Кулоновский логарифм In Л очень медленно меняется с температурой и плотностью (см. рис. 4.3). Для оценок по порядку величины можно считать

Табл. 5.2 дает порядок величины % для различных значений плотности п и температуры Т.

Таблица 5.2

Средняя длина свободного пробега электронов в полностью ионнзованиой водородной плазме

Температура Т, °К

Плотность короны на расстоянии от Солнца R = 5Rq = = 3,5-1011 см приблизительно равна /г=10* см, а температура 3-105 °К. Отсюда Я,= 1011; таким образом, если характерную длину Ic положить равной расстоянию от Солнца, то получим /с 3,5 x.

В межпланетном пространстве вблизи орбиты Земли (на расстоянии 1,5 101 см от Солнца) плотность по порядку величины равна ft=l см~. Температура межпланетного пространства не известна, но, по-видимому, она порядка 105°К,или более. В та; ком случае k>W\ так что Klc.

Средняя плотность межзвездного пространства по оценкам равна см~, а температура настолько низка, что, согласно табл. 5.2, имеем Х<Сс (если /сЮ*-Ю см). Это справедливо для межзвездных газовых облаков, а также для межгалактического пространства.

Рассмотрим магнитосферу Земли, в частности магнитную силовую линию, которая пересекает экваториальную плоскость на расстоянии, скажем, равном пяти радиусам Земли, т. е. 3- 10 см. Плотность в экваториальной плоскости, вероятно, порядка 10 см- или менее. Принимая /с = 310, получим, что Х~1с при температуре около 10 °К. При более низких температурах магнитосферу можно считать областью со средней

плотностью плазмы; при более высоких температурах -областью низкой плотности. Надежных измерений температуры, по-видимому, не имеется, и не исключено, что в невозмущенных условиях температура может быть низкой. Однако во время магнитных бурь в магнитосферу может проникнуть горячая плазма (возможно, 7=10*°К), испускаемая Солнцем, которая еще более нагревается при проникновении в магнитосферу в результате магнитного сжатия. Поэтому по крайней мере во время магнитных бурь магнитосфера, возможно, имеет высокую температуру и, следовательно, представляет собой область низкой плотности.

5.1.5. Обзор свойств магнитной плазмы

Обзор свойств плазмы при различных плотностях приводится в табл. 5.3. Для сравнения в таблицу включен случай движения единичного заряда в идеальном вакууме.

Недра звезд -это плазма высокой плотности. Солнечная хромосфера и корона, межзвездное и межгалактическое пространство, а также газовые туманности представляют собой плазму средней плотности. Сюда же относится слой ионосферы выше 70 км.

Магнитосфера Земли, по крайней мере в условиях возмущения магнитного поля, является, по-видимому, областью с низкой плотностью. Межпланетное пространство можно считать областью с низкой плотностью плазмы или классифицировать как промежуточный случай. Низкая плотность приводит, по-видимому, к существованию значительных электрических полей, параллельных магнитным силовым линиям, в тех областях магнитосферы и межпланетного пространства, где магнитное поле неоднородно.

Между плазмой средней и низкой плотностей существует важное различие. В космической физике плазма средней плотности часто обладает настолько высокой проводимостью, что можно считать а=оо. В плазме низкой плотности, напротив, более разумно положить (Т=0 или оставить проводимость неопределенной.

Имеется целый ряд работ, основанных на предположении, Что в плазме низкой плотности а=оо и ц =0. Некоторые из выводов, основанных на этом предположении, вероятно, ошибочны, и их следует пересмотреть.

Различие между вакуумом и плазмой низкой плотности состоит в том, что для вакуума выполнение условия квазинейтральности е{П{+ееПе0 не обязательно. Если характерная длина tc меньше дебаевского радиуса, то мы имеем дело с явлениями в высоком вакууме.

Таблица 5.3

Характерные свойства плазмы различной плотности н единичных зарядов в высоком вакууме

5.2. Теория магнитной плазмы

5.2.1. Микроскопическое и макроскопическое описания плазмы

Поведение плазмы можно анализировать как с микроскопической, так и с макроскопической точек зрения (см., например, [1]).

При микроскопическом рассмотрении отправным пунктом является движение отдельной частицы. Однако детальное описание движения заряженной частицы в магнитном поле оказывается сложным. Поэтому удобнее исследовать движение центра вращения. Скорость центра вращения определяется соотношениями (39) - (43) разд. 2.3.4, в которых сила f должна