Характерное время - диффузия
Cтраница 1
Характерное время диффузии td можно получить, если положить dldt iltd и V2 1 / i - 2, где L - характерная длина, на которой происходит диффузия. [1]
По определению при р - ptrap характерное время диффузии нейтрино из звездного ядра становится сравнимым с характерным временем коллапса. [2]
Первый из них равен корню из отношения характерного времени диффузии a2 / D к характерному времени kp1, что характеризует степень глубины проникновения реакции в зерно катализатора. Аналогичным путем критерий Био определяет соотношение характеристических времен внешней и внутренней диффузии. [3]
Предположим, что число Рейнольдса достаточно велико и характерное время ламинарной диффузии во внешнем следе значительно больше времени перехода основной части потери импульса во внутренний турбулентный след. Предполагается, что внутренний след не влияет на течение во внешнем следе вплоть до границы турбулентного ядра; таким образом, распределение энтальпии во внешнем следе можно определить из расчета невязкого течения. [4]
Если предположить, что характерные времена пересоединения равны характерным временам диффузии и сопротивление определяется классической формулой Спитцера ( Spitzer, 1962), то, конечно, пересоединением невозможно объяснить быстрое выделение энергии в солнечных вспышках. Чтобы выделилось количество энергии, равное 1025 Дж ( 1032 эрг), размер области в короне ( Le), охваченной вспышкой, должен быть порядка 6 104 км. [5]
Причиной, видимо, является заторможенная кинетика фазового разделения: характерные времена диффузии изотопов в решетке твердого тела оказываются столь длинными при температурах порядка 1 К, что изотопические смеси не разделяются, а остаются в метастабильном состоянии на любых разумных временах. [6]
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. [7]
Наконец, возможны режимы ИН с малыми временами рабочего цикла, соизмеримыми с характерным временем диффузии магнитного поля в проводник. [8]
Можно указать на то, что характерные временные масштабы реакций в достаточной степени отличны от характерных времен диффузии и конвекции. Этот аргумент, однако, требует дальнейшего развития. Как ожидается, авто - и перекрестный катализ и обратная связь, замыкаемая посредством химической реакции, могут быть основными источниками целого ряда явлений, сопровождающих гидрохимическую неустойчивость. Роль других диссипативных процессов на поверхности, например поверхностные сдвиговая и дилатационная вязкости, представляется еще не достаточно хорошо выясненной. [10]
Предел t - оо понимается в том смысле, что время t велико по сравнению с остальными микроскопическими временами системы ( у п, ио -), но мало по сравнению с характерными временами диффузии на расстояние порядка размеры системы, или с временем, за которое могут существенно измениться параметры пылевой плазмы в эксперименте. [11]
В частности, оно получено для кинетических функций ср ( t) 1 - ехр ( - tfta) и 9 ( 06 / г / ( тста) ( таГо / 1) а - характерное время диффузии в микропорах), моделирующих диффузионный механизм заполнения микропористых зон соответственно на начальной и конечной стадиях адсорбции. Если ср ( t) носит более сложный характер, то I ( t) находится из ( 5) методом численного обращения преобразований Лапласа. [12]
Иная ситуация складывается при малых превышениях над гом. Одновременно уменьшается характерное время диффузии фазы ср, становясь сравнимым с временем корреляции для флюктуации интенсивности. [13]
Подставляя Le 6 104 км и 77 0 35 м2 с 1, получаем TJ 3 108 лет. Такие огромные значения характерных времен диффузии служили главным аргументом исследователей, утверждавших, что никакой процесс диффузии, в том числе и пересоединение, не могут быть причиной солнечной вспышки. [14]
Соответственно турбулентная диффузия должна играть преобладающую роль. Хорошо известное решение уравнения диффузии дает возможность оценки характерного времени диффузии от источника на данное расстояние г от него. [15]
Страницы: 1 2