Magnetohidrodinámica

Modelo de fluidos conductores de electricidad.

El plasma que forma el Sol se puede modelar como un sistema MHD

Simulación del problema del vórtice Orszag-Tang MHD, un problema de modelo bien conocido para probar la transición a la turbulencia supersónica 2D MHD ^[1]

La magnetohidrodinámica ( MHD ; también llamada dinámica de magnetofluidos o hidromagnética) es un modelo de fluidos conductores de electricidad que trata todas las especies de partículas interpenetrantes juntas como un único medio continuo . Se ocupa principalmente del comportamiento magnético de baja frecuencia y gran escala en plasmas y metales líquidos y tiene aplicaciones en numerosos campos, incluidos la geofísica , la astrofísica y la ingeniería .

La palabra magnetohidrodinámica se deriva de magneto, que significa campo magnético, hidro , que significa agua y dinámica que significa movimiento. El campo del MHD fue iniciado por Hannes Alfvén , por el que recibió el Premio Nobel de Física en 1970.

Historia

La descripción MHD de fluidos conductores de electricidad fue desarrollada por primera vez por Hannes Alfvén en un artículo de 1942 publicado en Nature titulado "Existencia de ondas electromagnéticas e hidrodinámicas", que describió su descubrimiento de lo que ahora se conoce como ondas de Alfvén . ^{[2] [3]} Alfvén inicialmente se refirió a estas ondas como "ondas electromagnéticas-hidrodinámicas"; sin embargo, en un artículo posterior señaló: "Como el término 'ondas electromagnéticas-hidrodinámicas' es algo complicado, puede ser conveniente llamar a este fenómeno 'ondas magneto-hidrodinámicas'". ^[4]

Ecuaciones

En MHD, el movimiento en el fluido se describe utilizando combinaciones lineales de los movimientos medios de las especies individuales : la densidad de corriente y la velocidad del centro de masa . En un fluido dado, cada especie tiene una densidad numérica , masa , carga eléctrica y una velocidad media . La densidad de masa total del fluido es entonces y el movimiento del fluido se puede describir mediante la densidad de corriente expresada como ${\displaystyle \mathbf {J} }$ ${\displaystyle \mathbf {v} }$ ${\displaystyle \sigma }$ ${\displaystyle n_{\sigma }}$ ${\displaystyle m_{\sigma }}$ ${\displaystyle q_{\sigma }}$ ${\displaystyle \mathbf {u} _{\sigma }}$ ${\textstyle \rho =\sum _{\sigma }m_{\sigma }n_{\sigma }}$

${\displaystyle \mathbf {J} =\sum _{\sigma }n_{\sigma }q_{\sigma }\mathbf {u} _{\sigma }}$

y el centro de velocidad másico expresado como:

${\displaystyle \mathbf {v} ={\frac {1}{\rho }}\sum _{\sigma }m_{\sigma }n_{\sigma }\mathbf {u} _{\sigma }.}$

MHD puede describirse mediante un conjunto de ecuaciones que consta de una ecuación de continuidad , una ecuación de movimiento , una ecuación de estado , la ley de Ampère , la ley de Faraday y la ley de Ohm . Como ocurre con cualquier descripción de fluido de un sistema cinético, se debe aplicar una aproximación de cierre al momento más alto de la ecuación de distribución de partículas. Esto se logra a menudo con aproximaciones al flujo de calor a través de una condición de adiabaticidad o isotermalidad .

En el límite adiabático, es decir, el supuesto de una presión isotrópica y una temperatura isotrópica, un fluido con índice adiabático , resistividad eléctrica , campo magnético y campo eléctrico se puede describir mediante la ecuación de continuidad. ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle \gamma }$ ${\displaystyle \eta }$ ${\displaystyle \mathbf {B} }$ ${\displaystyle \mathbf {E} }$

