Cтраница 3
Сейчас трудно очертить весь круг проблем, которыми занимается или будет заниматься плазменная астрофизика. Например, многочисленные вопросы, связанные с изучением распространения электромагнитных волн в космической плазме, тоже могут быть включены в плазменную астрофизику. [31]
Что касается лабораторных экспериментов по МГД-турбулентности, то условия с Rm 1, характерные для космической плазмы; создать трудно, интерпретация же наблюдений космической плазмы зачастую сама нуждается в теоретических предпосылках. [32]
История этой проблемы может быть отнесена еще к 50 - 60 - м годам XX века. Она связана с выходом книги А.А. Власова Статические функции распределения, в которой четко разделены свойства лабораторной и космической плазмы. [33]
Возможность прямых модельных экспериментов, в которых сохраняются все основные характеристики плазмы, часто исключается по причинам, которые мы рассмотрим в разд. Однако несмотря на это ограничение, эксперименты в ряде случаев могут дать ценную информацию об отдельных свойствах космической плазмы. В связи с этим приобретают особую важность поразительные успехи в технике эксперимента, достигнутые в термоядерных исследованиях. [34]
Читателя, наверное, удивляет то, что написан уже целый параграф о турбулентности и до сих пор не выписан кол-могоровский спектр. Дело в том, что нельзя непосредственно пользоваться результатами по гидродинамической турбулентности, когда речь идет о космической плазме, пронизанной магнитными полями. Вообще при переходе к плазменной турбулентности приходится отказываться от поисков универсальных режимов: в отличие от универсального ( для гидродинамики) колмогоровского спектра плазменная турбулентность, и в частности магнитогид-р один амиче екая, характеризуется большим разнообразием условий и параметров. Тем не менее главные результаты гидродинамики, например идея спектральной перекачки, остаются в силе, мы остановимся на этом в гл. [35]
Последние открытия в астрономии ( квазары, пульсары) свидетельствуют о том, что ускорение некоторой доли частиц космической плазмы до релятивистских энергий - очень распространенное явление. По этому поводу даже высказывались утверждения, что здесь имеет место нарушение второго начала термодинамики. Кажется на первый взгляд, что здесь происходит не диссипация энергии, превращение ее в тепло, а наоборот, заметная часть энергии передается быстрым частицам, ускоряя их еще больше. [36]
В монографии даио подробное н последовательное описание математических моделей динамики плазмы и алгоритмов их численной реализации. На основе этих моделей исследованы процессы пересоединения магаитных силовых линий, представляющие большой интерес для интерпретации явлений в лабораторной и космической плазме. [37]
Выход при диффузии, вероятно, сопровождается изменением функции распределения частиц, тогда как взрывной процесс может ее сохранить, хотя он и сопровождается адиабатическим охлаждением. По-видимому, подобные взрывы котлов, сопровождающиеся выбросом заметной части релятивистских частиц, вполне возможны в связи с различными крупномасштабными движениями космической плазмы. [38]
Что касается лабораторных экспериментов по МГД-турбулентности, то условия с Rm 1, характерные для космической плазмы; создать трудно, интерпретация же наблюдений космической плазмы зачастую сама нуждается в теоретических предпосылках. [39]
Только на этом пути может быть получена необходимая информация о процессах нагрева солнечной короны и формирования солнечного ветра. Ясно, что асимптотическое поведение мелкомасштабных структур при больших временах в конечном итоге всегда определяется действием электростатических сил как в лабораторной, так и в космической плазме. Этот момент уже хорошо осознан применительно к трудностям удержания термоядерной плазмы. Роль электростатической турбулентности в гелиосфере пока мало изучена. [40]
Легко убедиться, что чистая водородная плазма начинает проводить лучше, чем медь, начиная с Те яз 2 - 10 К. Термоядерная плазма проводит электрический ток в десятки раз лучше, чем медь. Проводимость космической плазмы сопоставима с проводимостью таких проводников, как графит или растворы сильных кислот. [41]
Однако при исследовании более тонких процессов ( например, таких, как структура отошедшей ударной волны перед магнитосферой Земли, строение магнитопаузы, пересоединение силовых линий межпланетного и земного магнитных полей) эффекты конечной и относительно низкой проводимости плазмы могут играть весьма важную, иногда решающую роль, в особенности там, где в плазме текут сильные электрические токи. Последнее обстоятельство связано с тем, что плотность токов в магнитосфере и в солнечном ветре весьма часто превышает критическую величину, определяющую применимость классических формул для проводимости и других коэффициентов переноса в плазме, и при оценке последних необходимо учитывать коллективные взаимодействия заряженных частиц с развивающимися в плазме волнами. В связи с этим характеристики реальной космической плазмы могут существенно отличаться от параметров гипотетической среды, принятых в идеализированной модели. [42]
При построении теории магнитосферы и внутримагнитосферных явлений, а также в теории магнитных вариаций почти до 70 - х годов широко использовалось представление о вмороженности магнитных силовых линий в окружающую плазму и об эквипотенциальности силовых линий геомагнитного поля. Такие представления справедливы только в случае, когда проводимость магнитосферной плазмы практически бесконечна, т.е. сопротивление равно нулю. Считать проводимость бесконечной можно, если учитывать лишь парные электрон-ионные соударения, в разреженной космической плазме достаточно редкие. [43]
Но зато я много работал с его учеником Яковом Борисовичем Файнбергом по проблемам физики плазмы и плазменных пучков. При его активном участии был организован и проведен эксперимент по воздействию плазменных пучков на космическую плазму. В свое время это был абсолютно новый и очень важный эксперимент. С другим его учеником, Виктором Григорьевичем Барьяхтаром, мы вместе уже не один десяток лет работаем в Президиуме Национальной академии наук Украины. Конечно же, оба они, безусловно, яркие личности. [44]
В проводящей среде типичный токовый слой стремится медленно диффундировать с характерным временем диффузии т l2 / rj, где 2 / - толщина токового слоя, а т ] ( / лсг) 1 - коэффициент магнитной диффузии. Во время процесса магнитной диффузии энергия магнитного поля с такой же скоростью переходит в тепловую энергию вследствие омической диссипации. Однако часто величина т оказывается слишком большой в сравнении с типичными временными масштабами динамических процессов в космической плазме, и поэтому с ее помощью невозможно описывать развитие таких процессов. Такие неустойчивости возникают в случае, когда ширина токового слоя настолько велика, что rd ТА, где ТА I / VA - время, которое требуется, чтобы пересечь слой со скоростью, равной альфвенов-ской: VA о ( мРо) 1 2 - Характерные времена развития резистивных неустойчивостей по порядку величины равны т тд / Td) где 0 А 1, при этом возникает множество мелкомасштабных петель магнитного поля внутри слоя. Другими словами, резистивные неустойчивости создают токовые нити в токовых слоях ( или, в действительности, в любой конфигурации с широм магнитного поля) с последующей диффузией этих нитей и связанных с ними петель магнитного поля и выделением магнитной энергии в процессе диффузии. [45]