Novinky

Nejlepší vědecké výsledky za rok 2015: Turbulence plazmatu a kinetické nestability v expandujícím slunečním větru

Petr Hellinger a jeho kolegové matematicky modelovali neustálý proud částic od Slunce do nitra Sluneční soustavy. Využili tzv. hybridního popisu, v němž se řeší pohyby a vlastnosti pouze iontů, zatímco elektrony jsou považovány za nehmotné fluidum sloužící pouze k vyrovnání náboje, aby byla zachována elektrická neutralita látky. To není nijak divoké přiblížení, neboť elektrony jsou reálně tisíckrát méně hmotné než protony. Problém byl řešen pouze ve dvou dimenzích kolmých na pozaďové magnetické pole a na radiální směr. V těchto dvou tranversálních směrech ovlivňovala dění také celková expanze.

V simulaci vystupovalo 1024 makročástic na výpočetní buňku hrajících roli shluků protonů. Jejich kolektivní chování bylo nastaveno tak, aby časoprostorové spektrum bylo izotropní se zastoupením modů s náhodnou fází, lineární Alvénovskou polarizací (tedy že magnetické pole poruchy bylo vždy kolmé na vektor intenzity pozaďového pole) a s nekorelovanými poruchami magnetického pole a rychlosti částic. Systém se nechal vyvíjet podle fyzikálních rovnic.

Vývoj ukazuje, že počáteční náhodné poruchy velmi rychle relaxují a vyvíjí se turbulentní kaskáda, tedy původní ploché spektrum se mění na mocninnou funkci. Směrnice této funkce se však náhle mění u iontové škály. Celková amplituda spektra s časem klesá kvůli expanzi výpočetního boxu a také turbulentním tlumením.

V první fázi vývoje tedy systém relaxuje, zvětšují se poruchy magnetického pole na úkor poruch rychlostí. V druhé fázi dojde k turbulentnímu ohřevu protonů především v kolmém směru. Celkově však teplota protonů klesá, neboť turbulentní ohřev je méně významný než pokles teploty v důsledku expanze výpočetního boxu a protony získávají podstatnou teplotní anizotropii, podobně jako je tomu ve slunečním větru. V systému se však objevují kinetické nestability, konkrétně “hadicová” (firehose) nestabilita. Tato nestabilita nese svůj název po hasičské hadici a to právem. Necháme-li na zemi položenou rovnou hadici s proudící vodou, existuje v systému silná anizotropie (voda proudí pouze podél hadice, nikoli v kolmém směru). Stačí pak malá porucha a hadice se začne “kroutit jako had”. V našem idealizovaném systému se objevují komponenty rychlosti kolmo na původní směr. Hadicová nestabilita tedy omezuje anizotropii protonů a ovlivňuje i charakter turbulence.

2-D simulace turbulence plazmatu s kinetickými nestabilitami. — Výsledky ve prostřed (vlevo) a na konci (vpravo) simulace. Amplituda fluktuací magnetického pole (odstíny zelené; tmavší odstín odpovídá vyšší amplitudě) a magnetické siločáry (červené křivky) ve dvoudimenzionální simulační doméně (x,y) normalizované na protonovou inerciální délku. Panel vlevo ukazuje dobře rozvinutou turbulenci charakterizovanou různě velkými víry, které nelineárně interagují, velké víry generují menší. Panel vpravo ukazuje situaci, kdy turbulence je ovlivněna hadicovou nestabilitou, která lokálně (typicky v oblastech mezi jednotlivými víry) generuje silnější magnetické fluktuace a rozvlňuje magnetické siločáry.

Tato teoretická práce tedy ukazuje, že kinetické nestability mohou koexistovat se silnou turbulencí plazmatu dokonce i v 2-D režimu. K přímé aplikaci na chování plazmatu slunečního větru je však ještě daleko. Pro to je potřeba simulaci zobecnit do 3-D, což s sebou nese mimojiné vyšší výpočetní náročnost.

Autoři:
Hellinger, P., Trávníček, P. M., Matteini, L., Landi, S., Verdini, A., Franci, L.
Kontakt: petr.hellinger@asu.cas.cz

Článek:
   Plasma turbulence and kinetic instabilities at ion scales in the expanding solar wind
   Astrophysical Journal Letter, 811, L32 (2015)
   Dostupné online: arXiv:1508.03159

Článek Michala Švandy cyklu "Na čem pracujeme".