${\displaystyle {\frac {\partial \rho }{\partial t}}+\nabla \cdot \left(\rho \mathbf {v} \right)=0,}$

la ecuación de estado

${\displaystyle {\frac {\mathrm {d} }{\mathrm {d} t}}\left({\frac {p}{\rho ^{\gamma }}}\right)=0,}$

la ecuación de movimiento

${\displaystyle \rho \left({\frac {\partial }{\partial t}}+\mathbf {v} \cdot \nabla \right)\mathbf {v} =\mathbf {J} \times \mathbf {B} -\nabla p,}$

la ley de Ampère de baja frecuencia

${\displaystyle \mu _{0}\mathbf {J} =\nabla \times \mathbf {B} ,}$

ley de faraday

${\displaystyle {\frac {\partial \mathbf {B} }{\partial t}}=-\nabla \times \mathbf {E} ,}$

y la ley de ohm

${\displaystyle \mathbf {E} +\mathbf {v} \times \mathbf {B} =\eta \mathbf {J} .}$

Tomando el rizo de esta ecuación y usando la ley de Ampère y la ley de Faraday se obtiene la ecuación de inducción ,

${\displaystyle {\frac {\partial \mathbf {B} }{\partial t}}=\nabla \times (\mathbf {v} \times \mathbf {B} )+{\frac {\eta }{\mu _{0}}}\nabla ^{2}\mathbf {B} ,}$

¿Dónde está la difusividad magnética ? ${\displaystyle \eta /\mu _{0}}$

En la ecuación de movimiento, el término de fuerza de Lorentz se puede expandir usando la ley de Ampère y una identidad de cálculo vectorial para dar ${\displaystyle \mathbf {J} \times \mathbf {B} }$

${\displaystyle \mathbf {J} \times \mathbf {B} ={\frac {\left(\mathbf {B} \cdot \nabla \right)\mathbf {B} }{\mu _{0}}}-\nabla \left({\frac {B^{2}}{2\mu _{0}}}\right),}$

donde el primer término del lado derecho es la fuerza de tensión magnética y el segundo término es la fuerza de presión magnética . ^[5]

MHD ideales

En vista de la conductividad infinita, todo movimiento (perpendicular al campo) del líquido con relación a las líneas de fuerza está prohibido porque daría lugar a infinitas corrientes parásitas . Así, la materia del líquido está "sujeta" a las líneas de fuerza...

Hannes Alfvén , 1943 ^[6]

La forma más simple de MHD, MHD ideal , supone que el término resistivo en la ley de Ohm es pequeño en relación con los otros términos, de modo que puede considerarse igual a cero. Esto ocurre en el límite de grandes números de Reynolds magnéticos durante los cuales la inducción magnética domina sobre la difusión magnética en las escalas de velocidad y longitud consideradas. ^[5] En consecuencia, los procesos en MHD ideales que convierten la energía magnética en energía cinética, conocidos como procesos ideales , no pueden generar calor y aumentar la entropía . ^{[7] : 6} ${\displaystyle \eta \mathbf {J} }$

Un concepto fundamental que subyace al MHD ideal es el teorema del flujo congelado que establece que el fluido en masa y el campo magnético incrustado están obligados a moverse juntos de modo que se puede decir que uno está "atado" o "congelado" al otro. Por lo tanto, dos puntos cualesquiera que se muevan con la velocidad del fluido en masa y se encuentren en la misma línea de campo magnético continuarán en la misma línea de campo incluso cuando los puntos sean advertidos por los flujos de fluido en el sistema. ^{[8] [7] : 25} La conexión entre el fluido y el campo magnético fija la topología del campo magnético en el fluido; por ejemplo, si un conjunto de líneas de campo magnético se unen en un nudo, permanecerán así mientras ya que el fluido tiene una resistividad insignificante. Esta dificultad para reconectar las líneas del campo magnético permite almacenar energía moviendo el fluido o la fuente del campo magnético. Luego, la energía puede estar disponible si se rompen las condiciones para el MHD ideal, lo que permite la reconexión magnética que libera la energía almacenada del campo magnético.

Ecuaciones ideales de MHD

En MHD ideal, el término resistivo desaparece en la ley de Ohm dando la ley de Ohm ideal, ^[5] ${\displaystyle \eta \mathbf {J} }$

${\displaystyle \mathbf {E} +\mathbf {v} \times \mathbf {B} =0.}$

De manera similar, el término de difusión magnética en la ecuación de inducción desaparece dando la ecuación de inducción ideal, ^{[7] : 23} ${\displaystyle \eta \nabla ^{2}\mathbf {B} /\mu _{0}}$

${\displaystyle {\frac {\partial \mathbf {B} }{\partial t}}=\nabla \times (\mathbf {v} \times \mathbf {B} ).}$

Aplicabilidad del MHD ideal a plasmas.

