ИВМ СО РАН ПоискEnglish
Структура института :: Отдел Вычислительной математики
о лаборатории
гранты
международные связи
сотрудники
привлеченные сотрудники
публикации
избранные публикации

институт
исследования

ссылки
библиотека
документы
адреса и телефоны
 

Лаборатория 2.2. Математических моделей ближнего космоса

Сотрудничество с Институтом Исследований Космоса Австрийской Академии Наук.

В рамках сотрудничества с Австрийской Академией Наук было изучено несколько аспектов математического моделирования космической плазмы:
  1. Магнитогидродинамические (МГД) модели течения солнечного ветра вокруг планет (Земля, Венера, Юпитер, Сатурн) и магнитных облаков.
  2. Диссипативная нестационарная МГД модель разработана для перестройки соединений магнитных силовых линий при негомогенном плазменном удельном сопротивлении.
  3. Математическое моделирование применяется для медленных магнитозвуковых и альфвеновских волн, распространяющихся по сужающимся и изогнутым магнитным трубам потока, являющихся типичными для магнитосфер планет.
  4. МГД неустойчивости изучаются для тонких магнитных слоев, характеризующихся конечным радиусом кривизны

С учетом течения солнечного ветра вокруг планет и магнитных облаков были изучены расширенные области магнитного поля, названные «магнитным барьером». Магнитный барьер это тонкий слой, смежный с направленной к Солнцу стороной границы магнитосферы, который содержит расширенное магнитное поле, возникшее из межпланетного магнитного поля. Этот слой накапливает магнитную энергию, генерированную потоком солнечным ветра, благодаря магнитному полю, простирающемуся перед магнитосферой (драпирование магнитной силовой линии). Таким образом, этот слой может действовать как резервуар для перестройки соединений магнитного поля. Магнитный барьер характеризуется уменьшенным плазменным давлением, которое становится намного меньше магнитного давления. Толщина магнитного барьера обратно пропорциональна квадрату числа Альфвена-Маха. Размер вариации магнитной энергии перед магнитосферой имеет тот же самый порядок, что и толщина магнитного барьера. Магнитное поле играет доминирующую роль вблизи границы магнитосферы, где магнитные силы интенсивно воздействуют на структуру плазменного потока. Такое влияние магнитного поля приводит к формированию линии застоя структуры потока у дневной границы магнитосферы, которая отличается от точки застоя потока, типичной для гидродинамического потока позади затупленного объекта.

Магнитный барьер формирует основу для анализа диссипативных процессов, перестройки соединений магнитных силовых линий и нестабильностей в границе магнитосферы.

Дальнейшие разработки моделей потока солнечного ветра связаны с анизотропией плазменного давления в намагниченной плазме. При анизотропии плазменное давление является тензором с различными параллельными и перпендикулярными компонентами, относящимися к магнитному полю. Отношение перпендикулярных и параллельных давлений является неизвестным параметром и для закрытия анизотропной МГД системы уравнений требуется дополнительное отношение. Было проанализировано многообразие отношений замыкания, а результаты сравнивались с наблюдениями с космической исследовательской ракеты.