Magnetohydrodynamik – Wikipedia

Untersuchung der magnetischen Eigenschaften elektrisch leitender Flüssigkeiten

Magnetohydrodynamik ((MHD;; auch Magnetofluiddynamik oder Hydromagnetik) ist die Untersuchung der magnetischen Eigenschaften und des Verhaltens elektrisch leitender Flüssigkeiten. Beispiele für solche Magnetofluide umfassen Plasmen, flüssige Metalle, Salzwasser und Elektrolyte. Das Wort “Magnetohydrodynamik” leitet sich von ab magneto- Bedeutung Magnetfeld, Hydro- was bedeutet, Wasser, und Dynamik was bedeutet Bewegung. Das Gebiet der MHD wurde von Hannes Alfvén initiiert,^[1] für die er 1970 den Nobelpreis für Physik erhielt.

Das grundlegende Konzept hinter MHD besteht darin, dass Magnetfelder Ströme in einem sich bewegenden leitenden Fluid induzieren können, was wiederum das Fluid polarisiert und das Magnetfeld selbst wechselseitig verändert. Die Gleichungen, die MHD beschreiben, sind eine Kombination aus den Navier-Stokes-Gleichungen der Fluiddynamik und den Maxwellschen Gleichungen des Elektromagnetismus. Diese Differentialgleichungen müssen gleichzeitig entweder analytisch oder numerisch gelöst werden.

Geschichte[edit]

Die erste aufgezeichnete Verwendung des Wortes Magnetohydrodynamik ist von Hannes Alfvén im Jahr 1942:

Zuletzt werden einige Bemerkungen zur Übertragung des Impulses von der Sonne auf die Planeten gemacht, was für die Theorie von grundlegender Bedeutung ist (§11). Auf die Bedeutung der magnetohydrodynamischen Wellen in dieser Hinsicht wird hingewiesen.^[2]

Das nachlassende Salzwasser, das an der Londoner Waterloo Bridge vorbeifließt, interagiert mit dem Erdmagnetfeld und erzeugt eine Potentialdifferenz zwischen den beiden Flussufern. Michael Faraday nannte diesen Effekt “magnetoelektrische Induktion” und versuchte dieses Experiment 1832, aber der Strom war zu klein, um mit der Ausrüstung zu messen.^[3] und das Flussbett trug dazu bei, das Signal kurzzuschließen. Durch einen ähnlichen Prozess wurde jedoch 1851 die durch die Flut im Ärmelkanal induzierte Spannung gemessen.^[4]

Ideale und resistive MHD[edit]

Die einfachste Form von MHD, Ideal MHD, geht davon aus, dass die Flüssigkeit einen so geringen spezifischen Widerstand aufweist, dass sie als perfekter Leiter behandelt werden kann. Dies ist die Grenze der unendlichen magnetischen Reynoldszahl. Im idealen MHD schreibt das Gesetz von Lenz vor, dass die Flüssigkeit in gewissem Sinne ist gebunden zu den Magnetfeldlinien. Um dies zu erklären, liegt bei einer idealen MHD ein kleines seilartiges Flüssigkeitsvolumen, das eine Feldlinie umgibt, weiterhin entlang einer Magnetfeldlinie, selbst wenn es durch Flüssigkeitsströme im System verdreht und verzerrt wird. Dies wird manchmal als Magnetfeldlinien bezeichnet, die in der Flüssigkeit “gefroren” sind.^[5]

Die Verbindung zwischen Magnetfeldlinien und Flüssigkeit in idealer MHD legt die Topologie des Magnetfelds in der Flüssigkeit fest. Wenn beispielsweise ein Satz von Magnetfeldlinien zu einem Knoten verbunden ist, bleiben sie so lange wie die Flüssigkeit / das Plasma hat einen vernachlässigbaren spezifischen Widerstand. Diese Schwierigkeit beim Wiederverbinden von Magnetfeldlinien ermöglicht es, Energie durch Bewegen des Fluids oder der Quelle des Magnetfelds zu speichern. Die Energie kann dann verfügbar werden, wenn die Bedingungen für eine ideale MHD zusammenbrechen, was eine magnetische Wiederverbindung ermöglicht, die die gespeicherte Energie aus dem Magnetfeld freisetzt.

