चुंबकद्रवगतिकीय प्रक्षोभ: Difference between revisions

Revision as of 08:49, 8 June 2023

चुंबकद्रवगतिकीय प्रक्षोभ उच्च रेनॉल्ड संख्या में चुंबक तरल द्रव प्रवाह के अव्यवस्थित शासनों से संबंधित है। चुंबकद्रवगतिकीय (एमएचडी) बहुत उच्च विद्युत प्रतिरोधकता और चालकता के साथ अर्ध-तटस्थ तरल पदार्थ से संबंधित है। द्रव सन्निकटन का अर्थ है कि केंद्र मैक्रो लंबाई और समय के पैमाने पर है जो क्रमशः संघट्ट की लंबाई और संघट्ट के समय से अत्यधिक बड़ा है।

असंगत एमएचडी समीकरण

स्थिर द्रव्यमान घनत्व के लिए असंपीड्य एमएचडी समीकरण $\rho =1$ ,

{\begin{aligned}{\frac {\partial \mathbf {u} }{\partial t}}+\mathbf {u} \cdot \nabla \mathbf {u} &=-\nabla p+\mathbf {B} \cdot \nabla \mathbf {B} +\nu \nabla ^{2}\mathbf {u} \\[5pt]{\frac {\partial \mathbf {B} }{\partial t}}+\mathbf {u} \cdot \nabla \mathbf {B} &=\mathbf {B} \cdot \nabla \mathbf {u} +\eta \nabla ^{2}\mathbf {B} \\[5pt]\nabla \cdot \mathbf {u} &=0\\[5pt]\nabla \cdot \mathbf {B} &=0.\end{aligned}}

हैं जहां u, B, p वेग, चुंबकीय और कुल दाब (तापीय+चुंबकीय) क्षेत्रों का प्रतिनिधित्व करते हैं, $\nu$ और $\eta$ शुद्धगतिक श्यानता और चुंबकीय प्रसार का प्रतिनिधित्व करते हैं। तीसरा समीकरण असंपीड्य प्रवाह है। उपरोक्त समीकरण में, चुंबकीय क्षेत्र अल्फवेन इकाइयों (वेग इकाइयों के समान) में है।

कुल चुंबकीय क्षेत्र को दो भागों में विभाजित किया जा सकता है: $\mathbf {B} =\mathbf {B_{0}} +\mathbf {b}$ (मध्यमान+उच्चावच)।

एल्सासेर चर ( $\mathbf {z} ^{\pm }=\mathbf {u} \pm \mathbf {b}$ ) के संदर्भ में उपरोक्त समीकरण

{\frac {\partial {\mathbf {z} ^{\pm }}}{\partial t}}\mp \left(\mathbf {B} _{0}\cdot {\mathbf {\nabla } }\right){\mathbf {z} ^{\pm }}+\left({\mathbf {z} ^{\mp }}\cdot {\mathbf {\nabla } }\right){\mathbf {z} ^{\pm }}=-{\mathbf {\nabla } }p+\nu _{+}\nabla ^{2}\mathbf {z} ^{\pm }+\nu _{-}\nabla ^{2}\mathbf {z} ^{\mp }

हैं जहाँ $\nu _{\pm }={\frac {1}{2}}(\nu \pm \eta )$ । अल्फवेनिक उच्चावच $z^{\mp }$ के बीच अरैखिक अन्योन्यक्रिया होते हैं।

एमएचडी के लिए महत्वपूर्ण गैर-विमीय पैरामीटर हैं

{\begin{array}{lcl}{\text{Reynolds number  }}Re&=&UL/\nu \\{\text{Magnetic Reynolds number  }}Re_{M}&=&UL/\eta \\{\text{Magnetic Prandtl number  }}P_{M}&=&\nu /\eta \end{array}}

हैं।

चुम्बकीय प्रान्तल संख्या द्रव का एक महत्वपूर्ण गुण है। तरल धातुओं में छोटे चुंबकीय प्रान्तल संख्या होते हैं, उदाहरण के लिए, तरल सोडियम का $P_{M}$ लगभग $10^{-5}$ है। परन्तु प्लाज़्मा में बड़े $P_{M}$ होते हैं।

रेनॉल्ड संख्या नेवियर-स्टोक्स समीकरण के गैर-रैखिक पद $\mathbf {u} \cdot \nabla \mathbf {u}$ का श्यान पद का अनुपात है। जबकि चुंबकीय रेनॉल्ड संख्या गैर-रैखिक पद और प्रेरण समीकरण के विसरणशील पद का अनुपात है।

कई व्यावहारिक स्थितियों में, प्रवाह की रेनॉल्ड संख्या $Re$ अत्यधिक बड़ी है। ऐसे प्रवाहों के लिए सामान्यतः वेग और चुंबकीय क्षेत्र यादृच्छिक होते हैं। इस तरह के प्रवाह को एमएचडी प्रक्षोभ प्रदर्शित करने के लिए कहा जाता है। ध्यान दें कि $Re_{M}$ एमएचडी विक्षोभ के लिए बड़ा होना जरूरी नहीं है। $Re_{M}$ डायनेमो (चुंबकीय क्षेत्र निर्माण) समस्या में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है।

माध्य चुंबकीय क्षेत्र एमएचडी प्रक्षोभ में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है, उदाहरण के लिए यह प्रक्षोभ को अनिसोट्रोपिक बना सकता है; ऊर्जा झरना आदि को कम करके विक्षोभ को दबाएं। पहले के एमएचडी टर्बुलेंस मॉडल ने टर्बुलेंस की आइसोट्रॉपी को मान लिया था, जबकि बाद के मॉडल ने अनिसोट्रोपिक पहलुओं का अध्ययन किया है। निम्नलिखित चर्चाओं में इन मॉडलों को सारांशित करेंगे। एमएचडी विक्षोभ पर अधिक चर्चा Biskamp में पाई जा सकती है,^[1] वर्मा।^[2] और गाल्टियर।

आइसोट्रोपिक मॉडल

इरोशनिकोव^[3] और क्रिचनन^[4] एमएचडी विक्षोभ का पहला फेनोमेनोलॉजिकल सिद्धांत तैयार किया। उन्होंने तर्क दिया कि उपस्थिति में एक मजबूत औसत चुंबकीय क्षेत्र की, $z^{+}$ और $z^{-}$ वेवपैकेट विपरीत दिशाओं में यात्रा करते हैं का चरण वेग $B_{0}$ , और कमजोर रूप से बातचीत करें। प्रासंगिक समय पैमाना अल्फवेन समय है $(B_{0}k)^{-1}$ । परिणामस्वरूप ऊर्जा स्पेक्ट्रा है

E^{u}(k)\approx E^{b}(k)\approx A(\Pi V_{A})^{1/2}k^{-3/2}.

जहाँ $\Pi$ ऊर्जा झरना दर है।

बाद में डोब्रोवोल्नी एट अल।^[5] की कैस्केड दरों के लिए निम्नलिखित सामान्यीकृत सूत्र निकाले $z^{\pm }$ चर:

\Pi ^{+}\approx \Pi ^{-}\approx \tau _{k}^{\pm }E^{+}(k)E^{-}(k)k^{4}\approx E^{+}(k)E^{-}(k)k^{3}/B_{0}

जहाँ $\tau ^{\pm }$ के इंटरेक्शन टाइम स्केल हैं $z^{\pm }$ चर।

Iroshnikov और Kraichnan की परिघटना एक बार हमारे द्वारा चुने जाने के बाद होती है $\tau ^{\pm }\approx 1/(kV_{A})$ ।

मार्च^[6] अरैखिक टाइम स्केल को चुना $T_{NL}^{\pm }\approx (kz_{k}^{\mp })^{-1}$ एडीज के लिए इंटरेक्शन टाइम स्केल के रूप में और एल्सासर चर के लिए कोलमोगोरोव-जैसे ऊर्जा स्पेक्ट्रम प्राप्त किया:

E^{\pm }(k)=K^{\pm }(\Pi ^{\pm })^{4/3}(\Pi ^{\mp })^{-2/3}k^{-5/3}

जहाँ $\Pi ^{+}$ और $\Pi ^{-}$ की ऊर्जा कैस्केड दरें हैं $z^{+}$ और $z^{-}$ क्रमशः, और $K^{\pm }$ स्थिरांक हैं।

