Die magnetische Helizität ist eine Größe in der Magnetohydrodynamik. Sie ist ein Maß, das zeigt, wie sehr die Feldlinien ineinander verketten und umeinander kreisen.[1][2] Bei nicht vorhandenem elektrischem Widerstand im System ist sie eine Erhaltungsgröße. Wenn magnetische Helizität in einem Magnetfeld vorhanden ist, tendiert das System dazu von kleinskaligen magnetischen Strukturen immer größere Strukturen zu formen.[3] Dies kann man auch als einen „inversen Transfer im Fourierraum“ bezeichnen.

Diese letzte Eigenschaft macht die magnetische Helizität besonders: Turbulente dreidimensionale Strömungen tendieren dazu, Strukturen zu zerstören, indem große Wirbel in immer kleinere zerfallen (ein als “(direkte) Energiekaskade” bezeichnetes Phänomen, das durch Lewis Fry Richardson und Andrei Nikolajewitsch Kolmogorov beschrieben worden ist), wo sie letzten Endes durch Viskosität in Hitze verwandelt werden. Durch eine Art inverse magnetische Helizitätskaskade kann das Gegenteil auftreten: Kleine helikale magnetische Strukturen (das heißt, Strukturen mit einer Helizität ungleich Null) führen zu großen Magnetfeldern. Dies ist zum Beispiel bei der Heliosphärischen Stromschicht[4] – eine magnetische Struktur in unserem Sonnensystem – sichtbar.

Magnetische Helizität ist in astrophysikalischen Systemen von großer Relevanz, da in diesen der elektrische Widerstand typischerweise gering ist. Beispielsweise ist die Dynamik der magnetischen Helizität in Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfen[5] von Bedeutung. Der Sonnenwind enthält magnetische Helizität.[6] Die Erhaltung der magnetischen Helizität ist auch in Dynamo-Prozessen von Relevanz.[7][8][9][10] In der Fusionsforschung spielt magnetische Helizität beispielsweise in „Reversed field pinch“-Experimenten eine Rolle.[11]

Die magnetische Helizität eines Systems kann man nicht direkt messen. Unter bestimmten Annahmen und Bedingungen, kann man sie aus der „Stromhelizität“ schlussfolgern (siehe diesen Abschnitt).

Mathematische Formulierung

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Allgemein ist die Helizität   eines glatten dreidimensionalen Vektorfeldes   durch das Volumenintegral des Skalarproduktes von   und dessen Rotation   definiert:

 ,

wobei   das infinitesimale Volumenelement ist, und die Integration über das gesamte betrachtete Gebiet stattfindet.

Die magnetische Helizität   wird als die Helizität des magnetischen Vektorpotentials   definiert, wobei   die magnetische Flussdichte ist[10]:

 .

Die magnetische Helizität   soll nicht mit der Helizität des Magnetfeldes  , mit   der elektrische Stromdichte, verwechselt werden. Diese Größe wird Stromhelizität genannt (engl. current helicity[12]). Im Gegensatz zu der magnetischen Helizität ist die Stromhelizität keine ideale Invariante (selbst wenn der elektrische Widerstand Null ist, wird sie nicht erhalten).

Da das magnetische Vektorpotential nicht eichinvariant ist, ist die magnetische Helizität auch im allgemeinen Fall nicht eichinvariant (siehe diesen Abschnitt). Als Folge davon kann man die magnetische Helizität nicht direkt messen. Jedoch lässt sich unter bestimmten Bedingungen und Annahmen die Stromhelizität in einem System bestimmen und daraus, unter weiteren Bedingungen und Annahmen, die magnetische Helizität schlussfolgern.[13]

Topologische Interpretation

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Abbildung 1: topologisch gesehen können Verwringung (engl. writhe) und Drehung (engl. twist) ineinander umgewandelt werden.

Der Name „Helizität“ beruht auf der Tatsache, dass die Bewegung der Fluidpartikel in einer Strömung mit der Geschwindigkeit   und Wirbelstärke  , in Gebieten, in denen die kinetische Helizität   eine Helix bildet. Für   ist diese rechtshändig, und für   linkshändig. Auf ähnliche Weise verhält es sich für die Form von Magnetfeldlinien.