Ideale MHD-Gleichungen[edit]

Die idealen MHD-Gleichungen bestehen aus der Kontinuitätsgleichung, der Cauchy-Impulsgleichung, dem Ampere-Gesetz, das den Verschiebungsstrom vernachlässigt, und einer Temperaturentwicklungsgleichung. Wie bei jeder Fluidbeschreibung eines kinetischen Systems muss eine Verschlussnäherung auf das höchste Moment der Partikelverteilungsgleichung angewendet werden. Dies wird häufig mit Annäherungen an den Wärmefluss durch einen Zustand der Adiabatizität oder Isothermie erreicht.

Die Hauptgrößen, die das elektrisch leitende Fluid charakterisieren, sind das Geschwindigkeitsfeld des Massenplasmas vdie Stromdichte J.die Massendichte ρund der Plasmadruck p. Die im Plasma fließende elektrische Ladung ist die Quelle eines Magnetfeldes B. und elektrisches Feld E.. Alle Mengen variieren im Allgemeinen mit der Zeit t. Insbesondere wird die Vektoroperator-Notation verwendet ∇ ist Gradient, ∇ ⋅ ist Divergenz, und ∇ × ist locken.

Die Massenkontinuitätsgleichung lautet

${ displaystyle { frac { partielle rho} { partielle t}} + nabla cdot left ( rho mathbf {v} right) = 0.}$

Die Cauchy-Impulsgleichung lautet

${ displaystyle rho left ({ frac { partielle} { partielle t}} + mathbf {v} cdot nabla rechts) mathbf {v} = mathbf {J} times mathbf { B} – nabla p.}$

Der Lorentz-Kraftbegriff J. × B. kann unter Verwendung des Ampère-Gesetzes und der Identität der Vektorrechnung erweitert werden

${ displaystyle { tfrac {1} {2}} nabla ( mathbf {B} cdot mathbf {B}) = ( mathbf {B} cdot nabla) mathbf {B} + mathbf { B} times ( nabla times mathbf {B})}$

geben

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

Dabei ist der erste Term auf der rechten Seite die magnetische Spannungskraft und der zweite Term die magnetische Druckkraft.

Das ideale Ohmsche Gesetz für ein Plasma ist gegeben durch

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

Faradays Gesetz ist

${ displaystyle { frac { teilweise mathbf {B}} { teilweise t}} = – nabla times mathbf {E}.}$

Das niederfrequente Ampère-Gesetz vernachlässigt den Verschiebungsstrom und ist gegeben durch

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

Die magnetische Divergenzbedingung ist

${ displaystyle nabla cdot mathbf {B} = 0.}$

Die Energiegleichung ist gegeben durch

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

wo γ = 5/.3 ist das Verhältnis der spezifischen Wärme für eine adiabatische Zustandsgleichung. Diese Energiegleichung gilt nur ohne Stöße oder Wärmeleitung, da davon ausgegangen wird, dass sich die Entropie eines Fluidelements nicht ändert.

Anwendbarkeit der idealen MHD auf Plasmen[edit]

Ideale MHD ist nur dann strikt anwendbar, wenn:

1. Das Plasma ist stark kollisionsbedingt, so dass die Zeitskala der Kollisionen kürzer ist als die anderen charakteristischen Zeiten im System, und die Partikelverteilungen daher nahe an Maxwell liegen.
2. Der spezifische Widerstand aufgrund dieser Kollisionen ist gering. Insbesondere müssen die typischen magnetischen Diffusionszeiten über jede im System vorhandene Skalenlänge länger sein als jede interessierende Zeitskala.
3. Das Interesse an Längenskalen ist viel länger als die Tiefe der Ionenhaut und der Larmor-Radius senkrecht zum Feld, lang genug entlang des Feldes, um die Landau-Dämpfung zu ignorieren, und die Zeit skaliert viel länger als die Ionen-Gyrationszeit (das System ist glatt und entwickelt sich langsam).

