МАКРОСКОПІЧНИЙ ТУРБУЛЕНТНИЙ ДІАМАГНЕТИЗМ СОНЯЧНОЇ ПЛАЗМИ

Анотація

Турбулентні рухи і конвекція в космічній плазмі відіграють ключову роль у процесах еволюції магнітних полів в астрофізичних умовах. Залучення до розгляду турбулентних рухів при вивченні реконструкції магнітних полів завершилося створенням теорії магнітогідродинаміки середніх турбулентних магнітних полів, яка в літературі отримала назву макроскопічної МГД. Один із важливих ефектів макроскопічної МГД називається турбулентним діамагнетизмом. Фізична суть ефекту макроскопічного турбулентного діамагнетизму полягає у зміщенні глобальних (середніх) магнітних полів із областей підвищеної інтенсивності турбулентних пульсацій у місця з менш розвиненою турбулентністю вздовж градієнту турбулентного градієнта в’язкості ν_T з ефективною макроскопічною швидкістю U_μ = -V̅ν_T/2 (ν_T ≈ (1/3)ul, u та l – ефективна швидкість та характерний масштаб пульсацій). Розглянуто роль макроскопічного турбулентного діамагнетизму у формуванні магнітного шару в нижній частині сонячної конвективної зони (СКЗ). Ми розрахували радіальний розподіл турбулентної в’язкості ν_T по глибині z для моделі SCZ Стікса (2002). Встановлено, що радіальний розподіл цього параметра має вигляд опуклої функції ν_T(z) з максимумом приблизно по середині СКЗ (z ≈ 140 000 км). Помітний позитивний радіальний градієнт турбулентної в’язкості V̅ν_T, який знаходиться в нижній частині СКЗ, викликає низхідне інтенсивне діамагнітне зміщення тороїдального магнітного поля, швидкість якого досягає значення U_μ ≈ 4x10³ см/с біля нижньої основи СКЗ (z ≈ 180 000 км). Тому макроскопічний турбулентний діамагнетизм у глибоких шарах відіграє роль негативної магнітної плавучості. Макроскопічний діамагнетизм протидіє магнітній плавучості, швидкість якої становить U_B(B) = B/(4πρ)^1/2 (B – магнітна індукція, ρ – густина плазми), і сприяє утворенню магнітного шару усталеного тороїдального магнітного поля напруженістю B_S = (4πρ)^1/2 ν_T/2 ≈ 3000–4000 Гс.