Gebiete, in denen magnetische Helizität ungleich Null ist, können helikale Magnetfeldlinien enthalten, aber auch andere Arten von magnetischen Strukturen aufweisen. Magnetische Helizität ist nämlich eine Verallgemeinerung vom topologischen Konzept der Verknüpfungszahl.[14] (engl. linking number) Die Verknüpfungszahl beschreibt wie sehr die Magnetfeldlinien einander verketten (für einen mathematischen Beweis dieser Eigenschaft, siehe [10]). Durch ein einfaches Experiment mittels einer Schere und einem Blatt Papier kann man zeigen, dass Magnetfeldlinien, die umeinander kreisen, auch als verkettet angesehen werden können (siehe Abbild 5 in der Referenz[10]). Deswegen lässt sich magnetische Helizität sowohl als helikalförmige Magnetfeldlinien, verkettete magnetische Strukturen, aber auch als ein umeinander Kreisen der Magnetfeldlinien betrachten.

Umeinander kreisende Magnetfeldstrukturen können unterschiedliche Formen haben. Zum Beispiel betrachten wir eine gedrehte Ansammlung von benachbarten Magnetfeldlinien, die sogenannte geschlossene „magnetische Flußrohre“ bilden (zur Veranschaulichung, siehe zum Beispiel die Rohre in Abbildung 1). Die Drehung bedeutet hier, dass sich die Rohre um ihre eigene Achse drehen (Figuren mit Twist= ). Topologisch gesehen, können Drehung und Verwringung ineinander umgewandelt werden, wobei die Verwringung bedeutet, dass die Achse der Rohre selbst Drehungen macht (Figuren mit Writhe= ). Man kann ebenfalls zeigen, dass Knoten auch äquivalent zu Drehungen und/oder Verwringungen betrachtet werden können.[2]

Bildung größeren magnetischen Strukturen

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Magnetische Helizität führt dazu, dass sich von kleinen helikalen Strukturen immer größere Strukturen ausbilden. Dies nennt man einen inversen Transfer im Fourierraum (im Gegensatz zu der (direkten) Energiekaskade in 3D-turbulente Strömungen). Die Möglichkeit von solch einem inversen Transfer wurde zuerst bei Uriel Frisch und dessen Mitarbeitern entdeckt[3] und wurde durch mehrere numerische Experimente bestätigt.[15][16][17][18][19][20] Deshalb ist magnetische Helizität eine Möglichkeit, die Existenz und die Erhaltung großer magnetischer Strukturen im Weltraum zu begründen.

Ein Argument für diesen inversen Transfer von Referenz[3] ist im Folgenden wiederholt. Dieser basiert auf der sogenannte „Realisierbarkeitsbedingung“ (engl. realizability condition) von der magnetischen Helizität im Fourierspektrum   (wo   der Fourierkoeffizient vom Wellenvektor   des Magnetfeldes   ist, und in ähnlicher Weise für  ). Der Stern   bedeutet die komplex Konjugierte. Die „Realisierbarkeitsbedingung“ entspricht der Cauchy-Schwarz-Ungleichung, angewandt auf  , und lautet:

 ,

mit   der Spektrum der magnetischen Energie. Die Eigenschaft   (mit   der divergenzfreie Teil des Fourierspektrums des magnetischen Vektorpotentialfeldes, orthogonal zum Wellenvektor   im Fourierraum) wurde benutzt, um diese Ungleichung zu erhalten, da   im Fourierraum (was   entspricht). Im Artikel[3] fehlt der Faktor 2, da in diesem eine alternative Definition der magnetischen Helizität, und zwar  , benutzt wird.

Stellen wir uns eine Ausgangssituation ohne Geschwindigkeitsfeld und mit einem Magnetfeld vor, das aus einer Überlagerung von zwei Moden besteht, und zwar an die Wellenvektoren   und  . Wir nehmen an, dass das Magnetfeld völlig helikal ist, das heißt, dass es die Realisierbarkeitsbedingung sättigt:

  und  .

Angenommen, dass alle Energie- und magnetischen Helizitätstransfers zu einem dritten Wellenvektor   geschehen, liefern die Erhaltung der magnetischen Helizität und die Erhaltung der Gesamtenergie   (die Summe der magnetischen und kinetischen Energien) die Gleichungen:

 
 

Die zweite Gleichung für die Gesamtenergie beruht auf der Tatsache, dass wir eine Anfangsbedingung ohne Geschwindigkeitsfeld betrachten, sodass   und  . Dann gilt zwangsläufig  . Angenommen wir hätten  , dann:

 

und dies würde die Realisierbarkeitsbedingung brechen. Dies impliziert  . Für   wird die magnetische Helizität zu einem kleineren Wellenvektor transferiert, das heißt, zu größeren Skalen.