Bedeutung des spezifischen Widerstands[edit]

In einem nicht perfekt leitenden Fluid kann sich das Magnetfeld im Allgemeinen nach einem Diffusionsgesetz durch das Fluid bewegen, wobei der spezifische Widerstand des Plasmas als Diffusionskonstante dient. Dies bedeutet, dass Lösungen für die idealen MHD-Gleichungen nur für eine begrenzte Zeit für einen Bereich einer bestimmten Größe anwendbar sind, bevor die Diffusion zu wichtig wird, um sie zu ignorieren. Man kann die Diffusionszeit über einen solaren aktiven Bereich (vom Kollisionswiderstand) auf Hunderte bis Tausende von Jahren schätzen, viel länger als die tatsächliche Lebensdauer eines Sonnenflecks – daher erscheint es vernünftig, den spezifischen Widerstand zu ignorieren. Im Gegensatz dazu hat ein metergroßes Meerwasservolumen eine magnetische Diffusionszeit, die in Millisekunden gemessen wird.

Selbst in physikalischen Systemen – die groß und leitfähig genug sind, dass einfache Schätzungen der Lundquist-Zahl darauf hindeuten, dass der spezifische Widerstand ignoriert werden kann – kann der spezifische Widerstand dennoch wichtig sein: Es gibt viele Instabilitäten, die den effektiven spezifischen Widerstand des Plasmas um Faktoren von mehr als 10 erhöhen können⁹. Der erhöhte spezifische Widerstand ist normalerweise das Ergebnis der Bildung einer kleinen Struktur wie Stromschichten oder feiner magnetischer Turbulenzen, wodurch kleine räumliche Skalen in das System eingeführt werden, über die die ideale MHD gebrochen wird und eine magnetische Diffusion schnell auftreten kann. In diesem Fall kann es im Plasma zu einer magnetischen Wiederverbindung kommen, um gespeicherte magnetische Energie als Wellen, mechanische Massenbeschleunigung des Materials, Teilchenbeschleunigung und Wärme freizusetzen.

Die magnetische Wiederverbindung in hochleitenden Systemen ist wichtig, da sie die Energie zeitlich und räumlich konzentriert, sodass sanfte Kräfte, die über einen längeren Zeitraum auf ein Plasma einwirken, heftige Explosionen und Strahlenexplosionen verursachen können.

Wenn die Flüssigkeit nicht als vollständig leitend angesehen werden kann, aber die anderen Bedingungen für eine ideale MHD erfüllt sind, ist es möglich, ein erweitertes Modell zu verwenden, das als resistive MHD bezeichnet wird. Dies beinhaltet einen zusätzlichen Begriff im Ohmschen Gesetz, der den Kollisionswiderstand modelliert. Im Allgemeinen sind MHD-Computersimulationen zumindest etwas resistiv, da ihr Rechenraster einen numerischen Widerstand einführt.

Bedeutung kinetischer Effekte[edit]

Eine weitere Einschränkung von MHD (und Fluidtheorien im Allgemeinen) besteht darin, dass sie von der Annahme abhängen, dass das Plasma stark kollisioniert (dies ist das erste oben aufgeführte Kriterium), so dass die Zeitskala von Kollisionen kürzer ist als die anderen charakteristischen Zeiten in der System, und die Partikelverteilungen sind Maxwellian. Dies ist normalerweise bei Fusions-, Weltraum- und astrophysikalischen Plasmen nicht der Fall. Wenn dies nicht der Fall ist oder das Interesse an kleineren räumlichen Skalen besteht, kann es erforderlich sein, ein kinetisches Modell zu verwenden, das die nicht-Maxwellsche Form der Verteilungsfunktion richtig berücksichtigt. Da MHD jedoch relativ einfach ist und viele der wichtigen Eigenschaften der Plasmadynamik erfasst, ist es häufig qualitativ genau und daher häufig das erste getestete Modell.

