Onda magnetosónica - Magnetosonic wave

Una onda magnetosónica (también llamada onda magnetoacústica ) es una onda magnetohidrodinámica (MHD) lineal que es impulsada tanto por presión (térmica y magnética) como por tensión magnética. Hay dos tipos de ondas magnetosónicas, la onda magnetosónica rápida y la onda magnetosónica lenta . Recientemente se han descubierto ondas magnetosónicas rápidas y lentas en la corona solar , lo que creó una base de observación para la nueva técnica para el diagnóstico de plasma coronal , la sismología coronal .

Plasma homogéneo

En un plasma homogéneo ideal de extensión infinita, y en ausencia de gravedad, las ondas magnetosónicas forman, junto con la onda Alfvén, las tres ondas MHD lineales básicas . Bajo el supuesto de modos normales, es decir, que las perturbaciones lineales de las cantidades físicas son de la forma

{\ Displaystyle f_ {1} = {\ tilde {f}} _ {1} e ^ {i \ left (k_ {x} x + k_ {y} y + k_ {z} z- \ omega t \ right) }}

(con $f̃ 1$ la amplitud constante), se puede derivar una relación de dispersión de las ondas magnetosónicas a partir del sistema de ecuaciones MHD ideales:

{\ Displaystyle \ omega ^ {4} -k ^ {2} \ left (v _ {\ mathrm {s}} ^ {2} + v _ {\ mathrm {A}} ^ {2} \ right) \ omega ^ { 2} + k _ {\ paralelo} k ^ {2} v _ {\ mathrm {s}} ^ {2} v _ {\ mathrm {A}} ^ {2} = 0,}

donde $v A$ es la velocidad de Alfvén, $v s$ es la velocidad del sonido, $k$ es la magnitud del vector de onda y $k ∥$ es el componente del vector de onda a lo largo del campo magnético de fondo (que es recto y constante, porque se supone que el plasma homogéneo).

Esta ecuación se puede resolver para la frecuencia $ω$ , produciendo las frecuencias de las ondas magnetosónicas rápidas y lentas:

{\ Displaystyle \ omega _ {\ mathrm {f, sl}} ^ {2} = {\ frac {k ^ {2} \ left (v _ {\ mathrm {s}} ^ {2} + v _ {\ mathrm { A}} ^ {2} \ right)} {2}} \ left (1 \ pm {\ sqrt {1 - {\ frac {4k _ {\ paralelo} ^ {2} v _ {\ mathrm {s}} ^ { 2} v _ {\ mathrm {A}} ^ {2}} {k ^ {2} \ left (v _ {\ mathrm {s}} ^ {2} + v _ {\ mathrm {A}} ^ {2} \ derecha) ^ {2}}}}} \ derecha).}

Se puede demostrar que $ω sl \leq ω A \leq ω f$ (con $ω A = k ∥ v A$ la frecuencia de Alfvén), de ahí el nombre de ondas magnetosónicas "lentas" y "rápidas".

Casos limitantes

Ausencia de campo magnético

En ausencia de un campo magnético, todo el modelo MHD se reduce al modelo hidrodinámico (HD). En este caso $v A = 0$ , y por tanto $ω 2 sl = 0$ y $ω 2 f = k 2 v 2 s$ . Por tanto, la onda lenta desaparece del sistema, mientras que la onda rápida es solo una onda sonora que se propaga isotrópicamente.

Plasma incompresible

En caso de que el plasma sea incompresible, la velocidad del sonido $v s \to \infty$ (esto se deduce de la ecuación de energía) y luego se puede demostrar que $ω 2 sl = ω 2 A$ y $ω 2 f = \infty$ . La onda lenta se propaga así con la velocidad de Alfvén (aunque sigue siendo diferente de una onda de Alfvén en su naturaleza), mientras que la onda rápida desaparece del sistema.

Plasma frío

Suponiendo que la temperatura de fondo $T 0 = 0$ , se sigue de la ley de los gases perfectos que la presión térmica $p 0 = 0$ y, por tanto, que $v s = 0$ . En este caso, $ω 2 sl = 0$ y $ω 2 f = k 2 v 2 A$ . Por lo tanto, no hay ondas lentas en el sistema y las ondas rápidas se propagan isotrópicamente con la velocidad de Alfvén.

Plasma no homogéneo

En el caso de un plasma no homogéneo (es decir, un plasma en el que al menos una de las cantidades de fondo no es constante) las ondas MHD pierden su naturaleza definitoria y adquieren propiedades mixtas. En algunas configuraciones, como las ondas axisimétricas en un cilindro recto con una base circular (uno de los modelos más simples para un bucle coronal ), las tres ondas MHD todavía se pueden distinguir claramente. Pero en general, las ondas magnetosónicas rápidas y lentas de Alfvén puro no existen y las ondas en el plasma están acopladas entre sí de formas intrincadas.

Ver también

Referencias

^ Nakariakov, VM; Verwichte, E. (2005). "Ondas y oscilaciones coronales" . Rev. Viviente Sol. Phys . 2 (1): 3. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 3N . doi : 10.12942 / lrsp-2005-3 . S2CID 123211890 .
^ Goossens, Marcel (2003). Introducción a la astrofísica del plasma y la magnetohidrodinámica . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. 294 . Dordrecht: Springer Holanda. doi : 10.1007 / 978-94-007-1076-4 . ISBN 978-1-4020-1433-8.
^ Goossens, Marcel L .; Arregui, Iñigo; Van Doorsselaere, Tom (11 de abril de 2019). "Propiedades mixtas de ondas MHD en plasmas no uniformes" . Fronteras en astronomía y ciencias espaciales . 6 : 20. Bibcode : 2019FrASS ... 6 ... 20G . doi : 10.3389 / fspas.2019.00020 . ISSN 2296-987X .

[1] Nakariakov, VM; Verwichte, E. (2005). "Ondas y oscilaciones coronales" . Rev. Viviente Sol. Phys . 2 (1): 3. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 3N . doi : 10.12942 / lrsp-2005-3 . S2CID 123211890 .

[2] Goossens, Marcel (2003). Introducción a la astrofísica del plasma y la magnetohidrodinámica . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. 294 . Dordrecht: Springer Holanda. doi : 10.1007 / 978-94-007-1076-4 . ISBN 978-1-4020-1433-8.

[3] Goossens, Marcel L .; Arregui, Iñigo; Van Doorsselaere, Tom (11 de abril de 2019). "Propiedades mixtas de ondas MHD en plasmas no uniformes" . Fronteras en astronomía y ciencias espaciales . 6 : 20. Bibcode : 2019FrASS ... 6 ... 20G . doi : 10.3389 / fspas.2019.00020 . ISSN 2296-987X .

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