Большая советская энциклопедия:
Магнитная гидродинамика
(МГД)
наука о движении электропроводящих жидкостей и газов в присутствии магнитного поля (См. Магнитное поле); раздел физики, развившийся «на стыке» гидродинамики (См. Гидродинамика) и классической электродинамики (См. Электродинамика). Характерными для М. г. объектами являются Плазма (настолько, что М. г. иногда рассматривают как раздел физики плазмы), Жидкие металлы и Электролиты.
Первые исследования по М. г. восходят ко временам М. Фарадея (См. Фарадей), но как самостоятельная отрасль знания М. г. стала развиваться в 20 веке в связи с потребностями астрофизики (См. Астрофизика) и геофизики (См. Геофизика). Было установлено, что многие космические объекты обладают магнитными полями. Так, в атмосферах звёзд наблюдаются поля напряжённостью ~ 10000 э (на Солнце до 5000 э), а в открытых в 1969 пульсарах (См. Пульсары), по современным представлениям, напряжённости полей достигают 1012 э. Динамическое поведение находящейся в подобных полях плазмы радикально изменяется, так как плотность энергии магнитного поля становится сравнимой с плотностью кинетической энергии частиц плазмы (или превышает её). Этот же критерий справедлив и для слабых космических магнитных полей напряжённостью 10-3—10-5 э (в межзвёздном пространстве, поле Земли в верхней атмосфере и за её пределами), если в областях, занимаемых ими, концентрация заряженных частиц низка. Таким образом, возникла необходимость в создании специальной теории движения космической плазмы в магнитных полях, получившей название космической электродинамики, а в случае, когда плазму можно рассматривать как сплошную среду — космической магнитогидродинамики (См. Космическая магнитогидродинамика) (космической МГД).
Основные положения М. г. были сформулированы в 1940-х годах Х. Альфвеном, который в 1970 за создание М. г. был удостоен Нобелевской премии по физике. Им было теоретически предсказано существование специфических волновых движений проводящей среды в магнитном поле, получивших название волн Альфвена. Начав формироваться как наука о поведении космической плазмы, М. г. вскоре распространила свои методы и на проводящие среды в земных условиях (главным образом создаваемые в научных исследованиях и в производственной деятельности). В начале 1950-х годов развитию М. г., как и физики плазмы в целом, дали мощный импульс национальные программы (СССР, США, Великобритания) исследований по проблеме управляемого термоядерного синтеза (См. Управляемый термоядерный синтез). Появились и быстро совершенствуются многочисленные технические применения М. г. (МГД-насосы, генераторы, сепараторы, ускорители, перспективные для космических полётов Плазменные двигатели и пр.).
В основе М. г. лежат две группы законов физики: уравнения гидродинамики и уравнения электромагнитного поля (Максвелла уравнения). Первые описывают течения проводящей среды (жидкости или газа); однако, в отличие от обычной гидродинамики, эти течения связаны с распределёнными по объёму среды электрическими токами. Присутствие магнитного поля приводит к появлению в уравнениях дополнительного члена, соответствующего действующей на эти токи распределённой по объёму электродинамической силе (см. Ампера закон, Лоренца сила). Сами же токи в среде и вызываемые ими искажения магнитного поля определяются второй группой уравнений. Таким образом, в М. г. уравнения гидродинамики и электродинамики оказываются существенно взаимосвязанными. Следует отметить, что в М. г. в уравнениях Максвелла почти всегда можно пренебречь токами смещения (См. Ток смещения) (нерелятивистская М. г.).
В общем случае уравнения М. г. нелинейны и весьма сложны для решения, но в практических задачах часто можно ограничиться теми или иными предельными режимами, при оценке которых важным параметром служит безразмерная величина, называемая магнитным Рейнольдса числом:
(1)
(L — характерный для течения среды размер, V — характерная скорость течения, m = c2/4 — так называемая магнитная вязкость, описывающая диссипацию энергии магнитного поля, — электрическая проводимость среды, с — скорость света в вакууме; здесь и ниже используется абсолютная система единиц Гаусса, см. СГС система единиц).
