Альвеновская скорость волны

В проведенном выше исследовании мы пренебрегли сжимаемостью. Однако почти так же, как в разд. 3.1 и 4.2, можно сделать простую оценку сжимаемостью действительно можно пренебречь, если альвеновская скорость волны, определяемая формулой (29), мала но сравнению со скоростью звука Сд. Тогда изменения илотности за счет изменения давления жидкости должны происходить слишком медленно, чтобы стало неверным предположение о соленоидальпости поля скоростей. [c.536]

Для газа (нанример, верхних слоев атмосферы, известных как ионосфера и обладающих электропроводностью из-за фотоионизации) альвеновская скорость волны (29) может быть малой но сравнению со скоростью звука (7Ро/ро) тогда и только тогда, когда магнитное давление (1/2) мало но сравнению [c.536]

Ясно, что при малых величинах с /сд поверхность волновых чисел б состоит по существу из сфер радиуса со/с,,, отвечающих изотропному распространению звуковых волн, и нары плоскостей, отвечающих совершенно независимому одномерному распространению с альвеновской скоростью. Однако нри больших величинах, таких, как сд/сд = 1/2 распространение со скоростью, близкой к Сд, происходит в конусе с углом полураст-вора 4,7"", границей которого является каустика, исходящая из точки перегиба на рис. 112, хотя распространение со скоростью, близкой к Со, и является еще почти изотропным. [c.539]

Такая неожиданная возможность одномерного распространения звука может быть понята с учетом того, что в этом случае натяжение силовых линий магнитного ноля намного превышает давление газа. При этом оказывается возможным строго одномерное распространение в смысле гл. 2 звуковые волны могут бежать вдоль эффективно жестких трубок, образованных туго натянутыми силовыми линиями магнитного ноля. Продольный характер волны виден из того факта, что в силу уравнений (35) и (38) величина Лц стремится к нулю, тогда как в согласии с уравнением (39) величина йц распространяется с гораздо большей альвеновской скоростью. Тогда в самой звуковой волне они обе равны нулю, так что и V стремятся к нулю, а ненулевой является только составляющая скорости в нанравлении движения [c.539]

Пониженная темп-ра К. д. связана со специфич. структурой магн. поля, способствующего эфф. охлаждению вещества короны уходящим потоком солнечного ветра и воли альвеновского типа (см. Алъвеповские волны). В области К. д. силовые линии магн. поля образуют сильно расходящуюся конфигурацию (рис.). Поток плазмы, следуя вдоль магн. поля, также быстро расширяется, и его плотность и давление падают быстрее, чем в окружающих областях короны. Увеличенный градиент давления смещает критич. точку (границу перехода скорости корональной плазмы через скорость звука) близко к Солнцу и обеспечивает большую скорость солнечного ветра, истекающего из области К. д. Низкое положение критич. точки и возникающее в области К. д. распределение плотности и темп-ры с высотой являются, по-видпмому, устойчивым состоянием. [c.462]

Если анизотропия давления плазмы невелика или ф-ции распределении частиц по продольным (по отношению к магн. полю) и поперечным скоростям различаются мало, то изгибные (альвеновские) волны в плазме возбуждаются вследствие взаимодействия группы резонансных частиц с волной и Н, п. является кинетической (см. Взаимодействие частиц с волнами). Развитие неустойчивости в этом случае происходит за счёт перевода части энергии движения частиц вдоль магн. поля в энергию циклотронного движения вследствие циклотронного резонанса частиц с волной с учётом доплеровского сдвига частоты. В этом смысле такие Н. п. наз. циклотронными. [c.346]

Альвеновская волна представляет собой поперечное возмущение, распространяющееся вдоль магн. поля со скоростью д = В/1/4яя т (ггц — масса иона). Её природа обусловлена вмороженностью и упругостью силовых линий, к-рые, стремясь сократить свою длину и будучи нагружены частицами П., в частности мас-СИВНЫ.МИ ионами, колеблются подобно натянутым, струнам. [c.598]

Различают 4 типа сильных Р. м. тангенциальный, контактный, альвеновскяй и ударные волны. Для тангенциального разрыва поток вещества через поверхность разрыва отсутствует (у = 0), а магн. поле параллельно поверхности разрыва (Htt =0). На тангенциальном Р. м. плотность р и тангенциальная скорость н, имеют скачки произвольной величины, а скачки давления р о магн. поля Н, связаны соотношением [c.249]

На альвеновском (вращательном) разрыве плотность среды не меняется, (р) =0, однако имеется поток вещества через поверхность разрыва 0). Альвеиовский Р. м. движется относительно этой поверхности впереди и позади неё со скоростью альвеновской волны Уд Я/1/ 4яр. На альве-новскои разрыве полная напряжённость магн. поля Н = (Я Я ) / непрерывна, однако сам вектор Н [c.249]

При Р. р. инфразвуковых частот с т -с I2 J важную роль играют колебания ионов, ионосфера ведёт себя как проводящая нейтральная жидкость, движение х-рой описывается ур-ниями магнитной гидродинамики. В ионосфере возможно распространение неск. типов маг-нитогидродинамич. волы, в частности альвеновских волн, распространяющихся вдоль геомагн. поля с характерной скоростью Од = Н(/ 4лр (где р — плотность газа), и магнитозвуковых волн, к-рые распространяются изотропно (подобно звуку). [c.259]

Поток С. В. является сверхзвуковым по отношению к скоростям тех типов волн, к-рые обеспечивают эфф. нередачу энергии в С, в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны). Альвеновское и звуковое Маха число С. в. на орбите Земли яг 7. При обтекании С. в. препятствий, способных аффективно отклонять его (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется отошедшая головная ударная волна. С. в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С. в. формируется полость — магнитосфера (собственная или индуцированная), форма и размеры к-рой определяются балансом давления магн, поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. Магнитосфера Земли, Магнитосферы планет). В случае взапмодействпя С. в. с непроводящим телом (напр.. Луна) ударная во.чна не возникает. Поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется полость, постепенно заполняемая плазмой С. в. [c.587]

Такие волны называются альвеновскими волнами. При условии сот 1 квадрат их групповой фазовой скорости определяется равенством [c.190]

Поэтому может быть очень интересным исследование совместного распространения альвеновских и звуковых волн как в случае, когда сд и с,, сравнимы, так и в случае, когда альве-повская скорость намного превосходит скорость звука. В таком исследовании используются линеаризованные уравнения неразрывности и количества движения для сжимаемой жидкости вместе с линеаризованным представлением [c.537]

Т. е. групповая скорость всегда направлена вдоль внешнего магнитного поля1 о- В частных случаях имеем при 0 = 0 Уф = Угр = = Но У4яро при 0 = я/2 Vф = 0. Таким образом, альвеновские волны являются поперечными волнами. [c.133]

Зависимость скоростей Уф1,2,3 от угла 0 между к и Но показана на рис. 3.14. Длина радиус-вектора от начала координат до соответствующей кривой, равна Уф1.2.з = Уф1,2.з/ гр1- Кривые хфиведе-ны для двух значений отношения скорости звука к групповой скорости альвеновских волн Со/Уад = 0,2 1. Направление внешнего магнитного поля совпадает с осью абсцисс. [c.134]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...