Ideal MHD sólo es estrictamente aplicable cuando:

1. El plasma es fuertemente colisional, por lo que la escala de tiempo de las colisiones es más corta que los otros tiempos característicos del sistema y, por lo tanto, las distribuciones de partículas son cercanas a las de Maxwell .
2. La resistividad debida a estas colisiones es pequeña. En particular, los tiempos típicos de difusión magnética en cualquier longitud de escala presente en el sistema deben ser más largos que cualquier escala de tiempo de interés.
3. El interés en escalas de longitud es mucho más larga que la profundidad de la piel del ion y el radio de Larmor perpendicular al campo, lo suficientemente largo a lo largo del campo para ignorar la amortiguación de Landau , y escalas de tiempo mucho más largas que el tiempo de giro del ion (el sistema es suave y evoluciona lentamente).

Importancia de la resistividad

En un fluido imperfectamente conductor, el campo magnético generalmente puede moverse a través del fluido siguiendo una ley de difusión , sirviendo la resistividad del plasma como constante de difusión . Esto significa que las soluciones a las ecuaciones MHD ideales solo son aplicables durante un tiempo limitado para una región de un tamaño determinado antes de que la difusión se vuelva demasiado importante como para ignorarla. Se puede estimar que el tiempo de difusión a través de una región activa solar (a partir de la resistividad de colisión) es de cientos a miles de años, mucho más que la vida real de una mancha solar, por lo que parecería razonable ignorar la resistividad. Por el contrario, un volumen de agua de mar del tamaño de un metro tiene un tiempo de difusión magnética que se mide en milisegundos.

Incluso en sistemas físicos ^[9] —que son lo suficientemente grandes y conductores como para que simples estimaciones del número de Lundquist sugieran que se puede ignorar la resistividad—la resistividad aún puede ser importante: existen muchas inestabilidades que pueden aumentar la resistividad efectiva del plasma en factores de más de 10 ⁹ . La resistividad mejorada suele ser el resultado de la formación de estructuras a pequeña escala, como láminas de corriente o turbulencias magnéticas a escala fina , que introducen pequeñas escalas espaciales en el sistema sobre las cuales se rompe el MHD ideal y la difusión magnética puede ocurrir rápidamente. Cuando esto sucede, puede ocurrir una reconexión magnética en el plasma para liberar energía magnética almacenada en forma de ondas, aceleración mecánica masiva del material, aceleración de partículas y calor.

La reconexión magnética en sistemas altamente conductores es importante porque concentra energía en el tiempo y el espacio, de modo que fuerzas suaves aplicadas a un plasma durante largos períodos de tiempo pueden causar explosiones violentas y ráfagas de radiación.

Cuando el fluido no puede considerarse completamente conductor, pero se cumplen las demás condiciones para un MHD ideal, es posible utilizar un modelo extendido llamado MHD resistivo. Esto incluye un término adicional en la Ley de Ohm que modela la resistividad de colisión. Generalmente, las simulaciones por computadora MHD son al menos algo resistivas porque su cuadrícula computacional introduce una resistividad numérica .

Estructuras en sistemas MHD

Vista esquemática de los diferentes sistemas actuales que dan forma a la magnetosfera terrestre.

En muchos sistemas MHD, la mayor parte de la corriente eléctrica se comprime en finas cintas casi bidimensionales denominadas láminas de corriente . ^[10] Estos pueden dividir el fluido en dominios magnéticos, dentro de los cuales las corrientes son relativamente débiles. Se cree que las láminas actuales de la corona solar tienen entre unos pocos metros y unos pocos kilómetros de espesor, lo cual es bastante delgado en comparación con los dominios magnéticos (que tienen entre miles y cientos de miles de kilómetros de diámetro). ^[11] Otro ejemplo es la magnetosfera de la Tierra, donde las láminas actuales separan dominios topológicamente distintos, aislando la mayor parte de la ionosfera de la Tierra del viento solar .

