Rekoneksja magnetyczna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania

Rekoneksja magnetycznazjawisko szybkiej zmiany układu linii pola magnetycznego w poruszającym się płynie przewodzącym prąd elektryczny. Podczas rekoneksji w jej centrum dochodzi do bardzo silnego rozgrzania przewodzącego płynu w wyniku anihilacji pola magnetycznego.

Temperatura – jedna z podstawowych wielkości fizycznych (parametrów stanu) w termodynamice. Temperatura jest związana ze średnią energią kinetyczną ruchu i drgań wszystkich cząsteczek tworzących dany układ i jest miarą tej energii.Pogoda kosmiczna – ogół zjawisk obserwowanych w ośrodku międzyplanetarnym i międzygwiezdnym, szczególnie w najbliższym Ziemi regionie magnetosfery (do 50000 km od Ziemi), wykazujących pewne analogie do pogody w atmosferze ziemskiej. Głównymi przyczynami tych zjawisk są wiatr słoneczny i galaktyczne promienie kosmiczne z Drogi Mlecznej. Przez te procesy w nieregularnych odstępach czasu rośnie strumień docierającej materii, wysokoenergetycznych cząstek i promieniowania w środowisku ziemskim, przez co pogoda kosmiczna wpływa na magnetosferę, jonosferę i klimat.

Zjawisko to jest przyczyną wyrzutów koronalnych na Słońcu, rozbłysków słonecznych i powodowanych przez nie burz magnetycznych. Powoduje impulsywne grzanie korony słonecznej. Zjawisko to zachodzi również w odsłonecznej części ziemskiej magnetosfery, powodując ruch plazmy w kierunku jonosfery i zjawisko zorzy polarnej.

Magnetosfera – obszar wokół ciała niebieskiego, w którym ruchy i zjawiska dotyczące naładowanych cząstek są zdominowane przez pole magnetyczne danego obiektu. W Układzie Słonecznym następujące ciała niebieskie posiadają magnetosferę: Słońce, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Ziemia, Merkury oraz Ganimedes, księżyc Jowisza. Pojęcie to jest również stosowane jako określenie obszaru zdominowanego przez oddziaływanie pola magnetycznego, pochodzącego od obiektów astronomicznych jak np. magnetosfera pulsara.Korona – najbardziej zewnętrzna część atmosfery słonecznej, rozciągająca się miliony kilometrów od Słońca, najlepiej obserwowana podczas całkowitego zaćmienia Słońca.

Fizyka zjawiska[ | edytuj kod]

Ruch linii pola magnetycznego. Żółte strzałki - ruch plazmy

Jednym z rodzajów rekoneksji jest rekoneksja rozłączna. Przykładowo pole magnetyczne w warkoczu magnetosfery ziemskiej ma bardzo małą składową równoległą do osi dipola ziemskiego. Przejście fali uderzeniowej z rozbłysku słonecznego, propagującej się w wietrze słonecznym, może spowodować powstanie punktu neutralnego, jeżeli tylko zwrot wektora indukcji w fali uderzeniowej jest przeciwny niż zwrot wektora indukcji w warkoczu magnetosfery. Ruch plazmy określony jest przez przebieg linii pola magnetycznego. Po wytworzeniu się punktu neutralnego sprężystość linii pola magnetycznego powoduje wymuszenie ruchu plazmy magnetosferycznej, znajdującej się między punktem neutralnym a Ziemią, w kierunku jonosfery.

Efekt Halla to zjawisko fizyczne, odkryte w 1879 roku przez Edwina H. Halla (wówczas doktoranta). Polega on na wystąpieniu różnicy potencjałów w przewodniku, w którym płynie prąd elektryczny, gdy przewodnik znajduje się w poprzecznym do płynącego prądu polu magnetycznym. Napięcie to, zwane napięciem Halla, pojawia się między płaszczyznami ograniczającymi przewodnik, prostopadle do płaszczyzny wyznaczanej przez kierunek prądu i wektor indukcji pola magnetycznego. Jest ono spowodowane działaniem siły Lorentza na ładunki poruszające się w polu magnetycznym.Pole wmrożone – pojęcie używane w fizyce plazmy, szczególnie w astrofizyce, opisujące zjawisko polegające na tym, że jeżeli w plazmie istnieje pole magnetyczne a plazma porusza się, to pole magnetyczne porusza się razem z plazmą.

