Ток или поток? Магнитные цепи и их основные характеристики / Хабр

Привет, Хабр! С недавнего времени я стал задумываться об актуальности статей и заметил, что на Хабре нет ни одной обзорной статьи про магнитные цепи. Как так!? Ведь это… а что это такое?

Действительно, наверняка даже самые отстраненные от инженерного дела люди имеют представление о том, что такое электрические цепи, но возможно, что про магнитные цепи не слышали вовсе. Каждый школьник когда-то в учебнике физики наблюдал разные схемы и формулы, описывающие законы Ома. Но магнитные цепи в рамки школьного курса не входят.

Я решил написать данную статью, чтобы показать, насколько удивителен мир физики и заинтересовать школьников в её изучении. В данной статье, однозначно, для полноты вещей будут и выводы формул и использование некоторых математических операций, которые могут быть известны не всем, но такие моменты я постараюсь сгладить. Приступим!

Что нужно вспомнить?

Для более четкого представления сей статьи, неплохо бы вспомнить основные характеристики самого магнитного поля: вектор магнитной индукции, вектор напряженности, поток вектора магнитной индукции — а также нужно вспомнить немного про магнитные вещества, а именно про ферромагнетики.

Полагается, что вам известен обобщенный закон Ома и помнится, что такое ток, напряжение и сопротивление. Если нет, то крайне советую обратиться к сторонним ресурсам, чтобы иметь хотя бы общее представление о том, что последует далее. Крайне советую учебник И.Е. Иродова «Электромагнетизм».

Применение магнитных цепей

Магнитные цепи находят очень большое поле применения, а именно, они используются для надежного пропускания магнитного потока по специальному проводнику с минимальными или, в некоторых случаях, определенными потерями. В электротехнической промышленности широко используется взаимная зависимость магнитной и электрической энергий, переход из одного состояния в другое. На подобном принципе работают, например, трансформаторы, разные электродвигатели, генераторы и другие устройства.

Конечно, можно продолжительное время говорить об устройствах, разных типах магнитопроводов (про которые речь пойдет далее), но наша первичная цель — рассмотреть выводы основных характеристик магнитных цепей. Продолжаем!

Как устроены магнитные цепи?

Магнитную цепь, на самом деле, не так сложно представить, как может показаться человеку, который о них впервые слышит. Обычно магнитные цепи представляют из себя некоторые фигуры из ферромагнитного сердечника с источником или несколькими источниками ПОтока. Пожалуй, один из самых простых примеров с одним источником, который можно взять на вооружение, проиллюстрирован ниже:

Перед продолжением обусловимся, что среди электротехников сердечник называют магнитопроводом. Часть магнитопровода, на которой отсутствуют обмотки и которая служит для замыкания магнитной цепи, называется «ярмо».

Начнем с тороидального сердечника. Такой тороидальный сердечник может служить формой для катушки, как бы странно это не звучало. Но что за катушка? Ну, первое что приходит в голову — провод, образующий витки. Хорошо, но какого его предназначение? Вернемся к электрическим цепям и вспомним, что существуют источники тока / напряжения, так называемые активные элементы. Так вот, в магнитных цепях роль источника выполняют катушки с током, накрученные на основной элемент магнитной цепи — ферромагнитный магнитопровод.

Вспомним теперь про ферромагнитные материалы. Почему именно они? Дело в том, что благодаря высокому значению магнитной проницаемости, что сигнализирует о хорошей намагниченности ферромагнетика, силовые линии магнитного поля практически не выходят за пределы сердечника, либо не выходят вовсе. Однако это будет справедливо лишь тогда, когда наш сердечник замкнутый, либо имеет небольшие зазоры. То есть, ферромагнетики обладают сильно выраженными магнитными свойствами, когда как у парамагнетиков и диамагнетиков они значительно слабее, что можно наблюдать на следующем графике зависимости намагниченности от напряженности магнитного поля:

Вещества, которые входят в конструкцию магнитопровода, могут обладать не только сильномагнитными свойствами, но также и слабомагнитными. Однако мы рассматриваем сердечник из ферромагнитного материала.

Ещё из школьного курса мы представляем себе картину с линиями магнитной индукции соленоида, мы можем визуально представить его поле и понимаем, что концентрация силовых линий, их насыщенность, наибольшая в центре рассматриваемого соленоида. Тут очень важно вспомнить правило буравчика, чтобы правильно указать направление силовых линий.

Отсюда становится ясно, что катушки-источники порождают магнитное поле, а следовательно и поток линий магнитной индукции. Такие линии будут циркулировать по нашему сердечнику, словно повторяя его форму. Именно поэтому нам важно условие замкнутости сердечника и материал, из которого он сделан. Положим, что наш воображаемый сердечник замкнут. Из этого следует, что и силовые линии замкнуты, а следовательно выполняется теорема Гаусса для магнитного поля, которая гласит: поток линий магнитной индукции через замкнутую поверхность равен нулю. Стоит учесть, что поток адаптируется под площадь сечения.*

Ну и в конечном счете ферромагнитный сердечник поток куда-то передает! Аналогичным образом замкнутый проводник позволяет передать электрический ток.

Отлично! Мы разобрались с тем, что такое магнитные цепи и даже вспомнили про теорему Гаусса и ферромагнетики. Теперь поговорим о том, какие следствия вытекают из теоремы Гаусса и возможности пренебрежения полем вне сердечника и в зазорах.

1] Магнитные потоки Ф₁ и Ф₂ через произвольные сечения будут равны между собой.

2] В узле (разветвлении) сердечника алгебраическая сумма потоков (с учетом их направлений) будет равна нулю… Мне одному это что-то напоминает?

То есть мы окончательно сформулировали, что замкнутая (или почти замкнутая) система из ферромагнитных сердечников может рассматриваться как проводящая цепь. В нашем случае — магнитная.

Расчет магнитных цепей

Теперь внимание. Мы можем провести прямую аналогию и рассматривать магнитный поток в цепи, как характеристику электрической цепи — силу тока. Рассмотренное второе следствие означает, что для магнитной цепи, также как и для электрической, справедливо первое правило Кирхгофа. Отсюда можно лаконично перейти к закону полного тока, который в рамках классического магнетизма будет выглядеть следующим образом (приготовьтесь, немного математики):

Криволинейный интеграл по замкнутому контуру от напряженности магнитного поля будет равен алгебраической сумме токов, сцепленных (окруженных) данным контуром.

Также мы помним, что напряженность магнитного поля связана с магнитным потоком следующим образом:

Руководствуясь приведенным законом полного тока и определением напряженности через магнитный поток, мы можем переписать закон полного тока относительно магнитного потока.

Откуда в уравнении появился и что символизирует аргумент l? Все просто. Так как мы рассматриваем контур L, то логично предположить, что на разных его участках наши показатели могут принимать разные значения: площадь сечения может изменяться, как и магнитная проницаемость или магнитный поток.

Полученное уравнение можно рассматривать как второй закон Кирхгофа, который, напомню, звучит следующим образом:

В любой момент времени алгебраическая сумма напряжений на ветвях контура равна нулю.

Для полной ясности, проведем аналогию между электрическими и магнитными цепями, а также их величинами.

Именно проведя аналогичное представление для электрической цепи, мы можем рассчитывать магнитные цепи. Для того, чтобы это сделать, следует:

• Мысленно разбить сердечник на отдельные однородные участки (непрерывные, с постоянным сечением) без разветвлений и определить их магнитные сопротивления;

• Построить эквивалентную электрическую цепь, последовательно заменяя участки магнитной цепи участками электрической с электрическими сопротивлениями, а также заменяя индуктивности (катушки) на источники ЭДС;

• После обозначения заданных сопротивлений и ЭДС, можем вычислить в общем токи в элементах электрической цепи;

• Произвести замену полученных величин согласно таблице (токи в потоки, ЭДС в МДС [Магнитодвижущую силу / Ампер-витки], а электрическое сопротивление в магнитное сопротивление).

Именно таким образом, мы можем рассчитать характеристики магнитной цепи. Полученные результаты позволяют, например, вычислить индуктивности.

А примеры расчетов будут?

Здесь — нет. А по ссылке — да! В данном документе Самарского государственного технического университета рассмотрены базовые примеры, которые позволят лучше разобраться в теме, если она вас заинтересовала. Помимо всего прочего, там же приведены теоретические справки. Советую прочитать в надежде, что вы сможете для себя что-то новое подчерпнуть.

Заключение

Во-первых, спасибо, что дочитали статью! Один из способов поддержать меня как автора — подписаться на мой паблик Вконтакте, где иногда выходят «локальные статьи».

Во-вторых, вернемся к началу статьи. Там я задался целью показать, почему физика удивительна. Не хочу быть многословным, поэтому просто попрошу вспомнить все то, что было описано выше. Мы оперировали моделями, которые относятся к разделу физики электричества и перенесли их на физику магнетизма. Наверняка, вы замечали, насколько часто встречаются элементы механики в иных разделах. Это по истине удивительно! Однако главное не поработиться иллюзией, что в мире все законы нам предельно известны…

Ученые выяснили, как возникают магнитные бури

https://ria.ru/20191120/1561158959.html

Ученые выяснили, как возникают магнитные бури

Ученые выяснили, как возникают магнитные бури — РИА Новости, 20.11.2019

Ученые выяснили, как возникают магнитные бури

РИА Новости, 20.11.2019

2019-11-20T13:55

2019-11-20T13:55

2019-11-20T14:20

наука

апатиты

космос — риа наука

российский научный фонд

физика

/html/head/meta[@name=’og:title’]/@content

/html/head/meta[@name=’og:description’]/@content

https://cdnn21.img.ria.ru/images/130334/81/1303348190_42:0:718:380_1920x0_80_0_0_241bcf1a1a63b175af451944dd8f7368.jpg