Ondas

Los modos de onda derivados utilizando las ecuaciones MHD se denominan ondas magnetohidrodinámicas u ondas MHD . Hay tres modos de onda MHD que se pueden derivar de las ecuaciones MHD ideales linealizadas para un fluido con un campo magnético uniforme y constante:

• ondas de alfvén
• Ondas magnetosónicas lentas
• Ondas magnetosónicas rápidas

Velocidad de fase trazada con respecto a θ

Estos modos tienen velocidades de fase que son independientes de la magnitud del vector de onda, por lo que no experimentan dispersión. La velocidad de fase depende del ángulo entre el vector de onda k y el campo magnético B. Una onda MHD que se propaga en un ángulo arbitrario θ con respecto al campo independiente del tiempo o en masa B ₀ satisfará la relación de dispersión

${\displaystyle {\frac {\omega }{k}}=v_{A}\cos \theta }$

dónde

${\displaystyle v_{A}={\frac {B_{0}}{\sqrt {\mu _{0}\rho }}}}$

es la velocidad de Alfvén. Esta rama corresponde al modo de corte Alfvén. Además, la ecuación de dispersión da

${\displaystyle {\frac {\omega }{k}}=\left({\tfrac {1}{2}}\left(v_{A}^{2}+v_{s}^{2}\right)\pm {\tfrac {1}{2}}{\sqrt {\left(v_{A}^{2}+v_{s}^{2}\right)^{2}-4v_{s}^{2}v_{A}^{2}\cos ^{2}\theta }}\right)^{\frac {1}{2}}}$

dónde

${\displaystyle v_{s}={\sqrt {\frac {\gamma p}{\rho }}}}$

es la velocidad ideal del gas del sonido. La rama positiva corresponde al modo de onda MHD rápida y la rama negativa corresponde al modo de onda MHD lenta. Se proporciona un resumen de las propiedades de estas ondas:

Las oscilaciones del MHD se amortiguarán si el fluido no es perfectamente conductor pero tiene una conductividad finita o si hay efectos viscosos.

Las ondas y oscilaciones MHD son una herramienta popular para el diagnóstico remoto de plasmas astrofísicos y de laboratorio, como por ejemplo la corona solar ( sismología coronal ).

Extensiones

Resistador

MHD resistivo describe fluidos magnetizados con difusividad electrónica finita ( η ≠ 0 ). Esta difusividad conduce a una ruptura de la topología magnética; Las líneas del campo magnético pueden "reconectarse" cuando chocan. Por lo general, este término es pequeño y las reconexiones pueden manejarse considerándolas similares a las crisis ; Se ha demostrado que este proceso es importante en las interacciones magnéticas Tierra-Solar.

Extendido

El MHD extendido describe una clase de fenómenos en plasmas que son de orden superior al MHD resistivo, pero que pueden tratarse adecuadamente con una única descripción de fluido. Estos incluyen los efectos de la física de Hall, los gradientes de presión de los electrones, los radios de Larmor finitos en el movimiento giratorio de las partículas y la inercia de los electrones.

dos fluidos

MHD de dos fluidos describe plasmas que incluyen un campo eléctrico Hall no despreciable . Como resultado, los momentos de los electrones y los iones deben tratarse por separado. Esta descripción está más estrechamente ligada a las ecuaciones de Maxwell, ya que existe una ecuación de evolución para el campo eléctrico.

Sala

En 1960, MJ Lighthill criticó la aplicabilidad de la teoría MHD ideal o resistiva para plasmas. ^[12] Se refería al descuido del " término de corriente de Hall " en la ley de Ohm, una simplificación frecuente realizada en la teoría de la fusión magnética. La magnetohidrodinámica de Hall (HMHD) tiene en cuenta esta descripción del campo eléctrico de la magnetohidrodinámica, y la ley de Ohm toma la forma