При Rm << 1 (что обычно для лабораторных условий и технических применений) течение проводящей среды слабо искажает магнитное поле, которое поэтому можно считать заданным внешними источниками. Такое течение может быть использовано, например, для генерации электрического тока — энергия гидродинамического движения среды превращается в энергию тока во внешней цепи (см. Магнитогидродинамический генератор). Напротив, если ток в среде поддерживается внешней эдс, то наличие внешнего магнитного поля вызывает появление упомянутой выше объёмной электродинамической силы, которая создаёт в среде перепад давления и приводит её в движение. Этот эффект используется в МГД-насосах (например, для перекачивания расплавленного металла) и плазменных ускорителях (См. Плазменные ускорители). Объёмная электродинамическая сила даёт также возможность создавать регулируемую выталкивающую (архимедову) силу, которая действует на помещенные в проводящую жидкость тела. На этом важном эффекте основано действие МГД-сепараторов. Таковы основные технические применения М. г. Кроме того, в М. г. находят естественное обобщение известные задачи обычных гидродинамики и газовой динамики (См. Газовая динамика): обтекание тел, пограничный слой и другие; в ряде случаев (например, при полётах в ионосфере космических аппаратов, в каналах, по которым текут проводящие среды) оказывается возможным с помощью магнитного поля существенно влиять на свойства соответствующих течений.
Однако наиболее интересные и разнообразные эффекты характерны для другого предельного класса сред, рассматриваемых в М. г., — для сред с Rm >> 1, то есть с высокой проводимостью и (или) большими размерами. Эти условия, как правило, выполняются в средах, изучаемых в гео- и астрофизических приложениях М. г., а также в горячей (например, термоядерной) плазме. Течения в таких средах чрезвычайно сильно влияют на магнитное поле в них. Одним из важнейших эффектов в этих условиях является вмороженность магнитного поля. В хорошо (строго говоря — идеально) проводящей среде Индукция электромагнитная вызывает появление токов, препятствующих какому бы то ни было изменению магнитного потока (См. Магнитный поток) через всякий материальный контур. В движущейся МГД-среде с Rm >> 1 это справедливо для любого контура, образуемого её частицами. В результате магнитный поток через любой движущийся и меняющий свои размеры элемент среды остаётся неизменным (с тем большей степенью точности, чем больше величина Rm), и в этом смысле говорят о «вмороженности» магнитного поля. Это во многих случаях позволяет, не прибегая к громоздким расчётам, с помощью простых представлений получить качественную картину течений среды и деформаций магнитного поля — следует только рассматривать магнитные Силовые линии как упругие нити, на которые нанизаны частицы среды. Более строгое рассмотрение этого «упругого» действия магнитного поля на проводящую среду показывает, что оно сводится к изотропному (то есть одинаковому по всем направлениям) «магнитному» давлению рМ = B2 / 8p, которое добавляется к обычному газодинамическому давлению среды р, и магнитному натяжению Т = B2 / 4p, направленному вдоль силовых линий поля (Магнитная проницаемость всех представляющих интерес для М. г. сред с большой точностью равна 1, и можно с равным правом пользоваться как магнитной индукцией (См. Магнитная индукция) В, так и напряжённостью Н).