МОСКВА, 20 ноя — РИА Новости. Российские физики установили связь геомагнитной активности с протонным высыпанием — явлением, при котором высокоэнергичные положительно заряженные частицы попадают из магнитосферы в атмосферу. Это поможет при изучении магнитных бурь и радиационных поясов Земли. Результаты научной работы опубликованы в журнале Geophysical Research Letters.Магнитное поле защищает Землю от потока ионизированных частиц, истекающего из солнечной короны, — солнечного ветра. Часть солнечного ветра обтекает Землю, а часть захватывается в геомагнитную ловушку и образует в околоземном космическом пространстве так называемый радиационный пояс. Из-за малой концентрации вещества в магнитосфере частицы практически не сталкиваются друг с другом, поэтому космическая плазма (ионизированный газ), захваченная в геомагнитную ловушку, может сохраняться в ней несколько суток.Потоки солнечного ветра действуют на геомагнитное поле Земли так, что с освещенной стороны оно сжимается, а с ночной образует «хвост». При увеличении солнечной активности деформации геомагнитного поля резко нарастают. Это вызывает магнитные бури. Заряженные частицы попадают из магнитосферы в верхние слои атмосферы, в том числе в ее ионизированный слой — ионосферу. Этот процесс называется протонным высыпанием.При столкновениях заряженных частиц с атомами и молекулами газов в атмосфере происходит ионизация и возбуждение, то есть повышается энергетическое состояние последних. В результате концентрация плазмы в ионосфере растет, а возбужденные атомы испускают часть полученной энергии в виде света — так появляются полярные сияния.Сотрудники лаборатории магнитосферно-ионосферных взаимодействий Полярного геофизического института (г. Апатиты) исследовали динамику высыпаний в зависимости от геомагнитной активности и параметров солнечного ветра. Исследования велись с помощью низкоорбитальных спутников Национального управление океанических и атмосферных исследований США (NOAA/POES). Эти спутники находятся на круговых орбитах на высоте около 700 километров. Каждый спутник облетает Землю примерно за два часа, а их орбиты расположены так, что покрывают всю поверхность планеты. Использовав данные за полгода, ученые построили глобальную карту высыпаний и подсчитали, насколько вероятность их появления и интенсивность зависят от широты и местного времени. Также они оценили связь высыпаний с геомагнитной активностью — возмущением магнитного поля Земли в момент наблюдений по данным магнитных станций.Оказалось, что волны протонных высыпаний и электромагнитные (ионно-циклотронные) волны очень похожи по своим характеристикам. Отсюда авторы делают заключение о том, что высыпания протонов связаны с развитием так называемой ионно-циклотронной неустойчивости, которая приводит к появлению в плазме электромагнитных волн на определенных частотах.»Наши исследования — один из аспектов глобальной проблемы изучения магнитных бурь и радиационных поясов, — приводятся в пресс-релизе Российского научного фонда слова руководителя проекта Андрея Демехова. — Электромагнитные волны, возбуждаемые в результате ионно-циклотронной неустойчивости, играют большую роль в динамике электронов радиационных поясов. Получается, что многие явления в околоземном космосе тесно взаимосвязаны». В мировом научном сообществе нет единого мнения о том, влияют ли магнитные бури на здоровье и самочувствие людей, однако их важно учитывать при проектировании как спутников, так и наземных технических средств, например линий электропередачи или трубопроводов. Нежелательные проявления «космической погоды» могут вызвать нарушение связи, поломки и сбои в работе навигационных и энергетических систем, остановки энергоснабжения, что приведет к большим экономическим потерям, а в отдельных случаях может даже вызвать катастрофу. Работы поддержаны грантом Российского научного фонда.

https://ria.ru/20190514/1553490048.html

апатиты

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

2019

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

Новости

ru-RU

https://ria.ru/docs/about/copyright.html

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

https://cdnn21. img.ria.ru/images/130334/81/1303348190_127:0:634:380_1920x0_80_0_0_3a83fd205f1223cb1f3629e20d1c2fc3.jpg

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

апатиты, космос — риа наука, российский научный фонд, физика

МОСКВА, 20 ноя — РИА Новости. Российские физики установили связь геомагнитной активности с протонным высыпанием — явлением, при котором высокоэнергичные положительно заряженные частицы попадают из магнитосферы в атмосферу. Это поможет при изучении магнитных бурь и радиационных поясов Земли. Результаты научной работы опубликованы в журнале Geophysical Research Letters.

Магнитное поле защищает Землю от потока ионизированных частиц, истекающего из солнечной короны, — солнечного ветра. Часть солнечного ветра обтекает Землю, а часть захватывается в геомагнитную ловушку и образует в околоземном космическом пространстве так называемый радиационный пояс. Из-за малой концентрации вещества в магнитосфере частицы практически не сталкиваются друг с другом, поэтому космическая плазма (ионизированный газ), захваченная в геомагнитную ловушку, может сохраняться в ней несколько суток.

Потоки солнечного ветра действуют на геомагнитное поле Земли так, что с освещенной стороны оно сжимается, а с ночной образует «хвост». При увеличении солнечной активности деформации геомагнитного поля резко нарастают. Это вызывает магнитные бури. Заряженные частицы попадают из магнитосферы в верхние слои атмосферы, в том числе в ее ионизированный слой — ионосферу. Этот процесс называется протонным высыпанием.

При столкновениях заряженных частиц с атомами и молекулами газов в атмосфере происходит ионизация и возбуждение, то есть повышается энергетическое состояние последних. В результате концентрация плазмы в ионосфере растет, а возбужденные атомы испускают часть полученной энергии в виде света — так появляются полярные сияния.

14 мая 2019, 20:15НаукаЭксперты рассказали, как магнитная буря может повлиять на работу техники

Сотрудники лаборатории магнитосферно-ионосферных взаимодействий Полярного геофизического института (г. Апатиты) исследовали динамику высыпаний в зависимости от геомагнитной активности и параметров солнечного ветра. Исследования велись с помощью низкоорбитальных спутников Национального управление океанических и атмосферных исследований США (NOAA/POES).

Эти спутники находятся на круговых орбитах на высоте около 700 километров. Каждый спутник облетает Землю примерно за два часа, а их орбиты расположены так, что покрывают всю поверхность планеты. Использовав данные за полгода, ученые построили глобальную карту высыпаний и подсчитали, насколько вероятность их появления и интенсивность зависят от широты и местного времени.

Также они оценили связь высыпаний с геомагнитной активностью — возмущением магнитного поля Земли в момент наблюдений по данным магнитных станций.

Оказалось, что волны протонных высыпаний и электромагнитные (ионно-циклотронные) волны очень похожи по своим характеристикам. Отсюда авторы делают заключение о том, что высыпания протонов связаны с развитием так называемой ионно-циклотронной неустойчивости, которая приводит к появлению в плазме электромагнитных волн на определенных частотах.

«Наши исследования — один из аспектов глобальной проблемы изучения магнитных бурь и радиационных поясов, — приводятся в пресс-релизе Российского научного фонда слова руководителя проекта Андрея Демехова. — Электромагнитные волны, возбуждаемые в результате ионно-циклотронной неустойчивости, играют большую роль в динамике электронов радиационных поясов. Получается, что многие явления в околоземном космосе тесно взаимосвязаны».

В мировом научном сообществе нет единого мнения о том, влияют ли магнитные бури на здоровье и самочувствие людей, однако их важно учитывать при проектировании как спутников, так и наземных технических средств, например линий электропередачи или трубопроводов. Нежелательные проявления «космической погоды» могут вызвать нарушение связи, поломки и сбои в работе навигационных и энергетических систем, остановки энергоснабжения, что приведет к большим экономическим потерям, а в отдельных случаях может даже вызвать катастрофу.

Работы поддержаны грантом Российского научного фонда.

Магнитный сепаратор для крупных потоков продуктов

Автоматически очищаемый магнитный сепаратор Easy Clean Flow удаляет из порошков металлические и слабомагнитные частицы нержавеющей стали размером до 30 мкм на предприятиях пищевой, химической и керамической промышленности, а также при производстве пластмасс. Магнит Easy Clean Flow подходит для больших потоков продуктов и отличается очень высокой магнитной индукцией свыше 12 000 Гс на контактной поверхности стержней.

Глубокое магнитное поле
Эти стержни непосредственно контактируют с продуктом и создают глубоко проникающее магнитное поле, которое эффективно очищает порошки и грануляты от металлических частиц при высоких скоростях потока. Магнит устойчив к скоплению пыли при избыточном давлении 0,5 бар и оснащен простым электропневматическим контроллером. Для удобства очистки требуется сжатый воздух давлением 6 бар и стартовым импульсом напряжением 24 В постоянного тока.

Высокая эффективность разделения
Толстые магнитные стержни толщиной Ø50 мм обеспечивают очень высокую степень разделения, имеют глубокое удерживающее поле для захвата и высокую плотность потока силовых линий магнитного поля. Это гарантирует даже захват частиц нержавеющей стали марки 316. Чтобы все частицы касались стержней, используются дефлекторы. Большое пространство между стержнями приводит к значительному увеличению пропускной способности, что особенно полезно при работе со слаботекучими порошками.
Посмотрите, как это работает, в этом видео

 

Автоматическая очистка
Очистка происходит во время остановки производства. С транспортного желоба должно быть сброшено давление.

Пневматические магнитные стержни упрощают процесс очистки. Направляющая выводит магнитные стержни за пределы транспортного желоба, после чего магниты стержней обдуваются снаружи. Пластина удерживает захваченные металлические частицы, а затем они падают в поддон для сбора. Датчики определяют положение магнитов. После чистки магниты возвращаются на свое место, после чего можно возобновить поток продуктов. С помощью распределительной коробки можно вывести управление магнитами в центральную диспетчерскую. Блок управления с ПЛК предлагается в качестве опции.

 

Модернизация
Модернизированная конструкция защищает от попадания пыли снаружи. Крышка с уплотнением предотвращает утечку продукта. На стороне магнита имеется стандартная распределительная коробка, упрощающая подключение датчиков и кабелей. С обеих сторон установлены люки для техобслуживания.

Как обозначается магнитный поток в физике. Магнитный поток и потокосцепление

магнитная индукция — является плотностью магнитного потока в данной точке поля. Единицей магнитной индукции является тесла (1 Тл = 1 Вб/м 2).

Возвращаясь к полученному ранее выражению (1), можно количественно определить магнитный поток через некоторую поверхность как произведение величины заряда, протекающего через проводник совмещенный с границей этой поверхности при полном исчезновении магнитного поля, на сопротивление электрической цепи, по которой протекают эти заряды

.

В описанных выше опытах с пробным витком (кольцом), он удалялся на такое расстояние, при котором исчезали всякие проявления магнитного поля. Но можно просто перемещать этот виток в пределах поля и при этом в нем также будут перемещаться электрические заряды. Перейдем в выражении (1) к приращениям

Ф + Δ Ф = r (q — Δ q ) => Δ Ф = — rΔ q => Δ q = -Δ Ф/r

где Δ Ф и Δ q — приращения потока и количества зарядов. Разные знаки приращений объясняются тем, что положительный заряд в опытах с удалением витка соответствовал исчезновению поля, т.е. отрицательному приращению магнитного потока.

