Введение

Магнитное воссоединение – физический процесс, происходящий в электропроводящих плазмах, в котором магнитная топология перестраивается и магнитная энергия преобразуется в кинетическую энергию, тепловую энергию и ускорение частиц. Магнитное воссоединение включает плазменные потоки, достигающие значительной доли скорости волны Альфвена, которая является фундаментальной скоростью для передачи механической информации в намагниченной плазме. Концепция магнитного воссоединения была разработана параллельно исследователями, работающими в области солнечной физики и взаимодействия солнечного ветра с намагниченными планетами. Это отражает двунаправленный характер воссоединения, которое может как разъединять ранее соединенные магнитные поля, так и соединять ранее разъединенные магнитные поля, в зависимости от обстоятельств. Рону Джованнелли принадлежит авторство первой публикации, в которой рассматривается высвобождение магнитной энергии как потенциальный механизм ускорения частиц в солнечных вспышках. В 1946 году Джованнелли предположил, что солнечные вспышки возникают из-за энергии, приобретаемой заряженными частицами под воздействием индуцированных электрических полей вблизи солнечных пятен. В 1947–1948 годах он опубликовал ряд статей, в которых развивал модель воссоединения для объяснения солнечных вспышек. В этих работах он предположил, что механизм реализуется в точках нейтрали (областях слабого или нулевого магнитного поля) внутри структурированных магнитных полей. Джеймсу Данги приписывают первое использование термина «магнитное воссоединение» в его докторской диссертации 1950 года для объяснения передачи массы, энергии и импульса от солнечного ветра в магнитосферу Земли. Эта концепция была впервые опубликована в основополагающей статье в 1961 году. Данги ввел термин «воссоединение», поскольку представлял себе, что линии магнитного поля и плазма движутся вместе в притоке к магнитной нейтральной точке (в двумерном случае) или линии (в трехмерном случае), разрываются и затем вновь соединяются, но уже с другими линиями магнитного поля и плазмой, в оттоке от магнитной нейтральной точки или линии. Тем временем, первая теоретическая основа для понимания магнитного воссоединения была заложена Питером Свитом и Юджином Паркером на конференции в 1956 году. Свит указал, что при сближении двух плазм с противоположно направленными магнитными полями, резистивная диффузия может происходить на масштабе длины, значительно меньшем, чем типичный масштаб равновесия. Паркер присутствовал на этой конференции и разработал зависимости масштабирования для этой модели во время обратной дороги.

Физическая интерпретация

Качественное описание процесса магнитного воссоединения заключается в том, что линии магнитного поля из различных магнитных доменов (определяемых связностью линий поля) пересоединяются друг с другом, изменяя их схемы связности относительно источников. Это нарушение приближенного закона сохранения в физике плазмы, известного как теорема Альфвена (также называемая "идеальной МГД" или "теоремой о замороженном потоке"), и может концентрировать механическую или магнитную энергию как в пространстве, так и во времени. Солнечные вспышки, самые мощные взрывы в Солнечной системе, могут быть связаны с воссоединением крупных систем магнитного потока на Солнце, высвобождающим за минуты энергию, накопленную в магнитном поле в течение часов или дней. Магнитное воссоединение в магнитосфере Земли является одним из механизмов, ответственных за полярные сияния, и имеет важное значение для науки об управляемом ядерном синтезе, поскольку является одним из механизмов, препятствующих магнитному удержанию топлива для синтеза. В электропроводящей плазме линии магнитного поля группируются в "домены" – пучки линий поля, соединяющие определенное место с другим определенным местом и топологически отличающиеся от соседних линий поля. Эта топология приблизительно сохраняется даже при сильном искажении магнитного поля переменными токами или движением магнитных источников, поскольку эффекты, которые могли бы изменить магнитную топологию, вместо этого индуцируют вихревые токи в плазме; эти вихревые токи подавляют изменение топологии.

Виды повторного подключения

В двух измерениях наиболее распространенным типом магнитного воссоединения является воссоединение на сепараторе, в котором четыре отдельных магнитных домена обмениваются линиями магнитного поля. Домены в магнитной плазме разделены сепаратрисными поверхностями: изогнутыми поверхностями в пространстве, разделяющими различные пучки потока. Линии поля с одной стороны сепаратрисы все заканчиваются на определенном магнитном полюсе, а линии поля с другой стороны – на другом полюсе того же знака. Поскольку каждая линия поля обычно начинается на северном магнитном полюсе и заканчивается на южном, наиболее общий способ разделения простых систем потока включает четыре домена, разделенных двумя сепаратрисами: одна сепаратриса разделяет поток на два пучка, каждый из которых имеет общий южный полюс, а другая сепаратриса разделяет поток на два пучка, каждый из которых имеет общий северный полюс. Пересечение сепаратрис образует сепаратор – одну линию, являющуюся границей четырех отдельных доменов. При воссоединении на сепараторе линии поля входят в сепаратор из двух доменов и пересоединяются друг с другом, выходя из сепаратора в два других домена (см. рисунок 1). В трех измерениях геометрия линий поля становится сложнее, чем в двухмерном случае, и воссоединение может происходить в областях, где сепаратор отсутствует, но линии поля связаны крутыми градиентами. Эти области известны как квазисепаратрисные слои (QSL) и наблюдались в теоретических моделях и солнечных вспышках.