Zu den Effekten, die im Wesentlichen kinetisch sind und nicht von Fluidmodellen erfasst werden, gehören Doppelschichten, Landau-Dämpfung, eine Vielzahl von Instabilitäten, chemische Trennung in Weltraumplasmen und Elektronenausreißer. Bei Laserinteraktionen mit ultrahoher Intensität führen die unglaublich kurzen Zeiträume der Energiedeposition dazu, dass hydrodynamische Codes die wesentliche Physik nicht erfassen.

Strukturen in MHD-Systemen[edit]

In vielen MHD-Systemen wird der größte Teil des elektrischen Stroms zu dünnen, fast zweidimensionalen Bändern komprimiert, die als Stromblätter bezeichnet werden. Diese können das Fluid in magnetische Domänen unterteilen, in denen die Ströme relativ schwach sind. Es wird angenommen, dass die aktuellen Schichten in der Sonnenkorona zwischen einigen Metern und einigen Kilometern dick sind, was im Vergleich zu den magnetischen Domänen (die einen Durchmesser von Tausenden bis Hunderttausenden von Kilometern haben) ziemlich dünn ist. Ein weiteres Beispiel ist die Erdmagnetosphäre, in der Stromblätter topologisch unterschiedliche Domänen trennen und den größten Teil der Ionosphäre der Erde vom Sonnenwind isolieren.

Die unter Verwendung der MHD-Plasma-Theorie abgeleiteten Wellenmoden werden genannt magnetohydrodynamische Wellen oder MHD-Wellen. Im Allgemeinen gibt es drei MHD-Wellenmodi:

• Reine (oder schräge) Alfvén-Welle
• Langsame MHD-Welle
• Schnelle MHD-Welle

Alle diese Wellen haben konstante Phasengeschwindigkeiten für alle Frequenzen, und daher gibt es keine Dispersion. An den Grenzen, wenn der Winkel zwischen dem Wellenausbreitungsvektor k und Magnetfeld B. ist entweder 0 ° (180 °) oder 90 °, die Wellenmodi heißen:^[6]

Name	Art	Vermehrung	Phasengeschwindigkeit	Verband	Mittel	Andere Namen
Schallwelle	längs	k ∥ B.	adiabatische Schallgeschwindigkeit	keiner	komprimierbare, nicht leitende Flüssigkeit
Alfvén Welle	quer	k ∥ B.	Alfvén Geschwindigkeit	B.		Scher-Alfvén-Welle, die langsame Alfvén-Welle, Torsions-Alfvén-Welle
Magnetosonische Welle	längs	k ⟂ B.		B., E.		Kompressions-Alfvén-Welle, schnelle Alfvén-Welle, magnetoakustische Welle

Die Phasengeschwindigkeit hängt vom Winkel zwischen dem Wellenvektor ab k und das Magnetfeld B.. Eine MHD-Welle, die sich in einem beliebigen Winkel ausbreitet θ in Bezug auf das zeitunabhängige oder Massenfeld B.₀ wird die Dispersionsrelation erfüllen

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

wo

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

ist die Geschwindigkeit von Alfvén. Dieser Zweig entspricht dem Scher-Alfvén-Modus. Zusätzlich ergibt die Dispersionsgleichung

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

wo

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

ist die ideale Gasgeschwindigkeit. Der Plus-Zweig entspricht dem Fast-MHD-Wellenmodus und der Minus-Zweig entspricht dem Slow-MHD-Wellenmodus.

Die MHD-Schwingungen werden gedämpft, wenn das Fluid nicht perfekt leitend ist, aber eine endliche Leitfähigkeit aufweist oder wenn viskose Effekte vorliegen.

MHD-Wellen und -Oszillationen sind ein beliebtes Werkzeug für die Ferndiagnose von Labor- und astrophysikalischen Plasmen, beispielsweise der Korona der Sonne (Coronal Seismology).

