Альве́новские во́лны — распространяющиеся колебания ионов и магнитного поля в плазме. В физике плазмы альвеновские волны являются типом плазменных волн, в котором ионы совершают колебания в ответ на возвращающую силу, обеспечиваемую эффективным натяжением силовых линий магнитного поляIwai, K.; Shinya, K.; Takashi, K. and Moreau, R. (2003) "Pressure change accompanying Alfvén waves in a liquid metal" Magnetohydrodynamics 39(3): pp. 245-250, page 245. Они вызываются низкочастотными электромагнитными волнами в плазме, распространяющимися вдоль постоянного магнитного поля. При этом плазма также приходит в движение за счёт энергии электромагнитного поля, что приводит к многократному понижению скорости распространения волны.
Альвеновские волны играют фундаментальную роль во многочисленных астрофизических и лабораторных плазменных явлениях. Они наблюдаются в солнечной короне, солнечном ветре, магнитосфере Земли, термоядерной плазме и в различных астрофизических условиях. Они особенно значимы благодаря своей роли в нагреве солнечной короны, переносе энергии в солнечной атмосфере, ускорении частиц и нагреве плазмы.
Альвеновские волны распространяются в направлении магнитного поля, причём движение ионов и возмущение магнитного поля поперечны направлению распространения. Альвеновские волны являются низкочастотными, то есть их частота гораздо ниже, чем циклотронная частота ионов, с которой ионы вращаются вокруг силовых линий магнитного поля.
В отличие от некоторых других плазменных волн, альвеновские волны обычно являются несжимаемыми и не испытывают дисперсии в простейшем магнитогидродинамическом описании, то есть скорость их распространения не зависит от их частоты. Но в определённых видах плазмы возникают более сложные варианты, такие как кинетические и инерциальные альвеновские волны. Характерная скорость этих волн — альвеновская скорость — зависит от напряжённости магнитного поля и плотности плазмы, что делает эти волны важным диагностическим инструментом для замагниченных плазменных сред.
Альвеновские волны были теоретически предсказаны шведским астрофизиком Ханнесом Альвеном в 1942 году и названы в его честь. Это открытие способствовало присуждению ему Нобелевской премии по физике в 1970 году.
История
Проблема нагрева короны Изучение альвеновских волн началось с проблемы нагрева короны, давнего вопроса в гелиофизике. Было неясно, почему температура солнечной короны так высока (около одного миллиона кельвинов) по сравнению с её поверхностью (фотосферой), температура которой составляет лишь несколько тысяч кельвинов. Интуитивно было бы ожидать снижения температуры при удалении от источника тепла, но это не так, даже несмотря на то, что фотосфера плотнее и должна была бы выделять больше тепла, чем корона.
В 1942 году Ханнес Альвен в журнале Nature предположил существование электромагнитно-гидродинамической волны, которая переносила бы энергию из фотосферы в солнечную корону для нагрева короны и солнечного ветра. Он утверждал, что Солнце обладает всеми необходимыми критериями для поддержания этих волн, и они, в свою очередь, могут быть ответственны за солнечные пятна. Он заявил:Если проводящая жидкость помещена в постоянное магнитное поле, каждое движение жидкости вызывает электродвижущую силу (ЭДС), которая создает электрические токи. Из-за магнитного поля эти токи создают механические силы, которые изменяют состояние движения жидкости. Таким образом, возникает своего рода комбинированная электромагнитно-гидродинамическая волна.
За это открытие Альвен получил Нобелевскую премию по физике в 1970 году.
Экспериментальные исследования и наблюдения В начале 1990-х годов Барт де Понтье и Герхард Хаэрендель предположили, что альвеновские волны могут быть также связаны с плазменными джетами на поверхности солнца, известными как спикулы. Высказывалась теория, что эти кратковременные выбросы перегретого газа переносятся благодаря совокупной энергии и импульсу их собственной направленной вверх скорости, а также колебательному поперечному движению альвеновских волн.
В 2007 году альвеновские волны, распространяющиеся в направлении короны, по сообщениям, были впервые наблюдаемы С. Томчиком и соавторами, однако их предсказания не позволили сделать вывод о том, что энергии, переносимой альвеновскими волнами, было достаточно для нагрева короны до её огромных температур, поскольку наблюдаемые амплитуды волн были недостаточно высоки. Однако в 2011 году Скотт Макинтош и соавторы сообщили о наблюдении высокоэнергетических альвеновских волн в сочетании с энергичными спикулами, которые могли бы поддерживать нагрев короны до её миллионноградусной температуры. Эти наблюдаемые амплитуды (20,0 км/с по сравнению с наблюдаемыми в 2007 году 0,5 км/с) содержали более чем в сто раз больше энергии, чем те, что наблюдались в 2007 году. Короткий период волн также позволял передавать больше энергии в корональную атмосферу. Спикулы длиной 50 000 км также могут играть роль в ускорении солнечного ветра за пределами короны. Альвеновские волны регулярно наблюдаются в солнечном ветре, в частности в быстрых потоках солнечного ветра. Роль альвеновских осцилляций во взаимодействии быстрого солнечного ветра и магнитосферы Земли активно обсуждается.