С помощью пробного витка можно исследовать все пространство вокруг магнита или катушки с током и построить линии, направление касательных к которым в каждой точке будет соответствовать направлению вектора магнитной индукции B (рис. 3)

Эти линии называются линиями вектора магнитной индукции или

магнитными линиями .

Пространство магнитного поля можно мысленно разделить трубчатыми поверхностями, образованными магнитными линиями, причем, поверхности можно выбрать таким образом, чтобы магнитный поток внутри каждой такой поверхности (трубки) численно был равен единице и изобразить графически осевые линии этих трубок. Такие трубки называют единичными, а линии их осей — единичными магнитными линиями . Картина магнитного поля изображенная с помощью единичных линий дает не только о качественное, но и количественное представление о нем, т.к. при этом величина вектора магнитной индукции оказывается равной количеству линий, проходящих через единицу поверхности, нормальной вектору B , а

количество линий, проходящих через любую поверхность равно значению магнитного потока .

Магнитные линии непрерывны и этот принцип можно математически представить в виде

т. е. магнитный поток, проходящий через любую замкнутую поверхность равен нулю .

Выражение (4) справедливо для поверхности s любой формы. Если рассматривать магнитный поток проходящий через поверхность, образованную витками цилиндрической катушки (рис. 4), то ее можно разделить на поверхности, образованные отдельными витками, т.е. s =s 1 +s 2 +…+s 8 . Причем через поверхности разных витков в общем случае будут проходить разные магнитные потоки. Так на рис. 4, через поверхности центральных витков катушки проходят восемь единичных магнитных линий, а через поверхности крайних витков только четыре.

Для того, чтобы определить полный магнитный поток, проходящий через поверхность всех витков, нужно сложить потоки, проходящие через поверхности отдельных витков, или, иначе говоря, сцепляющиеся с отдельными витками. Например, магнитные потоки, сцепляющиеся с четырьмя верхними витками катушки рис. 4, будут равны: Ф 1 =4; Ф 2 =4; Ф 3 =6; Ф 4 =8.

Также, зеркально-симметрично с нижними.

Потокосцепление — виртуальный (воображаемый общий) магнитный поток Ψ, сцепляющийся со всеми витками катушки, численно равен сумме потоков, сцепляющихся с отдельными витками: Ψ = w э Ф m , где Ф m — магнитный поток, создаваемый током, проходящим по катушке, а w э — эквивалентное или эффективное число витков катушки. Физический смысл потокосцепления — сцепление магнитных полей витков катушки, которое можно выразить коэффициентом (кратностью) потокосцепления k = Ψ/Ф = w э.

То есть для приведенного на рисунке случая, двух зеркально-симметричных половинок катушки:

Ψ = 2(Ф 1 + Ф 2 + Ф 3 + Ф 4) = 48

Виртуальность, то есть воображаемость потокосцепления проявляется в том, что оно не представляет собой реального магнитного потока, который никакая индуктивность не может кратно увеличивать, но поведение импеданса катушки таково, что кажется, что магнитный поток увеличивается кратно эффективному количеству витков, хотя реально — это просто взаимодействие витков в том же самом поле. Если бы катушка увеличивала магнитный поток своим потокосцеплением, то можно было бы создавать умножители магнитного поля на катушке даже без тока, ибо потокосцепление не подразумевает замкнутости цепи катушки, но лишь совместную геометрию близости витков.

Часто реальное распределение потокосцепления по виткам катушки неизвестно, но его можно принять равномерным и одинаковым для всех витков, если реальную катушку заменить эквивалентной с другим числом витков w э, сохраняя при этом величину потокосцепления Ψ = w э Ф m , где Ф m — поток, сцепляющийся с внутренними витками катушки, а w э — эквивалентное или эффективное число витков катушки. Для рассмотренного на рис. 4 случая w э = Ψ/Ф 4 =48/8=6.

Можно также произвести замену реальной катушки на эквивалентную с сохранением числа витков Ψ =

w Ф n . Тогда для сохранения потокосцепления необходимо принять, что со всеми витками катушки сцепляется магнитный поток Ф n = Ψ/w .

Первый вариант замены катушки эквивалентной сохраняет картину магнитного поля, изменяя параметры катушки, второй — сохраняет параметры катушки, изменяя картину магнитного поля.

Среди физических величин важное место занимает магнитный поток. В этой статье рассказывается о том, что это такое, и как определить его величину.

Что такое магнитный поток

Это величина, определяющая уровень магнитного поля, проходящего через поверхность. Обозначается «ФФ» и зависит от силы поля и угла прохождения поля через эту поверхность.

Рассчитывается она по формуле:

ФФ=B⋅S⋅cosα, где:

• ФФ – магнитный поток;
• В – величина магнитной индукции;
• S – площадь поверхности, через которую проходит это поле;
• cosα – косинус угла между перпендикуляром к поверхности и потоком.

Единицей измерения в системе СИ является «вебер» (Вб). 1 вебер создаётся полем величиной 1 Тл, проходящим перпендикулярно поверхности площадью 1 м².

Таким образом, поток максимален при совпадении его направления с вертикалью и равен «0», если он параллелен с поверхностью.

Интересно. Формула магнитного потока аналогична формуле, по которой рассчитывается освещённость.

Постоянные магниты

Одним из источников поля являются постоянные магниты. Они известны много веков. Из намагниченного железа изготавливалась стрелка компаса, а в Древней Греции существовала легенда об острове, притягивающем к себе металлические части кораблей.

Постоянные магниты есть различной формы и изготавливаются из разных материалов:

• железные – самые дешёвые, но обладают меньшей притягивающей силой;
• неодимовые – из сплава неодима, железа и бора;
• альнико – сплав железа, алюминия, никеля и кобальта.

Все магниты являются двухполюсными. Это заметнее всего в стержневых и подковообразных устройствах.

Если стержень подвесить за середину или положить на плавающий кусочек дерева или пенопласта, то он развернётся по направлению «север-юг». Полюс, показывающий на север, называют северным и на лабораторных приборах красят в синий цвет и обозначают «N». Противоположный, показывающий на юг, – красный и обозначен » S». Одноимёнными полюсами магниты притягиваются, а противоположными – отталкиваются.

В 1851 году Майкл Фарадей предложил понятие о замкнутых линиях индукции. Эти линии выходят из северного полюса магнита, проходят по окружающему пространству, входят в южный и внутри устройства возвращаются к северному. Ближе всего линии и напряжённость поля у полюсов. Здесь также выше притягивающая сила.

Если на устройство положить кусок стекла, а сверху тонким слоем насыпать железные опилки, то они расположатся вдоль линий магнитного поля. При расположении рядом нескольких приборов опилки покажут взаимодействие между ними: притяжение или отталкивание.

Магнитное поле Земли

Нашу планету можно представить в виде магнита, ось которого наклонена на 12 градусов. Пересечения этой оси с поверхностью называют магнитными полюсами. Как и у любого магнита, силовые линии Земли идут от северного полюса к южному. Возле полюсов они проходят перпендикулярно поверхности, поэтому там стрелка компаса ненадёжна, и приходится использовать другие способы.

Частицы «солнечного ветра» имеют электрический заряд, поэтому при движении вокруг них появляется магнитное поле, взаимодействующее с полем Земли и направляющее эти частицы вдоль силовых линий. Тем самым это поле защищает земную поверхность от космической радиации. Однако возле полюсов эти линии направлены перпендикулярно поверхности, и заряженные частицы попадают в атмосферу, вызывая северное сияние.

В 1820 году Ганс Эрстед, проводя эксперименты, увидел воздействие проводника, по которому протекает электрический ток, на стрелку компаса. Через несколько дней Андре-Мари Ампер обнаружил взаимное притяжение двух проводов, по которым протекал ток одного направления.

Интересно. Во время электросварочных работ рядом расположенные кабеля двигаются при изменении силы тока.

Позже Ампер предположил, что это связано с магнитной индукцией тока, протекающего по проводам.

В катушке, намотанной изолированным проводом, по которому протекает электрический ток, поля отдельных проводников усиливают друг друга. Для увеличения силы притяжения катушку наматывают на незамкнутом стальном сердечнике. Этот сердечник намагничивается и притягивает железные детали или вторую половину сердечника в реле и контакторах.

Электромагнитная индукция

При изменении магнитного потока в проводе наводится электрический ток. Этот факт не зависит от того, какими причинами было вызвано это изменение: перемещением постоянного магнита, движением провода или изменением силы тока в рядом расположенном проводнике.

Это явление было открыто Майклом Фарадеем 29 августа 1831 года. Его эксперименты показали, что ЭДС (электродвижущая сила), появляющаяся в контуре, ограниченном проводниками, прямопропорциональна скорости изменения потока, проходящего через площадь этого контура.

Важно! Для возникновения ЭДС провод должен пересекать силовые линии. При движении вдоль линий ЭДС отсутствует.

Если катушка, в которой возникает ЭДС, включена в электрическую цепь, то в обмотке возникает ток, создающий в катушке индуктивности своё электромагнитное поле.

При движении проводника в магнитном поле в нём наводится ЭДС. Её направленность зависит от направления движения провода. Метод, при помощи которого определяется направление магнитной индукции, называется «метод правой руки».

Расчёт величины магнитного поля важен для проектирования электрических машин и трансформаторов.

Видео

Среди многих определений и понятий, связанных с магнитным полем, следует особо выделить магнитный поток, обладающий определенной направленностью. Это свойство широко используется в электронике и электротехнике, в конструкциях приборов и устройств, а также при расчете различных схем.

Понятие магнитного потока

В первую очередь необходимо точно установить, что называется магнитным потоком. Данную величину следует рассматривать в сочетании с однородным магнитным полем. Оно является однородным в каждой точке, обозначенного пространства. Под действие магнитного поля попадает определенная поверхность, имеющая какую-то установленную площадь, обозначаемую символом S. Линии поля воздействуют на эту поверхность и пересекают ее.

Таким образом, магнитный поток Ф, пересекающий поверхность с площадью S, состоит из определенного количества линий, совпадающих с вектором В и проходящих через эту поверхность.

Этот параметр можно найти и отобразить в виде формулы Ф = BS cos α, в которой α является углом между нормальным направлением к поверхности S и вектором магнитной индукции В. Исходя из этой формулы, можно определить магнитный поток с максимальным значением при котором cos α = 1, а положение вектора В станет параллельно нормали, перпендикулярной поверхности S. И, наоборот, магнитный поток будет минимальным, если вектор В будет расположен перпендикулярно нормали.