Наличие дополнительных «упругих» натяжений в МГД-средах приводит к специфическому колебательному (волновому) процессу — волнам Альфвена. Они обусловлены магнитным натяжением Т и распространяются вдоль силовых линий (подобно волнам, бегущим вдоль упругой нити) со скоростью
, (2)
где — плотность среды. Волны Альфвена описываются точным решением нелинейных уравнений М. г. для несжимаемой среды. Ввиду сложности этих уравнений таких точных решений для больших Rm получено очень немного. Ещё одно из них описывает течение несжимаемой ( = const) жидкости с той же альфвеновской скоростью (2) вдоль произвольного магнитного поля. Известно точное решение и для так называемых МГД-разрывов, которые включают контактные, тангенциальные и вращательные разрывы, а также быструю и медленную ударные волны. В контактном разрыве магнитное поле пересекает границу раздела двух различных сред, препятствуя их относительному движению (в приграничном слое среды неподвижны одна относительно другой). В тангенциальном разрыве поле не пересекает границу раздела двух сред (его составляющая, нормальная к границе, равна нулю), и эти среды могут находиться в относительном движении. Частным случаем тангенциального разрыва является нейтральный токовый слой, разделяющий равные по величине и противоположно направленные магнитные поля. В М. г. доказывается, что при некоторых условиях магнитное поле стабилизирует тангенциальный разрыв скорости, который абсолютно неустойчив в обычной гидродинамике. Специфическим для М. г. (не имеющим аналога в гидродинамике непроводящих сред) является вращательный разрыв, в котором вектор магнитной индукции, не изменяясь по абсолютной величине, поворачивается вокруг нормали к поверхности разрыва. Магнитные натяжения в этом случае приводят среду в движение таким образом, что вращательный разрыв распространяется по направлению нормали к поверхности с альфвеновской скоростью (2), если под В в (2) понимать нормальную составляющую индукции. Быстрые и медленные ударные волны в М. г. отличаются от обычных ударных волн (См. Ударная волна) тем, что частицы среды после прохождения фронта волны получают касательный к фронту импульс за счёт магнитных натяжений (ведь магнитные силовые линии можно рассматривать как упругие нити, см. выше). В быстрой ударной волне магнитное поле за её фронтом усиливается, скачок магнитного давления на фронте действует в ту же сторону, что и скачок газодинамического давления, и поэтому скорость такой волны больше скорости звука в среде. В медленной ударной волне, напротив, поле после её прохождения ослабевает, перепады газодинамического и магнитного давления на фронте волны направлены противоположно; скорость медленной волны меньше скорости звука. Число теоретически мыслимых необратимых ударных волн в М. г. оказывается значительно больше, чем реально существующих. Отбор решений, соответствующих действительности, производится с помощью так называемого условия эволюционности, следующего из рассмотрения устойчивости ударных волн при их взаимодействии с колебаниями малой амплитуды.
Известные точные решения, однако, далеко не исчерпывают содержания теоретических М. г. сред с Rm >> 1. Широкий класс задач удаётся исследовать приближённо. При таком исследовании возможны два основных подхода: приближение слабого поля, когда магнитные давление и натяжение малы по сравнению с остальными динамическими факторами (газодинамическим давлением и инерциальными силами), и приближение сильного поля, когда
, (3)
здесь — скорость среды, р — её газодинамическое давление.
В приближении слабого поля течение среды определяется обычными газодинамическими факторами (влиянием магнитных натяжений пренебрегают). При этом требуется рассчитать изменения поля в среде, движущейся по заданному закону. К этому классу задач относится очень важная проблема гидромагнитного динамо и проблема МГД-турбулентности. Первая состоит в отыскании ламинарных течений (См. Ламинарное течение) проводящих сред, которые могут создавать, усиливать и поддерживать магнитное поле. Задача о гидромагнитном динамо является основой теории земного магнетизма (См. Земной магнетизм) и магнетизма Солнца и звёзд. Существуют простые кинематические модели, показывающие, что гидромагнитное динамо в принципе может быть осуществлено при специальном выборе распределений скоростей среды. Однако строгого доказательства, что такие распределения реализуются в действительности, пока нет.
Основным в проблеме МГД-турбулентности является выяснение поведения слабого исходного («затравочного») магнитного поля в турбулентной проводящей среде (см. Турбулентность). Имеется доказательство роста среднего квадрата напряжённости случайно возникшего слабого начального поля, то есть возрастания магнитной энергии в начальной стадии процесса. Однако остаётся открытой проблема установившегося турбулентного состояния, связанная с происхождением магнитных полей в космическом пространстве, в частности в нашей и других галактиках (См. Галактики).
