WikiDer > Альфвеновская волна

Alfvén wave

Группа двойных слоев, образующихся в форме волны Альфвена, примерно на шестой части расстояния слева. красный = электроны, Зеленый = ионы, Желтый = электрический потенциал, апельсин = параллельное электрическое поле, Розовый = плотность заряда, Синий = магнитное поле
Кинетическая волна Альфвена

В физика плазмы, Альфвеновская волна, названный в честь Ханнес Альфвен, это тип магнитогидродинамический волна в котором ионы колеблются в ответ на возвращающую силу, создаваемую эффективное напряжение на магнитное поле линий.[1]

Определение

Альфвеновская волна в плазма низкочастотный (по сравнению с ион циклотронная частота) путешествия колебание ионов и магнитное поле. Массовая плотность ионов обеспечивает инерция и магнитное поле линия натяжения обеспечивает восстанавливающую силу.

Волна распространяется в направлении магнитного поля, хотя волны существуют при наклонном падении и плавно переходят в магнитозвуковая волна когда распространение перпендикулярно магнитному полю.

Движение ионов и возмущение магнитного поля идут в одном направлении и поперечный к направлению распространения. Волна бездисперсионный.

Альфвеновская скорость

Низкочастотный относительная диэлектрическая проницаемость ε замагниченной плазмы определяется выражением[2]

куда B это напряженность магнитного поля, c это скорость света, μ0 это проницаемость из вакуум, и ρ = ∑ пsмs - полная массовая плотность заряженных частиц плазмы. Здесь, s распространяется на все виды плазмы, как электроны, так и (несколько типов) ионы.

Следовательно, фазовая скорость электромагнитной волны в такой среде равна

или же

куда

это Альфвеновская скорость. Если vА ≪ c, тогда v ≈ vА. С другой стороны, когда vА → ∞, тогда v → c. То есть при сильном поле или низкой плотности скорость альфвеновской волны приближается к скорости света, и альфвеновская волна становится обычной электромагнитной волной.

Пренебрегая вкладом электронов в массовую плотность и предполагая, что существует один тип ионов, мы получаем

в СИ
в Гауссе

куда пя - плотность ионов и мя - масса иона.

Время Альфвена

В физика плазмы, время Альфвена τА является важной временной шкалой для волновых явлений. Это связано с альфвеновской скоростью следующим образом:

куда а обозначает характерный масштаб системы. Например, а может быть малым радиусом тора в токамак.

Релятивистский случай

В 1993 году Гедалин вывел скорость альфвеновской волны, используя релятивистскую магнитогидродинамику.[3] быть

куда е - полная плотность энергии частиц плазмы, п - полное давление плазмы, а пм = B2/2μ0 это магнитное давление. В нерелятивистском пределе п ≪ е ≈ ρc2, и мы сразу же восстанавливаем выражение из предыдущего раздела.

История

Проблема коронального нагрева

Изучение альфвеновских волн началось с проблема коронарного нагрева, давний вопрос в гелиофизика. Было непонятно, почему температура солнечная корона горячее (около миллиона кельвинов) по сравнению с его поверхностью ( фотосфера), что составляет всего несколько тысяч кельвинов. Интуитивно было бы разумно увидеть снижение температуры при удалении от источника тепла, но, похоже, это не так, даже несмотря на то, что фотосфера более плотная и будет генерировать больше тепла, чем корона.

В 1942 г. Ханнес Альфвен предложено в Природа существование электромагнитно-гидродинамической волны, которая переносила бы энергию из фотосферы, чтобы нагреть корону и Солнечный ветер. Он утверждал, что у солнца есть все необходимые критерии, чтобы поддерживать эти волны, и они, в свою очередь, могут быть причиной солнечных пятен. Он постановил:

Магнитные волны, называемые S-волнами Альфвена, исходят от основания черная дыра струи.

Если проводящую жидкость поместить в постоянное магнитное поле, каждое движение жидкости вызывает E.M.F. который производит электрические токи. Благодаря магнитному полю эти токи создают механические силы, которые изменяют состояние движения жидкости. Таким образом возникает своего рода комбинированная электромагнитно-гидродинамическая волна.

— Ханнес Альфвен, Существование электромагнитно-гидродинамических волн, [4]

В конечном итоге это оказались волны Альфвена. Он получил 1970 Нобелевская премия по физике за это открытие.

Экспериментальные исследования и наблюдения

В зона конвекции Солнца, область под фотосферой, в которой энергия переносится в основном конвекция, чувствительна к движению ядра из-за вращения Солнца. Вместе с различными градиенты давления под поверхностью, электромагнитные колебания возникающие в зоне конвекции, вызывают беспорядочное движение на поверхности фотосферы и порождают альфвеновские волны. Затем волны покидают поверхность и проходят через хромосфера и переходная зона, и взаимодействуют с ионизированной плазмой. Сама волна несет энергию и часть электрически заряженной плазмы.

В начале 1990-х Де Понтье[5] и Херендель[6] предположил, что волны Альфвена также могут быть связаны с плазменными струями, известными как спикулы. Предполагалось, что эти короткие всплески перегретого газа переносятся объединенной энергией и импульс собственной восходящей скорости, а также колеблющееся поперечное движение альфвеновских волн. В 2007 году Томцык и др., Как сообщается, впервые наблюдали альфвеновские волны, идущие к короне, но их предсказания не могли сделать вывод о том, что энергии, переносимой альфвеновскими волнами, было достаточно, чтобы нагреть корону до ее огромных температур. амплитуды волн были недостаточно высокими.[7] Однако в 2011 году McIntosh et al. сообщил о наблюдении высокоэнергетических альфвеновских волн в сочетании с энергичными спикулами, которые могли поддерживать нагрев короны до температуры в миллион кельвинов. Эти наблюдаемые амплитуды (20,0 км / с против 0,5 км / с 2007 г.) содержат более чем в сто раз больше энергии, чем наблюдаемые в 2007 г.[8] Короткий период волн также позволил передать больше энергии в корональную атмосферу. Спикулы длиной 50 000 км также могут играть роль в ускорении солнечного ветра мимо короны.[9] Однако вышеупомянутые открытия альфвеновских волн в сложной атмосфере Солнца, начиная с эры Хинода в 2007 году в течение следующих 10 лет, в основном относятся к сфере альфвеновских волн, по существу генерируемых как смешанная мода из-за поперечной структуризации магнитных и плазменных свойств в локализованные трубочки. В 2009 году Джесс и др.[10] сообщил о периодическом изменении H-альфа ширина линии по наблюдениям Шведский солнечный телескоп (SST) выше хромосферный яркие точки. Они заявили о первом прямом обнаружении длиннопериодических (126–700 с) несжимаемых крутильных альвеновских волн в нижней части солнечной атмосферы. После основополагающей работы Джесс и др. (2009), в 2017 году Srivastava et al.[11] обнаружил существование высокочастотных крутильных альфвеновских волн в тонко структурированной хромосфере Солнца. флюсовые трубки. Они обнаружили, что эти высокочастотные волны несут значительную энергию, способную нагревать корону Солнца, а также вызывать сверхзвуковой солнечный ветер. В 2018 году с помощью спектральная визуализация наблюдения, инверсии без ЛТР и экстраполяции магнитных полей атмосфер солнечных пятен, Grant et al.[12] обнаружили свидетельства того, что эллиптически поляризованные альфвеновские волны образуют ударные волны быстрой моды во внешних областях хромосферной теневой атмосферы. Они обеспечили количественную оценку степени физического тепла, обеспечиваемого рассеянием таких мод альфвеновских волн над пятнами активной области.

