Alfvénwellen

Die Alfvénwellen sind magnetohydrodynamische Wellen in magnetisierten Plasmen, benannt nach Hannes Alfvén. In der idealen MHD-Theorie handelt es sich um transversale, nichtkompressive Störungen der Plasma- und Feldgrößen, die sich entlang der Hintergrundmagnetfeldlinien ausbreiten. Die Störung besitzt δB und δv, die senkrecht zum statischen Feld B0 bzw. zur Ausbreitungsrichtung stehen. Die Alfvén-Geschwindigkeit bestimmt die Ausbreitungsgeschwindigkeit: v_A = B0 / sqrt(μ0 ρ0), wobei B0 das Gleichgewichtsfeld und ρ0 die Massendichte ist.

Die Dispersionrelation für reines Alfvénwell lautet ω = k_parallel v_A, d.h. die Welle breitet sich entlang des Feldes aus (mit k parallel zu B0). In der idealen, ungesättigten Theorie ist die Welle incompressibel; Dichte- oder Druckperturbationen bleiben klein. Die Energie wird überwiegend durch die Poynting-Flusskomponente transportiert und ist entlang der Feldlinien gerichtet.

Vorkommen und Bedeutung: Alfvénwellen spielen eine zentrale Rolle in vielen Plasmen der Astrophysik und der Laborplasmapflege. Sie treten im Sonnenwind, in der Sonnenkorona, im interstellaren Medium und in Planetensystemen auf. In der Forschung dienen sie der Energietransport, der Turbulenzentwicklung und der Koronaseismologie zur Bestimmung von Magnetfeldern und Plasmaparametern.

Begrenzungen: Inhomogene Felder, endliche β-Werte, Dämpfung durch Viskosität und Resistivität sowie Kopplungen mit magnetisch kompressiven Magnetohydro-Wellen führen dazu, dass oblique Propagation nicht rein rein Alfvén ist. In realen Systemen treten oft Mischmoden und Wechselwirkungen mit anderen Wellen auf.