В данном варианте векторные линии просто скользят по плоскости и не пересекают ее. То есть, поток учитывается только по линиям вектора магнитной индукции, пересекающим конкретную поверхность.

Для нахождения данной величины используется вебер или вольт-секунды (1 Вб = 1 В х 1 с). Этот параметр может измеряться и в других единицах. Меньшей величиной является максвелл, составляющий 1 Вб = 10 8 мкс или 1 мкс = 10 -8 Вб.

Энергия магнитного поля и поток магнитной индукции

Если по проводнику пропустить электрический ток, то вокруг него образуется магнитное поле, обладающее энергией. Ее происхождение связано с электроэнергией источника тока, которая частично расходуется для преодоления ЭДС самоиндукции, возникающей в цепи. Это так называемая собственная энергия тока, за счет которой и образуется . То есть, энергии поля и тока будут равны между собой.

Значение собственной энергии тока выражает формула W = (L x I 2)/2. Это определение считается равной той работе, которая совершается источником тока, преодолевающим индуктивность, то есть, ЭДС самоиндукции и создающим ток в электрической цепи. Когда ток прекращает действовать энергия магнитного поля не пропадает бесследно, а выделяется, например, в виде дуги или искры.

Магнитный поток, возникающий в поле, известен еще и как поток магнитной индукции с положительным или отрицательным значением, направление которого условно обозначено вектором. Как правило, проходит этот поток через контур, по которому протекает электрический ток. При положительном направлении нормали относительно контура, направление движения тока есть величина, определяемая в соответствии с . В этом случае магнитный поток, создаваемый контуром с электрическим током, и проходящий через этот контур, всегда будет иметь значение больше нулевого. На это указывают и практические измерения.

Обычно измеряется магнитный поток в единицах, установленных международной системой СИ. Это уже известный вебер, представляющий собой величину потока, проходящего через плоскость с площадью 1 м2. Данная поверхность размещается перпендикулярно по отношению к силовым линиям магнитного поля с однородной структурой.

Это понятие хорошо описывает теорема Гаусса. В ней отражено отсутствие магнитных зарядов, поэтому индукционные линии всегда представляются замкнутыми или уходящими в бесконечность без начала и конца. То есть, магнитный поток, проходящий через любые виды замкнутых поверхностей, всегда равен нулю.

Что такое магнитный поток?

На картинке показано однородное магнитное поле. Однородное означает одинаковое во всех точках в данном объеме. В поле помещена поверхность с площадью S. Линии поля пересекают поверхность.

Магнитный поток определение

Определение магнитного потока:

Магнитным потоком Ф через поверхность S называют количество линий вектора магнитной индукции B, проходящих через поверхность S.

Магнитный поток формула

Формула магнитного потока:

здесь α — угол между направлением вектора магнитной индукции B и нормалью к поверхности S.

Из формулы магнитного потока видно, что максимальным магнитный поток будет при cos α = 1, а это случится, когда вектор B параллелен нормали к поверхности S. Минимальным магнитный поток будет при cos α = 0, это будет, когда вектор B перпендикулярен нормали к поверхности S, ведь в этом случае линии вектора B будут скользить по поверхности S, не пересекая её.

А по определению магнитного потока учитываются только те линии вектора магнитной индукции, которые пересекают данную поверхность.

Магнитный поток является скалярной величиной.

Магнитный поток измеряется

Измеряется магнитный поток в веберах (вольт-секундах): 1 вб = 1 в * с.

Кроме того, для измерения магнитного потока применяют максвелл: 1 вб = 10 8 мкс. Соответственно 1 мкс = 10 -8 вб.

Магнитными материалами являются те, которые подвержены влиянию особых силовых полей, в свою очередь, немагнитные материалы не подвержены или слабо подвержены силам магнитного поля, которое принято представлять при помощи силовых линий (магнитный поток), обладающих определенными свойствами. Кроме того что они всегда образуют замкнутые петли, они ведут себя так, будто являются эластичными, то есть во время искажения пытаются вернуться в прежнее расстояние и в свою естественную форму.

Невидимая сила

Магниты имеют свойство притягивать к себе некоторые металлы, особенно железо и сталь, а также никель, сплавы никеля, хрома и кобальта. Материалы, создающие силы притяжения, являются магнитами. Существуют различные их типы. Материалы, которые могут легко намагничиваться, называются ферромагнитными. Они могут быть жесткими или мягкими. Мягкие ферромагнитные материалы, такие как железо, быстро теряют свои свойства. Магниты, изготовленные из этих материалов, называются временными. Жесткие материалы, такие как сталь, держат свои свойства гораздо дольше и используются в качестве постоянных.

Магнитный поток: определение и характеристика

Вокруг магнита существует определенное силовое поле, и это создает возможность возникновения энергии. Магнитный поток равен произведению средних силовых полей перпендикулярной поверхности, в которую он проникает. Его изображают при помощи символа «Φ», измеряется он в единицах, называемых Webers (ВБ). Величина потока, проходящего через заданную площадь, будет меняться от одной точки к другой вокруг предмета. Таким образом, магнитный поток — это так называемая мера силы магнитного поля или электрического тока, основанная на общем количестве заряженных силовых линий, проходящих через определенную область.

Раскрывая тайну магнитных потоков

У всех магнитов, независимо от их формы, имеются две области, которые называются полюсами, способными производить определенную цепочку организованной и сбалансированной системы невидимых силовых линий. Эти линии из потока образуют особое поле, форма которого проявляется более интенсивно в некоторых частях по сравнению с другими. Области с наибольшим притяжением называют полюсами. Линии векторного поля не могут быть обнаружены невооруженным глазом. Визуально они всегда отображаются в виде силовых линий с однозначными полюсами на каждом конце материала, где линии более плотные и концентрированные. Магнитный поток — это линии, которые создают вибрации притяжения или отталкивания, показывая их направление и интенсивность.

Линии магнитного потока

Магнитные силовые линии определяются как кривые, перемещающиеся по определенной траектории в магнитном поле. Касательная к этим кривым в любой точке показывает направление магнитного поля в ней же. Характеристики:

Каждая линия потока образует замкнутый контур.

Эти индукционные линии никогда не пересекаются, но имеют тенденцию сокращаться или растягиваться, изменяя в ту или иную сторону свои размеры.

Как правило, силовые линии имеют начало и конец на поверхности.

Имеется также определенное направление с севера на юг.

Силовые линии, которые расположены близко друг к другу, образуя сильное магнитное поле.

• Когда соседние полюса одинаковы (север-север или юг-юг), они отталкиваются друг от друга. Когда соседние полюса не совпадают (север-юг или юг-север), они притягиваются друг к другу. Этот эффект напоминает знаменитое выражение о том, что противоположности притягиваются.

Магнитные молекулы и теория Вебера

Теория Вебера опирается на тот факт, что все атомы имеют магнитные свойства благодаря связи между электронами в атомах. Группы атомов соединяются вместе таким образом, что окружающие их поля вращаются в том же направлении. Такого рода материалы состоят из групп крошечных магнитиков (если рассматривать их на молекулярном уровне) вокруг атомов, это означает, что ферромагнитный материал состоит из молекул, которым свойственны силы притяжения. Они известны как диполи и группируются в домены. Когда материал намагничен, все домены становятся единым целым. Материал теряет свою способность притягивать и отталкивать в том случае, если его домены разъединяются. Диполи в совокупности образуют магнит, но по отдельности каждый из них пытается оттолкнуться от однополярного, таким образом притягиваются противоположные полюса.

Поля и полюса

Силу и направление магнитного поля определяют линии магнитного потока. Область притяжения сильнее там, где линии близко расположены друг к другу. Линии находятся ближе всего у полюса стержневого основания, там притяжение наиболее сильное. Сама планета Земля находится в этом мощном силовом поле. Оно действует так, как будто гигантская полосовая намагниченная пластина проходит через середину планеты. Северным полюсом стрелка компаса направлена в сторону точки, называемой Северный магнитный полюс, южным полюсом она указывает на магнитный юг. Однако эти направления отличаются от географических Северного и Южного полюсов.

Природа магнетизма

Магнетизм играет важную роль в электротехнике и электронике, потому что без его компонентов, таких как реле, соленоиды, катушки индуктивности, дроссели, катушки, не будут работать громкоговорители, электродвигатели, генераторы, трансформаторы, счетчики электроэнергии и т. д. Магниты можно найти в естественном природном состоянии в виде магнитных руд. Существуют два основных типа, это магнетит (его также называют оксид железа) и магнитный железняк. Молекулярная структура этого материала в немагнитном состоянии представлена в виде свободной магнитной цепи или отдельных крошечных частиц, которые свободно располагаются в случайном порядке. Когда материал намагничен, это случайное расположение молекул меняется, а крошечные случайные молекулярные частицы выстраиваются таким образом, что они производят целую серию договоренностей. Эта идея молекулярного выравнивания ферромагнитных материалов называется теорией Вебера.

Измерение и практическое применение

Наиболее распространенные генераторы используют магнитный поток для производства электроэнергии. Его сила широко используется в электрических генераторах. Прибор, который служит для измерения этого интересного явления, называется флюксметром, он состоит из катушки и электронного оборудования, которое оценивает изменение напряжения в катушке. В физике потоком называется показатель числа силовых линий, проходящих через определенную область. Магнитный поток — это мера количества магнитных силовых линий.

Иногда даже немагнитный материал может также иметь диамагнитные и парамагнитные свойства. Интересным фактом является то, что силы притяжения могут быть разрушены при нагревании или ударе молоточком из такого же материала, но они не могут быть уничтожены или изолированы, если просто разбить большой экземпляр на две части. Каждой сломанный кусок будет иметь свой собственный северный и южный полюс, и неважно, насколько маленькими по размеру будут эти кусочки.

Магнитный поток в трансформаторах

Сухие, тороидальные и масляные трансформаторы работают по принципу магнитной индукции, которая позволяет им преобразовывать ток одной величины в другую.

Принцип формирования магнитного потока

Магнитная индукция непосредственно связана с формированием магнитного потока на первичной обмотке трансформатора. Рассмотрим этот процесс подробнее.

После подключения первичной обмотки к источнику переменного тока, по ней начинает протекать электрический ток, который создает магнитное поле. Обмотка обычно представляет собой медную проволоку, с помощью которой обматывается магнитный сердечник. Образующиеся магнитные линии пронзают витки не только первичной, но и вторичной обмоток.

