| A gyors tachoklína dinamikája II. Migráló tér |
|
Egy részletesen kidolgozott numerikus modellt mutatunk be a gyors tachoklína esetére, ahol feltételezzük, hogy a turbulens diffuzivitás nagy, azaz eta>109 cm2/s. Ebben az esetben a tachoklína dinamikáját a dinamó által generált tér határozza meg. Ebben a cikkben részletesen megvizsgáljuk egy migráló mágneses tér hatását a differenciális rotáció beterjedésére a Nap radiatív rétegébe. A migráló mágneses teret a megfigyelt radiális mágneses térből származtattuk (Stenflo, 1988, 1994).
|
 |
| A gyors tachoklína dinamikája I. Dipóláris tér |
|
A Nap tachoklína rétegének egy lehetséges leírása "gyors tachoklína" néven ismert, melyben
feltételezik, hogy a turbulens diffuzivitás nagy, azaz eta>
109 cm2/s. Ebben az esetben a tahoklína dinamikáját a dinamó által
generált oszcilláló mágneses tér határozza meg, viszonylag rövid időskálán.
A cikkben elsőként mutatunk be egy olyan numerikus modellt, ahol a mágneses tér összes
komponense explicit számolt, tengelyszimmetriát és konstans
turbulens diffuzivitást (eta), illetve viszkozitást (nu) feltételezve.
|
 |
| Torziós oszcillációk a Nap konvektív zónájában |
|
Cikkünkben egy lehetséges modellt mutatunk be a torziós oszcillációk magyarázatára.
Modellünkben az aktív régiók mágneses tere gátlólag hat a lokális turbulenciára és
így csökken a turbulens viszkozitás, amely a differenciális rotációban egy ciklus- és
szélességfüggő modulációt okoz. A torziós oszcillációk megfigyelt melységfüggését, valamint
a napfoltok által kirajzolt pillangó diagramm fázisát jól reprodukálja a modell. Eredményeink
alapján az oszcillációk amplitudója ugyan kisebb az észleltnél, de nagyon érzékeny a
modell paramétereire. Megvizsgáltuk továbbá a meridionális cirkuláció hatását is, és azt találtuk,
hogy csak igen gyengén hat az oszcillációra.
|
 |
| A vékony tachoklína eredete |
|
A helioszeizmikus mérések szerint a tachoklína nagyon vékony, vastagsága nem
haladja meg a Nap sugarának 4%-át. Ennek oka nem
ismert. Megvizsgáltuk egy oszcilláló, a konvektív zóna alá behatoló, 1 kG-os
poloidális mágneses tér hatását az átmeneti réteg vastagságára. Kimuttatuk,
hogy az általunk vizsgált tér képes az észlelt mértékben korlátozni a
tachoklína vastagságát, ha feltételezzük, hogy az átmeneti réteg turbulens,
eta~1010 cm2/s diffuzivitással. Hasonló korlátozás adható
a tachoklína vastagságára más (Bp, eta) paraméterpárokkal is.
|
 |
| Az aktív vidékekért felelős mágneses fluxushurkok aszimmetrikus szerkezete |
|
1990-ben rámutattunk, hogy a fluxushurkok aszimmetriája kézenfekvő magyarázatot
adhat az aktív vidékek jó néhány észlelt sajátosságára, elsősorban a foltok
sajátmozgásainak jellegzetes alakulására. Megjósoltuk, majd megfigyelések
alapján kimutattuk a mágneses 0-vonal (az aktív vidékek "mágneses egyenlítője")
aszimmetrikus, kelet felé eltolódott átlagos pozícióját a főfoltokhoz képest.
Eredményeink néhány évvel később a nemzetközi érdeklődés középpontjába
kerültek, mivel az általunk jósolthoz hasonló aszimmetriát a fluxusfeltörési
modellekben sikerült reprodukálni.
|
 |
| A napfoltok bomlástörvényének felfedezése |
|
Bár a napfoltok bomlását négy évszázada folyamatosan megfigyelik a
csillagászok, az egyes napfoltok közötti nagy eltérések, a véletlen szörás
miatt a bomlást meghatározó statisztikai törvényszerűséget sokáig nem sikerült
megbízhatóan meghatározni. Így a bomlást jobb híján a foltterület lineáris
időbeli csökkenésével írták le. Néhány éve megalkottuk a foltbomlás első, a
főbb tapasztalati tényeket reprodukálni képes modelljét, az ún. turbulens
eróziós modellt, amely a foltok bomlására egy jól meghatározott parabolikus
törvényt adott. Ezt a megfigyelési anyag elemzésével egyértelműen
megerősítettük. Ezzel a napfoltok átlagos bomlástörvényének évszázados
problémája megoldódott.
|
 |
| A konvektív zóna, mint "párás ablak" |
|
A Nap-dinamó működésének megértéséhez fontos lenne tudni, hogy a tulajdonképpeni
konvektív zónában, ill. a fotoszférában zajló folyamatok milyen mértékben
járulnak hozzá a mágneses tér keltéséhez illetve traszportjához. Ennek
vizsgálata céljából kifejlesztettük a Nap nagyléptékű, gyenge (aktív vidékeken
kívüli) poloidális mágneses tere transzportjának kétdimenziós,
tengelyszimmetrikus, időfüggő modelljét. Eredményünk szerint a konvektív zóna
csupán passzív szerepet játszik, "párás ablakként" viselkedik, melyen át a
dinamó székhelyén. a konvektív zóna alatti tachoklínában létrejött
térszerkezet "elkent" képét figyelhetjük meg a felszínen.
|
 |
| A Nap turbulens mágneses terének értelmezése |
|
A nagyléptékű, gyenge (1-2 gaussos) mágneses tér mellett a Nap egész felületén
megfigyelhető egy kisléptékű tér is, mely vegyes polaritású elemekből áll, s
teljes fluxussűrűsége egy nagyságrenddel meghaladja a nagyléptékű térét.
Rámutattunk, hogy e tér eredete legkézenfekvőbben egy, a fotoszférában működő
kisléptékű dinamómechanizmussal értelmezhető, s részletes modellt alkottunk a
tér fluxussűrűségének magasságfüggésére ill. hely és idő szerinti fluktuációira.
A modell eredményei összhangban vannak az észlelésekkel.
|
 |
| A turbulens konvekció morfológiájának vizsgálata |
|
Részletes modellt fejlesztettünk ki az alacsony Prandtl-számú (azaz a
csillagokra jellemzően kis viszkozitású, de igen forró) homogén, anizotrop
turbulens konvekcióra. Kiderült, hogy egyes korábbi elképzelésekkel ellentétben
az anizotrópia - azaz a vízszintes és függőleges sebességek aránya - nagy
Rayleigh-számok (nagyon heves konvekció) esetén is mérsékelt (1 nagyságrendű)
marad. Megmutattuk továbbá, hogy a konvekció numerikus szimulációkból ismert
morfológiai jellemzői (fel- és leáramlások aszimmetriája) a hidrodinamikai
momentumegyenletekre épülő modellek alapján is kimutathatóak.
|
 |