मथायस और झोउ^[7] हार्मोनिक होने के लिए बातचीत के समय को पोस्ट करके उपरोक्त दो समय के पैमाने को संयोजित करने का प्रयास किया अल्फवेन समय और अरैखिक समय का माध्य।

दो प्रतिस्पर्धी घटनाओं (−3/2 और −5/3) के बीच मुख्य अंतर बातचीत के समय के लिए चुने गए समय के पैमाने हैं। इसमें मुख्य अंतर्निहित धारणा है कि इरोशनिकोव और क्राइचनन की परिघटना को मजबूत माध्य चुंबकीय क्षेत्र के लिए काम करना चाहिए, जबकि मार्श की फेनोमेनोलॉजी को तब काम करना चाहिए जब उच्चावच औसत चुंबकीय क्षेत्र (मजबूत प्रक्षोभ) पर हावी हो।

हालाँकि, जैसा कि हम नीचे चर्चा करेंगे, सौर पवन अवलोकन और संख्यात्मक सिमुलेशन -5/3 ऊर्जा स्पेक्ट्रम का पक्ष लेते हैं भले ही औसत चुंबकीय क्षेत्र उच्चावच की तुलना में अधिक मजबूत हो। वर्मा द्वारा इस समस्या का समाधान किया गया^[8] पुनर्सामान्यीकरण समूह विश्लेषण का उपयोग करके दिखा रहा है कि अल्फवेनिक उच्चावच पैमाने पर निर्भर स्थानीय माध्य चुंबकीय क्षेत्र से प्रभावित होते हैं। स्थानीय माध्य चुंबकीय क्षेत्र स्केल के रूप में $k^{-1/3}$ , जिसका प्रतिस्थापन Dobrovolny के समीकरण में एमएचडी प्रक्षोभ के लिए कोलमोगोरोव के ऊर्जा स्पेक्ट्रम को प्राप्त करता है।

पुनर्सामान्यीकृत श्यानता और प्रतिरोधकता की गणना के लिए पुनर्सामान्यीकरण समूह विश्लेषण भी किया गया है। यह दिखाया गया था कि ये विसारक मात्राएँ स्केल करती हैं $k^{-4/3}$ वह फिर से उपजता है $k^{-5/3}$ एमएचडी प्रक्षोभ के लिए कोलमोगोरोव जैसे मॉडल के अनुरूप ऊर्जा स्पेक्ट्रा। उपरोक्त पुनर्सामान्यीकरण समूह गणना शून्य और गैर-शून्य क्रॉस हेलीकॉप्टर दोनों के लिए की गई है।

उपरोक्त घटनाएँ आइसोट्रोपिक प्रक्षोभ को मानती हैं जो एक औसत चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति में नहीं होती है। औसत चुंबकीय क्षेत्र सामान्यतः औसत चुंबकीय क्षेत्र की दिशा में ऊर्जा कैस्केड को दबा देता है।^[9]

अनिसोट्रोपिक मॉडल

औसत चुंबकीय क्षेत्र विक्षोभ को विषमदैशिक बनाता है। पिछले दो दशकों में इस पहलू का अध्ययन किया गया है। सीमा में

 $\delta z^{\pm }\ll B_{0}$ , गाल्टियर एट अल।^[10] गतिज समीकरणों का उपयोग करके दिखाया गया है

E(k)\sim (\Pi B_{0})^{1/2}k_{\parallel }^{1/2}k_{\perp }^{-2}

जहाँ $k_{\parallel }$ और $k_{\perp }$ चुंबकीय क्षेत्र के मतलब के समानांतर और लंबवत तरंग संख्या के घटक हैं। उपरोक्त सीमा को कमजोर विक्षोभ सीमा कहा जाता है।

मजबूत प्रक्षोभ सीमा के तहत, $\delta z^{\pm }\sim B_{0}$ , गोल्डेरिच और श्रीधर^[11] तर्क है कि $k_{\perp }z_{k_{\perp }}\sim k_{\parallel }B_{0}$ (महत्वपूर्ण संतुलित अवस्था) जिसका तात्पर्य है

{\begin{aligned}E(k)&\propto k_{\perp }^{-5/3};\\[5pt]k_{\parallel }&\propto k_{\perp }^{2/3}\end{aligned}}

उपरोक्त अनिसोट्रोपिक टर्बुलेंस फेनोमेनोलॉजी को बड़े क्रॉस हेलिकॉप्टर एमएचडी के लिए बढ़ाया गया है।

सौर पवन अवलोकन

सौर पवन प्लाज्मा अशांत अवस्था में है। शोधकर्ताओं ने डेटा से सौर पवन प्लाज्मा के ऊर्जा स्पेक्ट्रा की गणना की है अंतरिक्ष यान से एकत्र किया गया। गतिज और चुंबकीय ऊर्जा स्पेक्ट्रा, साथ ही साथ $E^{\pm }$ के अधिक निकट हैं $k^{-5/3}$ की तुलना में $k^{-3/2}$ , इस प्रकार एमएचडी के लिए कोलमोगोरोव जैसी घटना का समर्थन करता है प्रक्षोभ।^[12]^[13] इंटरप्लेनेटरी और इंटरस्टेलर इलेक्ट्रॉन घनत्व में उच्चावच भी प्रदान करते हैं एमएचडी प्रक्षोभ की जांच के लिए एक खिड़की।

संख्यात्मक सिमुलेशन

ऊपर चर्चा किए गए सैद्धांतिक मॉडल का उच्च रिज़ॉल्यूशन डायरेक्ट न्यूमेरिकल सिमुलेशन (डीएनएस) का उपयोग करके परीक्षण किया जाता है। हाल के सिमुलेशन की संख्या वर्णक्रमीय सूचकांकों को 5/3 के करीब होने की रिपोर्ट करती है।^[14] कुछ अन्य हैं जो वर्णक्रमीय सूचकांकों को 3/2 के पास रिपोर्ट करते हैं। बिजली कानून का शासन सामान्यतः एक दशक से भी कम समय का होता है। चूंकि 5/3 और 3/2 संख्यात्मक रूप से अत्यधिक करीब हैं, ऊर्जा स्पेक्ट्रा से एमएचडी प्रक्षोभ मॉडल की वैधता का पता लगाना अत्यधिक कठिन है।

ऊर्जा प्रवाह $\Pi ^{\pm }$ एमएचडी प्रक्षोभ मॉडल को मान्य करने के लिए अधिक विश्वसनीय मात्रा हो सकती है। कब $E^{+}(k)\gg E^{-}(k)$ (हाई क्रॉस हेलिसिटी फ्लुइड या असंतुलित एमएचडी) क्राइचनन और इरोशनिकोव मॉडल की ऊर्जा प्रवाह की भविष्यवाणी कोलमोगोरोव जैसे मॉडल से बहुत अलग है। डीएनएस का उपयोग करके यह दिखाया गया है कि फ्लक्स $\Pi ^{\pm }$ क्राइचनन और इरोशनिकोव मॉडल की तुलना में संख्यात्मक सिमुलेशन से गणना कोलमोगोरोव जैसे मॉडल के साथ बेहतर समझौते में हैं।^[15] संख्यात्मक सिमुलेशन का उपयोग करके एमएचडी प्रक्षोभ के अनिसोट्रोपिक पहलुओं का भी अध्ययन किया गया है। गोल्डरेच और श्रीधर की भविष्यवाणियां^[11] ( $k_{||}\sim k_{\perp }^{2/3}$ ) कई सिमुलेशन में सत्यापित किया गया है।

ऊर्जा हस्तांतरण

एमएचडी प्रक्षोभ में वेग और चुंबकीय क्षेत्र के बीच विभिन्न पैमानों के बीच ऊर्जा हस्तांतरण एक महत्वपूर्ण समस्या है। ये मात्राएँ सैद्धांतिक और संख्यात्मक दोनों रूप से गणना की गई है।^[2] ये गणना से एक महत्वपूर्ण ऊर्जा हस्तांतरण दिखाते हैं बड़े पैमाने पर वेग क्षेत्र से बड़े पैमाने पर चुंबकीय क्षेत्र। इसके अलावा, चुंबकीय ऊर्जा का झरना सामान्यतः आगे होता है। इन परिणामों में महत्वपूर्ण है डायनेमो समस्या पर असर।