В 2009 году Дэвид Джесс и соавторы сообщили о периодическом изменении ширины линии H-альфа, наблюдавшемся Шведским солнечным телескопом (SST) над хромосферными яркими точками. Они заявили о первом прямом обнаружении длиннопериодических (126–700 с) несжимаемых крутильных альвеновских волн в нижней атмосфере Солнца.
После основополагающей работы Джесса и соавторов (2009), в 2017 году Абхишек Шривастава и соавторы обнаружили существование высокочастотных крутильных альвеновских волн в тонкоструктурированных магнитных трубках хромосферы Солнца. Они установили, что эти высокочастотные волны переносят значительную энергию, способную нагревать солнечную корону, а также порождать сверхзвуковой солнечный ветер. В 2018 году, используя спектральные визуализирующие наблюдения, инверсии с отклонением от локального термодинамического равновесия и экстраполяции магнитного поля атмосфер солнечных пятен, Самюэл Грант и соавторы обнаружили доказательства того, что эллиптически поляризованные альвеновские волны образуют быстрые ударные волны во внешних областях хромосферной атмосферы над тенью солнечного пятна. Они предоставили количественную оценку степени физического тепла, обеспечиваемого диссипацией таких мод альвеновских волн над пятнами активных областей.
Исследование альвеновских волн является одной из задач солнечного зонда «Паркер», запущенного в 2018 году. В 2024 году в журнале Science была опубликована статья, в которой подробно описывался набор наблюдений за тем, что оказалось одним и тем же джетом солнечного ветра, сделанных солнечным зондом «Паркер» и аппаратом Solar Orbiter в феврале 2022 года. Подразумевалось, что именно альвеновские волны поддерживали энергию джета на достаточно высоком уровне, чтобы соответствовать наблюдениям.
Моды альвеновских волн Альвеновские волны могут распространяться в различных модах в зависимости от условий плазмы. К наиболее важным видам относятся:
Сдвиговые (классические) альвеновские волны Классическая или сдвиговая альвеновская волна — это несжимаемая поперечная волна, в которой возмущения магнитного поля и скорости перпендикулярны направлению фонового магнитного поля и волновому вектору. В идеальной магнитогидродинамической плазме эти волны распространяются строго вдоль силовых линий магнитного поля с альвеновской скоростью.
Инерциальные альвеновские волны Когда перпендикулярная длина волны становится сравнимой с толщиной скин-слоя электронов (, где — электронная плазменная частота), а (где — отношение давления плазмы к магнитному давлению), волна называется инерциальной альвеновской волной. В этом режиме инерция электронов становится важной, и у волны развивается значительная параллельная компонента электрического поля, что делает эти волны важными для ускорения частиц в космической плазме.
Кинетические альвеновские волны Когда перпендикулярная длина волны становится сравнимой с ларморовским радиусом (гирорадиусом) ионов и , волна называется кинетической альвеновской волной. Эти волны возникают из-за связи между сдвиговыми альвеновскими волнами и ионно-звуковыми волнами при учете эффектов конечного ларморовского радиуса ионов. Кинетические альвеновские волны важны для диссипации энергии в космической плазме и могут играть значительную роль в нагреве солнечного ветра.
Математическое описание
Альвеновская скорость Низкочастотная диэлектрическая проницаемость замагниченной плазмы задается выражением:где — индукция магнитного поля, — скорость света, — магнитная постоянная (магнитная проницаемость вакуума).
Массовая плотность представляет собой суммупо всем сортам заряженных частиц плазмы (электронам, а также всем типам ионов). Здесь сорт имеет числовую плотность (концентрацию) и массу одной частицы .
Фазовая скорость электромагнитной волны в такой среде равна:В случае альвеновской волны:где — групповая скорость альвеновской волны. Формула для фазовой скорости предполагает, что частицы плазмы движутся с нерелятивистскими скоростями, взвешенная по массе скорость частиц в системе отсчета равна нулю, а волна распространяется параллельно вектору магнитного поля.
Альвеновское время В физике плазмы альвеновское время является важной временной шкалой для волновых явлений. Оно связано с альвеновской скоростью соотношением:где обозначает радиус плазмы. Например, может быть малым радиусом тора в токамаке.
Релятивистский случай Скорость альвеновской волны в релятивистской магнитогидродинамике равна:где — полная плотность энергии частиц плазмы, — полное давление плазмы, а — магнитное давление. В нерелятивистском пределе, где , эта формула сводится к ранее приведенной.
Альвеновское число Маха Альвеновское число Маха () — это безразмерная величина, определяемая как отношение скорости потока к альвеновской скорости:
где — скорость потока и — альвеновская скорость.
Альвеновское число Маха имеет несколько важных применений:
Когда , поток является доальвеновским, что означает, что альвеновские волны могут распространяться вверх по потоку против течения. Когда , поток является сверхальвеновским, и альвеновские волны сносятся потоком вниз по течению. В критических точках, где , происходят важные переходы в поведении плазмы, например, при ускорении солнечного ветра или в граничных областях магнитосферы.
Альвеновское число Маха особенно важно для понимания взаимодействия солнечного ветра с планетными магнитосферами, формирования ударных волн в космической плазме и динамики астрофизических джетов. Ссылки Альвеновские волны // astronet.ru
Литература
Примечания
Категория:Магнитная гидродинамика Категория:Волны в плазме Категория:Физика плазмы