Криводубський, Валерій НикифоровичВалерій НикифоровичКриводубський2026-01-062026-01-062024Криводубський В. Турбулентна електропровідність і турбулентна магнітна проникність сонячної плазми. Вісник київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія. 2024. Вип. 1/2 (69/70). С. 36-41.УДК 523.9810.17721/BTSNUA.2024.70.36-41https://ir.library.knu.ua/handle/15071834/9414Вступ. Спостережуваний 22-літній сонячний цикл є наочним проявом швидкої змінності глобального магнетизму в астрофізичних умовах. Пояснення механізму магнітного циклу Сонця дає ключ до розуміння природи космічного магнетизму. Одначе швидку зміну спостережуваних магнітних полів на сонячній поверхні неможливо пояснити лише тільки їхньою омічною дифузією. Теоретично розрахований характерний час такої дифузії (який пропорційний добутку величини електропровідності плазми на квадрат масштабу магнітного поля) є дуже великим навіть за астрономічними мірками. Тому набуває актуальності пошук нових методів дослідження сонячної замагніченої плазми. Ми вважаємо, що зменшення розрахованої тривалості реконструкції магнітних полів на Сонці (відповідно до даних спостережень) можна досягти, якщо взяти до уваги МГД турбулентність, що значно прискорює процеси затухання і збудження полів. Залучення до розгляду турбулентних рухів в плазмі завершилося створенням макроскопічної МГД (Krause, & Rädler, 1980; Vainshtein et al., 1980), в рамках якої має місце суттєве зменшення електропровідності і магнітної проникності середовища, що зумовлює зменшення розрахованого часу реконструкції глобальних магнітних полів. Метод. Макроскопічна магнітогідродинаміка, яка вивчає поведінку глобальних електромагнітних і гідродинамічних полів в турбулентній плазмі. Результати. Для моделей фотосфери і СКЗ обчислено розподілення вздовж сонячного радіусу коефіцієнтів кінематичної n, магнітної nm і турбулентної nТ в’язкостей, гідродинамічного Re і магнітного Rm чисел Рейнольдса, газокінетичної σ і турбулентної sT електропровідностей, та турбулентної магнітної проникності mT. Теоретично розраховані параметри мають такі значення: n ≈ 0,2 10 см2/с, nm ≈ 6х108 8х102 см2/с, nТ ≈ 1011 1013 см2/с, Re ≈ 5х1011 5х1013, Rm ≈ 104 1010, σ ≈ 1011 4 х 1016 СГС, σT ≈ 109 4 х 1011 СГС, mT ≈ 10-2 – 4х10-5. Актуально, що σT << σ, а mT << 1. Висновки. Розрахована нами турбулентна магнітна дифузія DT = c2/4πsTmT виявилася на 4 – 9 порядків величини вищою за коефіцієнт магнітної в’язкості nm = c2 /4πσ, відповідальний за омічну дисипацію магнітних полів. В результаті з’являється можливість теоретично пояснити спостережену швидку перебудову магнетизму на Сонці. Виявлені нами радіальна неоднорідність турбулентної в’язкості nТ і умова mT << 1 свідчать про сильний макроскопічний діамагнетизм сонячної плазми.B a c k g r o u n d . The observed 22-year solar cycle is a clear manifestation of the rapid variability of global magnetism in astrophysical conditions. Explaining the mechanism of the Sun's magnetic cycle provides a key to understanding the nature of cosmic magnetism. However, the rapid change of the observed magnetic fields on the solar surface cannot be explained only by their ohmic diffusion. The theoretically calculated characteristic time of such diffusion (which is proportional to the product of the electrical conductivity of the plasma by the square of the scale of the magnetic field) is very large even by astronomical standards. Therefore, the search for new methods of studying the solar magnetized plasma becomes relevant. We believe that reducing the calculated duration of the reconstruction of magnetic fields on the Sun (according to the data of observations) can be achieved if we take into account MHD turbulence, which significantly accelerates the processes of attenuation and excitation of fields. Involvement in the consideration of turbulent motions in the plasma ended with the creation of macroscopic MHD (Krause, & Rädler, 1980; Vainshtein, Zeldovich, & Ruzmaikin, 1980), in the framework of which there is a significant decrease in the electrical conductivity and magnetic permeability of the medium, which causes a decrease in the calculated time of reconstruction of global magnetic fields. The purpose of this study is to calculate the coefficients of turbulent electrical conductivity and turbulent magnetic permeability of the solar plasma and to analyze changes in the spatio-temporal evolution of the global magnetism of the Sun taking into account these turbulent parameters. M e t h o d s . Macroscopic magnetohydrodynamics, which studies the behavior of global electromagnetic and hydrodynamic fields in turbulent plasma. R e s u l t s . The distribution along the solar radius of the coefficients of kinematic , magnetic m and turbulent Т viscosities, hydrodynamic Re and magnetic Rm Reynolds numbers were calculated for the photosphere and the solar convective zone models:  ≈ 0,2–10 cm2 /s, m ≈ 6х108–8х102 cm2 /s, Т ≈ 1011–1013 cm2 /s, Re ≈ 5х1011–5х1013 , Rm ≈ 104–1010. The conditions Re >> 1, Rm >> 1 indicate a turbulent regime of hydrodynamic motions on the Sun, therefore the theory of macroscopic MHD can be applied to study the reconstruction of solar global magnetic fields. The value of the turbulent electrical conductivity σT ≈ 109–4х1011 CGS calculated under such conditions turned out to be significantly smaller than the gaskinetic electrical conductivity σ ≈ 1011–4х1016 CGS, and the value of the turbulent magnetic permeability coefficient T ≈ 10-2–4х10-5 – significantly smaller than its gas-kinetic value  = 1 generally accepted in classical electrodynamics. It is relevant that the results we obtained, σT << σ, T << 1, should, according to theoretical estimates, contribute to the accelerated restructuring of magnetic configurations on the Sun. C o n c l u s i o n s . The turbulent magnetic diffusion coefficient DT = c2 /4πTT, calculated by us, turned out to be 4–9 orders of magnitude larger than the magnetic viscosity coefficient m = c2 /4πσ, responsible for the ohmic dissipation of magnetic fields. Therefore, the characteristic time of turbulent diffusion of solar magnetic fields tD  L 2 /T becomes significantly less than the time of their ohmic dissipation tm  L 2 /m (L is the characteristic size of the fields). This provides a theoretical explanation for the observed decay time of the magnetic fields of sunspots (which does not exceed a few months) and the duration of the 22-year magnetic cycle. The radial inhomogeneity of the turbulent viscosity Т and the condition T << 1, that we discovered, testify to the strong macroscopic diamagnetism of the solar plasma.ukтурбулентністьмакроскопічна МГДелектрична провідністьмагнітна проникністьмакроскопічний турбулентний діамагнетизммагнітна активність Сонцямагнітні поляmagnetic fieldsturbulencemacroscopic MHDelectrical conductivitymagnetic permeabilitymacroscopic turbulent diamagnetismmagnetic activity of the SunСтаття