Компьютерное моделирование солнечных пятен

В данной публикации использованы материалы нескольких сайтов (см. ниже).
Замечания в квадратных скобках и перевод Коваль
А.П.

[18 июля 2009].

Результаты работ, проведенных учеными в NCAR и Институте исследования Солнечной системы Макса Планка [Max Planck Institute for Solar System Research (MPS)] в Германии, издаются на этой неделе в Science Express.

Национальный центр атмосферных исследований США (NCAR)
High Altitude Observatory National Center for Atmospheric Research (NCAR). Boulder, Colorado, USA

Международная команда ученых во главе с Национальным центром атмосферных исследований США (NCAR), произвела настоящий прорыв, создав первоначальную всестороннюю компьютерную модель солнечных пятен, которая поможет ученым раскрыть тайны Солнца и его воздействий на Землю. Получены захватывающие, научно подробные и замечательные по красоте результаты.
Моделирование с высоким разрешением пар солнечных пятен открывает путь для исследователей, позволяющий узнать больше об обширных таинственных темных участках на поверхности Солнца. Солнечные пятна — проявление больших ударов солнечного магнетизма на солнечной поверхности, они связаны с массивными выбросами заряженной плазмы, которая может вызвать геомагнитные штормы, разорвать коммуникации и повредить навигационные системы. Они также способствуют изменениям в полной солнечной мощности, которая может воздействовать на погоду на Земле и проявить тонкое влияние на образцы климата.

С тех пор, как были обнаружены потоки, направленные наружу от центров солнечных пятен, 100 лет назад, ученые работали над объяснением сложной структуры солнечных пятен, возрастания и убывание их числа во время 11-летнего солнечного цикла. Солнечные пятна охватывают интенсивное магнитное действие, которое связано с солнечными вспышками и массивными выбросами плазмы, которая может ударить геомагнитную атмосферу. Возникающие повреждение энергетических сетей, спутников, и других чувствительных технологических систем несут экономические потери у всё возрастающего числа отраслей промышленности.

Создание таких детальных моделирований было не возможно несколько лет назад, когда не были еще созданы последние суперкомпьютеры и множество инструментов для наблюдения Солнца. Частично из-за такой новой технологии, ученым был дан аванс в решении уравнений, которые описывают физику солнечных процессов.

[Данная] работа была поддержана Национальным Фондом Науки [США] National Science Foundation), спонсором NCAR. Команда исследователей улучшила компьютерную модель, развитую в MPS [Институт исследования Солнечной системы Макса Планка], построенную на числовых кодах для намагниченных жидкостей, которые были созданы в Университете Чикаго [University of Chicago].

Маттиас Ремпел (Matthias Rempel)
Маттиас Ремпел,
(©UCAR, photo by
Carlye Calvin)

"Впервые у нас есть модель всего солнечного пятна", говорит ведущий автор Маттиас Ремпел (Matthias Rempel), ученый из NCAR High Altitude Observatory [Высокой высотной обсерватории, Национального центра атмосферных исследований США, Боулдер, шт. Колорадо]. "Если вы хотите понять все причины влияний на атмосферную систему Земли, вы должны понимать, как солнечные пятна появляются и развиваются. Наше моделирование продвинет исследования относительно процессов происходящих  внутри  Солнца так же как связей между солнечными выбросами и атмосферой Земли".

<...> Авторы заключают, что есть общее физическое объяснение структуры солнечных пятен в полной тени и полутени, которая является следствием конвекции в магнитном поле с переменными свойствами. <...>

<...> Новые модели являются намного более детальными и реалистическими чем предыдущие моделирования, которые были не в состоянии описать сложности внешней полутеневой области. Исследователи отметили, однако, что даже их новая модель точно не захватила длины нитей в частях полутени. Они могут улучшить, модель, помещая на сетку еще большее количество узлов, но это потребовало бы более высокой мощности суперкомпьютера, чем та, которая доступна в настоящее время.

"Реализованные в суперкомпьютере мощности, позволяют нам закрыть некоторые вопросы о самых фундаментальных процессах в Солнце," говорит Майкл Кнёлкер [Michael Knölker], директор Высокой высотной обсерватории NCAR [NCAR's High Altitude Observatory] и соавтор [исследования]. "В этом прорыве моделирования выясняется полная всесторонняя физическая картина всего, с чем наблюдатели связывают появление, формирование, динамику, и распад солнечных пятен на поверхности Солнца." <...>

В рамках работы ученые создали модель региона Солнца с размерами 50 тысяч на 100 тысяч километров глубиной 6 тысяч километров. Для сравнения, диаметр Солнца составляет более 1,3 миллиона километров, [а радиус Земли ~6 400 км]. Регион был покрыт точечной сеткой, содержащей более 1,8 миллиардов узлов. Расстояние между узлами составляло от 15 до 30 километров.