Ideale Invarianz

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In den späten 1950er Jahren entdeckten Lodewijk Woltjer und Walter M. Elsasser unabhängig voneinander, dass die magnetische Helizität eine ideale Invariante ist.[21][22] Dies bedeutet, dass sie in Systemen, die keinen elektrischen Widerstand aufweisen, eine Erhaltungsgröße ist. Systeme mit sehr geringem elektrischem Widerstand kann man in astrophysikalischen Systemen finden. Da die magnetische Helizität topologische Eigenschaften des Magnetfeldes beschreibt, führt diese Invarianz zu Beschränkungen in der Gesamttopologie des Magnetfeldes: Wenn an einer Skala positive Helizität auftritt, muss auf einer anderen Skala im geschlossenen System negative Helizität auftreten.

Im Folgenden wird Woltjers Beweis, gültig für ein geschlossenes System, wiedergegeben:

Die Gleichung zur zeitlichen Entwicklung des Magnetfeldes und des magnetischen Vektorpotentials lauten im Fall eines idealen magnetohydrodynamischen Systems:

 
 .

Die zweite Gleichung erhält man bei der „Entrotationierung“ (manchmal wird der Begriff „uncurling“ auf Englisch benutzt) der ersten Gleichung. Der Term   ist ein Skalarpotential, definiert durch die gewählte Eichung (siehe den Abschnitt über die Eichung). Wenn die Eichung so gewählt wird, dass das entsprechende Gradientenfeld verschwindet ( ), wird die Zeitentwicklung der magnetischen Helizität durch die folgende Gleichung beschrieben:

 .

Das erste Integral ist Null, da   orthogonal zum Kreuzprodukt   ist. Das zweite Integral kann partiell integriert werden, sodass:

 

Die erste Integration geschieht über das Gesamtvolumen und ist Null, da  , wie oben bereits erwähnt. Das zweite Integral ist das Oberflächenintegral über die Grenzen des geschlossenen Systems  . Dieses Integral ist Null, da die Bewegungen im geschlossenen System nicht das magnetische Vektorpotential außerhalb beeinflussen können, sodass auf der Systemgrenze  , da das magnetische Vektorpotential eine kontinuierliche Funktion ist.

Wenn die magnetische Helizität eichinvariant ist, bleibt deshalb die magnetische Helizität selbst dann ideal erhalten, wenn die besondere Eichung   nicht erfüllt ist.

Die magnetische Helizität bleibt auch in Situationen mit einem kleinen, endlichen elektrischen Widerstand näherungsweise erhalten. Hierbei tritt magnetische Rekonnexion auf, wodurch magnetische Energie in kinetische Energie umgewandelt wird, jedoch die magnetische Helizität ungefähr erhalten bleibt.[4][10]

Über die Eichung

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Da das magnetische Vektorpotential   nicht eichinvariant ist (es kann umdefiniert werden, indem man einen Gradienten addiert, ohne das Magnetfeld zu ändern. Die Rotation eines Gradientenfeldes ist nämlich Null), ist auch die magnetische Helizität in der Regel nicht eichinvariant. Für perfekt-leitende Systemgrenzen oder periodische Systeme ohne magnetischen Fluss durch die Grenzen des physikalischen Systems ist die magnetische Helizität jedoch eichinvariant[12]. Das heißt, sie ist dann unabhängig von der gewählten Eichung. Periodische Systeme ohne magnetischen Fluss durch die Grenzen des Systems werden deshalb oft bei numerischen Simulationen für die Untersuchung der Dynamik der magnetischen Helizität benutzt (zum Beispiel.[17][18][19][20])

Im allgemeinen Fall kann man aber eine sogenannte eichinvariante „relative Helizität“ definieren.[12][4] „Relativ“ bedeutet hier im Vergleich zu einem „gut gewählten“ magnetischen Vektorpotential und dem entsprechenden Magnetfeld, siehe Literatur. Dies ist dann besonders wichtig, wenn man realistischere Systeme betrachtet: Zum Beispiel sind astrophysikalische Systeme in Wirklichkeit nicht periodisch und meistens nicht geschlossen.