Erweiterungen[edit]

Resistiv

Resistive MHD beschreibt magnetisierte Flüssigkeiten mit endlicher Elektronendiffusionsfähigkeit (η ≠ 0). Diese Diffusivität führt zu einem Bruch der magnetischen Topologie; Magnetfeldlinien können sich bei einer Kollision wieder verbinden. Normalerweise ist dieser Begriff klein und Wiederverbindungen können behandelt werden, indem man sie als nicht unähnlich zu Schocks betrachtet. Es wurde gezeigt, dass dieser Prozess für die magnetischen Wechselwirkungen zwischen Erde und Sonne wichtig ist.

Verlängert

Erweiterte MHD beschreibt eine Klasse von Phänomenen in Plasmen, die eine höhere Ordnung als resistive MHD aufweisen, aber mit einer einzigen Flüssigkeitsbeschreibung angemessen behandelt werden können. Dazu gehören die Auswirkungen der Hall-Physik, Elektronendruckgradienten, endliche Larmor-Radien in der Teilchengyromotion und Elektronenträgheit.

Zwei-Flüssigkeit

Zwei-Fluid-MHD beschreibt Plasmen, die ein nicht zu vernachlässigendes elektrisches Hall-Feld enthalten. Infolgedessen müssen die Elektronen- und Ionenimpulse getrennt behandelt werden. Diese Beschreibung ist enger mit Maxwells Gleichungen verknüpft, da eine Evolutionsgleichung für das elektrische Feld existiert.

Halle

1960 kritisierte MJ Lighthill die Anwendbarkeit der idealen oder resistiven MHD-Theorie für Plasmen.^[7] Es ging um die Vernachlässigung des “Hall-Current-Terms”, eine häufige Vereinfachung in der Magnetfusionstheorie. Die Hall-Magnetohydrodynamik (HMHD) berücksichtigt diese elektrische Feldbeschreibung der Magnetohydrodynamik. Der wichtigste Unterschied besteht darin, dass das Magnetfeld ohne Unterbrechung der Feldlinie an die Elektronen und nicht an das Volumenfluid gebunden ist.^[8]

Elektronen MHD

Die Elektronenmagnetohydrodynamik (EMHD) beschreibt Plasmen im kleinen Maßstab, wenn die Elektronenbewegung viel schneller ist als die Ionenbewegung. Die Haupteffekte sind Änderungen der Erhaltungsgesetze, zusätzlicher spezifischer Widerstand und die Bedeutung der Elektronenträgheit. Viele Effekte von Electron MHD ähneln den Effekten von Two Fluid MHD und Hall MHD. EMHD ist besonders wichtig für Z-Pinch, magnetische Wiederverbindung, Ionentriebwerke und Plasmaschalter.

Kollisionsfrei

MHD wird auch häufig für kollisionsfreie Plasmen verwendet. In diesem Fall werden die MHD-Gleichungen aus der Vlasov-Gleichung abgeleitet.^[9]

Reduziert

Durch Verwendung einer Multiskalenanalyse können die (resistiven) MHD-Gleichungen auf einen Satz von vier geschlossenen Skalargleichungen reduziert werden. Dies ermöglicht unter anderem effizientere numerische Berechnungen.^[10]

Anwendungen[edit]

Geophysik[edit]

Unter dem Erdmantel liegt der Kern, der aus zwei Teilen besteht: dem festen inneren Kern und dem flüssigen äußeren Kern. Beide haben erhebliche Mengen an Eisen. Der flüssige äußere Kern bewegt sich in Gegenwart des Magnetfelds und Wirbel werden aufgrund des Coriolis-Effekts in diesen aufgebaut. Diese Wirbel entwickeln ein Magnetfeld, das das ursprüngliche Magnetfeld der Erde verstärkt – ein Prozess, der sich selbst trägt und als geomagnetischer Dynamo bezeichnet wird.^[11]