${\displaystyle \mathbf {E} +\mathbf {v} \times \mathbf {B} \underbrace {-{\frac {1}{n_{e}e}}(\mathbf {J} \times \mathbf {B} )} _{\text{Hall current term}}=\eta \mathbf {J} ,}$

donde es la densidad del número de electrones y es la carga elemental . La diferencia más importante es que, en ausencia de ruptura de la línea de campo, el campo magnético está ligado a los electrones y no al fluido en masa. ^[13] ${\displaystyle n_{e}}$ ${\displaystyle e}$

MHD electrónico

La magnetohidrodinámica electrónica (EMHD) describe plasmas a pequeña escala cuando el movimiento de los electrones es mucho más rápido que el de los iones. Los principales efectos son cambios en las leyes de conservación, resistividad adicional e importancia de la inercia de los electrones. Muchos efectos de Electron MHD son similares a los efectos de Two fluid MHD y Hall MHD. EMHD es especialmente importante para z-pinch , reconexión magnética , propulsores de iones , estrellas de neutrones e interruptores de plasma.

Sin colisiones

MHD también se utiliza a menudo para plasmas sin colisiones. En ese caso, las ecuaciones MHD se derivan de la ecuación de Vlasov . ^[14]

Reducido

Mediante el uso de un análisis multiescala, las ecuaciones MHD (resistivas) se pueden reducir a un conjunto de cuatro ecuaciones escalares cerradas. Esto permite, entre otras cosas, cálculos numéricos más eficientes. ^[15]

Limitaciones

Importancia de los efectos cinéticos.

Otra limitación de MHD (y de las teorías de fluidos en general) es que dependen del supuesto de que el plasma es fuertemente colisional (este es el primer criterio enumerado anteriormente), de modo que la escala de tiempo de las colisiones es más corta que los otros tiempos característicos en el sistema, y ​​las distribuciones de partículas son Maxwellianas . Este no suele ser el caso en los plasmas de fusión, espaciales y astrofísicos. Cuando este no es el caso, o el interés está en escalas espaciales más pequeñas, puede ser necesario utilizar un modelo cinético que tenga en cuenta adecuadamente la forma no maxwelliana de la función de distribución. Sin embargo, debido a que MHD es relativamente simple y captura muchas de las propiedades importantes de la dinámica del plasma, a menudo es cualitativamente preciso y, por lo tanto, suele ser el primer modelo que se prueba.

Los efectos que son esencialmente cinéticos y no capturados por los modelos de fluidos incluyen capas dobles , amortiguación de Landau , una amplia gama de inestabilidades, separación química en plasmas espaciales y fuga de electrones. En el caso de las interacciones con láser de intensidad ultraalta, las escalas de tiempo increíblemente cortas de deposición de energía significan que los códigos hidrodinámicos no logran capturar la física esencial.

Aplicaciones

Geofísica

Debajo del manto de la Tierra se encuentra el núcleo, que se compone de dos partes: el núcleo interno sólido y el núcleo externo líquido. ^{[16] [17]} Ambos tienen cantidades significativas de hierro . El núcleo externo líquido se mueve en presencia del campo magnético y se forman remolinos en el mismo debido al efecto Coriolis . ^[18] Estos remolinos desarrollan un campo magnético que aumenta el campo magnético original de la Tierra, un proceso que es autosostenible y se llama dinamo geomagnético. ^[19]

Inversiones del campo magnético de la Tierra

Glatzmaier y Paul Roberts han creado un modelo supercomputador del interior de la Tierra basándose en las ecuaciones MHD. Después de ejecutar las simulaciones durante miles de años en tiempo virtual, se pueden estudiar los cambios en el campo magnético de la Tierra. Los resultados de la simulación concuerdan con las observaciones, ya que las simulaciones han predicho correctamente que el campo magnético de la Tierra cambia cada pocos cientos de miles de años. Durante los giros, el campo magnético no desaparece por completo: simplemente se vuelve más complejo. ^[20]

Temblores

Algunas estaciones de monitoreo han informado que los terremotos a veces van precedidos por un pico en la actividad de frecuencia ultrabaja (ULF). Un ejemplo notable de esto ocurrió antes del terremoto de Loma Prieta en California en 1989 , ^[21] aunque un estudio posterior indica que esto fue poco más que un mal funcionamiento del sensor. ^[22] El 9 de diciembre de 2010, geocientíficos anunciaron que el satélite DEMETER observó un aumento dramático en las ondas de radio ULF sobre Haití en el mes anterior al terremoto de magnitud 7,0 Mw _de 2010 . ^[23] Los investigadores están intentando aprender más sobre esta correlación para descubrir si este método puede usarse como parte de un sistema de alerta temprana de terremotos.