Исторический график

  • 1942: Альфвен предполагает существование электромагнитно-гидромагнитный волны в статье, опубликованной в Природа 150, 405–406 (1942).
  • 1949: Лабораторные эксперименты С. Лундквиста производят такие волны в намагниченной ртути со скоростью, которая приближается к формуле Альфвена.
  • 1949: Энрико Ферми использует волны Альфвена в своей теории космические лучи. В соответствии с Александр Дж. Десслер в 1970 году Наука Журнальная статья, Ферми слушал лекцию в Чикагском университете, Ферми кивнул головой, воскликнув «конечно», а на следующий день мир физики сказал «конечно».
  • 1950: Альфвен издает первое издание своей книги, Космическая электродинамика, подробно описывая гидромагнитные волны и обсуждая их применение как в лабораторной, так и в космической плазме.
  • 1952: Дополнительное подтверждение появляется в экспериментах Уинстона Бостика и Мортона Левина с ионизированными гелий.
  • 1954: Бо Ленерт создает альвеновские волны в жидкости. натрий.[13]
  • 1958: Юджин Паркер предполагает наличие гидромагнитных волн в межзвездная среда.
  • 1958: Бертольд, Харрис и Хоуп обнаруживают альфвеновские волны в ионосфере после Аргус ядерное испытание, созданный взрывом и движущийся со скоростью, предсказанной формулой Альфвена.
  • 1958: Юджин Паркер предполагает наличие гидромагнитных волн в Солнечная корона распространяется в Солнечный ветер.
  • 1959: Д. Ф. Джефкотт создает альфвеновские волны в газовом разряде.[14]
  • 1959: К. Х. Келли и Дж. Йенсер создают альфвеновские волны в окружающей атмосфере.
  • 1960: Коулман и др. сообщить об измерении альфвеновских волн магнитометр на борту Pioneer и Исследователь спутники.[15]
  • 1961: Сугиура предлагает доказательства существования гидромагнитных волн в магнитном поле Земли.[16]
  • 1961: Нормальные альвеновские моды и резонансы в жидком натрии изучаются Джеймсон.
  • 1966: Р. О. Моц генерирует и наблюдает альфвеновские волны в Меркурий.[17]
  • 1970: Ханнес Альфвен побеждает в 1970 году Нобелевская премия по физике за «фундаментальные работы и открытия в магнитогидродинамика с плодотворными применениями в разных частях физика плазмы".
  • 1973: Юджин Паркер предлагает гидромагнитные волны в межгалактическая среда.
  • 1974: J. V. Hollweg предполагает существование гидромагнитных волн в межпланетное пространство.[18]
  • 1977: Мендис и ИП предполагают существование гидромагнитных волн в коме Комета Кохоутек.[19]
  • 1984: Робертс и др. предсказать наличие стоячих МГД волн в солнечной короне[20] и открывает поле корональная сейсмология.
  • 1999: Ашванден и др.[21] и Накаряков и др. сообщают об обнаружении затухающих поперечных колебаний солнечной коронковые петли наблюдается с EUV имидж-сканер на борту Transition Region And Coronal Explorer (СЛЕД), интерпретируемые как стоячие изгибы (или «альвеновские») колебания петель. Это подтверждает теоретическое предсказание Roberts et al. (1984).