Для моделирования термодинамических и электромагнитных процессов, а также процессов переноса материи ученые использовали суперкомпьютер [BLUEFIRE], способный выполнять [76 терафлоп] 76 триллионов операций в секунду [76·1012]. Время работы машины составило несколько недель.

<...> ученые смоделировали два солнечных пятна. В результате им удалось установить, что многие свойства пятен определяются особой конфигурацией магнитного поля в центре этих объектов. Исследователи надеются, что их результаты позволят ученым лучше понять процесс формирования пятен, которые считаются основными признаками солнечной активности. В настоящее время Солнце постепенно выходит из аномально длительного периода минимума активности.

Солнечные пятна представляют собой регионы, где мощные магнитные поля вырываются на поверхность светила. В этих местах температура поверхности заметно ниже (4 000 вместо 5 500 градусов по Цельсию), поэтому они темнее, чем их окружение.

Первое 3D моделирование солнечных пятен было осуществлено с помощью суперкомпьютера IBM, известного теперь под наименованием Bluefire в Национальном центре атмосферных исследований США (NCAR).
Пиковая производительность (мощность) суперкомпьютера на момент запуска 3 ноября 2006 года составляла
12 терафлоп (12 триллионов операций с плавающей запятой в секунду [12·1012]).
При проведении экспериментов с моделированием солнечных пятен в 2009 году его пиковая производительность уже была увеличена более чем в шесть раз
.
Данный суперкомпьютер позволяет ученым увеличить детальность и сложность применяемых геофизических моделей, углубить исследования в области погоды и климата, а также повысить точность данных, используемых при принятии решений.
Ниже представлены иллюстрации к статье о первом моделировании поведение солнечных пятен опубликованной
18 июля 2009 года на сайте
Университета корпорации атмосферных исследований
(University corporation for atmospheric research (UCAR)).

Ученые NCAR и коллеги впервые смоделировали сложную структуру солнечных пятен во всестороннем трехмерном компьютерном моделировании, давая ученым первый проблеск ниже видимой поверхности, или фотосферы Солнца, чтобы понять основные физические процессы солнечных пятен. Недавно предоставленный им суперкомпьютер сделал возможным это инновационное числовое моделирование. Работа привлекала все более и более детализированные данные наблюдений от сети наземных и основных космических инструментов, чтобы проверить, насколько реалистична эта модель солнечных пятен. <...>

All images must be credited to UCAR and may be reproduced in news stories about NCAR & UCAR activities.
Все изображения должны быть кредитованы к UCAR и могут быть воспроизведены в новостях о действиях NCAR & UCAR.
А. Две 3D модели солнечных пятен, показаны сверху и в поперечном сечении ниже поверхности

Черно-белое изображение: в модели пары солнечных пятен показаны вертикальные магнитные поля, с отрицательной полярностью слева (черный цвет) и положительной полярностью справа (белый цвет).

Цветное изображение: вид одновременного поперечного сечения ниже поверхности. Более светлые яркие цвета указывают на более [высокую напряженность] магнитного поля. То же самое изображение представлено ниже (рис. E).

[пояснение для анимации]
t (прошедшее время) показано в десятых долях часа
10 Мм [10 Мегаметров]: длина полоски
[единица масштаба] = 10 000 километров (6 200 миль)

Технические данные: вертикальный компонент магнитного поля в фотосфере принимает значение от −3.5 kG (черный) до 3.5 kG (белый)
[здесь kG — килогаусс — кратная ед. индукции магнитного поля в системе СГС] .
Подповерхность:
сила магнитного поля (насыщение цвета до 8 kG), вертикальный масштаб увеличен коэффициентом 2.

(©UCAR, animation courtesy Matthias Rempel, NCAR.
News media terms of use*)

анимация расположена здесь

В. Крупный план в 3D: переход от внутренней области тени к внешней области полутени в одном пятне

Эти четыре модели показывают зону перехода от тени (внутренняя область) — справа в каждом изображении, к полутени (внешняя область) в движении влево одного солнечного пятна. Сложные комлексные процессы в солнечных пятнах, смоделированные в 3D, дают ученым первый проблеск ниже видимой поверхности.

[пояснение для анимации]
t (прошедшее время) показано в минутах
5 Мм [5 Мегаметров]: длина полоски
[единица масштаба] = 5 000 километров (3 100 миль)

Технические данные:
Показанные количества находятся в фотосфере.
Вверху слева: вертикальный компонент магнитного поля (белый: восходящий, черный: нисходящий);
Вверху справа: наклон поля (черный: вертикальный, белый: горизонтальный);
Внизу слева: радиальная скорость потока
(красный: оттоки, синие: притоки);
Внизу справа: вертикальная скорость потока
(красный: нисходящие потоки, синие: восходящие потоки).

