Facebook Twitter Gplus LinkedIn RSS
magnify
magnify
Home Modèle de yeates
formats

Modèle de yeates

Published on February 15, 2019 by in Uncategorized

Extension du modèle de transport de flux de base pour le champ à grande échelle pour inclure l`émergence de champs de petite envergure jusqu`à la taille des régions éphémères (worden et Harvey, 2000; Schrijver, 2001). De tels champs à petite échelle sont un élément nécessaire pour modéliser le réseau magnétique et simuler des pertes radiatives de la chromosphère. Y compris les émergences à petite échelle conduit à une description beaucoup plus réaliste du champ photosphérique où les éléments magnétiques discrets peuvent être vus à toutes les latitudes (comparer la figure 4 à la figure 2), cependant, car ils sont orientés aléatoirement les régions à petite échelle ne n`ont pas d`effet significatif sur la diffusion à grande échelle ou sur le champ polaire (Wang et Sheeley Jr, 1991; Worden et Harvey, 2000). Pour résoudre ces petites échelles, Schrijver (2001) a introduit un concept de suivi des particules ainsi que des règles pour l`interaction des éléments magnétiques avec un autre. Une autre extension importante introduite par Schrijver (2001) était le couplage magnéto-convectif. Avec son introduction, la désintégration précoce des régions actives pourrait être envisagée, où les régions de champ fortes diffusent plus lentement en raison de la suppression de la convection. Comparaison des observations et des émissions simulées d`un modèle MHD à l`état d`équilibre global. Les observations sont affichées dans la première colonne, tandis que les émissions dues à différents profils de chauffage coronale sont affichées dans les autres colonnes. Image reproduite par la permission de la figure 8 de Lionello et coll.

(2009), Copyright par AAS. Une autre limitation de cette solution de champ magnétique est que l`énergie magnétique est illimitée, puisque les fonctions de Bessel se décomposent trop lentement comme r → ∞. Mais, comme l`a souligné Zhao et coll. (2000), le modèle n`est applicable que jusqu`aux points de pointe des Banders, au-dessus desquels l`écoulement du vent solaire doit être pris en compte. Ce problème n`est donc pas pertinent dans les applications pratiques. Pour la solution α = 0 de Bogdan et Low (1986), Zhao et Hoeksema (1994) ont montré comment le modèle peut être étendu à des rayons plus grands en ajoutant l`extension «feuille courante» de Schatten (1971) (décrite dans la section 3,1). Au lieu d`utiliser une solution «extérieure» dans la région externe, ils introduisent une limite de surface de la source externe au CNR ≈ 14R ⊙, correspondant au point critique d`Alfvén. Le modèle qui en résulte correspond mieux à la forme des structures coronales et au FMI observé (Zhao et Hoeksema, 1995) et est souvent appelé le modèle de surface de la source de feuille courante (CSSS), bien que les auteurs le qualifient HCCSSS: “surface de la feuille de courant de courant horizontal” , pour la distinguer explicitement du modèle Schatten (1971) à l`aide de champs potentiels. Ce modèle du CSSS a également été appliqué par Schüssler et Baumann (2006) pour modéliser le flux magnétique ouvert du soleil (section 4,1). La dernière partie de l`examen tient compte de l`application combinée des modèles de transport de flux magnétiques et des techniques de modélisation coronale pour modéliser une variété de phénomènes trouvés sur le soleil.

Il s`agit notamment du flux magnétique ouvert du soleil (section 4,1), des trous coronale (section 4,2) et du modèle hémisphérique des filaments solaires (section 4,3). En outre, des progrès récents dans les modèles de MHD pour modéliser les émissions plasmatiques de la Couronne sont également examinés (section 4,4).

 
 Share on Facebook Share on Twitter Share on Reddit Share on LinkedIn
Comments Off on Modèle de yeates  comments