  • 2007: Tomczyk et al. сообщил об обнаружении альвеновских волн на изображениях солнечной короны с помощью прибора Coronal Multi-Channel Polarimeter (CoMP) на Национальная солнечная обсерватория, Нью-Мексико.[22] Однако эти наблюдения оказались кинковыми волнами корональных плазменных структур.[23][1][постоянная мертвая ссылка][2]
  • 2007: специальный выпуск о Космическая обсерватория Хиноде был выпущен в журнале Наука.[24] Сигнатуры альфвеновских волн в корональной атмосфере наблюдали Сиртейн и др.,[25] Окамото и др.,[26] и De Pontieu et al.[27] Оценка наблюдаемых волн » плотность энергии Де Понтье и др. показали, что энергии, связанной с волнами, достаточно, чтобы нагреть корона и ускорить Солнечный ветер.
  • 2008: Кагашвили и другие. использует колебания возбужденных волн в качестве диагностического инструмента для обнаружения альфвеновских волн в солнечной короне.[28]
  • 2009: Джесс и др. обнаруживать торсионные альвеновские волны в структурированной хромосфере Солнца с помощью Шведский солнечный телескоп.[10]
  • 2011: показано, что альфвеновские волны распространяются в жидком металлическом сплаве, состоящем из Галлий.[29]
  • 2017: 3D численное моделирование, выполненное Srivastava et al. показывают, что высокочастотные (12–42 мГц) альфвеновские волны, обнаруженные Шведским солнечным телескопом, могут нести значительную энергию для нагрева внутренней короны Солнца.[11]
  • 2018: Используя спектральные наблюдения, инверсии без ЛТР и экстраполяцию магнитного поля атмосфер солнечных пятен, Грант и др. обнаружили свидетельства того, что эллиптически поляризованные альфвеновские волны образуют ударные волны быстрой моды во внешних областях хромосферной теневой атмосферы. Эти авторы впервые представили количественную оценку степени физического тепла, обеспечиваемого рассеянием таких мод альфвеновских волн.[12]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Иваи, К; Шинья, К ,; Такаши К. и Моро Р. (2003) "Изменение давления, сопровождающее альфвеновские волны в жидком металле" Магнитогидродинамика 39 (3): стр. 245-250, стр. 245
  2. ^ Чен Ф. Ф. "Введение в физику плазмы и управляемый синтез, 3-е издание". Springer International Publishing, Швейцария, 2016 г., стр. 55, стр. 126-131.
  3. ^ Гедалин, М. (1993), "Линейные волны в релятивистской анизотропной магнитной гидродинамике", Физический обзор E, 47 (6): 4354–4357, Bibcode:1993PhRvE..47.4354G, Дои:10.1103 / PhysRevE.47.4354, PMID 9960513
  4. ^ Ханнес Альфвен (1942). «Существование электромагнитно-гидродинамических волн». Природа. 150 (3805): 405–406. Bibcode:1942 г.Натура.150..405А. Дои:10.1038 / 150405d0.
  5. ^ Барт де Понтье (18 декабря 1997 г.). «Хромосферные спикулы, движущиеся альфвеновскими волнами». Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik. Архивировано из оригинал 16 июля 2002 г.. Получено 1 апреля 2012.
  6. ^ Герхард Херендель (1992). «Слабо затухающие альфвеновские волны как драйверы солнечных хромосферных спикул». Природа. 360 (6401): 241–243. Bibcode:1992Натура.360..241H. Дои:10.1038 / 360241a0.
  7. ^ Tomczyk, S .; McIntosh, S.W .; Keil, S.L .; Судья, П.Г .; Schad, T .; Seeley, D.H .; Эдмондсон, Дж. (2007). «Альвеновские волны в солнечной короне». Наука. 317 (5842): 1192–1196. Bibcode:2007Научный ... 317.1192Т. Дои:10.1126 / science.1143304. PMID 17761876.
