Аналізується двовимірне радіаційно-гідродинамічне моделювання грануляції в умовах низькометалічних зоряних атмосфер ([M/H] = - 2) в порівнянні з аналогічними розрахунками для Сонця. Встановлено, що зменшення вмісту металів відбивається на властивостях поверхневих шарів, що відіграють роль термічної межі. В результаті збільшується температурний грануляційний контраст в нижній фотосфері, в середній - більш активно охолоджуються гарячі конвективні потоки, що піднімаються, а у верхніх шарах фотосфери створюються умови для розвитку значних температурних варіацій. Також підсилюються атмосферні осциляції, а розподіл штучних гранул за їхніми розмірами асиметрично зміщується в бік малих масштабів. При цьому фотосферна проникаюча конвекція значнo впливає на енергетичний баланс нижньої фотосфери з чітко домінуючим проявом гaрячих конвективних потоків, що піднімаються.

Вивчено структуру неоднорідної сонячної атмосфери за допомогою залежностей, що характеризують кореляційні зв'язки між просторовими варіаціями термодинамічних величин і поля швидкостей у двовимірних ГД-моделях. У фотосфері виділено чотири області: термічної та проникаючої конвекції, перехідної області та повністю коливної верхньої фотосфери. Показано, що порівняння двох груп стратифікацій кореляційних залежностей, перші з яких одержано з моделей, а інші розраховано для теоретичних спектральних сканів, є добрим тестом для систем геометричних висот формування спектральних ліній. Зокрема, протестовано два методи визначення ЛТР-висоти формування ядра ліній та знайдено, що метод, який пов'язує цю висоту з тим шаром, де оптична глибина в лінії дорівнює одиниці, можна розглядати як більш адекватний для задач діагностики фізичних процесів у атмосфері, ніж підхід, що базується на депресійній функції вкладу.

Для детектування фотосферних ударних хвиль, що виникають біля кромок гранул, пропонується використовувати спостереження ліній іонізованого заліза поблизу сонячного лімба. Теоретичні спектральні скани, що синтезовано за двовимірними моделями сонячної атмосфери, підтверджують їх кращу придатність для цієї задачі порівняно з лініями нейтральних елементів.

Проаналізовано результати двовимірного МГД-моделювання сонячної магнітоконвекції грануляційних масштабів у наближенні стисливого, гравітаційно стратифікованого, радіаційно зв'язаного, частково іонізованого, турбулентного середовищ. Неперервна послідовність розрахованої еволюції магнітогрануляції складає 2 години гідродинамічного (сонячного) часу. Виявлено існування поверхневого механізму формування дрібномасштабних магнітних полів внаслідок фрагментації гранул. Активна роль такого механізму свідчить про те, що магнітогрануляція здатна не тільки збирати глобальне магнітне поле в жмути між конвективними чарунками та посилювати його, але і формувати вертикально орієнтовані компактні магнітні трубки зі слабкого горизонтального фотосферного поля, яке може мати локальну (турбулентну) природу.

Детально проаналізовано розрахунки двовимірної нестаціонарної магнітогрануляції: механізми та сценарії формування та руйнування магнітних трубок, режими їх стабільності, відмінності в полях яскравості магнітогрануляції та змодельованої немагнітної грануляції, наведено залежності параметрів компактних магнітних елементів від їх горизонтальних розмірів та інтенсивності поля. Відзначено, що магнітне поле стабілізує термічну конвекцію - за його наявності зменшується зсувна нестабільність, гранули мають менші розміри. У свою чергу, еволюція термічних потоків безпосередньо визначає поведінку дрібномасштабного магнітного поля. Підтверджено висновок Ванкатакрішнана про залежність ефективності термічного механізму підсилення поля всередині трубок від їх горизонтального розміру. Встановлено два режими існування магнітної трубки: перехід з одного режиму до іншого відбувається у разі відношення магнітного тиску до газового beta approx 2,0 - 2,5. Трубки з розмірами близькими до 150 км домінують за їх внеском у загальну площу магнітних концентрацій.

Індекс рубрикатора НБУВ: В6

Рубрики:

Астрономія

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Базуючись на двовимірних моделях сонячної атмосфери, що були розраховані з детальною трактовкою радіаційного переносу енергії, змодельовані просторові варіації резонансної лінії літію lambda 671 нм в ЛТР-наближенні для умов штучної грануляції. Їх аналіз не підтверджує висновок Кисельмана (1997, 1998) про те, що: а) ЛТР-варіації еквівалентних ширин над штучною грануляцією суперечать спостереженням; б) теоретичні варіації можуть більш-менш відтворювати спостереження лише при врахуванні НЛТР-ефектів. Причина розбіжностей з результатами Кисельмана може бути зумовлена різною стратифікацією атмосферних флуктуацій термодинамічних величин в моделях. Показано, що спрощені або недостатньо проеволюціоновані моделі відрізняються квазіколонковою структурою, що поглинає майже всю фотосферу, і демонструють ЛТР-результати, досить близькі дo даних Кисельмана.

Досліджено вплив конвективної структури сонячної фотосфери на зміщення спектральних ліній заліза. На основі нестаціонарних дво-вимірних ГД-моделей фотосфери синтезовано профілі ліній у видимому та ІЧ-діапазонах спектра. Отримані залежності зміщень цих ліній від потенціалів збудження, довжини хвилі та сили лінії проаналізовано разом з депресійними функціями внеску. Встановлено, що величина зміщень ліній зумовлена різницею внесків від центральних частин гранул і міжгранульних проміжків. У глибоких шарах фотосфери, де утворюються слабкі та помірні лінії, основний внесок дають тільки центральні області гранул із висхідними потоками, а внесок міжгранульних проміжків є малим. У високих шарах фотосфери, де утворюються сильні лінії, знаходиться зона проникної конвекції, в якій фізичні умови суттєво відрізняються. Завдяки цьому значно збільшеним є внесок міжгранульних проміжків з низхідними потоками та зменшеним - внесок центральних областей гранул. Цим пояснено спостережені "почервоніння" голубих зміщень сильних ліній. Для ІЧ-ліній відносно малі конвективні голубі зміщення зумовлені тим, що завдяки високій непрозорості в цій частині спектра ефективно поглинальні ділянки розміщуються вище у фотосфері та все більше займають область проникної конвекції. Для видимих і синтезованих ІЧ-ліній розраховано ефективні висоти утворення та побудовано їх залежності від основних параметрів лінії.