیوم و حدوداً %0?1 عناصر سنگین شامل c,n,o,ne,mg,si,s,fe,… می باشد (البته درصد جرمی این فراوانی ها شامل % 73?46 هیدروژن و % 24?85 هلیوم است) میدان های مغناطیسی نقش بسیار مهمی در پدیده های نجومی دارند، و به دلیل دست نیافتنی بودن و داشتن ماهیتی اغتشاشی معمولاً روش مطالعه این اغتشاشات، شبیه سازی عددی می باشد. در این پایان نامه به وسیله شبیه سازی سه بعدی معادلات مگنتوهیدرودینامیک mhd و تغییرعدد رینولدز مغناطیسی به مطالعه این پدیده پرداخته شده است. مقدار u_rms برای اعداد رینولدز مختلف بعد از عبور از زمان برگشت تقریبا یکنواخت می گردد و هرچه عدد رینولدز مغناطیسی بزرگتر باشد زمان رسیدن به این موقعیت پایا سریعتر خواهد بود. همچنین برای اعداد رینولدز بزرگ، انرژی مغناطیسی در راستای برش بیشتر می باشد، و به نظر می رسد به همین دلیل است که تغییرات میدان مغناطیسی خورشید بیشتر همراستا با استوای خورشیدی می باشند. هرچه عدد پخش مغناطیسی بزرگتر باشد، الف) هلیسیته منفی ایجاد شده بزرگتر است، ب) نحوه تغییرات آن با زمان منظم تر و ج) زمان رسیدن به حالت اشباع در آن دیرتر اتفاق می افتد. به دلیل نیروی برشی مشاهده می شود که خطوط میدان مغناطیسی دستخوش چندین گسیختگی می شوند و گرداب های جریان به شکل جزایر منظم مغناطیسی در می آیند، در این زمان خطوط در راستای برش توسعه پیدا می کنند. زمانی که عدد پخش مغناطیسی افزایش پیدا می کند آشوب های موجود در سیال پلاسمایی ما از جریان های گردابی کوچک، تبدبل به گرداب های بزرگ می شوند و در نتیجه انرژی بسیار زیادی در این حالت آزاد شده و می تواند موجب گرم شدن سیال پلاسما گردد. اگر تغییرات عمودی سرعت درون چینه بندی های منطقه همرفتی، با تغییرات چگالی در نظر گرفته شود، زمانی که تغییرات چگالی آرام می باشد مولفه سرعت عمودی تغییرات زیادی ندارد و تقریبا در مکانی که گرادیان تغییرات چگالی زیاد می شود، یعنی در حوالی سطح فوتوسفر، تغییرات شدید سرعت رخ می دهد و این منجر به ایجاد آشوب های بسیار زیاد در نزدیکی سطح فوتوسفر می گردد.