Быстрое восстановление связи: модель Petschek

Основная причина, по которой пересоединение Петшека происходит быстрее, чем пересоединение Паркера-Свита, заключается в расширении области оттока, что тем самым снимает часть ограничений, вызванных ростом давления плазмы. Скорость притока, а следовательно, и скорость пересоединения, может быть очень мала только в случае узкой области оттока. В 1964 году Гарри Петшек предложил механизм, в котором области притока и оттока разделены стационарными медленными ударными волнами, расположенными в потоках притока. Отношение сторон диффузионной области в этом случае порядка единицы, и максимальная скорость пересоединения становится…

Это выражение допускает быстрое пересоединение и практически не зависит от числа Лундквиста. Теория и численные моделирования показывают, что большинство функций ударных волн, предложенных Петшеком, могут выполняться альвеновскими волнами и, в частности, ротационными разрывами (РД). В случаях асимметричной плотности плазмы по обе стороны от токового слоя (как, например, на дневной стороне магнитопаузы Земли), альвеновская волна, распространяющаяся в приток на стороне с более высокой плотностью (в случае магнитопаузы – в более плотную магнитооболочку), имеет более низкую скорость распространения, поэтому вращение поля все больше происходит на этом РД по мере удаления линии поля от точки пересоединения: следовательно, токовый слой магнитопаузы становится все более концентрированным во внешней, более медленной РД. Моделирование резистивного МГД-пересоединения с однородной проводимостью показало развитие вытянутых токовых слоев, что согласуется с моделью Свита-Паркера, а не с моделью Петшека. Однако при использовании локализованной аномально высокой проводимости пересоединение Петшека может быть реализовано в резистивных МГД-моделированиях. Поскольку использование аномальной проводимости целесообразно только тогда, когда средняя длина свободного пробега частиц велика по сравнению со слоем пересоединения, вероятно, что другие бестолкновительные эффекты становятся важными до того, как пересоединение Петшека сможет быть реализовано.

Аномальная резистивность и диффузия Бома

В модели Свита-Паркера обычно предполагается, что магнитная диффузивность постоянна. Её можно оценить, используя уравнение движения электрона с массой *m* и электрическим зарядом *e*:

где *ν* – частота столкновений. Поскольку в стационарном состоянии, *E + v x B = 0*, то вышеуказанное уравнение вместе с определением электрического тока, *J = n e v<sub>d</sub>*, где *n* – плотность числа электронов, дает

Тем не менее, если скорость дрейфа электронов превышает тепловую скорость плазмы, стационарное состояние не может быть достигнуто, и магнитная диффузивность должна быть значительно больше, чем указано выше. Это называется аномальным сопротивлением, *η<sub>an</sub>*, которое может увеличить скорость рекомбинации в модели Свита-Паркера в раз. Другой предложенный механизм известен как диффузия Бома поперек магнитного поля. Он заменяет омическое сопротивление на *D/B<sup>2</sup>*, однако его эффект, подобно аномальному сопротивлению, все еще слишком мал по сравнению с наблюдениями.

Стохастическое воссоединение

В стохастическом пересоединении магнитное поле имеет маломасштабную случайную компоненту, возникающую из-за турбулентности. Для описания турбулентного потока в области пересоединения следует использовать модель магнитогидродинамической турбулентности, например, модель, разработанную Голдрейхом и Сридхаром в 1995 году. Эта стохастическая модель не зависит от физики малых масштабов, таких как резистивные эффекты, и определяется только турбулентными процессами. По сути, в стохастической модели турбулентность сближает изначально удаленные линии магнитного поля до малых расстояний, где они могут локально пересоединиться (пересоединение типа Свита-Паркера), а затем снова разойтись из-за турбулентной сверхлинейной диффузии (диффузия Ричардсона). Для токового слоя длиной верхний предел скорости пересоединения задается выражением

где , и – соответственно масштаб длины и скорость инжекции турбулентности, а – скорость Альфвена. Эта модель успешно прошла проверку численными симуляциями.