इस क्षेत्र में कई खुली चुनौतियाँ हैं जो उम्मीद है कि निकट भविष्य में संख्यात्मक सिमुलेशन, सैद्धांतिक मॉडलिंग, प्रयोगों और टिप्पणियों (जैसे, सौर हवा) की मदद से हल हो जाएंगी।

यह भी देखें

संदर्भ

↑ D. Biskamp (2003), Magnetohydrodynamical Turbulence, (Cambridge University Press, Cambridge.)
↑ ^2.0 ^2.1 Verma, Mahendra K. (2004). "Statistical theory of magnetohydrodynamic turbulence: recent results". Physics Reports. 401 (5–6): 229–380. arXiv:nlin/0404043. doi:10.1016/j.physrep.2004.07.007. ISSN 0370-1573. S2CID 119352240.
↑ P. S. Iroshnikov (1964), Turbulence of a Conducting Fluid in a Strong Magnetic Field, Soviet Astronomy, 7, 566.
↑ Kraichnan, Robert H. (1965). "हाइड्रोमैग्नेटिक टर्बुलेंस का जड़त्वीय-श्रेणी स्पेक्ट्रम". Physics of Fluids. AIP Publishing. 8 (7): 1385. doi:10.1063/1.1761412. ISSN 0031-9171.
↑ Dobrowolny, M.; Mangeney, A.; Veltri, P. (1980-07-14). "इंटरप्लेनेटरी स्पेस में पूरी तरह से विकसित अनिसोट्रोपिक हाइड्रोमैग्नेटिक टर्बुलेंस". Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 45 (2): 144–147. doi:10.1103/physrevlett.45.144. ISSN 0031-9007.
↑ E. Marsch (1990), Turbulence in the solar wind, in: G. Klare (Ed.), Reviews in Modern Astronomy, Springer, Berlin, p. 43.
↑ Matthaeus, William H.; Zhou, Ye (1989). "मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस की विस्तारित जड़त्वीय श्रेणी की घटनाएं". Physics of Fluids B: Plasma Physics. AIP Publishing. 1 (9): 1929–1931. doi:10.1063/1.859110. ISSN 0899-8221.
↑ Verma, Mahendra K. (1999). "मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस में मीन मैग्नेटिक फील्ड रीनॉर्मलाइजेशन और कोलमोगोरोव का एनर्जी स्पेक्ट्रम". Physics of Plasmas. AIP Publishing. 6 (5): 1455–1460. arXiv:chao-dyn/9803021. doi:10.1063/1.873397. ISSN 1070-664X. S2CID 2218981.
↑ Shebalin, John V.; Matthaeus, William H.; Montgomery, David (1983). "माध्य चुंबकीय क्षेत्र के कारण MHD विक्षोभ में अनिसोट्रॉपी". Journal of Plasma Physics. Cambridge University Press (CUP). 29 (3): 525–547. doi:10.1017/s0022377800000933. hdl:2060/19830004728. ISSN 0022-3778. S2CID 122509800.
↑ Galtier, S.; Nazarenko, S. V.; Newell, A. C.; Pouquet, A. (2000). "असम्पीडित मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स के लिए एक कमजोर अशांति सिद्धांत" (PDF). Journal of Plasma Physics. Cambridge University Press (CUP). 63 (5): 447–488. arXiv:astro-ph/0008148. doi:10.1017/s0022377899008284. ISSN 0022-3778. S2CID 15528846.
↑ ^11.0 ^11.1 Goldreich, P.; Sridhar, S. (1995). "Toward a theory of interstellar turbulence. 2: Strong alfvenic turbulence" (PDF). The Astrophysical Journal. IOP Publishing. 438: 763. doi:10.1086/175121. ISSN 0004-637X.
↑ Matthaeus, William H.; Goldstein, Melvyn L. (1982). "सौर हवा में मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक अशांति के बीहड़ आक्रमणकारियों का मापन". Journal of Geophysical Research. American Geophysical Union (AGU). 87 (A8): 6011. doi:10.1029/ja087ia08p06011. ISSN 0148-0227.
↑ D. A. Roberts, M. L. Goldstein (1991), Turbulence and waves in the solar wind, Rev. Geophys., 29, 932.
↑ Müller, Wolf-Christian; Biskamp, Dieter (2000-01-17). "त्रि-आयामी मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस के स्केलिंग गुण". Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 84 (3): 475–478. arXiv:physics/9906003. doi:10.1103/physrevlett.84.475. ISSN 0031-9007. PMID 11015942. S2CID 43131956.
↑ Verma, M. K.; Roberts, D. A.; Goldstein, M. L.; Ghosh, S.; Stribling, W. T. (1996-10-01). "मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस में ऊर्जा के नॉनलाइनियर कैस्केड का एक संख्यात्मक अध्ययन". Journal of Geophysical Research: Space Physics. American Geophysical Union (AGU). 101 (A10): 21619–21625. doi:10.1029/96ja01773. ISSN 0148-0227.

[1] D. Biskamp (2003), Magnetohydrodynamical Turbulence, (Cambridge University Press, Cambridge.)

[mkv-physrep-2] 2.0 ^2.1 Verma, Mahendra K. (2004). "Statistical theory of magnetohydrodynamic turbulence: recent results". Physics Reports. 401 (5–6): 229–380. arXiv:nlin/0404043. doi:10.1016/j.physrep.2004.07.007. ISSN 0370-1573. S2CID 119352240.

[3] P. S. Iroshnikov (1964), Turbulence of a Conducting Fluid in a Strong Magnetic Field, Soviet Astronomy, 7, 566.

[4] Kraichnan, Robert H. (1965). "हाइड्रोमैग्नेटिक टर्बुलेंस का जड़त्वीय-श्रेणी स्पेक्ट्रम". Physics of Fluids. AIP Publishing. 8 (7): 1385. doi:10.1063/1.1761412. ISSN 0031-9171.

[5] Dobrowolny, M.; Mangeney, A.; Veltri, P. (1980-07-14). "इंटरप्लेनेटरी स्पेस में पूरी तरह से विकसित अनिसोट्रोपिक हाइड्रोमैग्नेटिक टर्बुलेंस". Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 45 (2): 144–147. doi:10.1103/physrevlett.45.144. ISSN 0031-9007.

[6] E. Marsch (1990), Turbulence in the solar wind, in: G. Klare (Ed.), Reviews in Modern Astronomy, Springer, Berlin, p. 43.

[7] Matthaeus, William H.; Zhou, Ye (1989). "मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस की विस्तारित जड़त्वीय श्रेणी की घटनाएं". Physics of Fluids B: Plasma Physics. AIP Publishing. 1 (9): 1929–1931. doi:10.1063/1.859110. ISSN 0899-8221.

[8] Verma, Mahendra K. (1999). "मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस में मीन मैग्नेटिक फील्ड रीनॉर्मलाइजेशन और कोलमोगोरोव का एनर्जी स्पेक्ट्रम". Physics of Plasmas. AIP Publishing. 6 (5): 1455–1460. arXiv:chao-dyn/9803021. doi:10.1063/1.873397. ISSN 1070-664X. S2CID 2218981.

[9] Shebalin, John V.; Matthaeus, William H.; Montgomery, David (1983). "माध्य चुंबकीय क्षेत्र के कारण MHD विक्षोभ में अनिसोट्रॉपी". Journal of Plasma Physics. Cambridge University Press (CUP). 29 (3): 525–547. doi:10.1017/s0022377800000933. hdl:2060/19830004728. ISSN 0022-3778. S2CID 122509800.

[10] Galtier, S.; Nazarenko, S. V.; Newell, A. C.; Pouquet, A. (2000). "असम्पीडित मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स के लिए एक कमजोर अशांति सिद्धांत" (PDF). Journal of Plasma Physics. Cambridge University Press (CUP). 63 (5): 447–488. arXiv:astro-ph/0008148. doi:10.1017/s0022377899008284. ISSN 0022-3778. S2CID 15528846.