Física espacial

El estudio de los plasmas espaciales cercanos a la Tierra y en todo el Sistema Solar se conoce como física espacial . Las áreas de investigación dentro de la física espacial abarcan una gran cantidad de temas, que van desde la ionosfera hasta las auroras , la magnetosfera de la Tierra , el viento solar y las eyecciones de masa coronal .

MHD forma el marco para comprender cómo interactúan las poblaciones de plasma dentro del entorno geoespacial local. Los investigadores han desarrollado modelos globales utilizando MHD para simular fenómenos dentro de la magnetosfera de la Tierra, como la ubicación de la magnetopausa de la Tierra ^[24] (el límite entre el campo magnético de la Tierra y el viento solar), la formación de la corriente anular , los electrojets aurorales , ^{[25 ]} y corrientes geomagnéticamente inducidas . ^[26]

Un uso destacado de los modelos MHD globales es el pronóstico del clima espacial . Las tormentas solares intensas tienen el potencial de causar grandes daños a los satélites ^[27] y a la infraestructura, por lo que es crucial que tales eventos se detecten temprano. El Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC) ejecuta modelos MHD para predecir la llegada y los impactos de los eventos climáticos espaciales en la Tierra.

Astrofísica

MHD se aplica a la astrofísica , incluidas las estrellas, el medio interplanetario (espacio entre los planetas) y posiblemente dentro del medio interestelar (espacio entre las estrellas) y los chorros . ^[28] La mayoría de los sistemas astrofísicos no están en equilibrio térmico local y, por lo tanto, requieren un tratamiento cinemático adicional para describir todos los fenómenos dentro del sistema (ver Plasma astrofísico ). ^{[29] [30]}

Las manchas solares son causadas por los campos magnéticos del Sol, como teorizó Joseph Larmor en 1919. El viento solar también está gobernado por MHD. La rotación solar diferencial puede ser el efecto a largo plazo de la resistencia magnética en los polos del Sol, un fenómeno MHD debido a la forma de espiral de Parker que asume el campo magnético extendido del Sol.

Anteriormente, las teorías que describían la formación del Sol y los planetas no podían explicar cómo el Sol tiene el 99,87% de la masa, pero sólo el 0,54% del momento angular del Sistema Solar . En un sistema cerrado como la nube de gas y polvo a partir de la cual se formó el Sol, tanto la masa como el momento angular se conservan . Esa conservación implicaría que a medida que la masa se concentrara en el centro de la nube para formar el Sol, giraría más rápido, de forma muy parecida a como lo hace un patinador con sus brazos. La alta velocidad de rotación predicha por las primeras teorías habría arrojado al proto-Sol. separarse antes de que pudiera haberse formado. Sin embargo, los efectos magnetohidrodinámicos transfieren el momento angular del Sol al sistema solar exterior, lo que ralentiza su rotación.

Se sabe que la rotura del MHD ideal (en forma de reconexión magnética) es la causa probable de las erupciones solares . El campo magnético en una región solar activa sobre una mancha solar puede almacenar energía que se libera repentinamente como una explosión de movimiento, rayos X y radiación cuando la lámina de corriente principal colapsa, reconectando el campo. ^{[31] [32]}

Fusión por confinamiento magnético

MHD describe una amplia gama de fenómenos físicos que ocurren en plasmas de fusión en dispositivos como tokamaks o stellerators .

La ecuación de Grad-Shafranov derivada del MHD ideal describe el equilibrio del plasma toroidal axisimétrico en un tokamak. En los experimentos con tokamak, el equilibrio durante cada descarga se calcula y reconstruye de forma rutinaria, lo que proporciona información sobre la forma y posición del plasma controlado por corrientes en bobinas externas.