Процесс без MHD: бесконтактное воссоединение

На масштабах длин, меньших ионной инерциальной длины (где — частота ионной плазмы), ионы перестают быть связанными с электронами, и магнитное поле "замораживается" в электронной жидкости, а не в плазме как едином целом. На этих масштабах начинает играть важную роль эффект Холла. Двухжидкостные численные моделирования показывают формирование X-образной конфигурации, в отличие от двойной Y-образной конфигурации, характерной для резистивной рекомбинации. Затем электроны ускоряются до очень высоких скоростей волнами Уистлера. Поскольку ионы могут перемещаться через более широкое "горлышко" вблизи слоя тока, и поскольку электроны движутся значительно быстрее в Hall MHD, чем в стандартной MHD, рекомбинация может происходить быстрее. Двухжидкостная/бесконтактная рекомбинация особенно важна в магнитосфере Земли.

Солнечная атмосфера

Магнитное воссоединение происходит во время солнечных вспышек, корональных выбросов массы и многих других явлений в солнечной атмосфере. Наблюдательные свидетельства солнечных вспышек включают наблюдения притоков/оттоков, нисходящих петель и изменений в магнитной топологии. Ранее наблюдения солнечной атмосферы осуществлялись с помощью дистанционного зондирования; следовательно, магнитные поля выводились или экстраполировались, а не наблюдались непосредственно. Однако первые прямые наблюдения солнечного магнитного воссоединения были получены в 2012 году (и опубликованы в 2013 году) с помощью высокоразрешающего коронального изобразителя.

Магнетосфера Земли

События магнитного воссоединения, происходящие в магнитосфере Земли (на дневной магнитопаузе и в магнитохвосте), на протяжении многих лет устанавливались на основе выводов, поскольку они уникальным образом объясняли многие аспекты крупномасштабного поведения магнитосферы и ее зависимости от ориентации межпланетного магнитного поля вблизи Земли. Впоследствии космические аппараты, такие как Cluster II и Магнитосферная многомасштабная миссия, провели наблюдения с достаточным разрешением и в нескольких точках, чтобы наблюдать этот процесс непосредственно и in situ. Cluster II – это миссия, состоящая из четырех космических аппаратов, расположенных в форме тетраэдра для разделения пространственных и временных изменений при прохождении аппаратуры через космическое пространство. Она зафиксировала многочисленные события воссоединения, в ходе которых магнитное поле Земли воссоединяется с магнитным полем Солнца (то есть с межпланетным магнитным полем). К ним относятся «обратное воссоединение», вызывающее солнечное течение в ионосфере Земли вблизи полярных куспидов; «дневное воссоединение», обеспечивающее передачу частиц и энергии в окрестности Земли, и «воссоединение в хвосте», вызывающее полярные субштормы путем впрыска частиц вглубь магнитосферы и высвобождения энергии, накопленной в магнитохвосте Земли. Магнитосферная многомасштабная миссия, запущенная 13 марта 2015 года, улучшила пространственное и временное разрешение результатов, полученных Cluster II, за счет более плотной группировки космических аппаратов. Это привело к лучшему пониманию поведения электрических токов в области диффузии электронов. 26 февраля 2008 года зонды THEMIS смогли определить событие, запускающее начало магнитосферных субштормов. Два из пяти зондов, расположенных примерно на трети расстояния до Луны, зарегистрировали события, указывающие на воссоединение магнитного поля за 96 секунд до усиления полярного сияния. Доктор Василис Ангелопулос из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе, главный исследователь миссии THEMIS, заявил: «Наши данные ясно и впервые показывают, что магнитное воссоединение является триггером».

Лабораторные эксперименты с плазмой

Магнитное воссоединение также наблюдалось во множестве лабораторных экспериментов. Например, исследования на Большом плазменном устройстве (LAPD) в Калифорнийском университете в Лос-Анджелесе (UCLA) наблюдали и картировали квазисепаратрисные слои вблизи области магнитного воссоединения системы из двух потоковых канатов, а эксперименты на установке «Магнитное воссоединение» (MRX) в Принстонской физической лаборатории плазмы (PPPL) подтвердили многие аспекты магнитного воссоединения, включая модель Свит-Паркера в режимах, где эта модель применима. Анализ физики инжекции helicity, используемой для создания начального плазменного тока в сферическом токамаке NSTX, привел доктора Фатиму Эбрахими к предложению плазменного двигателя, использующего быстрое магнитное воссоединение для ускорения плазмы и создания тяги для космической двигательной установки. Колебания типа «пила» – это периодические процессы перемешивания, происходящие в ядре плазмы токамака. Модель Кадомцева описывает колебания типа «пила» как следствие магнитного воссоединения, вызванного смещением центральной области с коэффициентом устойчивости, обусловленным внутренним кинковым модным неустойчивостью.