Магнитное поле - порядок
Cтраница 2
Фотоэлементы из сурьмянистого индия, чувствительные к инфракрасным лучам в диапазоне 1 - 7 мк, были разработаны Services Electrical Laboratory. Они состоят из куска чистого монокристалла с электродами, помещенного в магнитное поле порядка 104 гс. Поток, падающий на поверхность материала, вызывает появление электроннодырочных пар вблизи поверхности. При проникновении в сурьмянистый индий они разделяются магнитным пол ем и создают электродвижущую силу на электродах. [16]
На рис. 1 - 12 показана конструкция масс-анализатора омегатрона. Масс-анализа-тор представляет собой металлическую камеру с линейными размерами 1X3 см, находящуюся в магнитном поле порядка десятых долей теслы. [17]
Влияние подмагничивающего поля на нелинейные свойства образцов большого диаметра показано на фиг. Из этих кривых видно, что с увеличением постоянного магнитного поля потери растут, достигая максимума при магнитном поле порядка 750 э, затем начинают уменьшаться и при поле порядка 1750 э достигают минимального значения. В этом интервале постоянных магнитных полей потери сильно зависят от уровня высокочастотной мощности. При значениях постоянного магнитного поля выше 1750э характер изменения потерь практически не зависит от уровня высокочастотной мощности. Зависимость величин потерь от высокочастотной мощности сказывается сильнее всего при подмагничивающих полях порядка 1000 э, что как раз совпадает с областью полей, при которой работают многие применяемые на практике ферритовые устройства. [18]
В приведенных выше рассуждениях, касавшихся частично заполненного уровня Ландау, мы предполагали, что заполненным является лишь одно спиновое состояние. Поэтому зеемановская энергия приблизительно в 60 раз меньше, чем циклотронная, и близка по масштабам к энергиям квазичастиц в аномальном холлов-ском состоянии при магнитных полях порядка 10 Тл. [19]
Остаточная намагниченность поверхностных лунных пород ( см. обзоры [56,54]) говорит о том, что они застывали ( примерно ( 3 - 4) 109 лет назад) в магнитном поле порядка 0 05 - 1 Гс. Среди возможных полей, ответствечных за остаточную намагниченность, - поле самой Луны [129, 142], поле Земли [5] или поле Солнца [111] в ту эпоху. Трудно согласиться с тем, что Солше могло бы создать поле в 0 1 Гс на орбите Земли. В те времена Луна была гораздо ближе к Земле, и поле в 10 - 50 Гс на поверхности Земли могло бы дать 0 1 Гс на расстоянии в 6 или 7 земных радиусов. Было бы крайне интересно если бы конвекция в ядре Земли была когда-либо настолько интенсивной, что создавала бы поле 102 раз сильнее современного. Поэтому Леви [98] попытался выяс нить, могла ли когда-нибудь сама Луна генерировать магнитя поле. [20]
Оксиды демонстрируют разнообразные и сложные фазовые диаграммы: многие переходят в магнитоупорядоченное состояние при понижении температуры, в состояние с зарядовым упорядочением, имеются переходы металл-диэлектрик, а некоторые манганиты показывают чрезвычайно высокую чувствительность электрического сопротивления к внешнему магнитному полю - гигантское магнетосопротивление - изменение сопротивления на несколько порядков величины в магнитном поле порядка нескольких тесла. Природа этих явлений составляет одну из актуальных проблем современной физики твердого тела. В этой связи изучение изотопических эффектов в оксидах представляет большой интерес. Оказалось, что фазовая диаграмма оксидов довольно сильно изменяется при изотопическом замещении кислорода. [21]
Если магнитные атомы находятся в таком тесном контакте друг с другом, что соседние атомы могут обмениваться магнитными электронами, можно наблюдать кооперативное взаимодействие, при котором спины всех магнитных электронов в решетке принимают одинаковое направление и магнитные моменты электронов оказываются очень сильно связанными. Эта самопроизвольная намагниченность характерна для ферромагнитных материалов. Спины соседних магнитных атомов выстраиваются под действием обменных сил, которые эквивалентны магнитным полям порядка 1 - 10 млн. эрстед. Однако это взаимодействие спинов не является по природе магнитным, а есть следствие квантово-механического взаимодействия между электронами соседних атомов. [22]