[GS95-11] 11.0 ^11.1 Goldreich, P.; Sridhar, S. (1995). "Toward a theory of interstellar turbulence. 2: Strong alfvenic turbulence" (PDF). The Astrophysical Journal. IOP Publishing. 438: 763. doi:10.1086/175121. ISSN 0004-637X.

[12] Matthaeus, William H.; Goldstein, Melvyn L. (1982). "सौर हवा में मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक अशांति के बीहड़ आक्रमणकारियों का मापन". Journal of Geophysical Research. American Geophysical Union (AGU). 87 (A8): 6011. doi:10.1029/ja087ia08p06011. ISSN 0148-0227.

[13] D. A. Roberts, M. L. Goldstein (1991), Turbulence and waves in the solar wind, Rev. Geophys., 29, 932.

[14] Müller, Wolf-Christian; Biskamp, Dieter (2000-01-17). "त्रि-आयामी मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस के स्केलिंग गुण". Physical Review Letters. American Physical Society (APS). 84 (3): 475–478. arXiv:physics/9906003. doi:10.1103/physrevlett.84.475. ISSN 0031-9007. PMID 11015942. S2CID 43131956.

[15] Verma, M. K.; Roberts, D. A.; Goldstein, M. L.; Ghosh, S.; Stribling, W. T. (1996-10-01). "मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस में ऊर्जा के नॉनलाइनियर कैस्केड का एक संख्यात्मक अध्ययन". Journal of Geophysical Research: Space Physics. American Geophysical Union (AGU). 101 (A10): 21619–21625. doi:10.1029/96ja01773. ISSN 0148-0227.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