Часть из них замыкается в немагнитной среде, формируя рассеивающий поток на первичной обмотке.  Рассеивающий поток пронизывает исключительно первичную обмотку, поэтому не используются для трансформации электроэнергии.

Когда вторичная обмотка подключается к приемнику питания, то по ней начинает протекать иной ток, формирующий собственное магнитное поле. Магнитный поток пронзает обе обмотки. Часть магнитных линий также замыкается в немагнитной среде, формируя рассеивающий поток вторичной обмотки, который сцеплен только с ее витками.

Потоки рассеяния

Потоки рассеяния первичной и вторичной обмоток трансформатора ТМП и других разновидностей в сравнении с основным магнитным потоком значительно ниже, поскольку замыкаются через изоляцию и сталкиваются с высоким сопротивлением. Основной поток замыкается в стальном сердечнике и поэтому встречает на пути низкое сопротивление.

Величина рассеивающих потоков на обеих обмотках приблизительно равная. Оба потока сдвигаются по фазе на угол, равный 180°.

Если рассматривать активную нагрузку, то:

• Рассеивающие потоки обмоток будут представлять по форме синусоиды с одинаковыми амплитудами, но расположенные в противофазе.
• Той же синусоидой изображается основной магнитный поток, который относительно синусоид рассеивающего потока сдвигается на четверть периода.

Амплитуда основного потока существенно выше рассеивающих.

Магнитный поток и закон Фарадея

Простейшим примером индуцированного электрического поля является поле, генерируемое внутри небольшой круглой проводящей петли из-за изменяющегося магнитного поля и отвечающее за последующий ток. Вообще говоря, индуцированное электрическое поле зависит не только от того, как магнитное поле, B \ mathbf {B} B, изменяется со временем, но также и от того, как геометрическое соотношение между петлей и магнитным полем может также измениться. Например, даже в однородном и постоянном магнитном поле изменение формы проводящей петли или ее ориентации относительно силовых линий магнитного поля приведет к возникновению электрического поля и, следовательно, тока.Соответствующая комбинация геометрии и магнитного поля, необходимая для описания индуцированного электрического поля, когда оно изменяется, называется магнитным потоком. Самое основное определение — это магнитный поток через плоскую фигуру за счет однородного магнитного поля. Рассмотрим плоскую область площади AAA и выберем единичный вектор n \ mathbf {n} n, перпендикулярный поверхности. Для удобства вектор площади A \ mathbf {A} A определяется как A \ mathbf {A} A === AAAn \ mathbf {n} n. В общем случае A \ mathbf {A} A будет наклонен под некоторым углом θ \ theta θ к силовым линиям магнитного поля, т.е.е., θ \ theta θ будет меньшим углом между A \ mathbf {A} A и B \ mathbf {B} B. (См. Рисунок ниже.)

Вектор, помеченный как «нормальный», является нашим единичным вектором n \ mathbf {n} n, а магнитный поток через плоскую область AAA определен равным

Φ = B⋅A. \ Phi = \ mathbf {B} \ cdot \ mathbf {A}. Φ = B⋅A.

По сути, скалярное произведение проецирует нашу исходную область AAA на плоскость, перпендикулярную B \ mathbf {B} B.

Магнитный поток через поверхность, покрытую небольшими плоскостями (подумайте о чем-то вроде геодезического купола), — это просто сумма потока через каждую «полосу».’Клочку поверхности присваивается вектор ai \ mathbf {a} _i ai, который указывает нормаль (перпендикуляр) к поверхности. Кроме того, величина каждого ai \ mathbf {a} _i ai определяется как площадь соответствующего участка.

Магнитный поток Φi \ Phi_ {i} Φi, проходящий через участок, задается скалярным произведением, которое вычисляет компонент Bi \ mathbf {B} _i Bi, параллельный ai \ mathbf {a} _i ai:

Φi = Biai \ Phi_ {i} = \ mathbf {B} _i \ cdot \ mathbf {a} _i Φi = Bi ai

Следовательно, полный магнитный поток через поверхность, состоящую из множества небольших участков, ai \ mathbf {a} _i ai, является суммой по всем участкам:

Φ = ∑iBi⋅ai.\ Phi = \ sum_i \ mathbf {B} _i \ cdot \ mathbf {a} _i .Φ = i∑ Bi ⋅ai.

Когда ai \ mathbf {a} _i ai становится исчезающе малым, как и в случае с гладкой поверхностью, сумма заменяется поверхностным интегралом :

Φ = ∫SB⋅da. \ Phi = \ int_S \ mathbf {B} \ cdot d \ mathbf {a}. Φ = ∫S B⋅da.

К счастью, магнитный поток часто можно вычислить, не прибегая к явному вычислению интеграла. Как правило, расчет магнитного потока довольно прост, поскольку в основном рассматриваются плоские контуры.Однако после обсуждения следующей темы, закона Фарадея, необходимо будет разрешить SSS с гладкой поверхностью быть произвольным, чтобы определить дифференциальную форму закона Фарадея в следующем разделе.

Небольшая плоская петля из провода площадью A A A ориентирована перпендикулярно однородному магнитному полю внутри цилиндрического соленоида с витками на единицу длины n n n и током I I I. Каков поток через петлю?

---

В этом случае B⋅da \ mathbf {B} \ cdot d \ mathbf {a} B⋅da является постоянным, поэтому поток равен просто Φ = BA = μ0nIA \ Phi = BA = \ mu_0 n IA Φ = BA = μ0 nIA.

Что такое магнитный поток (Φ)?

В применении к магнитам , Магнитный поток (Φ) является важным показателем для измерения характеристик магнитов, особенно в области двигателей, аудиоколонок и т. Д. Так что же такое Магнитный поток (Φ) ? В этой статье мы постараемся ответить на этот вопрос.

Что такое магнитный поток (Φ)?

Концепция магнитного потока (Φ)

Предположим, что в однородном магнитном поле с плотностью магнитного потока B существует плоскость площадью S, перпендикулярная направлению магнитного поля.Произведение плотности магнитного потока B и площади S называется магнитным потоком, проходящим через эту плоскость, или для краткости магнитным потоком. Обозначение магнитного потока — «Φ», а единица измерения — Вебер (Вб).

Магнитный поток — это физическая величина, которая представляет собой распределение магнитного поля и является скалярной величиной. Если есть два магнитных потока в противоположных направлениях через плоскость, то магнитный поток в плоскости является алгебраической суммой магнитных потоков в противоположном направлении.Φ = B · S. Когда существует угол θ между вертикальной плоскостью S и B, Φ = B · S · cosθ.

Связь между плотностью магнитного потока и магнитным потоком

Плотность магнитного потока (B) представляет собой количество линий магнитной силы, проходящих через единицу площади перпендикулярно. Плотность магнитного потока количественно отражает плотность силовых линий магнитного поля. Чем сильнее магнитное поле, тем плотнее силовые линии магнитного поля. Чем больше значение B, тем больше магнитный поток в той же области.

Измерение магнитного потока (Φ) Флюксметр

— это разновидность магнитного измерительного прибора для измерения магнитного потока. Обычно используются три типа: магнитоэлектрический, электронный и цифровой интегральный. В основном они калибруются и отслеживаются с помощью метода взаимной индуктивности или вольт-секундных методов.

В последние годы многие производители постоянных магнитов широко применяют катушки Гельмгольца для тестирования серийной продукции. Катушка Гельмгольца — это устройство, создающее однородное магнитное поле на небольшой площади.Этот тип катушки имеет открытую природу и может легко вставлять или вынимать измеряемый магнит, а также его можно непосредственно наблюдать.

Катушка Гельмгольца

Покупателю необходимо обратить внимание на тот факт, что измеритель потока часто подвержен ошибкам при измерении магнитов малых размеров. Показания измерителя потока связаны с положением образца в измерительной катушке. Для калибровки испытательной катушки требуется постоянный ток для проверки величины магнитного поля в среде с нулевым магнитным полем, после чего получается постоянная испытательной катушки.

Однако в мире существует всего несколько лабораторий с истинным нулевым магнитным полем, поэтому калибровку испытательной катушки сложно продвигать в отрасли. Отсутствие калибровки тестовой катушки напрямую повлияет на точность и надежность теста, что может привести к некоторым торговым спорам.

Заключение

Спасибо, что прочитали нашу статью, и мы надеемся, что она поможет вам лучше понять, что такое магнитный поток (Φ). Если вы хотите узнать больше о магнитах, мы хотели бы посоветовать вам посетить Stanford Magnets для получения дополнительной информации.

Stanford Magnets — ведущий поставщик магнитов во всем мире, который занимается исследованиями и разработками, производством и продажей магнитов с 1990-х годов. Она предоставляет клиентам высококачественные постоянные магниты, такие как неодимовые магниты , магниты SmCo , магниты AlNiCo и ферритовые магниты (керамические магниты) по очень конкурентоспособной цене.

Просмотры сообщений: 1,622

Теги: Магниты Alnico, Керамические магниты, Концепция магнитного потока (Φ), ферритовые магниты, ведущий поставщик магнитов, Магнитный поток, Измерение магнитного потока (Φ), Магниты, неодимовые магниты, постоянный магнит, Взаимосвязь между плотностью магнитного потока и магнитным потоком , Магниты SmCo, Магниты Стэнфорда, Φ

Магнитный поток, стабилизирующий тонкие аккреционные диски | Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества

Аннотация

Мы вычисляем минимальную величину крупномасштабного полоидального магнитного поля, которое должно пронизывать внутреннюю область тонкого диска с преобладающим давлением излучения над газом для обеспечения его термической устойчивости.{2} $ | ⁠. Это количество сравнивается с величиной равномерного магнитного потока, который может обеспечить звезда-компаньон — по оценкам, он находится в диапазоне 10 ²² -10 ²⁴ Гс см ² . Если скорость аккреции достаточно велика, спутник не может обеспечить необходимое количество, и такая система, если она все еще ниже Эддингтона, должна быть термически нестабильной. Своеобразная переменность GRS 1915 + 105, рентгеновской двойной системы с исключительно высокой массой ЧД и светимостью, близкой к эддингтоновской, может быть результатом нехватки крупномасштабного полоидального поля с однородной полярностью.

ВВЕДЕНИЕ

Согласно стандартной модели, радиационно эффективные аккреционные диски, поддерживаемые радиационным давлением, термически и вязко нестабильны (Lightman & Eardley 1974; Shakura & Sunyaev 1976; Piran 1978). Это предсказание явно не согласуется со свойствами большинства рентгеновских двойных систем черных дыр (ЧД). За исключением двух источников (GRS1915 + 105 и IGR J17091-3624, см. Belloni et al.2000 и Altamirano et al.2011), все другие переходные процессы ЧД остаются в тепловом, высоком / мягком состоянии в течение нескольких дней / месяцев без каких-либо признаков нестабильности. поведение.Возникает вопрос — какое явление не учитывает стандартная модель?

Одной из возможностей для объяснения стабильности тонких дисков с преобладанием радиационного давления является наличие сильного магнитного поля, которое обеспечивает дополнительную поддержку давлением и предотвращает неконтролируемый нагрев или охлаждение, которые произошли бы без него. Эта идея была исследована в последние годы Oda et al. (2009) и Zheng et al. (2011) и совсем недавно численно подтверждено Садовски (2016). Недавно Ли и Бегельман (2014) показали, что магнитные поля могут помочь стабилизировать диск также за счет потоков, вызываемых магнитным потоком, которые снижают температуру диска и, таким образом, помогают диску стать более стабильным при заданной скорости аккреции.Стабилизирующее влияние сильных полей на термическую нестабильность диска также обсуждалось Бегельманом и Принглом (2007).

Как сделать аккреционный диск достаточно намагниченным для предотвращения теплового разгона? Известно, что магнитовращательная нестабильность (MRI, Balbus & Hawley 1991) в изолированном боксе насыщается при отношении полного давления к магнитному β = p _tot / p _mag ≈ 10 (например, Turner 2004; Hirose, Krolik И Blaes 2009). Однако, если крупномасштабное магнитное поле пронизывает коробку вертикально или радиально, насыщенное магнитное поле намного сильнее.В частности, Bai & Stone (2013) показали, что наличие слабого чистого вертикального магнитного поля, характеризуемого β ₀ = 1000, уже приводит к состоянию насыщения, в котором магнитное поле составляет примерно половину общего давления, т.е. приблизительный порог термической устойчивости (Садовски, 2016). Последовательные результаты недавно были получены Salvesen et al. (2016).

В этом письме мы исследуем, сколько магнитного потока, содержащегося в крупномасштабном вертикальном поле, необходимо для стабилизации геометрически тонких, радиационно эффективных аккреционных потоков с радиационным давлением, преобладающим над тепловым давлением.Мы сравниваем эту величину с приблизительными оценками магнитного потока, который может быть обеспечен звездами-компаньонами, и с величиной потока, необходимой для состояния магнитной блокировки (MAD).

Наша работа организована следующим образом. В разделе 2 мы рассчитываем магнитный поток, необходимый для стабилизации диска. Поток, необходимый для состояния магнитной блокировки, рассчитывается для сравнения в разделе 3. В разделе 4 мы оцениваем, какое однородное магнитное поле может обеспечить звезда-компаньон. Обсуждение дается в разделе 5, а наша работа резюмируется в разделе 6.

НЕОБХОДИМО МАГНИТНЫЙ ПОТОК ДЛЯ СТАБИЛИЗАЦИИ ДИСКА

В этом разделе мы оцениваем минимальное количество полоидального вертикального потока, необходимого для термической устойчивости аккреционного диска. Мы предполагаем, что диск локально устойчив, если не менее 50% давления создается магнитным полем (Sadowski, 2016). Такое сильно намагниченное состояние достигается, когда диск приводится в движение чистым вертикальным магнитным полем, удовлетворяющим β ₀ ≲ 1000, то есть давление крупномасштабного компонента равно по крайней мере одной тысячной части суммы радиационного и теплового давлений в экваториальной плоскости (Bai & Stone 2013; Salvesen et al.2016). Минимальное количество магнитного потока, необходимого для стабильности всего диска, получается путем интегрирования чистого вертикального потока по всей нестабильной в противном случае области, то есть там, где давление излучения превышает давление газа. При этом мы также предполагаем, что на ЧД не накопился магнитный поток.

В стандартной модели α-диска (Шакура и Сюняев 1973) вертикально интегрированное полное давление P на радиусе R определяется исключительно сохранением углового момента,

\ begin {уравнение} 2 \ pi R ^ 2 \ alpha P _ {\ rm tot} = \ skew4 \ dot {M} \ left (\ sqrt {GM _ {\ rm BH} R} — \ sqrt {GM _ {\ rm BH} R _ {\ rm in}} \ right), \ end {equal}

(1) где | $ \ skew4 \ dot {M} $ | — скорость аккреции, M _BH — масса ЧД, G — гравитационная постоянная, α — параметр вязкости диска, а R _in = 6 R _G = 6 GM / c ² — расположение внутреннего края диска. {7} \ left (\ frac {M _ {\ rm BH}} {10 {\ rm M} _ {\ odot}} \ right) \ left (\ frac {\ skew4 \ dot { M}} {\ skew4 \ dot {M} _ {\ rm Edd}} \ right) J \, \ rm см.2. \ end {eqnarray}

(6)

При вычислении минимального количества крупномасштабного магнитного потока, необходимого для стабилизации диска, мы неявно предположили, что аккреционный поток, который при интересующих нас темпах аккреции является геометрически тонким, мог уменьшиться. адвектировать это чистое магнитное поле внутрь во внутреннюю область. Возможность адвекции крупномасштабного поля зависит от баланса между адвекцией и диффузией поля. Стандартные геометрически тонкие диски неэффективно тянут вертикальное магнитное поле (Lubow, Papaloizou & Pringle 1994; Ghosh & Abramowicz 1997), и поэтому маловероятно, что они будут тянуть значительную часть магнитного поля на ЧД.Если магнитное поле накапливается там, оно оказывает значительное внешнее давление на аккреционный поток (см. Обсуждение состояния магнитной блокировки в разделе 3). Чистое магнитное поле, которое нам необходимо для стабилизации, не должно накапливаться на BH — достаточно, если оно пронизывает сам диск и его давление в β ₀ раз ниже, чем полное давление. Радиальный градиент такого чистого поля давления в тонких аккреционных дисках незначителен по сравнению с гравитационными и центробежными силами.Другими словами, необходимо преодолеть только магнитное напряжение, а не радиальный градиент давления (как в состоянии MAD). Вопрос о том, способен ли суб-Эддингтонский диск втягивать внутрь даже такое небольшое количество поля, все еще обсуждается (см., Например, Guilet & Ogilvie 2012, 2013; Avara, McKinney & Reynolds 2015). Наша работа основана на предположении, что это возможно.

Приложение к двоичным файлам BH

Уравнение (6) дает минимальное количество магнитного потока однородной полярности, которое необходимо обеспечить для термостабилизации радиационно эффективных тонких дисков с преобладанием давления излучения над газом.Это количество зависит от массы ЧД ( M _BH ) и скорости аккреции (⁠ | $ \ skew4 \ dot {M} $ | ⁠), а также двух других параметров (β ₀ и α), которые являются результатом нелинейной эволюции МРТ и, вероятно, будут иметь довольно слабую зависимость от первых двух или вообще не иметь ее. Следовательно, величина необходимого магнитного потока зависит в основном от массы ЧД и темпа аккреции.

Существует около 20 маломассивных рентгеновских двойных систем с существующими динамическими оценками массы компактного объекта, указывающими в сторону ЧД (например.грамм. Озель и др. 2010). Массы пролетных объектов колеблются от ∼5 до ∼12 M _⊙ . Большинство таких систем претерпевают переходы из состояния покоя во вспышки, когда они достигают значительных долей светимости Эддингтона (Данн и др., 2010) и переходят в режим с преобладанием радиационного давления над газом, предположительно нестабильный.

Чтобы оценить, сколько магнитного потока однородной полярности требуется для стабилизации каждого источника, необходимо измерить скорость аккреции. Для этой цели мы берем светимость в максимуме вспышки, как указано в таблице 2 Steiner, McClintock & Narayan (2013). ³ В Таблице 1 мы показываем массы, оценки темпа аккреции и требуемые потоки (уравнение 6, полученное с использованием исходных значений β ₀ и α) для пяти рентгеновских двойных ЧД с хорошо установленными массами ЧД и существующих оценки пиковой светимости (составлено из Steiner et al. 2013 и Fragos & McClintock 2015). Величина магнитного потока, необходимого для их стабилизации, составляет от 6,8 × 10 ²² до 5,7 × 10 ²³ Гс см ² .Источником, который требует намного большей части однородного крупномасштабного магнитного потока (почти в три раза больше, чем второй), является GRS 1915 + 105. Это особенно высокое число является результатом самой большой массы ЧД и скорости аккреции, которые определяют физический размер области с преобладанием излучения над газом, которую необходимо стабилизировать, создавая внешнее крупномасштабное чистое вертикальное поле. GRS 1915 + 105 в то же время является единственным источником с хорошо установленными параметрами, который демонстрирует длительную, очень быструю и короткую изменчивость во временном масштабе вблизи светимости Эддингтона (e.грамм. Belloni et al. 2000), что, вероятно, является следствием термической нестабильности аккреционного диска. Однако следует отметить, что исключительно высокая масса и светимость GRS 1915 + 105 — не единственные свойства, выделяющие его. В то же время у нее самый длинный орбитальный период, самый большой аккреционный диск, гигантская звезда-компаньон (Greiner et al. 2001) и предположительно самый большой спин ЧД (McClintock et al. 2006).

Таблица 1.

Магнитные потоки, необходимые для стабилизации отдельных рентгеновских двойных ЧД.

1,0 × 10 ²³

Имя .	M BH / M ⊙ .	L Пик / L Edd .	Φ 0 [G см 2 ] .
GRS 1915 + 105	12,4	1,0	5,7 × 10 23
XTE J1550-564	9.1	0,53	1,9 × 10 23
GRS 1124-683	7,0	0,61	1,4 × 10 23
A0620-00
GRO J1655-40	6,3	0,34	6,8 × 10 22

10 902

Имя .	M BH / M ⊙ .	L Пик / L Edd .	Φ 0 [G см 2 ] .
GRS 1915 + 105	12,4	1,0	5,7 × 10 23
XTE J1550-564	9,1	0,53	9,1	0,53		9,1	0,53		9,1	0,53		ГРС 1124-683	7,0	0,61	1.4 × 10 23
A0620-00	6,6	0,47	1,0 × 10 23
GRO J1655-40	6,3	0,34	6,3	0,34

Таблица 1.

Магнитные потоки, необходимые для стабилизации определенных рентгеновских двойных ЧД.

10 902

Имя .	M BH / M ⊙ .	L Пик / L Edd .	Φ 0 [G см 2 ] .
GRS 1915 + 105	12,4	1,0	5,7 × 10 23
XTE J1550-564	9,1	0,53	9,1	0,53		9,1	0,53		9,1	0,53		ГРС 1124-683	7,0	0,61	1.4 × 10 23
A0620-00	6,6	0,47	1,0 × 10 23
GRO J1655-40	6,3	0,34 6,810	6,3	0,34

Имя .	M BH / M ⊙ .	L Пик / L Edd .	Φ 0 [G см 2 ] .
GRS 1915 + 105	12,4	1,0	5,7 × 10 23
XTE J1550-564	9,1	0,53	9,1	0,53		9,1	0,53		9,1	0,53		GRS 1124-683	7,0	0,61	1,4 × 10 23
A0620-00	6,6	0.47	1,0 × 10 23
GRO J1655-40	6,3	0,34	6,8 × 10 22

МАГНИТНЫЙ ПОТОК, НЕОБХОДИМЫЙ ДЛЯ МАГНИТНОГО МАГНИТА 900

Магнитный поток, который проходит через внутренний край диска, накапливается на ЧД. Если адвекция эффективна, накопленное магнитное поле оказывает достаточно большое радиальное давление, чтобы динамически воздействовать на падающий газ.Когда это внешнее магнитное давление примерно уравновешивает радиальную гравитационную силу, диск входит в состояние магнитной блокировки (MAD), где аккреция возможна только потому, что взаимообменная нестабильность позволяет газу проникать в накопленное поле, разбиваясь на сгустки или нити (Нараян, Игуменщев & Abramowicz 2003; Tchekhovskoy, Narayan & McKinney 2011).

Количество магнитного потока, накопленного в ЧД, которое приводит к расширению состояния MAD до заданного радиуса, было оценено Нараяном и др.2, \ nonumber \\ \ end {eqnarray}

(7) где ϵ — отношение радиальной скорости газа к скорости свободного падения. Если только такое количество адвектируется на ЧД, самая внутренняя часть потока будет в состоянии MAD, а сама ЧД при вращении будет эффективно генерировать релятивистские магнитные струи (Blandford & Znajek 1977).

МАГНИТНЫЙ ПОТОК, ПРЕДОСТАВЛЯЕМЫЙ КОМПАНЬОННОЙ ЗВЕЗДОЙ

Звезды-компаньоны в большинстве рентгеновских двойных ЧД переполняют свои полости Роша и переносят газ к компактному объекту.Выброшенное вещество образует аккреционный диск и постепенно приближается к ЧД, иногда довольно резко из-за ионизационной нестабильности, модулирующей поток (Lasota 2001). Газ, вытянутый с поверхности звезды, несет с собой магнитное поле, которое вызывает турбулентность в аккреционном диске. Можно ожидать, что такое магнитное поле будет иметь некоторую когерентность, которая будет определять количество полоидального магнитного потока однородной полярности, доступного в аккреционном диске. Ниже мы очень приблизительно оцениваем эту сумму.

Разумно ожидать, что звезды-компаньоны в маломассивных рентгеновских двойных системах приливно привязаны к вращению двойной системы. Этот факт имеет серьезные последствия. Во-первых, газ, который выходит из полости Роша, исходит точно из того же субзвездного пятна на поверхности звезды-компаньона. Следовательно, магнитное поле, адвектируемое с газом к компактному объекту, будет просто отражать магнитное поле в поверхностных слоях звезды, и на него не будет влиять движение по поверхности звезды из-за вращения.Во-вторых, приливная синхронизация изменяет период вращения звезды-компаньона, что является одним из основных факторов, определяющих эффективность генерации магнитного поля в недрах звезды.

По очевидным причинам магнитное поле Солнца известно лучше всего (см., Например, Schrijver & Zwaan 2000). Он демонстрирует 11-летние циклы активности, в течение которых полярность дипольного компонента меняется. За этот период меняется и солнечная активность. В периоды активности на поверхности происходят множественные вспышки, корональные выбросы массы и солнечные пятна.Эти явления связаны с возникновением магнитного поля в форме больших замкнутых контуров или открытых силовых линий, которое создается внутри конвективной оболочки Солнца в процессе динамо (Parker 1955). Возникающее магнитное поле исследует свойства магнитного поля под поверхностью звезды. В частности, можно ожидать, что магнитное поле под поверхностью образует петли магнитного поля, содержащие магнитный поток, подобный петлям, проникающим через поверхность звезды. Магнитные трубки в поверхностных слоях будут адвектированы с газом и могут доминировать над крупномасштабными свойствами магнитного поля в аккреционном диске (рис.1).

Рис. 1.

Схематическое изображение адвекции магнитных трубок от поверхностных слоев звезды-компаньона к внутренней области аккреционного диска в рентгеновской двойной системе.

Рис. 1.

Схематическое изображение адвекции магнитных трубок от поверхностных слоев звезды-компаньона к внутренней области аккреционного диска в рентгеновской двойной системе.

Магнитное поле вблизи активных областей на Солнце может достигать и превышать ∼ 2000 Гс (Ашванден 2004).Размеры солнечных пятен едва ли превышают 0,001 площади солнечного полушария (Harvey & Zwaan 1993). Умножая эти два числа (напряженность магнитного поля на оценку его площади когерентности), получаем оценку максимального количества магнитного потока в активной области (примерно отражающего количество магнитного потока в когерентных областях под поверхностью) — Φ 90 · 104 ⊙ ≲ 10 ²³ G см ² . Лински и Шёллер (2015) приводят диапазон магнитных потоков в отдельных активных областях на Солнце от 10 ²⁰ до 10 ^22.5 G см ² , примерно соответствует предыдущей оценке.

Прямые измерения магнитного потока, содержащегося в одиночных магнитных трубках у далеких звезд, в большинстве случаев невозможно. Магнитные поля на звездах возникают из пространственно неразрешенного звездного света близлежащих звезд, который предоставляет информацию только об интегрированном (на которое воздействует нейтрализация магнитного поля противоположной полярности) магнитном поле. Даже зеемановская допплеровская визуализация (например, Donati & Landstreet 2009) может измерять только чистое (опять-таки подверженное отмене) магнитное поле в активных областях.

Звезды-компаньоны в рентгеновских двойных системах во многом отличаются от Солнца (достаточно полный список свойств рентгеновских двойных ЧД см. Fragos & McClintock 2015). Они показывают разные массы и спектральные классы. Большинство из них представляют собой карлики типа K или M с массой от 0,2 до 0,9 M _⊙ . Некоторые (например, спутник GRS 1915 + 105) являются гигантами в эволюции. Тем не менее, все они имеют одно общее свойство — быстрое вращение в результате приливной синхронизации звезды-компаньона с двойной.Почти половина систем с хорошо установленными параметрами как ЧД, так и звезды-компаньона имеют периоды обращения (и вращения) менее 0,5 дня (Солнце вращается на экваторе с периодом ~ 24 дня). Только одна рентгеновская двойная ЧД вращается с более длительным периодом, чем Солнце (GRS 1915 + 105, ∼ 34 дня), но эта скорость вращения все еще является исключительной для гигантской звезды. Неясно, на каком уровне и как долго спутники, синхронизированные с приливом, сохраняют дифференциальное вращение своих внутренностей.

Предполагается, что, как и на Солнце, звездные магнитные поля являются результатом динамо-активности в их дифференциально вращающихся конвективных зонах.Это предположение подтверждается наблюдениями, показывающими, что активность действительно масштабируется с вращением в соответствии с теорией динамо (Reiners 2012). Это соотношение можно охарактеризовать числом Россби, R ₀ — соотношением периода вращения звезды и времени ее конвективного обращения (например, Stepien 1994). Рейнерс, Басри и Браунинг (2009) показали, что величина среднего поверхностного магнитного поля карликов K и M достигает насыщения около 3000 Гс для R ₀ <10 ^−1.5 и масштабируется как 1/ R ₀ для больших значений. Звезды с насыщенным магнитным полем являются самыми быстрыми вращателями (орбитальные периоды ≲ дней) — очень похожи на большинство рентгеновских двойных спутников ЧД. Число Россби Солнца порядка единицы (Reiners 2012). Следовательно, если бы Солнце вращалось быстро и подобные Солнцу звезды следовали той же зависимости от числа Россби, его среднее магнитное поле было бы в 10–100 раз сильнее, чем сейчас. Если бы размер активных областей остался прежним (консервативное предположение), магнитный поток, содержащийся в единственной магнитной трубке, увеличился бы в аналогичный раз.

Мы пришли к выводу, что величина магнитного потока однородной полярности, который обеспечивает звезда-компаньон, сильно зависит от свойств звезды, в первую очередь от ее вращения, а также массы и истории эволюции. Быстро вращающееся Солнце, вероятно, даст не более 10 ²² -10 ²⁴ Гс см ² . Невозможно дать сопоставимую оценку для какой-либо из звезд-компаньонов в рентгеновских двойных системах из-за нашего непонимания магнитных свойств далеких звезд, особенно тех, которые заблокированы приливом и существенно зависят от эволюции.Поэтому мы принимаем диапазон, характерный для быстро вращающегося Солнца, только в качестве ориентировочного для того, что могут обеспечить звезды-компаньоны.

ОБСУЖДЕНИЕ

В предыдущих разделах мы оценили магнитные потоки, необходимые для термической стабильности тонкого аккреционного диска, для состояния MAD и обеспечиваемые звездами-компаньонами. Оказывается, что все они имеют один и тот же порядок величины для околоэддингтонских темпов аккреции и ЧД звездной массы. Это несколько удивительно, особенно при сравнении первых двух с магнитным потоком, обеспечиваемым звездным компаньоном, который определяется эффективностью звездного динамо, которое ничего не знает о свойствах внутренних областей аккреционных дисков.

На рис.2 показано, как потоки, необходимые для стабилизации и для магнитно-задержанного состояния, изменяются с темпом аккреции для реперных параметров ( M _BH = 10 M _⊙ , β ₀ = 1000, α = 0,1 , а ϵ = 0,01). Оба растут с увеличением темпа аккреции, но поток, необходимый для стабилизации (Φ ₀ , синяя линия), растет быстрее. Приблизительно | $ 0,01 \ skew4 \ dot {M} _ {\ rm Edd} $ | они имеют одинаковую величину ∼ 10 ²² Гс см ² .

Рис. 2.