Pole magnetyczne przemieszcza się wraz z plazmą (wmrożenie pola w plazmę). Energia pola magnetycznego może być zamieniana na ruch plazmoidu i energię termiczną plazmy uwolnionej od pola magnetycznego i wyświecana w różnych zakresach widma.

Ponieważ zanik linii pola o przeciwnych zwrotach można interpretować jako zmianę strumienia magnetycznego, energia pola powinna być zamieniana na energię indukowanych pól elektrycznych. Duże zmiany pola magnetycznego w małym obszarze powodują powstanie dużych różnic potencjału elektrycznego,a te wywołują prądy elektryczne o bardzo dużym natężeniu, które rozgrzewają plazmę do bardzo wysokich temperatur. Istnieje klasa modeli rozbłysków słonecznych jako kaskad prądowych, ale jest również inny model, w którym prawie cała energia pola magnetycznego jest unoszona przez plazmoidy, a jeden może być obserwowany jako koronalny wyrzut masy.

Słońce (łac. Sol, Helius, gr. Ἥλιος Hḗlios) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.Zjawisko, fenomen (gr. phainomenon obserwowany) – pojęcie filozoficzne oznaczające to, co dane jest w poznaniu zmysłowym, a więc obrazy, dźwięki, zapachy, smaki itd.

W obszarze anihilacji pola magnetycznego uwolniona plazma, niepodlegająca już wpływowi pola magnetycznego, ulega termalizacji jako gaz w polu, dużo mniej intensywnego, średniego pola słonecznego.

Historia[ | edytuj kod]

Na możliwość grzania gazu w wyniku przebudowy pola magnetycznego (rekoneksji) zwrócił uwagę w 1956 roku Peter Alan Sweet. Na tej podstawie Eugene N. Parker stosując zasady magnetohydrodynamiki opracował model matematyczny zjawiska, określany dziś jako rekoneksja magnetyczna Sweeta-Parkera. Wyniki uzyskiwane w tym modelu ze standardowych równań magnetohydrodynamiki dają znacznie wolniejszy przebieg zjawiska od obserwowanego na Słońcu, dlatego model ten nazywa się rekoneksją wolną. W roku 1963 Harry E. Petschek zauważył, że w pewnych warunkach uwzględnienie w modelu matematycznym efektu Halla oraz innych efektów nieliniowych zjawisk sprawia, że zjawisko w modelu przebiega szybciej i przynosi wyniki bardziej zbliżone do obserwowanych. Ten model nazywany jest rekoneksją szybką lub modelem Petscheka.

Magnetohydrodynamika (MHD) lub hydromagnetyka, magnetogazodynamika, magnetoplazmodynamika - akademicka dyscyplina dział mechaniki płynów zajmujący się zagadnieniami związanymi z ruchem płynów przewodzących prąd elektryczny w polu elektromagnetycznym. Szczególnym zainteresowaniem MHD jest oddziaływanie ośrodka i pola magnetycznego.Pole magnetyczne – stan przestrzeni, w której siły działają na poruszające się ładunki elektryczne, a także na ciała mające moment magnetyczny niezależnie od ich ruchu. Pole magnetyczne, obok pola elektrycznego, jest przejawem pola elektromagnetycznego. W zależności od układu odniesienia, w jakim znajduje się obserwator, to samo zjawisko może być opisywane jako objaw pola elektrycznego, magnetycznego albo obu.

Zobacz też[ | edytuj kod]

  • Pogoda kosmiczna
  • Flux Transfer Event - krótkotrwałe połączenie pól magnetycznych Ziemi i Słońca




  • Warto wiedzieć że... beta

    Rozbłysk słoneczny - zespół zjawisk i procesów fizycznych wywołany nagłym wydzieleniem w atmosferze Słońca ogromnej ilości energii spowodowany przez proces anihilacji pola magnetycznego. Energia ta została wcześniej zakumulowana w polach magnetycznych obszarów aktywnych.
    Zorza polarna (Aurora borealis, aurora australis) – zjawisko świetlne obserwowane w górnej atmosferze w pobliżu biegunów magnetycznych planety, która posiada silne pole magnetyczne o charakterze dipolowym (dwubiegunowym).
    Płyn – każda substancja, która może płynąć, tj. charakteryzuje się wielką łatwością zmieniania wzajemnego położenia poszczególnych elementów nawet dla niewielkich sił, w przeciwieństwie do ciał stałych, które przy niewielkich siłach wykazują proporcjonalność odkształcenia do naprężeń. W wyniku czego płyn może swobodnie przemieszczać się (przepływać).

    Reklama