Se sabe que la teoría de estabilidad MHD rige los límites operativos de los tokamaks. Por ejemplo, los modos de torsión MHD ideales proporcionan límites estrictos sobre la beta plasmática alcanzable ( límite de Troyon ) y la corriente de plasma (establecida por el requisito del factor de seguridad ). ${\displaystyle q>2}$

Sensores

Los sensores magnetohidrodinámicos se utilizan para mediciones precisas de velocidades angulares en sistemas de navegación inercial , como en la ingeniería aeroespacial . La precisión mejora con el tamaño del sensor. El sensor es capaz de sobrevivir en entornos hostiles. ^[33]

Ingeniería

MHD está relacionado con problemas de ingeniería como el confinamiento de plasma , el enfriamiento por metal líquido de reactores nucleares y la fundición electromagnética (entre otros).

Un propulsor magnetohidrodinámico o propulsor MHD es un método para propulsar embarcaciones marítimas utilizando únicamente campos eléctricos y magnéticos sin partes móviles, utilizando magnetohidrodinámica. El principio de funcionamiento implica la electrificación del propulsor (gas o agua), que luego puede ser dirigido por un campo magnético, empujando el vehículo en la dirección opuesta. Aunque existen algunos prototipos funcionales, las unidades MHD siguen siendo poco prácticas.

El primer prototipo de este tipo de propulsión fue construido y probado en 1965 por Steward Way, profesor de ingeniería mecánica en la Universidad de California, Santa Bárbara . Way, de licencia en su trabajo en Westinghouse Electric , asignó a sus alumnos de último año de pregrado el desarrollo de un submarino con este nuevo sistema de propulsión. ^[34] A principios de los años 1990, una fundación en Japón (Ship & Ocean Foundation (Minato-ku, Tokio)) construyó un barco experimental, el Yamato-1 , que utilizaba un motor magnetohidrodinámico que incorporaba un superconductor enfriado por helio líquido , y podía viaja a 15 km/h. ^[35]

La generación de energía MHD alimentada por gas de combustión de carbón sembrado de potasio mostró potencial para una conversión de energía más eficiente (la ausencia de piezas móviles sólidas permite el funcionamiento a temperaturas más altas), pero fracasó debido a dificultades técnicas de costos prohibitivos. ^[36] Un problema de ingeniería importante fue el fallo de la pared de la cámara de combustión de carbón primario debido a la abrasión.

En microfluídica , MHD se estudia como una bomba de fluido para producir un flujo continuo y no pulsante en un diseño complejo de microcanales. ^[37]

MHD se puede implementar en el proceso de fundición continua de metales para suprimir las inestabilidades y controlar el flujo. ^{[38] [39]}

Los problemas industriales de MHD se pueden modelar utilizando el software de código abierto EOF-Library. ^[40] Dos ejemplos de simulación son MHD 3D con una superficie libre para fusión por levitación electromagnética , ^[41] y agitación de metal líquido mediante imanes permanentes giratorios. ^[42]

Orientación magnética de fármacos

Una tarea importante en la investigación del cáncer es desarrollar métodos más precisos para administrar medicamentos a las zonas afectadas. Un método implica la unión del medicamento a partículas magnéticas biológicamente compatibles (como ferrofluidos), que se guían hasta el objetivo mediante la colocación cuidadosa de imanes permanentes en el cuerpo externo. Las ecuaciones magnetohidrodinámicas y el análisis de elementos finitos se utilizan para estudiar la interacción entre las partículas de fluido magnético en el torrente sanguíneo y el campo magnético externo. ^[43]

Ver también

• Magnetohidrodinámica computacional
• Electrohidrodinámica
• bomba electromagnética
• ferrofluido
• Medidor de velocidad de fuerza de Lorentz
• Medidor de flujo magnético
• Generador magnetohidrodinámico
• Turbulencia magnetohidrodinámica
• Sal fundida
• Estabilidad del plasma
• Choques y discontinuidades (magnetohidrodinámica)
• Lista de libros de texto sobre electromagnetismo.

Otras lecturas

• Galtier, Sébastien (2016). Introducción a la Magnetohidrodinámica Moderna . Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 9781107158658.

Referencias

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