@@ Line 1: / Line 1: @@
-मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक अशांति उच्च [[रेनॉल्ड्स संख्या]] में [[magnetofluid]] [[द्रव प्रवाह]] के अराजक शासनों से संबंधित है। [[मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स]] (एमएचडी) बहुत उच्च [[विद्युत प्रतिरोधकता और चालकता]] के साथ अर्ध-तटस्थ तरल पदार्थ से संबंधित है। द्रव सन्निकटन का अर्थ है कि फोकस मैक्रो लंबाई और समय के पैमाने पर है जो क्रमशः टकराव की लंबाई और टक्कर के समय से काफी बड़ा है।
+चुंबकद्रवगतिकीय प्रक्षोभ उच्च [[रेनॉल्ड्स संख्या|रेनॉल्ड संख्या]] में [[magnetofluid|चुंबक तरल]] [[द्रव प्रवाह]] के अव्यवस्थित शासनों से संबंधित है। [[मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स|चुंबकद्रवगतिकीय]] (एमएचडी) बहुत उच्च [[विद्युत प्रतिरोधकता और चालकता]] के साथ अर्ध-तटस्थ तरल पदार्थ से संबंधित है। द्रव सन्निकटन का अर्थ है कि केंद्र मैक्रो लंबाई और समय के पैमाने पर है जो क्रमशः संघट्ट की लंबाई और संघट्ट के समय से अत्यधिक बड़ा है।
-== असंगत MHD समीकरण ==
+== असंगत एमएचडी समीकरण ==
-स्थिर द्रव्यमान घनत्व के लिए असम्पीडित MHD समीकरण, <math> \rho=1 </math>, हैं
+स्थिर द्रव्यमान घनत्व के लिए असंपीड्य एमएचडी समीकरण <math> \rho=1 </math>,
 :<math>
@@ Line 16: / Line 16: @@
 \end{align}
 </math>
-जहां यू, बी, ''पी'' वेग, चुंबकीय और कुल दबाव (थर्मल+चुंबकीय) क्षेत्रों का प्रतिनिधित्व करता है, <math>\nu </math> और <math>\eta </math> कीनेमेटिक चिपचिपाहट और [[चुंबकीय प्रसार]] का प्रतिनिधित्व करते हैं। तीसरा समीकरण [[असंपीड्य प्रवाह]] है। उपरोक्त समीकरण में, [[चुंबकीय क्षेत्र]] अल्फवेन इकाइयों (वेग इकाइयों के समान) में है।
+हैं जहां u, B, ''p'' वेग, चुंबकीय और कुल दाब (तापीय+चुंबकीय) क्षेत्रों का प्रतिनिधित्व करते हैं, <math>\nu </math> और <math>\eta </math> शुद्धगतिक श्यानता और [[चुंबकीय प्रसार]] का प्रतिनिधित्व करते हैं। तीसरा समीकरण [[असंपीड्य प्रवाह]] है। उपरोक्त समीकरण में, [[चुंबकीय क्षेत्र]] अल्फवेन इकाइयों (वेग इकाइयों के समान) में है।
-कुल चुंबकीय क्षेत्र को दो भागों में विभाजित किया जा सकता है: <math> \mathbf{B} = \mathbf{B_0} + \mathbf{b} </math> (मतलब + उतार-चढ़ाव)।
+कुल चुंबकीय क्षेत्र को दो भागों में विभाजित किया जा सकता है: <math> \mathbf{B} = \mathbf{B_0} + \mathbf{b} </math> (मध्यमान+उच्चावच)।
-Elsässer चर के संदर्भ में उपरोक्त समीकरण (<math> \mathbf{z}^{\pm} =  \mathbf{u} \pm \mathbf{b} </math>) हैं
+एल्सासेर चर (<math> \mathbf{z}^{\pm} =  \mathbf{u} \pm \mathbf{b} </math>) के संदर्भ में उपरोक्त समीकरण
 :<math>
@@ Line 27: / Line 27: @@
 + \nu_+ \nabla^2 \mathbf{z}^{\pm} + \nu_- \nabla^2 \mathbf{z}^{\mp}
   </math>
-कहाँ <math> \nu_\pm = \frac{1}{2}(\nu \pm \eta) </math>. अल्फवेनिक उतार-चढ़ाव के बीच नॉनलाइनियर इंटरैक्शन होता है <math>
+हैं जहाँ <math> \nu_\pm = \frac{1}{2}(\nu \pm \eta) </math>। अल्फवेनिक उच्चावच <math>
-z^{\mp} </math>.
+z^{\mp} </math> के बीच अरैखिक अन्योन्यक्रिया होते हैं।
-MHD के लिए महत्वपूर्ण गैर-आयामी पैरामीटर हैं
+एमएचडी के लिए महत्वपूर्ण गैर-विमीय पैरामीटर हैं
 :<math>
@@ Line 36: / Line 36: @@
   \text{Reynolds number  } Re & = & U L /\nu \\
   \text{Magnetic Reynolds number  } Re_M & = & U L /\eta \\
-  \text{Magnetic Prandtl number  } P_M & = & \nu / \eta.
+  \text{Magnetic Prandtl number  } P_M & = & \nu / \eta
 \end{array}
-</math>
+</math> हैं।
-चुम्बकीय प्रान्तल संख्या द्रव का एक महत्वपूर्ण गुण है। तरल धातुओं में छोटे चुंबकीय प्रान्तल नंबर होते हैं, उदाहरण के लिए, तरल सोडियम <math> P_M </math> चारों ओर है <math> 10^{-5} </math>. लेकिन प्लाज़्मा बड़े होते हैं <math> P_M </math>.
+चुम्बकीय प्रान्तल संख्या द्रव का एक महत्वपूर्ण गुण है। तरल धातुओं में छोटे चुंबकीय प्रान्तल संख्या होते हैं, उदाहरण के लिए, तरल सोडियम का <math> P_M </math> लगभग <math> 10^{-5} </math> है। परन्तु प्लाज़्मा में बड़े <math> P_M </math> होते हैं।
-रेनॉल्ड्स संख्या अरैखिक शब्द का अनुपात है <math> \mathbf{u} \cdot \nabla \mathbf{u} </math> चिपचिपा पद के लिए नेवियर-स्टोक्स समीकरण का। जबकि चुंबकीय रेनॉल्ड्स संख्या गैर-रैखिक शब्द और प्रेरण समीकरण के विसरित शब्द का अनुपात है।
+रेनॉल्ड संख्या नेवियर-स्टोक्स समीकरण के गैर-रैखिक पद <math> \mathbf{u} \cdot \nabla \mathbf{u} </math> का श्यान पद का अनुपात है। जबकि चुंबकीय रेनॉल्ड संख्या गैर-रैखिक पद और प्रेरण समीकरण के विसरणशील पद का अनुपात है।
-कई व्यावहारिक स्थितियों में, रेनॉल्ड्स संख्या <math> Re </math> का प्रवाह काफी बड़ा है। ऐसे प्रवाहों के लिए आमतौर पर वेग और चुंबकीय क्षेत्र यादृच्छिक होते हैं। इस तरह के प्रवाह को एमएचडी अशांति प्रदर्शित करने के लिए कहा जाता है। ध्यान दें कि <math> Re_M </math> MHD विक्षोभ के लिए बड़ा होना जरूरी नहीं है। <math> Re_M </math> डायनेमो (चुंबकीय क्षेत्र निर्माण) समस्या में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है।
+कई व्यावहारिक स्थितियों में, प्रवाह की रेनॉल्ड संख्या <math> Re </math> अत्यधिक बड़ी है। ऐसे प्रवाहों के लिए सामान्यतः वेग और चुंबकीय क्षेत्र यादृच्छिक होते हैं। इस तरह के प्रवाह को एमएचडी प्रक्षोभ प्रदर्शित करने के लिए कहा जाता है। ध्यान दें कि <math> Re_M </math> एमएचडी विक्षोभ के लिए बड़ा होना जरूरी नहीं है। <math> Re_M </math> डायनेमो (चुंबकीय क्षेत्र निर्माण) समस्या में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है।
-माध्य चुंबकीय क्षेत्र MHD अशांति में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है, उदाहरण के लिए यह अशांति को अनिसोट्रोपिक बना सकता है; [[ ऊर्जा झरना ]] आदि को कम करके विक्षोभ को दबाएं। पहले के MHD टर्बुलेंस मॉडल ने टर्बुलेंस की आइसोट्रॉपी को मान लिया था, जबकि बाद के मॉडल ने अनिसोट्रोपिक पहलुओं का अध्ययन किया है। निम्नलिखित चर्चाओं में इन मॉडलों को सारांशित करेंगे। MHD विक्षोभ पर अधिक चर्चा Biskamp में पाई जा सकती है,<ref>D. Biskamp (2003), Magnetohydrodynamical Turbulence, (Cambridge University Press, Cambridge.)</ref> वर्मा।<ref name="mkv-physrep">{{cite journal | last=Verma | first=Mahendra K. | title=Statistical theory of magnetohydrodynamic turbulence: recent results | journal=Physics Reports | volume=401 | issue=5–6 | year=2004 | issn=0370-1573 | doi=10.1016/j.physrep.2004.07.007 | pages=229–380| arxiv=nlin/0404043 | s2cid=119352240 }}</ref> और गाल्टियर।
+माध्य चुंबकीय क्षेत्र एमएचडी प्रक्षोभ में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है, उदाहरण के लिए यह प्रक्षोभ को अनिसोट्रोपिक बना सकता है; [[ ऊर्जा झरना |ऊर्जा झरना]] आदि को कम करके विक्षोभ को दबाएं। पहले के एमएचडी टर्बुलेंस मॉडल ने टर्बुलेंस की आइसोट्रॉपी को मान लिया था, जबकि बाद के मॉडल ने अनिसोट्रोपिक पहलुओं का अध्ययन किया है। निम्नलिखित चर्चाओं में इन मॉडलों को सारांशित करेंगे। एमएचडी विक्षोभ पर अधिक चर्चा Biskamp में पाई जा सकती है,<ref>D. Biskamp (2003), Magnetohydrodynamical Turbulence, (Cambridge University Press, Cambridge.)</ref> वर्मा।<ref name="mkv-physrep">{{cite journal | last=Verma | first=Mahendra K. | title=Statistical theory of magnetohydrodynamic turbulence: recent results | journal=Physics Reports | volume=401 | issue=5–6 | year=2004 | issn=0370-1573 | doi=10.1016/j.physrep.2004.07.007 | pages=229–380| arxiv=nlin/0404043 | s2cid=119352240 }}</ref> और गाल्टियर।
