Відмінності між версіями «Магнітне динамо»

нема опису редагування
'''Магнітне динамо'''&nbsp;— механізм генерування [[Магнітне поле|магнітного поля]] в провідній рідині при її обертанні й [[Конвекція|конвекції]] в ній, що дає якісне пояснення існуванню магнітного поля планет, [[зоря|зір]] і зірок[[Галактика|галактик]]<ref name="А-Е-С_Динамо"/>, зокрема [[Магнітне поле Землі|Землі]] та [[Сонце|Сонця]].
 
Творцем теорії магнітного динамо був [[Волтер Моріс Елсассер]]. Хоча теорія магнітного динамо мала успіхи в поясненні зміни магнітних полюсів Землі, її строгогочіткого математичного формулювання на початок 21 століття не існує.
 
Теорія магнітного динамо пояснює магнітне поле Землі електричними струмами в зовнішньому шарі її [[ядро Землі|ядра]], а магнітне поле Сонця струмами в плазмі поблизу тахоклини[[тахоклін|тахокліну]]. Для того, щоб такі струми не затухализгасали з часом, необхідно, щоб вони підтримувалися генерацією за рахунок руху в створеному ними магнітному полі. Для цього небхіднонеобхідно, щоб рідина або газ здійснювали конвективний рух завдяки потокам тепла від центру небесного тіла на поверхню. Джерелами тепла єможуть стисненнябути стискання ядра за рахунок виділення з ногонього легких елементів, таких як [[Сульфур]], [[Оксиген]] та [[Силіцій]], [[прихована теплота]] кристалізації внутрішнього ядра та радіоктивністьрадіоактивність таких елементів як [[Калій]], [[Уран (хімічний елемент)|Уран]] і [[Торій]]<ref>{{cite news | first=Robert | last=Sanders | title=Radioactive potassium may be major heat source in Earth's core | publisher=UC Berkeley News | date=2003-12-10 | url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2003/12/10_heat.shtml | accessdate=2007-02-28 }}</ref>.
 
Для опису такого процесу потрібне тривимірне моделювання узгодженої системи [[Основні рівняння електродинаміки|рівнянь електродинаміки]], [[Рівняння Нав'є-Стокса|Нав'є-Стокса]] та [[Теплопровідність|теплопровідності]].
 
== Кінематичні моделі ==
Найскладнішим для моделювання є конвенційний рух, опис якого потребує розв'язання нелінійного рівняння Нав'є-Стоксає—Стокса. Тому спрощені кінематичні моделі задають конвекційні потоки, тобто конфігурації полів швидкостей. Такі моделі ставлять перед собою задачу визначення при якій конфігурації потоків та якому [[Магнітне число Рейнольдса|магнітному числі Рейнольдса]], [[магнітне поле]] буде наростати.
 
1934 року [[Томас Коулінг]] показав у 1934 році, що магнітне динамо не може утворюватися при осевій[[осьова симетрія|осьовій симетрії]] струмів та магнітного поля<ref>Cowling, T. G. (1934). "The Magnetic Field of Sunspots". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 94: 39–48.</ref>, що називають ''теоремою антидинамо''. З цієї теореми випливає необхідність конвекційних потоків складнішої структури.
 
У реальних умовах такі потоки можливі в системах із несиметричною турбулентністю (в якій переважають або право-, або лівогвинтові рухи), а також у разі диференціального обертання (коли [[кутова швидкість]] на різних широтах відрізняється, що теж призводить до певної несиметричності правих і лівих вихрових рухів)<ref name="А-Е-С_Динамо">{{А-Е-С|Динамо-процеси|131|d1}}</ref>.
 
== Виноски ==