На рис. 7.15, а схематически изображена простейшая структурная схема, поясняющая принцип действия данного метода. На преобразователь /, подобный описанному в методе резонансного поглощения, воздействуют сильным постоянным поляризующим магнитным полем порядка 100 кА / м, создаваемым катушкой 2, индукция которого Вп значительно больше измеряемой индукции Вх и направлена перпендикулярно Вх. Затем поляризующее поле быстро выключается ( переключатель / 7 в положении / /), чтобы за время выключения вектор намагниченности практически не изменил своего направления. [23]
Резюмируя, можно сказать, что хотя почти и не осталось надежд на полную стабилизацию плазмы, теоретически кажется возможным существенно снизить эффект от неустойчивостей путем увеличения размеров системы, величины магнитного поля и перекрещенности силовых линий. При этом должны быть полностью стабилизированы быстрые магнитогид-родинамические неустойчивости идеальной плазмы, а следующие по опасности дрейфовые неустойчивости сильно подавляются. Для достижения управляемых термоядерных реакций на этом пути необходимо преодолеть огромные технические трудности, связанные с проблемой создания магнитного поля порядка 105 Э в объеме порядка многих кубометров. [24]
 |
Кривые светимости в оптическом и рентгеновском диапазонах для. [25] |
Красные карлики, генерирующие вспышки, - обычно быстровра-щающиеся звезды с глубокими конвективными зонами. Быстрое вращение в комбинации с глубокой конвективной зоной заметно повышает динамо-активность в этих звездах, хотя следует отметить, что объяснение природы генерации магнитного поля в полностью конвективных звездах остается пока нерешенной задачей. Прямые измерения поверхностных полей у красных карликов, так же, как и у других типов вспышечных звезд, показывают, что на этих звездах встречаются звездные пятна с напряженностью магнитного поля порядка 1000 Гс ( Hartmann, 1987; Lisky, 1989; Saar, 1996), что совпадает с оценками, полученными из баланса плазменного и магнитного давлений на поверхности звезды. [26]
В первой схеме ( рис. 3) пути всех ионов определенной массы, выходящих из длинной щели ионного источника, собираются с помощью магнитного поля в одну точку, и в этой точке помещается приемник ионов. Место схождения траекторий различно для ионов различной массы, принадлежащих разным изотопам. Чем меньше различаются между собою массы изотопов, тем ближе друг к другу расположены точки схождения ионных потоков и тем труднее разделить эти потоки. Для изотопов урана, при длине путей в магнитном поле порядка одного метра, расстояние между точками схождения ионных потоков составляет всего лишь несколько миллиметров. [27]
Современные измерения с высокой чувствительностью [ I ] магнитного поля в фотосфере укрепили ту; точку зрения, что цикл солнечной активности имеет магнитную природу. Представляется, что магнитный поток в этих крупномасштабных областях берет начало на широтах солнечных пятен. Этот поток развивается так, как если бы он представлял собой остатки после диссипации солнечных пятен, обусловленной гидродинамическим движением в слоях, которые лежат под фотосферой. Благодаря высокому пространственному разрешению в любой из этих областей, в которых знак среднего поля может быть одним и тем же на протяжении десятков градусов солнечной поверхности, выявляется сеть мощных сгущений магнитного поля порядка 2000 Тс, разделенных областями, по-видимому, свободными от поля. Масштаб этих областей ( около 30000 км в диаметре) соответствует масштабу поднимающихся конвективных ячеек в самых верхних слоях Солнца. Это говорит о том, что поток, выходящий наружу у вершины каждой конвективной ячейки, выталкивает поле к границам ячейки, концентрируя его там, где газ опускается. Однако наличие сгущений обеих полярностей в районах, где в общем преобладает одна полярность, указывает на то, что поля концентрируются и запутываются подповерхностными движениями. Имеются также свободно разбросанные по солнечной поверхности небольшие магнитные диполи, или короткоживущие активные области, которые, по-видимому, вносят незначительный вклад в результирующее магнитное поле. [28]
Страницы: 1 2