Magnetohidrodinámica
La magnetohidrodinámica (MHD) es la disciplina que estudia la interacción entre campos magnéticos y eléctricos, y el movimiento de fluidos eléctricamente conductores.
[1] Ejemplos de tales fluidos son los plasmas, los metales líquidos y el agua salada.
La idea de la magnetohidrodinámica es que los campos magnéticos pueden inducir corrientes, en los fluidos involucrados, estos mismos deben ser eléctricamente conductores y no magnéticos, lo cual limita solamente fluidos como metales líquidos, gases ionizados (plasma) y electrolitos fuertes(sustancias que al diluirse se descompone mayoritariamente en iones); Para el fluido conductor, se crean fuerzas en el fluido, lo cual provoca un cambio en el campo magnético mismo.
Estas ecuaciones diferenciales tienen que ser resueltas simultáneamente, ya sea analíticamente o numéricamente.
Como la magnetohidrodinámica es una teoría de fluidos, no puede tratar fenómenos cinéticos en los cuales la existencia de partículas discretas sea importante.
En ella se asume que: En la MHD ideal, la ley de Lenz hace que el fluido esté íntimamente atado a las líneas de campo magnético.
Una analogía consiste en comparar el fluido con un peine y las líneas de campo a los cabellos: el movimiento de los cabellos sigue exactamente los del peine.
Esta MHD ideal se estudia dentro de los plasmas calientes, tales como los plasmas en astrofísica y los termonucleares de origen natural (estrellas) o artificial (tokamaks).
La ley de Ampére relaciona el campo magnético B con la corriente eléctrica.
La ley de Gauss del campo eléctrico, esta ley se relaciona el flujo eléctrico D en una superficie cerrada con la carga total.
, que bajo todas las circunstancias, ejerce una influencia decisiva en la dinámica.
La MHD resistiva describe los fluidos ionizados débilmente magnetizados con una resistencia eléctrica no nula.
Dentro de un fluido considerado como conductor no perfecto, el campo magnético puede desplazarse a través del fluido, siguiendo una ley de difusión magnética donde la constante de difusión es la resistividad del fluido.
Ello implica que las soluciones de las ecuaciones de la MHD ideal son aplicables solo por una duración y una región limitadas, pues más allá de los límites, la difusión se hace demasiado importante para poder ser ignorada.
En comparación con la MHD ideal, la MHD resistiva implica un término suplementario dentro de la ley de Ampère que modeliza la resistividad colisional.
Incluso en los sistemas físicos bastante grandes y buenos conductores, donde parecería a priori que la resistividad puede ser ignorada, esta puede ser importante: dentro de los plasmas aparecen numerosas inestabilidades lo que aumenta considerablemente la resistividad por un factor de 1 billón.
Este aumento es habitualmente el resultado de la formación de estructuras a pequeña escala, tales como corrientes eléctricas en estratos, o las turbulencias electrónicas y magnéticas localizadas.
Notar que la MHD de gases industriales, utiliza plasmas fríos (gases a dos temperaturas, fuera del equilibrio, donde solo el "gas de electrones" se calienta a 10 000 K, mientras que el resto del gas (iones y neutros) está frío alrededor de los 4 000 K) entra dentro de esta categoría de MHD resistiva.
La MHD se aplica muy bien a la astrofísica pues cerca del 99 % del contenido de la materia bariónica está hecha de plasma, como las estrellas, el medio interplanetario (espacio entre los planetas), el medio interestelar (espacio entre las estrellas), nébulas y los chorros relativistas.
Muchos 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.
La rotación solar diferenciada puede ser el efecto a lo largo del tiempo por el arrastre magnético en los polos del sol, un fenómeno de la MHD debido a la forma de espiral de Parker que toma el campo magnético extenso del Sol.
En un sistema cerrado tal como una nube de gas y polvo desde la cual se originó el Sol, la masa y el momento angular se conservan.
La alta velocidad de rotación predicha por las teorías habría arrojado la materia del proto-Sol antes de que este se pudiese formar.
Sin embargo, los efectos magnetohidrodinámicos transferirían el momento angular del Sol al exterior del sistema solar, frenando la rotación.
El campo magnético en la región activa del Sol sobre una mancha solar puede someterse a muchas tensiones con el tiempo, almacenando energía que se libera de repente como un haz en movimiento, rayos X y radiación cuando colapsa la capa de corriente principal, reconectando el campo.
[1] El primer uso registrado de la palabra magnetohidrodinamica se debe a Hannes Alfvén en 1942:
