Числовое свидетельство небольшого

Природная астрономия (2023 г.) Процитировать эту статью

1380 Доступов

1 Цитаты

122 Альтметрика

Подробности о метриках

Магнитные поля малых масштабов распространены во Вселенной повсеместно. Хотя их часто можно наблюдать в деталях, механизмы их образования до конца не изучены. Одной из возможностей является так называемое малое динамо (МДД). Однако преобладающие численные данные, по-видимому, указывают на то, что SSD вряд ли будет существовать при очень низких магнитных числах Прандтля (PrM), таких как те, которые присутствуют на Солнце и других холодных звездах. Здесь мы выполнили моделирование изотермической вынужденной турбулентности с высоким разрешением, используя самые низкие достигнутые на данный момент значения PrM. Вопреки более ранним выводам, SSD не только оказывается возможным при PrM до 0,0031, но также становится все легче возбуждаться при PrM ниже 0,05. Мы связываем такое поведение с известным гидродинамическим явлением, называемым эффектом узкого места. Экстраполяция наших результатов на солнечные значения PrM показывает, что SSD будет возможен в таких условиях.

Считается, что астрофизические потоки подвержены двум типам динамо-неустойчивости. Во-первых, крупномасштабное динамо (LSD) возбуждается потоками, демонстрирующими спиральность или, в более общем плане, лишенными зеркальной симметрии из-за вращения, сдвига и/или расслоения. Он генерирует когерентные, динамически релевантные магнитные поля в глобальных масштабах рассматриваемого объекта1. Характеристики LSD варьируются в зависимости от доминирующих генеративных эффектов, таких как дифференциальное вращение в случае Солнца. Конвективная турбулентность обеспечивает как генеративные, так и диссипативные эффекты2, и их наличие и астрофизическая значимость больше не обсуждаются.

Однако наличие другого типа динамо-неустойчивости, а именно мелкомасштабного или флуктуационного динамо (SSD), остается спорным в солнечной и звездной физике. В SSD-активной системе магнитное поле генерируется на масштабах, сравнимых или меньших, чем характерные масштабы турбулентного потока, что обеспечивается хаотичным растяжением силовых линий при высоких магнитных числах Рейнольдса3. В отличие от LSD, для возбуждения SSD требуется заметно более сильная турбулентность1. Кроме того, было высказано предположение, что становится все труднее возбудить SSD при очень низком магнитном числе Прандтля PrM (ссылки 4,5,6,7,8,9,10), соотношении кинематической вязкости ν и магнитной диффузии η. На Солнце PrM может достигать таких низких значений, как 10–6–10–4 (ссылка 11), что серьезно опровергает возможность вообще присутствия SSD. Численные модели твердотельных накопителей при приповерхностной солнечной конвекции обычно работают при PrM ≈ 1 (ссылки 12,13,14,15,16,17,18) и, таким образом, обходят проблему динамо с низким PrM.

Мощный SSD потенциально может оказать большое влияние на динамические процессы на Солнце. Он может, например, влиять на перенос углового момента и, следовательно, на генерацию дифференциального вращения19,20, взаимодействовать с LSD21,22,23,24,25 или способствовать нагреву короны посредством усиленного фотосферного потока Пойнтинга26. Следовательно, очень важно выяснить, может ли SSD существовать на Солнце. С точки зрения наблюдений до сих пор ведутся споры о том, имеет ли мелкомасштабное магнитное поле на поверхности Солнца вклад SSD или же оно обусловлено исключительно запутыванием крупномасштабного магнитного поля турбулентными движениями27,28,29,30,31 ,32. Однако эти исследования показывают небольшое предпочтение мелких месторождений быть независимыми от цикла. SSD с малым PrM также важны для недр планет и для экспериментов с жидкими металлами33.

В различных численных исследованиях сообщается об возрастающих трудностях возбуждения SSD при уменьшении PrM (ссылки 6,10,34), что подтверждает теоретические предсказания. Однако текущие численные модели достигают только PrM = 0,03 с использованием явной физической диффузии или немного более низкого (оценочного) PrM, полагаясь на искусственную гипердиффузию7,8. Чтобы добиться еще более низкого PrM, необходимо значительно увеличить разрешение сетки (см. также ссылку 35). Для возбуждения SSD требуется магнитное число Рейнольдса (ReM), обычно превышающее 100; следовательно, например, PrM = 0,01 подразумевает жидкостное число Рейнольдса Re = 104, где \({{{\rm{Re}}}}={u}_{{{{\rm{rms}}}}}\ ell /\nu\), где urms — это среднеквадратическая скорость, интегральная по объему, ℓ характерный масштаб скорости и ReM = PrMRe. В этой статье мы идем по этому пути и существенно снижаем PrM, используя моделирование с высоким разрешением.