Magneettikentän jäätyminen

Magneettikentän jäätyminen on vaikutusta magneettivuon ylläpitämiseen suljetun johtavan piirin läpi, kun se muuttuu. Väliaineen magneettiset voimalinjat ja hiukkaset liittyvät jäykästi toisiinsa ja liikkuvat väliaineen mukana, eli ikään kuin jäätyneenä siihen, esimerkiksi väliaineen puristuessa magneettiset voimalinjat tiivistyvät.

Sitä havaitaan pääasiassa nestemäisissä ja kaasumaisissa väliaineissa, joilla on korkea johtavuus, esimerkiksi plasmassa . Väliaineen liikkeen aiheuttaman sähkökentän tulee olla nolla, muuten väliaineeseen syntyisi Ohmin lain mukaan ääretön virta, mikä on mahdotonta. Siksi Faradayn sähkömagneettisen induktion lain nojalla äärettömästi johtava väliaine ei saa ylittää magneettikentän linjoja.

Historia

Hannes Alven esitti ensimmäisenä ajatuksen magneettikentän jäädyttämisestä täydellisesti johtavaksi plasmaksi vuonna 1942 [1] .

Matemaattinen kuvaus

Nesteessä, jolla on ääretön sähkönjohtavuus, magneettivuon muutos ajan myötä voidaan kirjoittaa seuraavasti:

${d\Phi _{B} \over dt}=\int _{S}{\partial {\vec {B)) \over \partial t}\cdot d{\vec {S))+\ voide _{C}{\vec {B}}\cdot {\vec {v}}\times d{\vec {l)),$

missä - magneettikentän induktio - nopeus, - mielivaltaisen käyrän rajoittama pinta , - lineaarinen elementti. Maxwellin yhtälön käyttäminen ${\vec {B}}$ $\vec{v}$ ${\vec {S}}$ $C$ $d{\vec {l))$

${\partial {\vec {B}} \over \partial t}={\vec {\nabla }}\times ({\vec {v}}\times {\vec {B}}),$

saamme

${d\Phi _{B} \over dt}=\int _{S}{\vec {\nabla ))\times ({\vec {v))\times {\vec {B))) \cdot d{\vec {S}}+\oint _{C}{\vec {B}}\cdot {\vec {v}}\times d{\vec {l}}.$

Ensimmäinen integraali voidaan kirjoittaa uudelleen käyttämällä Stokesin lausetta ja toinen käyttämällä vektorin identiteettiä $({\vec {A}}\times {\vec {B}})\cdot {\vec {C}}=-{\vec {B}}\cdot ({\vec {A}}\ kertaa {\vec {C)))$

Tuloksena saadaan matemaattinen merkintä [2] [3] :

${d\Phi _{B} \over dt}=0$

$\int _{S}{\vec {B}}\times d{\vec {S}}=const$

Interstellar medium

Todellisten plasma-alueiden johtavuus on äärellinen. Tähtienvälisen aineen harvinaisen kosmisen plasman olosuhteissa tarkasteltavien ääriviivojen mitat ovat huomattavasti suurempia ja vastaavasti magneettikentän vaimenemisajat pitempiä kuin tutkittavan prosessin aika [4] .

Muistiinpanot

↑ B. B. Kadomtsev. Magneettisten voimalinjojen yhdistäminen uudelleen // Uspekhi Fizicheskikh Nauk. - 1987. - tammikuu ( nide 151, numero 1 ). - S. 6-8 . — ISSN 533.95:537.84 .
↑ Magneettikentän jäätyminen - Automaattinen Internet-järjestelmä luonnontieteen ja tieteellisten ja teknisten vaikutusten lisääntymis- ja formalisoitujen kuvausten tietokantojen muodostamiseen . www.heuristic.su . Haettu 15. syyskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. elokuuta 2020. (määrätön)
↑ Magneettikentän jäätyminen - Fysikaalinen tietosanakirja . femto.com.ua _ Haettu 15. syyskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 16. marraskuuta 2020. (määrätön)
↑ Astronet > 4.1 Avaruusplasman tilan fyysiset ominaisuudet . www.astronet.ru _ Haettu 15. syyskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 31. tammikuuta 2020. (määrätön)