  8. ^ Макинтош; и другие. (2011). «Альфвенские волны с достаточной энергией, чтобы питать тихую солнечную корону и быстрый солнечный ветер». Природа. 475 (7357): 477–480. Bibcode:2011Натура.475..477М. Дои:10.1038 / природа10235. PMID 21796206.
  9. ^ Карен Фокс (27 июля 2011 г.). "SDO обнаруживает дополнительную энергию в солнечной короне". НАСА. Получено 2 апреля 2012.
  10. ^ а б Джесс, Дэвид Б.; Матиудакис, Михалис; Эрдейи, Роберт; Крокетт, Филип Дж .; Кинан, Фрэнсис П .; Кристиан, Дамиан Дж. (20 марта 2009 г.). «Альфвеновские волны в нижней части солнечной атмосферы». Наука. 323 (5921): 1582–1585. arXiv:0903.3546. Bibcode:2009Sci ... 323.1582J. Дои:10.1126 / science.1168680. HDL:10211.3/172550. ISSN 0036-8075. PMID 19299614.
  11. ^ а б Шривастава, Абхишек Кумар; Шетье, Джуи; Муравски, Кшиштоф; Дойл, Джон Джерард; Стангалини, Марко; Скаллион, Эмон; Рэй, Том; Войчик, Дариуш Патрик; Двиведи, Бхола Н. (3 марта 2017 г.). «Высокочастотные крутильные альфвеновские волны как источник энергии для нагрева короны». Научные отчеты. 7 (1): 43147. Bibcode:2017НатСР ... 743147С. Дои:10.1038 / srep43147. ISSN 2045-2322. ЧВК 5335648. PMID 28256538.
  12. ^ а б Грант, Сэмюэл Д. Т .; Джесс, Дэвид Б.; Закарашвили, Теймураз В .; Бек, Кристиан; Сокас-Наварро, Гектор; Ашванден, Маркус Дж .; Ключи, Питер Х .; Кристиан, Дамиан Дж .; Хьюстон, Скотт Дж .; Хьюитт, Ребекка Л. (2018), "Диссипация альфвеновских волн в солнечной хромосфере", Природа Физика, 14 (5): 480–483, arXiv:1810.07712, Bibcode:2018НатФ..14..480Г, Дои:10.1038 / s41567-018-0058-3
  13. ^ Ленерт, Бо (15 мая 1954 г.). «Магнитогидродинамические волны в жидком натрии». Физический обзор. 94 (4): 815–824. Bibcode:1954ПхРв ... 94..815Л. Дои:10.1103 / PhysRev.94.815.
  14. ^ Джефкотт, Д. Ф. (13 июня 1959 г.). «Альфвеновские волны в газовом разряде». Природа. 183 (4676): 1652–1654. Bibcode:1959 Натур.183.1652J. Дои:10.1038 / 1831652a0. ISSN 0028-0836.
  15. ^ Sonett, C.P .; Smith, E.J .; Судья Д.Л .; Коулман, П. Дж. (15 февраля 1960 г.). "Текущие системы в рудиментарном геомагнитном поле: Explorer VI". Письма с физическими проверками. 4 (4): 161–163. Bibcode:1960ПхРвЛ ... 4..161С. Дои:10.1103 / PhysRevLett.4.161.
  16. ^ Сугиура, Масахиса (декабрь 1961 г.). «Свидетельства существования низкочастотных гидромагнитных волн в экзосфере». Журнал геофизических исследований. 66 (12): 4087–4095. Bibcode:1961JGR .... 66.4087S. Дои:10.1029 / jz066i012p04087. ISSN 0148-0227.
  17. ^ Моц, Робин О. (1966). «Генерация альфвеновских волн в сферической системе». Физика жидкостей. 9 (2): 411. Bibcode:1966ФФл .... 9..411М. Дои:10.1063/1.1761687. ISSN 0031-9171.
  18. ^ Холлвег, Дж. В. (1974). «Гидромагнитные волны в межпланетном пространстве». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 86 (513): 561. Bibcode:1974PASP ... 86..561H. Дои:10.1086/129646. ISSN 1538-3873.
  19. ^ Mendis, D.A .; Ip, W. -H. (Март 1977 г.). «Ионосферы и плазменные хвосты комет». Обзоры космической науки. 20 (2): 145–190. Bibcode:1977ССРв ... 20..145М. Дои:10.1007 / bf02186863. ISSN 0038-6308.