Basierend auf den MHD-Gleichungen haben Glatzmaier und Paul Roberts ein Supercomputermodell des Erdinneren erstellt. Nachdem die Simulationen Tausende von Jahren in virtueller Zeit ausgeführt wurden, können die Änderungen des Erdmagnetfelds untersucht werden. Die Simulationsergebnisse stimmen gut mit den Beobachtungen überein, da die Simulationen korrekt vorausgesagt haben, dass das Erdmagnetfeld alle paar hunderttausend Jahre kippt. Während der Flips verschwindet das Magnetfeld nicht vollständig – es wird nur komplexer.
^[12]

Erdbeben[edit]

Einige Überwachungsstationen haben berichtet, dass Erdbeben manchmal ein Anstieg der ULF-Aktivität (Ultra Low Frequency) vorausgeht. Ein bemerkenswertes Beispiel hierfür war das Erdbeben von Loma Prieta 1989 in Kalifornien.^[13] obwohl eine nachfolgende Studie zeigt, dass dies kaum mehr als eine Fehlfunktion des Sensors war.^[14] Am 9. Dezember 2010 gaben Geowissenschaftler bekannt, dass der Satellit DEMETER im Monat vor der Stärke 7,0 M einen dramatischen Anstieg der ULF-Funkwellen über Haiti beobachtet hat_wErdbeben 2010.^[15] Forscher versuchen, mehr über diese Korrelation zu erfahren, um herauszufinden, ob diese Methode als Teil eines Frühwarnsystems für Erdbeben verwendet werden kann.

Astrophysik[edit]

MHD gilt für die Astrophysik, einschließlich der Sterne, des interplanetaren Mediums (Raum zwischen den Planeten) und möglicherweise innerhalb des interstellaren Mediums (Raum zwischen den Sternen) und der Jets.^[16] Die meisten astrophysikalischen Systeme befinden sich nicht im lokalen thermischen Gleichgewicht und erfordern daher eine zusätzliche kinematische Behandlung, um alle Phänomene innerhalb des Systems zu beschreiben (siehe Astrophysikalisches Plasma).^{[citation needed]}

Sonnenflecken werden durch die Magnetfelder der Sonne verursacht, wie Joseph Larmor 1919 theoretisierte. Der Sonnenwind wird auch von MHD gesteuert. Die differentielle Sonnenrotation kann der Langzeiteffekt des Magnetwiderstands an den Polen der Sonne sein, ein MHD-Phänomen aufgrund der Parker-Spiralform, die vom ausgedehnten Magnetfeld der Sonne angenommen wird.

Bisher konnten Theorien, die die Entstehung der Sonne und der Planeten beschreiben, nicht erklären, wie die Sonne 99,87% der Masse und dennoch nur 0,54% des Drehimpulses im Sonnensystem ausmacht. In einem geschlossenen System wie der Gas- und Staubwolke, aus der die Sonne gebildet wurde, bleiben sowohl Masse als auch Drehimpuls erhalten. Diese Erhaltung würde bedeuten, dass sich die Masse, wenn sie sich im Zentrum der Wolke konzentriert, um die Sonne zu bilden, schneller dreht, ähnlich wie ein Skater, der seine Arme hineinzieht. Die hohe Rotationsgeschwindigkeit, die von frühen Theorien vorhergesagt wurde, hätte die Proto-Sonne geschleudert auseinander, bevor es sich hätte bilden können. Magnetohydrodynamische Effekte übertragen jedoch den Drehimpuls der Sonne in das äußere Sonnensystem und verlangsamen dessen Rotation.