(©UCAR, animation courtesy Matthias Rempel, NCAR.
News media terms of use*)

анимация расположена здесь

C. Переход от тени к полутени показывает изменения в магнитном поле

[Переход] между тенью солнечного пятна (темный центр) и полутенью (светлая внешняя область) показывает сложную структуру с узкими, почти горизонтальными (от светлых к белому) нитями, вложенные в фон, имеющий более вертикальное (более темный к черному) магнитное поле. Дальше, расширенные участки горизонтальной области доминируют. Впервые, ученые NCAR и коллеги смоделировали эту сложную структуру во всестороннем трехмерном компьютерном моделировании, давая ученым первый проблеск ниже видимой поверхности, чтобы понять основные физические процессы.

10 Мм [10 Мегаметров]: длина полоски
[единица масштаба] = 10 000 километров (6 200 миль)

Технические данные: угол [наклона] магнитного поля в фотосфере (правильное пятно в моделировании). Серый [цвет ] указывает области с индукцией < 200 G.

(©UCAR, animation courtesy Matthias Rempel, NCAR.
News media terms of use*)
D. Поток направленный наружу от солнечного пятна


Движение плазмы, [ионизированого газа], направлено наружу от солнечного пятна (массовый поток). Ученые моделировали этот физический процесс в компьютерной модели, выполняемый на "Bluefire" суперкомпьютере NCAR. В этой визуализации модели красные области показывают отток от внутреннего к внешнему краю полутени, с самым сильным цветом, показывая скорость почти 5 миль в секунду (8 км/с)

10 Мм [10 Мегаметров]: длина полоски
[единица масштаба] = 10 000 километров (6 200 миль)

Технические данные: Радиальная скорость потока в фотосфере. Цветная шкала имеет насыщенность в ± 8 км/с; красные цвета показывают оттоки. Кольцо красных цветных участков, окружающих пятно, показывает вывороченный поток [the Evershed flow].

(©UCAR, animation courtesy Matthias Rempel, NCAR.
News media terms of use*)

E. Представление о ниже лежащей поверхности моделируемой пары солнечных пятен:
напряженность магнитного поля под поверхностью

Первое представление того, что находится ниже поверхности солнечных пятен. Более светлые (яркие) цвета указывают более сильную напряженность магнитного поля в этом поперечном сечении подслоя двух солнечных пятен. Ученые NCAR и их коллеги впервые смоделировали эту сложную структуру во всестороннем трехмерном компьютерном моделировании, она дает ученым первый проблеск ниже видимой поверхности для понимания основных физических процессов. Мультипликация этого поперечного сечения подслоя доступна выше (рис. A).
Это изображение было подрезано горизонтально для показа на дисплее.

Шкала: Горизонталь составляет 98 000 километров (61 000 миль);
Вертикальная линия составляет 6 100 километров (3 800 миль);
эта высота была удвоена относительно ширины, чтобы показать детали.

Технические данные: Вертикальный шкала увеличена коэффициентом 2. Насыщение цвета до 8 kG.

(©UCAR, animation courtesy Matthias Rempel, NCAR. News media terms of use*)
F. Схема линий магнитного поля

Это трехмерная схема основных моментов некоторых линий магнитного поля в полутени одного солнечного пятна. Красные линии поля показывают типичные волокна во внутренней полутени, зеленые — показывают типичные волокна во внешней полутени. Пункты закрепления для синих полевых линий были выбраны беспорядочно, чтобы создать для визуализации фоновую область, не обязательно связанную с индивидуальными показанными волокнами. Эта визуализация была создана на основе открытых данных NCAR's VAPOR (Visualization and Analysis Platform for Ocean, Atmosphere, and Solar Researchers)

(©UCAR, animation courtesy Matthias Rempel, NCAR. News media terms of use*)
Источники:
Sunspots Revealed in Striking Detail by Supercomputers первая статья
Lenra.ru от 19 июля 2009
Sunspots in 3D - Multimedia Gallery вторая статья — здесь можно скачать и посмотреть анимации процессов, скачать фото большого размера — 1536x1536 px [C (1,68 Мб) и D (1,21 Мб)] и 3072х384 px (E) (297 Кб)]
Главная стр. суперкомпьютера "Bluefire" NCAR
Главная стр. High Altitude Observatory (NCAR)
Наука и образование. Электронное научно-техническое издание (о запуске суперкомпьютера 3 ноября 2006)

© Александр Коваль
2004-2016
Главная  •  Карта сайта

Яндекс.Метрика