  20. ^ Робертс, Б .; Эдвин, П. М .; Бенц, А. О. (1984). «Корональные колебания». Астрофизический журнал. 279 (2): 857–865. Bibcode:1984ApJ ... 279..857R. Дои:10.1086/161956. ISSN 0004-637X.
  21. ^ Ашванден, Маркус Дж .; Флетчер, Линдси; Schrijver, Carolus J .; Александр, Дэвид (1999). «Колебания корональной петли, наблюдаемые с помощью переходной области и Coronal Explorer» (PDF). Астрофизический журнал. 520 (2): 880. Bibcode:1999ApJ ... 520..880A. Дои:10.1086/307502. ISSN 0004-637X.
  22. ^ Tomczyk, S .; McIntosh, S.W .; Keil, S.L .; Судья П.Г .; Schad, T .; Seeley, D.H .; Эдмондсон, Дж. (31 августа 2007 г.). "Альфвеновские волны в солнечной короне". Наука. 317 (5842): 1192–1196. Bibcode:2007Научный ... 317.1192Т. Дои:10.1126 / science.1143304. ISSN 0036-8075. PMID 17761876.
  23. ^ Дорсселэр, Т. Ван; Накаряков, В. М .; Вериджте, Э. (2008). "Обнаружение волн в солнечной короне: изгиб или Альфвен?". Письма в астрофизический журнал. 676 (1): L73. Bibcode:2008ApJ ... 676L..73V. Дои:10.1086/587029. ISSN 1538-4357.
  24. ^ «Наука: 318 (5856)». Наука. 318 (5856). 7 декабря 2007 г. ISSN 0036-8075.
  25. ^ Cirtain, J. W .; Голуб, Л .; Lundquist, L .; Ballegooijen, A. van; Савчева, А .; Shimojo, M .; DeLuca, E .; Tsuneta, S .; Сакао, Т. (7 декабря 2007 г.). «Свидетельства альфвеновских волн в солнечных рентгеновских струях». Наука. 318 (5856): 1580–1582. Bibcode:2007Научный ... 318.1580C. Дои:10.1126 / science.1147050. ISSN 0036-8075. PMID 18063786.
  26. ^ Okamoto, T. J .; Tsuneta, S .; Berger, T. E .; Ишимото, К .; Katsukawa, Y .; Lites, B.W .; Nagata, S .; Shibata, K .; Симидзу, Т. (7 декабря 2007 г.). "Корональные поперечные магнитогидродинамические волны на солнечном выступе". Наука. 318 (5856): 1577–1580. arXiv:0801.1958. Bibcode:2007Научный ... 318.1577O. Дои:10.1126 / science.1145447. ISSN 0036-8075. PMID 18063785.
  27. ^ Понтье, Б. Де; McIntosh, S.W .; Карлссон, М .; Hansteen, V. H .; Tarbell, T. D .; Schrijver, C.J .; Название, А. М .; Shine, R.A .; Цунета, С. (7 декабря 2007 г.). «Хромосферные альвеновские волны, достаточно сильные, чтобы приводить в действие солнечный ветер». Наука. 318 (5856): 1574–1577. Bibcode:2007Научный ... 318.1574D. Дои:10.1126 / science.1151747. ISSN 0036-8075. PMID 18063784.
  28. ^ Кагашвили, Эдишер Х .; Куинн, Ричард А .; Холлвег, Джозеф В. (2009). «Управляемые волны как инструмент диагностики в солнечной короне». Астрофизический журнал. 703 (2): 1318. Bibcode:2009ApJ ... 703,1318K. Дои:10.1088 / 0004-637x / 703/2/1318.
  29. ^ Тьерри Альбуссьер; Филипп Карден; Франсуа Дебре; Патрик Ла Рицца; Жан-Поль Массон; Франк Плуниан; Адольфо Рибейро; Денис Шмитт (2011). «Экспериментальные доказательства распространения альфвеновских волн в сплаве галлия». Phys. Жидкости. 23 (9): 096601. arXiv:1106.4727. Bibcode:2011PhFl ... 23i6601A. Дои:10.1063/1.3633090.

11. Электромагнитодинамика жидкостей Авторы У. Ф. Хьюз и Ф. Дж. Янг, стр. 159 - 161, стр. 308, стр. 311, стр. 335, стр. 446 John Wiley & Sons, Нью-Йорк, LCCC # 66-17631

дальнейшее чтение

внешняя ссылка