Calculadora de velocidade de Alfvén

Uma onda de Alfvén é um tipo de onda magneto-hidrodinâmica (MHD) que se propaga ao longo das linhas de campo magnético em um fluido condutor, quase sempre um plasma. Ela recebeu esse nome em homenagem ao físico sueco Hannes Alfvén, que previu sua existência pela primeira vez em 1942 e mais tarde recebeu o Prêmio Nobel de Física por esse trabalho. Essas ondas têm papel fundamental na física de plasmas, na física espacial e na astrofísica. A velocidade de Alfvén é a velocidade característica com que essas ondas viajam por um plasma magnetizado. A fórmula é v_A = B / √(μ₀ × ρ), em que B é a intensidade do campo magnético em teslas, μ₀ = 4π × 10⁻⁷ H/m é a permeabilidade magnética do vácuo, e ρ é a densidade de massa do plasma em kg/m³. A densidade de massa é calculada como ρ = n × m_i, em que n é a densidade numérica de íons (íons por metro cúbico) e m_i é a massa de um único íon em quilogramas. Fisicamente, a velocidade de Alfvén representa o equilíbrio entre a força restauradora da tensão magnética e a inércia do plasma. Um campo magnético mais forte aumenta a tensão e eleva a velocidade da onda, enquanto um plasma mais denso ou mais pesado tem maior inércia e reduz a velocidade. Isso é diretamente análogo à relação entre tensão e densidade de massa em uma corda vibrante. Na magnetosfera da Terra, as velocidades de Alfvén normalmente ficam na faixa de centenas a milhares de quilômetros por segundo. Na coroa solar, onde os campos magnéticos são fortes e a densidade do plasma é relativamente baixa, as velocidades podem exceder vários milhares de quilômetros por segundo, chegando perto da velocidade da luz em casos extremos. No plasma denso de um reator de fusão tokamak, a velocidade de Alfvén é menor apesar dos campos magnéticos muito fortes, devido à alta densidade do plasma. As ondas de Alfvén são importantes por vários motivos. No vento solar, acredita-se que contribuam para a aceleração do vento e para o aquecimento coronal. Nas magnetosferas dos planetas, elas mediam o acoplamento entre a ionosfera e a magnetosfera. Na fusão por confinamento magnético, compreender as instabilidades de Alfvén (como os modos próprios toroidais de Alfvén) é essencial para controlar o comportamento de partículas energéticas e prevenir disrupções. Em contextos astrofísicos, acredita-se que as ondas de Alfvén impulsionem o transporte de raios cósmicos e a turbulência interestelar. O número de Mach de Alfvén — a razão entre a velocidade de escoamento de um plasma e a velocidade de Alfvén — é um parâmetro adimensional importante no clima espacial e em simulações MHD. Quando uma estrutura do vento solar se move mais rápido que a velocidade local de Alfvén, ela produz uma onda de choque análoga a um choque supersônico na dinâmica de fluidos comum. Essa é a física por trás das ejeções de massa coronal e do choque de proa da Terra.