17 / 20
М.Б. Гавриков, А.А. Таюрский
56
ISSN 1812-3368. Вестник МГТУ им. Н.Э. Баумана. Сер. Естественные науки. 2017. № 2
солнечной короны происходит в слое конечной толщины
d
,
которая зависит от
амплитуды падающей альфвеновской волны
0
U
и мощности тормозного излуче-
ния. При увеличении амплитуды
0
U
или ослаблении тормозного излучения, т. е.
уменьшении комбинации
3/2 2
0
0
,
H
глубина
d
возрастает (например, при увеличе-
нии
0
U
с 0,1 до 1,0 глубина
d
возросла примерно в 10 раз). Однако численное ис-
следование поглощения с большой глубиной
d
сопряжено с вычислительными
проблемами, связанными с необходимостью резкого увеличения расчетной обла-
сти и времени расчета. Так, вариант с
0
1
U
потребовал непрерывного расчета в
течение четырех суток до выхода на установление. Кроме того, при сильном нагре-
ве ужесточается условие устойчивости, что также увеличивает объем вычислений.
Заключение.
Оценим толщину плазменной части солнечной короны, исхо-
дя из модели плоской атмосферы в поле силы тяжести. Под плазменной частью
солнечной короны понимается та ее часть, где параметры короны находятся в
указанных в начале настоящей работы пределах [16] и где еще справедливо гид-
родинамическое приближение для плазмы. Допустим, плазма короны находится
в равновесном состоянии, все параметры которого зависят только от высоты
,
z
тогда
.
dp g
dz
(23)
Полагая равновесное состояние изоэнтропическим, получаем
const.
p S
Откуда, решая дифференциальное уравнение (23), имеем
1
const.
1
zg
S
Пусть при
0,
z
0
,
0
0 0
,
p p k T m
тогда
1
0
0
0
0
S p
kT m
и
1
1
0
0
1
( )
1
.
gmz
z
kT
(24)
Пусть
D
— толщина плазменной части солнечной короны. При
0
z
температура
короны совпадает с температурой фотосферы
3
0
5, 8 10
T
K,
12
0
10
г/см
3
.
При
z D
имеем
15
( ) 10
D
г/см
3
. Подставляя эти выражения в (24) и используя
данные, приведенные в работах [16, 17]
1, 2 ,
p
m m
4
2, 74 10
g
см/с
2
,
5/ 3,
получаем уравнение для толщины
D
:
1
1
0
0
1
( )
1
gm
D
D
kT
, отсюда
7
3, 64 10 см 364
D
км.