Приближение сильного поля, в котором определяющими являются магнитные натяжения, применяют при изучении разреженных атмосфер космических магнитных тел, например Солнца и Земли. Есть основания полагать, что именно это приближение окажется полезным для исследования процессов в удалённых астрофизических объектах — сверхновых звёздах (См. Сверхновые звёзды), пульсарах (См. Пульсары), квазарах (См. Квазары) и прочих. В условиях, отвечающих (3), изменения магнитного поля вблизи его источников (появление активных областей и пятен на Солнце, смещение магнитопаузы в магнитном поле Земли под действием солнечного ветра (См. Солнечный ветер) и т.д.) переносятся с альфвеновской скоростью (2) вдоль поля, вызывая соответствующие перемещения плазмы. В результате действия магнитных сил возникают такие характерные образования, как выбросы и протуберанцы, шлемовидные структуры и стримеры на Солнце, магнитный хвост Земли (см. Солнце; Солнечная активность; Земля, раздел Магнитосфера).
Особенно интересные явления имеют место в окрестностях тех точек сильного поля, в котором оно обращается в нуль. В таких областях образуются тонкие токовые слои, разделяющие магнитные поля противоположного направления (так называемые нейтральные слои). В этих слоях происходит процесс «аннигиляции» магнитной энергии, то есть её высвобождение и превращение в другие формы. В частности, в них возникают сильные электрические поля, ускоряющие заряженные частицы. Аннигиляция магнитного поля в нейтральных токовых слоях ответственна за появление хромосферных вспышек на Солнце и суббурь в земной магнитосфере (см. Магнитные бури). Вероятно, с ней связаны и многие другие резко нестационарные процессы во Вселенной, сопровождающиеся генерацией ускоренных заряженных частиц и жёстких излучений. С точки зрения М. г. нейтральные слои представляют собой разрывы непрерывности магнитного поля (подобно ударным волнам и тангенциальным разрывам). Однако, процессы в токовых слоях , и прежде всего неустойчивости, приводящие к появлению сильных ускоряющих электрических полей, выходят за рамки М. г. и относятся к тонким и ещё не вполне разработанным вопросам физики плазмы.
Лит.: Апьфвен Г., Фельтхаммар К.-Г., Космическая электродинамика, перевод с английского, 2 изд., М., 1967; Сыроватский С. И., Магнитная гидродинамика, «Успехи физических наук», 1957, т. 62, в. 3; Куликовский А. Г., Любимов Г. А., Магнитная гидродинамика, М., 1962; Шерклиф Дж.. Курс магнитной гидродинамики, перевод с английского, М., 1967; Половин Р. В., Ударные волны в магнитной гидродинамике, «Успехи физических наук»,1960, т. 72, в. 1; Брагинский С. И., Явления переноса в плазме, в сборнике: Вопросы теории плазмы, вып. 1, М., 1963; Пикельнер С. Б., Основы космической электродинамики, М., 1966; Данжи Дж., Космическая электродинамика, перевод с английского, М., 1961; Андерсон Э., Ударные волны в магнитной гидродинамике, перевод с английского, М., 1968; Ландау Л. Д., Лифшиц Е. М., Электродинамика сплошных сред, М., 1959 (Теоретическая физика).
С. И. Сыроватский.
Физический энциклопедический словарь:
Наука о движении электропроводящих жидкостей и газов в присутствии магнитного поля; раздел физики, развившийся на стыке гидродинамики и классической электродинамики. Характерными для М. г. объектами явл. плазма (настолько, что М. г. иногда рассматривают как раздел физики плазмы), жидкие металлы и электролиты.
Первые исследования по М. г. восходят ко временам М. Фарадея, но как самостоят. отрасль знания М. г. стала развиваться в 20 в. в связи с запросами астрофизики и геофизики. Было установлено, что мн. косм. объекты (напр., Солнце, пульсары) обладают сильными магн. полями (неск. тыс. Э и более). Динамич. поведение плазмы, находящейся в подобных полях, радикально изменяется, т. к. плотность энергии магн. поля становится сравнимой с плотностью кинетич. энергии ч-ц плазмы (или превышает её). Этот же критерий справедлив и для слабых косм. магн. полей напряжённостью 10-3—10-5 Э (в межзвёздном пр-ве, поле Земли в верх. атмосфере и за её пределами), если в областях, занимаемых ими, концентрация заряж. ч-ц низка. Т. о., возникла необходимость в создании спец. теории движения косм. плазмы в магн. полях, получившей назв. космической электродинамики, а в случае, когда плазму можно рассматривать как сплошную среду,— космической магнитогидродинамики.