 == आइसोट्रोपिक मॉडल ==
-इरोशनिकोव<ref>P. S. Iroshnikov (1964), Turbulence of a Conducting Fluid in a Strong Magnetic Field, Soviet Astronomy, 7, 566.</ref> और क्रिचनन<ref>{{cite journal | last=Kraichnan | first=Robert H. | title=हाइड्रोमैग्नेटिक टर्बुलेंस का जड़त्वीय-श्रेणी स्पेक्ट्रम| journal=Physics of Fluids | publisher=AIP Publishing | volume=8 | issue=7 | year=1965 | issn=0031-9171 | doi=10.1063/1.1761412 | page=1385}}</ref> MHD विक्षोभ का पहला फेनोमेनोलॉजिकल सिद्धांत तैयार किया। उन्होंने तर्क दिया कि उपस्थिति में
+इरोशनिकोव<ref>P. S. Iroshnikov (1964), Turbulence of a Conducting Fluid in a Strong Magnetic Field, Soviet Astronomy, 7, 566.</ref> और क्रिचनन<ref>{{cite journal | last=Kraichnan | first=Robert H. | title=हाइड्रोमैग्नेटिक टर्बुलेंस का जड़त्वीय-श्रेणी स्पेक्ट्रम| journal=Physics of Fluids | publisher=AIP Publishing | volume=8 | issue=7 | year=1965 | issn=0031-9171 | doi=10.1063/1.1761412 | page=1385}}</ref> एमएचडी विक्षोभ का पहला फेनोमेनोलॉजिकल सिद्धांत तैयार किया। उन्होंने तर्क दिया कि उपस्थिति में
-एक मजबूत औसत चुंबकीय क्षेत्र की,  <math> z^+ </math> और <math> z^- </math> वेवपैकेट विपरीत दिशाओं में यात्रा करते हैं
+एक मजबूत औसत चुंबकीय क्षेत्र की, <math> z^+ </math> और <math> z^- </math> वेवपैकेट विपरीत दिशाओं में यात्रा करते हैं
-का चरण वेग <math>B_0</math>, और कमजोर रूप से बातचीत करें। प्रासंगिक समय पैमाना अल्फवेन समय है <math>(B_0 k)^{-1}</math>. परिणामस्वरूप ऊर्जा स्पेक्ट्रा है
+का चरण वेग <math>B_0</math>, और कमजोर रूप से बातचीत करें। प्रासंगिक समय पैमाना अल्फवेन समय है <math>(B_0 k)^{-1}</math>। परिणामस्वरूप ऊर्जा स्पेक्ट्रा है
-:{{anchor|eq:Kraichnan}}<math>
+:<math>
 	E^u(k) \approx E^b(k) \approx   A (\Pi V_A)^{1/2} k^{-3/2}.
 </math>
-कहाँ <math> \Pi </math> ऊर्जा झरना दर है।
+जहाँ <math> \Pi </math> ऊर्जा झरना दर है।
 बाद में डोब्रोवोल्नी एट अल।<ref>{{cite journal | last1=Dobrowolny | first1=M. | last2=Mangeney | first2=A. | last3=Veltri | first3=P. | title=इंटरप्लेनेटरी स्पेस में पूरी तरह से विकसित अनिसोट्रोपिक हाइड्रोमैग्नेटिक टर्बुलेंस| journal=Physical Review Letters | publisher=American Physical Society (APS) | volume=45 | issue=2 | date=1980-07-14 | issn=0031-9007 | doi=10.1103/physrevlett.45.144 | pages=144–147}}</ref> की कैस्केड दरों के लिए निम्नलिखित सामान्यीकृत सूत्र निकाले <math> z^{\pm} </math> चर:
-:{{anchor|eq:Dobrowolny}}<math>
+:<math>
 	\Pi^+ \approx \Pi^{-}   \approx  \tau^{\pm}_k E^{+}(k) E^{-}(k) k^4 \approx   E^{+}(k) E^{-}(k) k^3 / B_0
 </math>
-कहाँ <math> \tau^{\pm} </math> के इंटरेक्शन टाइम स्केल हैं <math> z^{\pm} </math> चर।
+जहाँ <math> \tau^{\pm} </math> के इंटरेक्शन टाइम स्केल हैं <math> z^{\pm} </math> चर।
-Iroshnikov और Kraichnan की परिघटना एक बार हमारे द्वारा चुने जाने के बाद होती है  <math> \tau^{\pm} \approx 1/(k V_A) </math>.
+Iroshnikov और Kraichnan की परिघटना एक बार हमारे द्वारा चुने जाने के बाद होती है <math> \tau^{\pm} \approx 1/(k V_A) </math>।
-मार्च<ref>E. Marsch (1990), Turbulence in the solar wind, in: G. Klare (Ed.), Reviews in Modern Astronomy, Springer, Berlin, p. 43.</ref> नॉनलाइनियर टाइम स्केल को चुना <math> T_{NL}^{\pm}  \approx (k z_k^{\mp})^{-1} </math> एडीज के लिए इंटरेक्शन टाइम स्केल के रूप में और एल्सासर चर के लिए कोलमोगोरोव-जैसे ऊर्जा स्पेक्ट्रम प्राप्त किया:
+मार्च<ref>E. Marsch (1990), Turbulence in the solar wind, in: G. Klare (Ed.), Reviews in Modern Astronomy, Springer, Berlin, p. 43.</ref> अरैखिक टाइम स्केल को चुना <math> T_{NL}^{\pm}  \approx (k z_k^{\mp})^{-1} </math> एडीज के लिए इंटरेक्शन टाइम स्केल के रूप में और एल्सासर चर के लिए कोलमोगोरोव-जैसे ऊर्जा स्पेक्ट्रम प्राप्त किया:
-:{{anchor|eq:Kolm}}<math>
+:<math>
 	E^{\pm}(k)  = K^{\pm} (\Pi^{\pm})^{4/3}  (\Pi^{\mp})^{-2/3} k^{-5/3}
 </math>
-कहाँ <math>  \Pi^+ </math> और <math>  \Pi^- </math> की ऊर्जा कैस्केड दरें हैं <math> z^+ </math> और <math> z^- </math> क्रमशः, और <math> K^{\pm} </math> स्थिरांक हैं।
+जहाँ <math>  \Pi^+ </math> और <math>  \Pi^- </math> की ऊर्जा कैस्केड दरें हैं <math> z^+ </math> और <math> z^- </math> क्रमशः, और <math> K^{\pm} </math> स्थिरांक हैं।
 मथायस और झोउ<ref>{{cite journal | last1=Matthaeus | first1=William H. | last2=Zhou | first2=Ye | title=मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस की विस्तारित जड़त्वीय श्रेणी की घटनाएं| journal=Physics of Fluids B: Plasma Physics | publisher=AIP Publishing | volume=1 | issue=9 | year=1989 | issn=0899-8221 | doi=10.1063/1.859110 | pages=1929–1931}}</ref> हार्मोनिक होने के लिए बातचीत के समय को पोस्ट करके उपरोक्त दो समय के पैमाने को संयोजित करने का प्रयास किया
@@ Line 77: / Line 77: @@
 दो प्रतिस्पर्धी घटनाओं (−3/2 और −5/3) के बीच मुख्य अंतर बातचीत के समय के लिए चुने गए समय के पैमाने हैं।
 इसमें मुख्य अंतर्निहित धारणा है कि इरोशनिकोव और क्राइचनन की परिघटना को मजबूत माध्य चुंबकीय क्षेत्र के लिए काम करना चाहिए,
-जबकि मार्श की फेनोमेनोलॉजी को तब काम करना चाहिए जब उतार-चढ़ाव औसत चुंबकीय क्षेत्र (मजबूत अशांति) पर हावी हो।
+जबकि मार्श की फेनोमेनोलॉजी को तब काम करना चाहिए जब उच्चावच औसत चुंबकीय क्षेत्र (मजबूत प्रक्षोभ) पर हावी हो।
 हालाँकि, जैसा कि हम नीचे चर्चा करेंगे, सौर पवन अवलोकन और संख्यात्मक सिमुलेशन -5/3 ऊर्जा स्पेक्ट्रम का पक्ष लेते हैं
-भले ही औसत चुंबकीय क्षेत्र उतार-चढ़ाव की तुलना में अधिक मजबूत हो। वर्मा द्वारा इस समस्या का समाधान किया गया<ref>{{cite journal | last=Verma | first=Mahendra K. | title=मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस में मीन मैग्नेटिक फील्ड रीनॉर्मलाइजेशन और कोलमोगोरोव का एनर्जी स्पेक्ट्रम| journal=Physics of Plasmas | publisher=AIP Publishing | volume=6 | issue=5 | year=1999 | issn=1070-664X | doi=10.1063/1.873397 |arxiv=chao-dyn/9803021 | pages=1455–1460| s2cid=2218981 }}</ref> [[पुनर्सामान्यीकरण]] समूह विश्लेषण का उपयोग करके दिखा रहा है कि अल्फवेनिक उतार-चढ़ाव पैमाने पर निर्भर स्थानीय माध्य चुंबकीय क्षेत्र से प्रभावित होते हैं। स्थानीय माध्य चुंबकीय क्षेत्र स्केल के रूप में <math> k^{-1/3} </math>, जिसका प्रतिस्थापन Dobrovolny के समीकरण में MHD अशांति के लिए कोलमोगोरोव के ऊर्जा स्पेक्ट्रम को प्राप्त करता है।