Einzelnachweise

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  1. Jason Cantarella, Dennis Deturck, Herman Gluck, Mikhail Teytel: Influence of Geometry and Topology on Helicity. In: Magnetic Helicity in Space and Laboratory Plasmas. American Geophysical Union (AGU), 1999, ISBN 978-1-118-66447-6, S. 17–24, doi:10.1029/GM111p0017.
  2. a b H. K. Moffatt: The degree of knottedness of tangled vortex lines. In: Journal of Fluid Mechanics. 35. Jahrgang, Nr. 1, 16. Januar 1969, ISSN 0022-1120, S. 117–129, doi:10.1017/s0022112069000991.
  3. a b c d U. Frisch, A. Pouquet, J. LÉOrat, A. Mazure: Possibility of an inverse cascade of magnetic helicity in magnetohydrodynamic turbulence. In: Journal of Fluid Mechanics. 68. Jahrgang, Nr. 4, 29. April 1975, ISSN 0022-1120, S. 769–778, doi:10.1017/s002211207500122x.
  4. a b c M.A. Berger: Introduction to magnetic helicity. In: Plasma Physics and Controlled Fusion. 41. Jahrgang, 12B, 1999, S. B167–B175, doi:10.1088/0741-3335/41/12B/312, bibcode:1999PPCF...41..167B.
  5. B. C. Low: Magnetohydrodynamic Processes in the Solar Corona: Flares, Coronal Mass Ejections and Magnetic Helicity. In: Solar and Astrophysical Magnetohydrodynamic Flows. Springer Netherlands, Dordrecht 1996, ISBN 978-94-010-6603-7, S. 133–149, doi:10.1007/978-94-009-0265-7_7.
  6. J. W. Bieber, P. A. Evenson, W. H. Matthaeus: Magnetic helicity of the Parker field. In: The Astrophysical Journal. 315. Jahrgang, April 1987, ISSN 0004-637X, S. 700, doi:10.1086/165171.
  7. Ethan T. Vishniac, Jungyeon Cho: Magnetic Helicity Conservation and Astrophysical Dynamos. In: The Astrophysical Journal. 550. Jahrgang, Nr. 2, April 2001, ISSN 0004-637X, S. 752–760, doi:10.1086/319817.
  8. A. Brandenburg, A. Lazarian: Astrophysical Hydromagnetic Turbulence. In: Space Science Reviews. 178. Jahrgang, Nr. 2–4, 31. August 2013, ISSN 0038-6308, S. 163–200, doi:10.1007/s11214-013-0009-3.
  9. A. Brandenburg: Hydromagnetic Dynamo Theory. In: Scholarpedia. 2. Jahrgang, Nr. 3, 2009, rev #73469, S. 2309, doi:10.4249/scholarpedia.2309.
  10. a b c d e E.G. Blackman: Magnetic Helicity and Large Scale Magnetic Fields: A Primer. In: Space Science Reviews. 188. Jahrgang, Nr. 1–4, 2015, S. 59–91, doi:10.1007/s11214-014-0038-6, arxiv:1402.0933, bibcode:2015SSRv..188...59B.
  11. D. F. Escande, P. Martin, S. Ortolani, A. Buffa, P. Franz, L. Marrelli, E. Martines, G. Spizzo, S. Cappello, A. Murari, R. Pasqualotto: Quasi-Single-Helicity Reversed-Field-Pinch Plasmas. In: Physical Review Letters. 85. Jahrgang, Nr. 8, 21. August 2000, ISSN 0031-9007, S. 1662–1665, doi:10.1103/physrevlett.85.1662.
  12. a b c K. Subramanian, A. Brandenburg: Magnetic helicity density and its flux in weakly inhomogeneous turbulence. In: The Astrophysical Journal Letters. 648. Jahrgang, Nr. 1, 2006, S. L71–L74, doi:10.1086/507828, arxiv:astro-ph/0509392, bibcode:2006ApJ...648L..71S.
  13. Axel Brandenburg, Kandaswamy Subramanian: Astrophysical magnetic fields and nonlinear dynamo theory. In: Physics Reports. Band 417, Nr. 1–4, Oktober 2005, ISSN 0370-1573, S. 1–209, doi:10.1016/j.physrep.2005.06.005.
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  15. A. Pouquet, U. Frisch, J. Léorat: Strong MHD helical turbulence and the nonlinear dynamo effect. In: Journal of Fluid Mechanics. 77. Jahrgang, Nr. 2, 24. September 1976, ISSN 0022-1120, S. 321–354, doi:10.1017/s0022112076002140.
  16. M. Meneguzzi, U. Frisch, A. Pouquet: Helical and Nonhelical Turbulent Dynamos. In: Physical Review Letters. 47. Jahrgang, Nr. 15, 12. Oktober 1981, ISSN 0031-9007, S. 1060–1064, doi:10.1103/physrevlett.47.1060.
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  19. a b Axel Brandenburg: The Inverse Cascade and Nonlinear Alpha‐Effect in Simulations of Isotropic Helical Hydromagnetic Turbulence. In: The Astrophysical Journal. 550. Jahrgang, Nr. 2, April 2001, ISSN 0004-637X, S. 824–840, doi:10.1086/319783.
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  21. L. Woltjer: A THEOREM ON FORCE-FREE MAGNETIC FIELDS. In: Proceedings of the National Academy of Sciences. 44. Jahrgang, Nr. 6, 1. Juni 1958, ISSN 0027-8424, S. 489–491, doi:10.1073/pnas.44.6.489.
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