Осн. положения М. г. были сформулированы в 1940-х гг. швед. физиком X. Альфвеном, к-рый в 1970 за создание М. г. был удостоен Нобелевской премии. Им было теоретически предсказано существование специфич. волн. движений проводящей среды в магн. поле, получивших назв. альфвеновских волн. Начав формироваться как наука о поведении косм. плазмы, М. г. вскоре распространила свои методы и на проводящие среды в земных условиях. В нач. 1950-х гг. развитию М. г., как и физики плазмы в целом, дали мощный импульс нац. программы (СССР, США, Великобритания) исследований по проблеме управляемого термоядерного синтеза. Появились и быстро совершенствуются многочисл. техн. применения М. г. (магнитогидродинамические генераторы, МГД-насосы, плазменные ускорители, плазменные двигатели и др.).
В основе М. г. лежат две группы законов физики: ур-ния гидродинамики и ур-ния эл.-магн. поля (Максвелла уравнения). Первые описывают течения среды (жидкости или газа), но т. к. среда проводящая, то эти течения связаны с распределёнными по её объёму электрич. токами. Присутствие магн. поля приводит к появлению в ур-ниях дополнит. члена, учитывающего действие на эти токи распределённой по объёму электродинамич. силы (см. АМПЕРА ЗАКОН, ЛОРЕНЦА СИЛА). Сами же токи в среде и вызываемые ими искажения магн. поля определяются второй группой ур-ний. Т. о., в М. г. ур-ния гидродинамики и электродинамики оказываются взаимосвязанными. Следует отметить, что в М. г. в ур-ниях Максвелла почти всегда можно пренебречь токами смещения (нерелятивистская М. г.).
В общем случае ур-ния М. г. нелинейны и весьма сложны для решения, но в практич. задачах часто можно ограничиться теми или иными предельными режимами, при оценке к-рых важным параметром служит безразмерная величина, наз. м а г н и т н ы м Р е й н о л ь д с а ч и с л о м:
Rm=LV/vm=4psLV/c2 (1)
(L — характерный для среды размер, V — характерная скорость течения, vm=c2/4ps — т. н. магнитная вязкость, описывающая диссипацию магн. поля, s — электрич. проводимость среды; здесь и ниже используется СГС система единиц).
При Rm<-1 (что обычно для лаб. условий и технич. применений) течение проводящей среды слабо искажает магн. поле, к-рое поэтому можно считать заданным внеш. источниками. Такое течение может быть использовано, напр., для генерации электрич. тока (см. МАГНИТОГИДРОДИНАМИЧЕСКИЙ ГЕНЕРАТОР). Напротив, если ток в среде поддерживается внеш. эдс, то наличие внеш. магн. поля вызывает появление упомянутой выше объёмной электродинамич. силы, к-рая создаёт в среде перепад давления и приводит её в движение. Этот эффект используется в МГД-насосах (напр., для перекачивания расплавленного металла) и плазменных ускорителях. Объёмная электродинамич. сила даёт также возможность создавать регулируемую выталкивающую (архимедову) силу, к-рая действует на помещённые в проводящую жидкость тела. На этом важном эффекте основано действие МГД-сепараторов. Наиболее интересные и принципиально новые МГД-эффекты возникают при Rm-> 1, т. е. в средах с высокой проводимостью и (или) большими размерами. Эти условия, как правило, выполняются в средах, изучаемых в гео- и астрофизич. приложениях М. г., а также в горячей (напр., термоядерной) плазме. Течения в таких средах чрезвычайно сильно влияют на магн. поле в них. Одним на важнейших эффектов в этих условиях явл. в м о р о ж е н н о с т ь магн. поля. В хорошо (строго говоря — идеально) проводящей среде эл.-магн. индукция вызывает появление токов, препятствующих какому бы то ни было изменению магнитного потока через всякий материальный контур. В движущейся МГД-среде с Rm-> 1 это справедливо для любого контура, образуемого её ч-цами. В результате магн. поток через любой движущийся и меняющий свои размеры элемент среды остаётся неизменным (с тем большей степенью точности, чем больше Rm), и в этом смысле говорят о вмороженности магн. поля. Это св-во во многих случаях позволяет, не прибегая к громоздким расчётам, с помощью простых представлений получить качеств, картину течений среды и деформации магн. поля, следует только рассматривать магн. силовые линии как упругие нити, на к-рые нанизаны ч-цы среды.
