Alfvén-Geschwindigkeit: Unterschied zwischen den Versionen
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Als '''Alfvén-Geschwindigkeit''' (benannt nach dem schwedischen Physiker und Nobelpreisträger [[Hannes Olof Gösta Alfvén]]) bezeichnet man in der [[Plasmaphysik]] die [[Geschwindigkeit]] der [[Plasmawelle|Alfvén-Welle]]. Neben der langsamen und der schnellen [[magnetosonisch]]en Welle spielt die Alfvén-Welle eine entscheidende Rolle bei [[Magnetohydrodynamik|MHD]]-[[Jet (Astronomie)|Jets]] und MHD-[[Akkretion (Astronomie)|Akkretions]]<nowiki />flüssen. | |||
Ähnlich wie Wasser oder Luft stellt man sich [[Plasma (Physik)|Plasma]] als [[schwingung]]s- und störungsfähiges Gebilde vor, in dem [[ionisiert]]e Gas[[teilchen]] um ihre Ausgangsposition schwingen und so eine Welle propagieren kann. Aus dem Ansatz, dass [[Kinetische Energie #Hydrodynamik|kinetische]] und [[Magnetischer Druck|magnetische]] [[Energiedichte]] gleich groß sind: | Ähnlich wie Wasser oder Luft stellt man sich [[Plasma (Physik)|Plasma]] als [[schwingung]]s- und störungsfähiges Gebilde vor, in dem [[ionisiert]]e Gas[[teilchen]] um ihre Ausgangsposition schwingen und so eine Welle propagieren kann. Aus dem Ansatz, dass [[Kinetische Energie #Hydrodynamik|kinetische]] und [[Magnetischer Druck|magnetische]] [[Energiedichte]] gleich groß sind: | ||
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:<math>v = c_{A} = \frac{|\vec{B}|}{\sqrt{\mu_{0} \cdot \rho}}</math> | :<math>v = c_{A} = \frac{|\vec{B}|}{\sqrt{\mu_{0} \cdot \rho}}</math> | ||
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Klaus G. Strassmeier: ''Aktive Sterne – Laboratorien der solaren Astrophysik.'' Springer Verlag 1997, ISBN 978-3-7091-7420-3 | |||
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Aktuelle Version vom 12. Oktober 2021, 21:17 Uhr
Als Alfvén-Geschwindigkeit (benannt nach dem schwedischen Physiker und Nobelpreisträger Hannes Olof Gösta Alfvén) bezeichnet man in der Plasmaphysik die Geschwindigkeit der Alfvén-Welle. Neben der langsamen und der schnellen magnetosonischen Welle spielt die Alfvén-Welle eine entscheidende Rolle bei MHD-Jets und MHD-Akkretionsflüssen.
Ähnlich wie Wasser oder Luft stellt man sich Plasma als schwingungs- und störungsfähiges Gebilde vor, in dem ionisierte Gasteilchen um ihre Ausgangsposition schwingen und so eine Welle propagieren kann. Aus dem Ansatz, dass kinetische und magnetische Energiedichte gleich groß sind:
- $ {\frac {1}{2}}\cdot \rho \cdot v^{2}={\frac {1}{2}}\cdot {\frac {B^{2}}{\mu _{0}}} $
mit
- $ \rho $ die Dichte im System
- B das Magnetfeld im Plasma
- $ \mu _{0} $ die magnetische Feldkonstante
ergibt sich die Alfvén-Geschwindigkeit für ein ideales (Viskosität $ \mu =0 $ und elektrische Leitfähigkeit $ \sigma =\infty $) inkompressibles MHD-Plasma als Gleichverteilungslösung zu:
- $ v=c_{A}={\frac {|{\vec {B}}|}{\sqrt {\mu _{0}\cdot \rho }}} $
An dem Ausdruck ist ersichtlich, dass die Alfvén-Geschwindigkeit nicht nur linear mit dem Magnetfeld wächst, sondern auch mit abnehmender Massedichte.
Literatur
Klaus G. Strassmeier: Aktive Sterne – Laboratorien der solaren Astrophysik. Springer Verlag 1997, ISBN 978-3-7091-7420-3