+भले ही औसत चुंबकीय क्षेत्र उच्चावच की तुलना में अधिक मजबूत हो। वर्मा द्वारा इस समस्या का समाधान किया गया<ref>{{cite journal | last=Verma | first=Mahendra K. | title=मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस में मीन मैग्नेटिक फील्ड रीनॉर्मलाइजेशन और कोलमोगोरोव का एनर्जी स्पेक्ट्रम| journal=Physics of Plasmas | publisher=AIP Publishing | volume=6 | issue=5 | year=1999 | issn=1070-664X | doi=10.1063/1.873397 |arxiv=chao-dyn/9803021 | pages=1455–1460| s2cid=2218981 }}</ref> [[पुनर्सामान्यीकरण]] समूह विश्लेषण का उपयोग करके दिखा रहा है कि अल्फवेनिक उच्चावच पैमाने पर निर्भर स्थानीय माध्य चुंबकीय क्षेत्र से प्रभावित होते हैं। स्थानीय माध्य चुंबकीय क्षेत्र स्केल के रूप में <math> k^{-1/3} </math>, जिसका प्रतिस्थापन Dobrovolny के समीकरण में एमएचडी प्रक्षोभ के लिए कोलमोगोरोव के ऊर्जा स्पेक्ट्रम को प्राप्त करता है।
-पुनर्सामान्यीकृत चिपचिपाहट और प्रतिरोधकता की गणना के लिए पुनर्सामान्यीकरण समूह विश्लेषण भी किया गया है। यह दिखाया गया था कि ये विसारक मात्राएँ स्केल करती हैं <math> k^{-4/3} </math> वह फिर से उपजता है  <math> k^{-5/3} </math> MHD अशांति के लिए कोलमोगोरोव जैसे मॉडल के अनुरूप ऊर्जा स्पेक्ट्रा। उपरोक्त पुनर्सामान्यीकरण समूह गणना शून्य और गैर-शून्य क्रॉस हेलीकॉप्टर दोनों के लिए की गई है।
+पुनर्सामान्यीकृत श्यानता और प्रतिरोधकता की गणना के लिए पुनर्सामान्यीकरण समूह विश्लेषण भी किया गया है। यह दिखाया गया था कि ये विसारक मात्राएँ स्केल करती हैं <math> k^{-4/3} </math> वह फिर से उपजता है <math> k^{-5/3} </math> एमएचडी प्रक्षोभ के लिए कोलमोगोरोव जैसे मॉडल के अनुरूप ऊर्जा स्पेक्ट्रा। उपरोक्त पुनर्सामान्यीकरण समूह गणना शून्य और गैर-शून्य क्रॉस हेलीकॉप्टर दोनों के लिए की गई है।
-उपरोक्त घटनाएँ आइसोट्रोपिक अशांति को मानती हैं जो एक औसत चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति में नहीं होती है। औसत चुंबकीय क्षेत्र आम तौर पर औसत चुंबकीय क्षेत्र की दिशा में ऊर्जा कैस्केड को दबा देता है।<ref>{{cite journal | last1=Shebalin | first1=John V. | last2=Matthaeus | first2=William H. | last3=Montgomery | first3=David | title=माध्य चुंबकीय क्षेत्र के कारण MHD विक्षोभ में अनिसोट्रॉपी| journal=Journal of Plasma Physics | publisher=Cambridge University Press (CUP) | volume=29 | issue=3 | year=1983 | issn=0022-3778 | doi=10.1017/s0022377800000933 | pages=525–547| hdl=2060/19830004728 | s2cid=122509800 | hdl-access=free }}</ref>
+उपरोक्त घटनाएँ आइसोट्रोपिक प्रक्षोभ को मानती हैं जो एक औसत चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति में नहीं होती है। औसत चुंबकीय क्षेत्र सामान्यतः औसत चुंबकीय क्षेत्र की दिशा में ऊर्जा कैस्केड को दबा देता है।<ref>{{cite journal | last1=Shebalin | first1=John V. | last2=Matthaeus | first2=William H. | last3=Montgomery | first3=David | title=माध्य चुंबकीय क्षेत्र के कारण MHD विक्षोभ में अनिसोट्रॉपी| journal=Journal of Plasma Physics | publisher=Cambridge University Press (CUP) | volume=29 | issue=3 | year=1983 | issn=0022-3778 | doi=10.1017/s0022377800000933 | pages=525–547| hdl=2060/19830004728 | s2cid=122509800 | hdl-access=free }}</ref>
@@ Line 95: / Line 95: @@
 E(k) \sim (\Pi B_0)^{1/2} k_\parallel^{1/2} k_\perp^{-2}
 </math>
-कहाँ <math> k_\parallel </math> और <math> k_{\perp} </math> चुंबकीय क्षेत्र के मतलब के समानांतर और लंबवत तरंग संख्या के घटक हैं। उपरोक्त सीमा को कमजोर विक्षोभ सीमा कहा जाता है।
+जहाँ <math> k_\parallel </math> और <math> k_{\perp} </math> चुंबकीय क्षेत्र के मतलब के समानांतर और लंबवत तरंग संख्या के घटक हैं। उपरोक्त सीमा को कमजोर विक्षोभ सीमा कहा जाता है।
-मजबूत अशांति सीमा के तहत, <math> \delta z^\pm \sim B_0 </math>, गोल्डेरिच और श्रीधर<ref name=GS95>{{cite journal | last1=Goldreich | first1=P. | last2=Sridhar | first2=S. | title=Toward a theory of interstellar turbulence. 2: Strong alfvenic turbulence | journal=The Astrophysical Journal | publisher=IOP Publishing | volume=438 | year=1995 | issn=0004-637X | doi=10.1086/175121 | page=763| url=https://authors.library.caltech.edu/38003/1/1995ApJ___438__763G.pdf }}</ref> तर्क है कि <math> k_\perp z_{k_\perp} \sim k_\parallel B_0 </math> (महत्वपूर्ण संतुलित अवस्था) जिसका तात्पर्य है
+मजबूत प्रक्षोभ सीमा के तहत, <math> \delta z^\pm \sim B_0 </math>, गोल्डेरिच और श्रीधर<ref name=GS95>{{cite journal | last1=Goldreich | first1=P. | last2=Sridhar | first2=S. | title=Toward a theory of interstellar turbulence. 2: Strong alfvenic turbulence | journal=The Astrophysical Journal | publisher=IOP Publishing | volume=438 | year=1995 | issn=0004-637X | doi=10.1086/175121 | page=763| url=https://authors.library.caltech.edu/38003/1/1995ApJ___438__763G.pdf }}</ref> तर्क है कि <math> k_\perp z_{k_\perp} \sim k_\parallel B_0 </math> (महत्वपूर्ण संतुलित अवस्था) जिसका तात्पर्य है
 :<math>
@@ Line 105: / Line 105: @@
 \end{align}
 </math>
-उपरोक्त अनिसोट्रोपिक टर्बुलेंस फेनोमेनोलॉजी को बड़े क्रॉस हेलिकॉप्टर MHD के लिए बढ़ाया गया है।
+उपरोक्त अनिसोट्रोपिक टर्बुलेंस फेनोमेनोलॉजी को बड़े क्रॉस हेलिकॉप्टर एमएचडी के लिए बढ़ाया गया है।
 == सौर पवन अवलोकन ==
@@ Line 111: / Line 111: @@
 सौर पवन प्लाज्मा अशांत अवस्था में है। शोधकर्ताओं ने डेटा से सौर पवन प्लाज्मा के ऊर्जा स्पेक्ट्रा की गणना की है
 अंतरिक्ष यान से एकत्र किया गया। गतिज और चुंबकीय ऊर्जा स्पेक्ट्रा, साथ ही साथ <math> E^{\pm} </math> के अधिक निकट हैं
-<math> k^{-5/3} </math> की तुलना में <math> k^{-3/2} </math>, इस प्रकार MHD के लिए कोलमोगोरोव जैसी घटना का समर्थन करता है
+<math> k^{-5/3} </math> की तुलना में <math> k^{-3/2} </math>, इस प्रकार एमएचडी के लिए कोलमोगोरोव जैसी घटना का समर्थन करता है
-अशांति।<ref>{{cite journal | last1=Matthaeus | first1=William H. | last2=Goldstein | first2=Melvyn L. | title=सौर हवा में मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक अशांति के बीहड़ आक्रमणकारियों का मापन| journal=Journal of Geophysical Research | publisher=American Geophysical Union (AGU) | volume=87 | issue=A8 | year=1982 | issn=0148-0227 | doi=10.1029/ja087ia08p06011 | page=6011}}</ref><ref>D. A. Roberts, M. L. Goldstein (1991), Turbulence and waves in the solar wind, Rev. Geophys., 29, 932.</ref> इंटरप्लेनेटरी और इंटरस्टेलर इलेक्ट्रॉन घनत्व में उतार-चढ़ाव भी प्रदान करते हैं
+प्रक्षोभ।<ref>{{cite journal | last1=Matthaeus | first1=William H. | last2=Goldstein | first2=Melvyn L. | title=सौर हवा में मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक अशांति के बीहड़ आक्रमणकारियों का मापन| journal=Journal of Geophysical Research | publisher=American Geophysical Union (AGU) | volume=87 | issue=A8 | year=1982 | issn=0148-0227 | doi=10.1029/ja087ia08p06011 | page=6011}}</ref><ref>D. A. Roberts, M. L. Goldstein (1991), Turbulence and waves in the solar wind, Rev. Geophys., 29, 932.</ref> इंटरप्लेनेटरी और इंटरस्टेलर इलेक्ट्रॉन घनत्व में उच्चावच भी प्रदान करते हैं