Более строгое рассмотрение этого «упругого» действия магн. поля на проводящую среду показывает, что оно сводится к изотропному магнитному давлению рм=В2/8p, к-рое добавляется к обычному газодинамич. давлению среды p, и магн. натяжению Т=B2/4p, направленному вдоль силовых линий поля (магн. проницаемость всех представляющих интерес для М. г. сред с большой точностью близка к единице, и можно с равным правом пользоваться как магн. индукцией B, так и напряжённостью Н).
Наличие дополнит. «упругих» натяжений в МГД-средах приводит к альфвеновским волнам. Они обусловлены магн. натяжением Т и распространяются вдоль силовых линий со скоростью
vA=B/?4pr, (2)
где r — плотность среды.
Эти волны описываются точным решением нелинейных ур-ний М. г. для несжимаемой среды; ввиду сложности ур-ний таких точных решений для больших Rm получено очень немного. Ещё одно из них описывает течение несжимаемой (r=const) жидкости с той же альфвеновской скоростью (2) вдоль произвольного магн. поля. Достаточно подробно изучены и т. н. МГД-разрывы, к-рые включают контактные, тангенциальные и вращат. разрывы, а также быструю и медленную ударные волны. В контактном разрыве общее магн. поле пересекает границу раздела двух разл. сред, препятствуя их относит. движению (в приграничном слое среды неподвижны одна относительно другой). В т а н г е н ц и а л ь н о м р а з р ы в е поле не пересекает границу раздела двух сред (его составляющая, нормальная к границе, равна нулю), и эти среды могут находиться в относит. движении. Частным случаем тангенциального разрыва явл. нейтральный токовый слой, разделяющий равные по величине и противоположно направленные магн. поля. В М. г. доказывается, что при нек-рых условиях магн. поле стабилизирует тангенциальный разрыв скорости, к-рый абсолютно неустойчив в обычной гидродинамике. Специфическим для М. г. (не имеющим аналога в гидродинамике непроводящих сред) явл. вращательный разрыв, в к-ром вектор магн. индукции, не изменяясь по абс. величине, поворачивается вокруг нормали к поверхности разрыва. Магн. натяжения в этом случае приводят среду в движение таким образом, что вращат. разрыв распространяется по направлению нормали к поверхности с альфвеновской скоростью (2), если под В понимать норм. составляющую индукции. Быстрые и медленные ударные волны в М. г. отличаются от обычных ударных волн тем, что ч-цы среды после прохождения фронта волны получают касательный к фронту импульс за счёт магн. натяжений. В быстрой ударной волне магн. поло за её фронтом усиливается, скачок магн. давления на фронте действует в ту же сторону, что и скачок газодинамич. давления, и поэтому скорость такой волны больше скорости звука в среде. В медленной ударной волне, напротив, поле после её прохождения ослабевает, перепады газодинамич. и магн. давлений на фронте волны направлены противоположно; скорость медленной волны меньше скорости звука. Число теоретически мыслимых ударных волн в М. г. оказывается значительно больше, чем реально существующих. Отбор реально осуществляющихся решений производится с помощью т. н. у с л о в и я э в о л ю ц и о н н о с т и, следующего из рассмотрения устойчивости ударных волн при их вз-ствии с колебаниями малой амплитуды.
