Güneş kabuğundaki konvektif olayların manyetohidrodinamik (mhd) yaklaşımla modellenmesi

Abstract

Bu tez çalışmasında Güneş’in konvektif bölgesinin alt kısmı (KBA) ince bir kabuk (0,703R~ - 0,723R~) gibi ele alınmış ve maksimum değeri 10 T olan boylamsal yönlü bir manyetik alanın etkileri araştırılmıştır. Bu amaçla bu bölge ile ilgili daha önce yapılmış çalışmalar gözden geçirilerek manyetik alanın oluşmasında rol oynayan dinamo mekanizması hakkında bilgiler verilmiştir. Daha sonra manyetohidrodinamik (MHD) yaklaşımı tanımlanarak MHD denklemleri aracılığıyla ilgilendiğimiz KBA bölgesine uygulanmıştır. Bu denklemlerin küresel koordinatlardaki sayısal çözümleri bazı fiziksel parametreler için elde edilmiş ve sonuçlar şekil ve tablolar halinde sunulmuştur. Bu tip bir manyetik alanın etkisiyle ortaya çıkan en önemli sonuç, yoğunluğun küresel simetrisinin bozulması ve açıya bağlı değişimlerde sıkıştırılabilirliğin değişmesidir. Ayrıca MHD plazmasının kutuplarda sıkıştırılamaz akışkan, ekvatorda ise sıkıştırılabilir bir akışkan gibi davrandığı görülmüştür. Literatürde verilen çalışmalarla uyumlu manyetik akı değerleri elde edilmiştir (~1016-1017Wb). Bu çalışmadan çıkan diğer bir önemli sonuç ise manyetik alan etkisi altında yoğunluğun çapsal olarak Standart Güneş Modellerine kıyasla çok fazla değişmemesidir. Esneksizlik ve Boussinesq yaklaşımları için de uygulanabilme limitleri elde edilmiş ve sayısal integrallerin alınmasını kolaylaştıracak parametrik çözüm yöntemleri geliştirilmiştir.

In this thesis we have investigated effects of a toroidal type magnetic field of maximum magnitude 10 T in the lower convective region (LCR) of the Sun for a thin shell (0,703R~ - 0,723R~). Some early studies concerning this region are explained with respect to the dynamo mechanism, which is thought to be responsible of generating the magnetic field. Afterwards equations of magnetohdyrodynamics (MHD) relevant to this layer were solved numerically. Distributions of some physical parameters are obtained from the integration of the MHD equations in spherical coordinates and results are presented either in diagrams or in tables. It is shown that the most important feature of this type of magnetic field is to break the spherical symmetric distribution of density and change the fluid compressivity with respect to latitude. It was further shown that the MHD plasma acts as incompressive at the poles, in contrary to the perfect fluid behaviour at the equator. This type of magnetic field yields comparable magnetic flux with other research works and does not modify much the radial variations of density of the reference Standard Solar Model (SSM) model. We have also estimated the limits and applicability of the anelastic and Boussinesq approximations for the LCR layer. In our opinion, our results can be used, especially in simplifying the numerical integration of the MHD equations related to the lower convection zone in the Sun.