Es ist bekannt, dass der Zusammenbruch der idealen MHD (in Form einer magnetischen Wiederverbindung) die wahrscheinliche Ursache für Sonneneruptionen ist.^{[citation needed]} Das Magnetfeld in einem solaraktiven Bereich über einem Sonnenfleck kann Energie speichern, die plötzlich als Bewegungsausbruch, Röntgenstrahlung und Strahlung freigesetzt wird, wenn das Hauptstromblatt zusammenbricht und das Feld wieder verbindet.^{[citation needed]}

Sensoren[edit]

Magnetohydrodynamische Sensoren werden zur Präzisionsmessung von Winkelgeschwindigkeiten in Trägheitsnavigationssystemen wie der Luft- und Raumfahrttechnik eingesetzt. Die Genauigkeit verbessert sich mit der Größe des Sensors. Der Sensor kann in rauen Umgebungen überleben.^[17]

Maschinenbau[edit]

MHD steht im Zusammenhang mit technischen Problemen wie Plasmaeinschluss, Flüssigmetallkühlung von Kernreaktoren und elektromagnetischem Gießen (unter anderem).

Ein magnetohydrodynamischer Antrieb oder MHD-Antrieb ist ein Verfahren zum Antreiben von Seeschiffen, bei dem nur elektrische und magnetische Felder ohne bewegliche Teile verwendet werden, wobei die Magnetohydrodynamik verwendet wird. Das Arbeitsprinzip beinhaltet die Elektrifizierung des Treibmittels (Gas oder Wasser), das dann durch ein Magnetfeld geleitet werden kann und das Fahrzeug in die entgegengesetzte Richtung drückt. Obwohl einige funktionierende Prototypen existieren, bleiben MHD-Laufwerke unpraktisch.

Der erste Prototyp dieser Art von Antrieb wurde 1965 von Steward Way, einem Professor für Maschinenbau an der University of California in Santa Barbara, gebaut und getestet. Way, der von seinem Job bei Westinghouse Electric beurlaubt war, beauftragte seine Studenten im letzten Jahr, ein U-Boot mit diesem neuen Antriebssystem zu entwickeln.^[18] In den frühen neunziger Jahren baute eine Stiftung in Japan (Ship & Ocean Foundation (Minato-ku, Tokio)) ein Experimentierboot, das Yamato-1, der einen magnetohydrodynamischen Antrieb mit einem durch flüssiges Helium gekühlten Supraleiter verwendete und mit 15 km / h fahren konnte.^[19]

Die mit Kalium-Verbrennungsgas betriebene MHD-Stromerzeugung zeigte das Potenzial für eine effizientere Energieumwandlung (das Fehlen fester beweglicher Teile ermöglicht den Betrieb bei höheren Temperaturen), scheiterte jedoch an kostenintensiven technischen Schwierigkeiten.^[20] Ein großes technisches Problem war das Versagen der Wand der Primärkohlebrennkammer aufgrund von Abrieb.

In der Mikrofluidik wird MHD als Flüssigkeitspumpe zur Erzeugung eines kontinuierlichen, nicht pulsierenden Flusses in einem komplexen Mikrokanaldesign untersucht.^[21]

MHD kann im Stranggussprozess von Metallen implementiert werden, um Instabilitäten zu unterdrücken und den Fluss zu steuern.^[22][23]

Industrielle MHD-Probleme können mit der Open-Source-Software EOF-Library modelliert werden.^[24] Zwei Simulationsbeispiele sind 3D-MHD mit einer freien Oberfläche zum Schmelzen der elektromagnetischen Levitation.^[25] und Flüssigmetallrühren durch Drehen von Permanentmagneten.^[26]

Magnetisches Wirkstoff-Targeting[edit]

Eine wichtige Aufgabe in der Krebsforschung ist die Entwicklung präziserer Methoden zur Abgabe von Arzneimitteln an betroffene Gebiete. Eine Methode beinhaltet die Bindung von Arzneimitteln an biologisch verträgliche Magnetpartikel (wie Ferrofluide), die durch vorsichtiges Anbringen von Permanentmagneten am äußeren Körper zum Ziel geführt werden. Magnetohydrodynamische Gleichungen und Finite-Elemente-Analysen werden verwendet, um die Wechselwirkung zwischen den magnetischen Flüssigkeitsteilchen im Blutkreislauf und dem externen Magnetfeld zu untersuchen.^[27]

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]