Известные точные решения, однако, далеко не исчерпывают содержания теор. магнитогидродинамических сред с Rm->1. Широкий класс задач удаётся исследовать приближённо. При таком исследовании возможны два осн. подхода: приближение слабого поля, когда магнитные давление и натяжение малы по сравнению с остальными динамич. факторами (газодинамич. давлением и инерциальными силами), и приближение сильного поля, когда
здесь v — скорость среды, р — ее газодинамич. давление.
В приближении слабого поля течение среды определяется обычными газодинамич. факторами (влиянием магн. натяжений пренебрегают). При этом требуется рассчитать изменения поля в среде, движущейся по заданному закону. К этому классу задач относится очень важная проблема гидромагнитного динамо (см. ДИНАМО-ЭФФЕКТ) и проблема МГД-т у р б у л е н т н о с т и. Первая состоит в отыскании ламинарных течений проводящих сред, к-рые могут создавать, усиливать и поддерживать магн. поле. Гидромагн. динамо явл. основой теории земного магнетизма и магнетизма Солнца и звёзд. Существуют простые кинематич. модели, показывающие, что гидромагн. динамо в принципе может быть осуществлено при спец. выборе распределений скоростей среды. Однако строгого доказательства реализации таких распределений пока нет.
Основным в проблеме МГД-турбулентности явл. выяснение поведения слабого исходного («затравочного») магн. поля в турбулентной проводящей среде (см. ТУРБУЛЕНТНОСТЬ ПЛАЗМЫ). Имеется доказательство роста среднего квадрата напряжённости случайно возникшего слабого нач. поля, т. е. возрастания магн. энергии в нач. стадии процесса. Однако остаётся открытой проблема установившегося турбулентного состояния, связанная с происхождением магн. полей в косм. пр-ве, в частности в нашей и др. галактиках.
Приближение с и л ь н о г о п о л я, в к-ром определяющими явл. магн. натяжения, применяют при изучении разреженных атмосфер косм. магн. тел, напр. Солнца и Земли. Есть основания полагать, что именно это приближение окажется полезным для исследования процессов в удалённых астрофизич. объектах — сверхновых звёздах, пульсарах, квазарах и пр. В условиях, отвечающих (3), изменения магн. поля вблизи его источников (появление активных областей и пятен на Солнце, смещение магнитопаузы в магн. поле Земли под действием солн. ветра и т. д.) переносятся с альфвеновской скоростью (2) вдоль поля, вызывая соответствующие перемещения плазмы. В результате действия магн. сил возникают такие характерные образования, как выбросы и протуберанцы, шлемовидные структуры и стримеры на Солнце, магн. хвост Земли.
Особенно интересные явления имеют место в окрестностях замкнутых магн. силовых линий сильного поля, в частности в окрестности линий, на к-рых поле обращается в нуль. В таких областях образуются тонкие токовые слои, разделяющие магн. поля противоположного направления (т. н. н е й т р а л ь н ы е с л о и, или в общем случае п и н ч е в ы е т о к о в ы е с л о и). В этих слоях происходит процесс т. н. п е р е с о е д и н е н и я магн. силовых линий и «аннигиляции» магн. энергии, т. е. её высвобождение и превращение в др. формы. В частности, в них возникают сильные электрич. поля, ускоряющие заряж. ч-цы. Аннигиляция магн. поля в нейтральных токовых слоях ответственна за появление хромосферных вспышек на Солнце и суббурь в земной магнитосфере. Вероятно, с ней связаны и мн. др. резко нестационарные процессы во Вселенной, сопровождающиеся генерацией ускоренных заряж. ч-ц и жёстких излучений. С точки зрения М. г. пинчевые токовые слои представляют собой разрывы непрерывности магн. поля (подобно ударным волнам и тангенциальным разрывам). Однако процессы в токовых слоях, и прежде всего неустойчивости, приводящие к появлению сильных ускоряющих электрич. полей, выходят за рамки М. г. и относятся к тонким и ещё не вполне разработанным вопросам физики плазмы (см. ПЛАЗМА).
© «СловоТолк.Ру» — толковые и энциклопедические словари, 2007-2020