-एमएचडी अशांति की जांच के लिए एक खिड़की।
+एमएचडी प्रक्षोभ की जांच के लिए एक खिड़की।
 == संख्यात्मक सिमुलेशन ==
-ऊपर चर्चा किए गए सैद्धांतिक मॉडल का उच्च रिज़ॉल्यूशन डायरेक्ट न्यूमेरिकल सिमुलेशन (डीएनएस) का उपयोग करके परीक्षण किया जाता है। हाल के सिमुलेशन की संख्या वर्णक्रमीय सूचकांकों को 5/3 के करीब होने की रिपोर्ट करती है।<ref>{{cite journal | last1=Müller | first1=Wolf-Christian | last2=Biskamp | first2=Dieter | title=त्रि-आयामी मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस के स्केलिंग गुण| journal=Physical Review Letters | publisher=American Physical Society (APS) | volume=84 | issue=3 | date=2000-01-17 | issn=0031-9007 | doi=10.1103/physrevlett.84.475 | pages=475–478| pmid=11015942 |arxiv=physics/9906003| s2cid=43131956 }}</ref> कुछ अन्य हैं जो वर्णक्रमीय सूचकांकों को 3/2 के पास रिपोर्ट करते हैं। बिजली कानून का शासन आमतौर पर एक दशक से भी कम समय का होता है। चूंकि 5/3 और 3/2 संख्यात्मक रूप से काफी करीब हैं, ऊर्जा स्पेक्ट्रा से MHD अशांति मॉडल की वैधता का पता लगाना काफी कठिन है।
+ऊपर चर्चा किए गए सैद्धांतिक मॉडल का उच्च रिज़ॉल्यूशन डायरेक्ट न्यूमेरिकल सिमुलेशन (डीएनएस) का उपयोग करके परीक्षण किया जाता है। हाल के सिमुलेशन की संख्या वर्णक्रमीय सूचकांकों को 5/3 के करीब होने की रिपोर्ट करती है।<ref>{{cite journal | last1=Müller | first1=Wolf-Christian | last2=Biskamp | first2=Dieter | title=त्रि-आयामी मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस के स्केलिंग गुण| journal=Physical Review Letters | publisher=American Physical Society (APS) | volume=84 | issue=3 | date=2000-01-17 | issn=0031-9007 | doi=10.1103/physrevlett.84.475 | pages=475–478| pmid=11015942 |arxiv=physics/9906003| s2cid=43131956 }}</ref> कुछ अन्य हैं जो वर्णक्रमीय सूचकांकों को 3/2 के पास रिपोर्ट करते हैं। बिजली कानून का शासन सामान्यतः एक दशक से भी कम समय का होता है। चूंकि 5/3 और 3/2 संख्यात्मक रूप से अत्यधिक करीब हैं, ऊर्जा स्पेक्ट्रा से एमएचडी प्रक्षोभ मॉडल की वैधता का पता लगाना अत्यधिक कठिन है।
-ऊर्जा प्रवाह <math> \Pi^{\pm} </math> MHD अशांति मॉडल को मान्य करने के लिए अधिक विश्वसनीय मात्रा हो सकती है।
+ऊर्जा प्रवाह <math> \Pi^{\pm} </math> एमएचडी प्रक्षोभ मॉडल को मान्य करने के लिए अधिक विश्वसनीय मात्रा हो सकती है।
 कब <math> E^+(k) \gg E^-(k) </math>
-(हाई क्रॉस हेलिसिटी फ्लुइड या असंतुलित एमएचडी) क्राइचनन और इरोशनिकोव मॉडल की ऊर्जा प्रवाह की भविष्यवाणी कोलमोगोरोव जैसे मॉडल से बहुत अलग है। डीएनएस का उपयोग करके यह दिखाया गया है कि फ्लक्स  <math> \Pi^{\pm} </math> क्राइचनन और इरोशनिकोव मॉडल की तुलना में संख्यात्मक सिमुलेशन से गणना कोलमोगोरोव जैसे मॉडल के साथ बेहतर समझौते में हैं।<ref>{{cite journal | last1=Verma | first1=M. K. | last2=Roberts | first2=D. A. | last3=Goldstein | first3=M. L. | last4=Ghosh | first4=S. | last5=Stribling | first5=W. T. | title=मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस में ऊर्जा के नॉनलाइनियर कैस्केड का एक संख्यात्मक अध्ययन| journal=Journal of Geophysical Research: Space Physics | publisher=American Geophysical Union (AGU) | volume=101 | issue=A10 | date=1996-10-01 | issn=0148-0227 | doi=10.1029/96ja01773 | pages=21619–21625}}</ref>
+(हाई क्रॉस हेलिसिटी फ्लुइड या असंतुलित एमएचडी) क्राइचनन और इरोशनिकोव मॉडल की ऊर्जा प्रवाह की भविष्यवाणी कोलमोगोरोव जैसे मॉडल से बहुत अलग है। डीएनएस का उपयोग करके यह दिखाया गया है कि फ्लक्स <math> \Pi^{\pm} </math> क्राइचनन और इरोशनिकोव मॉडल की तुलना में संख्यात्मक सिमुलेशन से गणना कोलमोगोरोव जैसे मॉडल के साथ बेहतर समझौते में हैं।<ref>{{cite journal | last1=Verma | first1=M. K. | last2=Roberts | first2=D. A. | last3=Goldstein | first3=M. L. | last4=Ghosh | first4=S. | last5=Stribling | first5=W. T. | title=मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक टर्बुलेंस में ऊर्जा के नॉनलाइनियर कैस्केड का एक संख्यात्मक अध्ययन| journal=Journal of Geophysical Research: Space Physics | publisher=American Geophysical Union (AGU) | volume=101 | issue=A10 | date=1996-10-01 | issn=0148-0227 | doi=10.1029/96ja01773 | pages=21619–21625}}</ref>
-संख्यात्मक सिमुलेशन का उपयोग करके MHD अशांति के अनिसोट्रोपिक पहलुओं का भी अध्ययन किया गया है। गोल्डरेच और श्रीधर की भविष्यवाणियां<ref name="GS95"/>  (<math> k_{||} \sim k_{\perp}^{2/3} </math>) कई सिमुलेशन में सत्यापित किया गया है।
+संख्यात्मक सिमुलेशन का उपयोग करके एमएचडी प्रक्षोभ के अनिसोट्रोपिक पहलुओं का भी अध्ययन किया गया है। गोल्डरेच और श्रीधर की भविष्यवाणियां<ref name="GS95"/> (<math> k_{||} \sim k_{\perp}^{2/3} </math>) कई सिमुलेशन में सत्यापित किया गया है।
 == ऊर्जा हस्तांतरण ==
-MHD अशांति में वेग और चुंबकीय क्षेत्र के बीच विभिन्न पैमानों के बीच ऊर्जा हस्तांतरण एक महत्वपूर्ण समस्या है। ये मात्राएँ
+एमएचडी प्रक्षोभ में वेग और चुंबकीय क्षेत्र के बीच विभिन्न पैमानों के बीच ऊर्जा हस्तांतरण एक महत्वपूर्ण समस्या है। ये मात्राएँ
-सैद्धांतिक और संख्यात्मक दोनों रूप से गणना की गई है।<ref name=mkv-physrep />  ये गणना से एक महत्वपूर्ण ऊर्जा हस्तांतरण दिखाते हैं
+सैद्धांतिक और संख्यात्मक दोनों रूप से गणना की गई है।<ref name=mkv-physrep /> ये गणना से एक महत्वपूर्ण ऊर्जा हस्तांतरण दिखाते हैं
-बड़े पैमाने पर वेग क्षेत्र से बड़े पैमाने पर चुंबकीय क्षेत्र। इसके अलावा, चुंबकीय ऊर्जा का झरना आम तौर पर आगे होता है। इन परिणामों में महत्वपूर्ण है
+बड़े पैमाने पर वेग क्षेत्र से बड़े पैमाने पर चुंबकीय क्षेत्र। इसके अलावा, चुंबकीय ऊर्जा का झरना सामान्यतः आगे होता है। इन परिणामों में महत्वपूर्ण है
 डायनेमो समस्या पर असर।
@@ Line 136: / Line 136: @@
 == यह भी देखें ==
-* मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स
+* चुंबकद्रवगतिकीय
-* [[अशांति]]
+* [[अशांति|प्रक्षोभ]]
 * अल्फवेन लहर
 * [[सौर डायनेमो]]
-* रेनॉल्ड्स संख्या
+* रेनॉल्ड संख्या
 * नेवियर-स्टोक्स समीकरण
-* [[कम्प्यूटेशनल मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स]]
+* [[कम्प्यूटेशनल मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स|कम्प्यूटेशनल चुंबकद्रवगतिकीय]]
 * [[कम्प्यूटेशनल तरल सक्रिय]]
 * [[सौर पवन]]

Anonymous

Search

चुंबकद्रवगतिकीय प्रक्षोभ: Difference between revisions

Namespaces

More

Page actions

Revision as of 08:49, 8 June 2023

Contents

असंगत एमएचडी समीकरण

आइसोट्रोपिक मॉडल

अनिसोट्रोपिक मॉडल

सौर पवन अवलोकन

संख्यात्मक सिमुलेशन

ऊर्जा हस्तांतरण

यह भी देखें

संदर्भ

Navigation

Navigation

Wiki tools

Wiki tools

Anonymous

Search

चुंबकद्रवगतिकीय प्रक्षोभ: Difference between revisions

Revision as of 08:49, 8 June 2023

असंगत एमएचडी समीकरण

आइसोट्रोपिक मॉडल

अनिसोट्रोपिक मॉडल

सौर पवन अवलोकन

संख्यात्मक सिमुलेशन

ऊर्जा हस्तांतरण

यह भी देखें

संदर्भ

Navigation

Wiki tools

Page tools

Other projects

Categories