Минимальный магнитный поток, необходимый для стабилизации тонкого диска (Φ ₀ , синяя линия), как функция нормированного темпа аккреции. Красная линия обозначает минимальное количество магнитного потока, необходимого для состояния MAD (Φ _MAD ). Эти потоки были рассчитаны в предположении, что M _BH = 10 M _⊙ , β ₀ = 1000, α = 0,1 и ϵ = 0,01. Заштрихованная область отражает грубую оценку максимального магнитного потока, обеспечиваемого звездой-компаньоном (10 ²² -10 ²⁴ Гс см ² , раздел 4).

Рис. 2.

Минимальный магнитный поток, необходимый для стабилизации тонкого диска (Φ ₀ , синяя линия), как функция нормированной скорости аккреции. Красная линия обозначает минимальное количество магнитного потока, необходимого для состояния MAD (Φ _MAD ). Эти потоки были рассчитаны в предположении, что M _BH = 10 M _⊙ , β ₀ = 1000, α = 0,1 и ϵ = 0,01. Заштрихованная область отражает грубую оценку максимального магнитного потока, обеспечиваемого звездой-компаньоном (10 ²² -10 ²⁴ Гс см ² , раздел 4).

Заштрихованная область на заднем плане отражает грубую оценку величины однородного магнитного потока, который может обеспечить звезда-компаньон, 10 ²² -10 ²⁴ Гс см ² (Раздел 4). Ясно, что для фиксированного значения этой величины, то есть для данной звезды-компаньона, существует критическая скорость аккреции, выше которой потока, обеспечиваемого спутником, недостаточно для стабилизации нестабильной внутренней области аккреционного потока. Следовательно, каждая рентгеновская двойная система становится нестабильной, если эта критическая скорость аккреции (специфическая для каждой системы) будет превышена.Можно ожидать, что это критическое значение порядка скорости эддингтоновской аккреции.

Если звезда-компаньон способна обеспечить большое количество магнитного поля с однородной полярностью, то такая критическая скорость аккреции превысит скорость Эддингтона, и данная система никогда не станет нестабильной, поскольку суперэддингтонские аккреционные потоки стабилизируются адвекцией тепла ( см. Abramowicz et al. 1988).

Качественно аналогичный вывод относится к количеству магнитного потока, необходимому для магнитно-задержанного диска — даже если адвекция магнитного поля позволяет накопление поля на ЧД, существует критическая, близкая к Эддингтону скорость аккреции, выше которой состояние MAD не может быть выдержанным.Другими словами, аккреционные потоки с высокой степенью суперэддингтона не могут быть задержаны с помощью магнитного поля и эффективно производить релятивистские струи с магнитным приводом (хотя они, вероятно, будут генерировать радиационные струи, см. Sikora & Wilson 1981; Narayan, Nityananda & Wiita 1983; Sa¸dowski & Narayan 2015).

Если только звезда-компаньон обеспечивает крупномасштабный полоидальный магнитный поток и эта критическая скорость аккреции для стабилизации действительно значительна, то можно было бы ожидать, что рентгеновские двойные системы с наиболее массивными ЧД и аккрецией в самой большой, но субэддингтонской, аккреции ставки будет сложнее всего стабилизировать.Из наиболее известных рентгеновских двойных систем с ЧД GRS 1915 + 105 является таким примером с самой массивной ЧД и светимостью околоэддингтоновской вспышки, и это действительно единственная нестабильная система. Однако следует отметить, что ее звезда-компаньон очень развита и, предположительно, в значительной степени подвержена влиянию двойной эволюции (Fragos & McClintock 2015) и, следовательно, является своеобразной в пределах множества других звезд-компаньонов. Таким образом, оценка магнитного потока, полученная от спутника, полученная нами на основе магнитных свойств Солнца и карликовых звезд, может быть неточной (Stepien 1994).

Термическая нестабильность не характерна для аккреционных потоков ЧД. Ожидается, что подобное явление будет иметь место в радиационно эффективных дисках вокруг нейтронных звезд (НЗ) с преобладанием радиационного давления. Как и в случае с ЧД, крупномасштабное магнитное поле может играть важную роль в их стабилизации. Однако в случае систем НЗ магнитное поле самой НЗ может обеспечить дополнительный стабилизирующий эффект. Кроме того, малая масса NS предполагает небольшой магнитный поток, необходимый для стабилизации, который сравнительно легче обеспечить звездой-компаньоном.Из всех известных систем НЗ только Rapid Burster показал (дважды за 16 лет) кривые блеска, похожие на кривые блеска GRS 1915 + 105 (Bagnoli & in’t Zand 2015), что, по-видимому, согласуется с картиной, представленной в этом письме.

Однако возникает несколько вопросов. Мы предположили, что магнитный поток обеспечивается звездой-компаньоном, и магнитные трубки, достигающие ее поверхностных слоев вблизи субзвездной точки, эффективно увлекаются во внутреннюю область аккреционного диска. Чтобы обеспечить наблюдаемую стабильность вспышек большинства рентгеновских двойных систем, продолжительность которых определяется распространением вязкой неустойчивости по всему аккреционному диску и часто составляет порядка месяцев (Lasota 2001), необходимо убедиться, что этот магнитный поток, накопленный во внутренней области, не компенсируется потоком противоположной полярности в течение этого периода.Это потребует либо аккреции одной магнитной трубки в течение более длительного времени, чем продолжительность вспышки, либо того, чтобы суммарное магнитное поле трубок парило в течение такого времени в фиксированном месте в диске, установив равновесие адвекции / диффузии (аналитические решения стационарного радиального распределения полоидальных полей были получены и изучены Okuzumi, Takeuchi & Muto 2014). Последнее можно предпочесть, если тонкие аккреционные диски действительно являются неэффективными аккреторами магнитного поля.

Еще один вопрос: действительно ли магнитное поле активных областей звезды-компаньона доминирует над крупномасштабными магнитными структурами в диске. В принципе, могут действовать и эффекты, связанные с плазмой. Примером может служить батарея Контопулоса, которая может генерировать полоидальный магнитный поток однородной полярности в результате радиационного сопротивления Пойинтинга – Робертсона (Контопулос, Натанаил и Катсаникас, 2015). Хотя поле, генерируемое таким образом, мгновенно незначительно, при наличии достаточного времени оно может суммироваться, чтобы обеспечить величину магнитного потока, релевантную в контексте, обсуждаемом в этой работе.

РЕЗЮМЕ

Мы вычислили минимальное количество крупномасштабного полоидального магнитного потока, который должен пронизывать внутреннюю часть тонкого аккреционного диска с преобладанием радиационного давления над газом, чтобы стабилизировать его от тепловой нестабильности. Мы сравнили это количество с магнитным потоком, который должен накапливаться на ЧД, чтобы магнитно задержать диск, и с максимальным магнитным потоком однородной полярности, который может переноситься с газом от звезды-компаньона в рентгеновских двойных системах.Ниже мы суммируем наши выводы, все из которых зависят от предположений, что магнитное поле может переноситься внутрь и что магнитное поле, исходящее от звезды-компаньона, доминирует над крупномасштабными магнитными свойствами внутренней области аккреционного диска.

• Магнитный поток, необходимый для стабилизации. Для стабилизации внутренней области тонкого аккреционного диска, где радиационное давление преобладает над тепловым давлением, необходимо обеспечить чистый полоидальный поток порядка 10 ²³ Гс см ² для | $ \ skew4 \ dot {M} = 0.1 \ skew4 \ dot {M} _ {\ rm Edd} $ | и 10 M _⊙ BH (уравнение 6). Такое магнитное поле, хотя и слабое по сравнению с локальным давлением газа и излучения, усилит намагниченность насыщенного состояния МРТ и приведет к поддержанию магнитного давления и, следовательно, к стабильному состоянию. Это критическое количество крупномасштабного магнитного потока растет с увеличением массы ЧД и нормализованного темпа аккреции. Это чистое магнитное поле не должно накапливаться на ЧД, и поэтому его можно относительно легко перенести во внутреннюю область.

• ГРС 1915 + 105. Из рентгеновских двойных ЧД с хорошо установленными ЧД и параметрами двойной системы GRS 1915 + 105 требуется наибольший магнитный поток, ∼ 6 × 10 ²³ Гс см ² для стабилизации из-за большой массы и светимости ЧД.

• Магнитный поток, создаваемый звездой-компаньоном. В рентгеновской двойной системе с синхронизацией по приливам и отливам газ, аккрецирующий к компактному объекту, может увлекать магнитное поле от поверхностных слоев звезды-компаньона.По нашим оценкам, величина магнитного потока, содержащегося в магнитных трубках быстро вращающихся звезд, составляет порядка 10 ²² -10 ²⁴ Гс см ² .

• Критическая скорость аккреции для стабилизации. Для данной системы величина магнитного потока, необходимая для стабилизации выше некоторого критического, близкого к Эддингтону, темпа аккреции больше, чем может обеспечить звезда-компаньон. Ожидается, что такие системы будут термически нестабильными (и GRS 1915 + 105 может быть примером), если их скорость переноса не превышает скорость Эддингтона, и в этом случае они стабилизируются за счет адвекции, и магнитный вклад больше не требуется.

• Диск с магнитным упором. Чтобы насытить магнитный поток, накопленный в ЧД, и войти в состояние MAD, приводящее к эффективному производству струи, необходимо обеспечить сопоставимое количество магнитного потока (∼ 10 ²³ Гс см ² для | $ 1 \ skew4 \ dot {M} _ {\ rm Edd} $ | ⁠, уравнение 7). Это состояние, однако, требует значительного накопления магнитного поля в ЧД, которое оказывает внешнее давление, и, следовательно, требует очень эффективной адвекции магнитного поля, чего может не быть в случае тонких дисков.Даже если адвекция эффективна, когда скорость аккреции значительно превышает скорость Эддингтона, звезда-компаньон не может обеспечить достаточно однородный магнитный поток, чтобы поддерживать состояние магнитной блокировки. Поэтому не следует ожидать эффективной генерации релятивистских джетов в суперэддингтоновских аккреционных потоках.

Автор благодарит Джека Штайнера, Жан-Пьера Ласота, Рамеша Нараяна и Джона Раймонда за полезные комментарии. Автор выражает признательность за поддержку этой работы со стороны НАСА через постдокторскую стипендию Эйнштейна номер PF4-150126, присуждаемую рентгеновским центром Chandra , который управляется Смитсоновской астрофизической обсерваторией для НАСА по контракту NAS8-03060.

ССЫЛКИ

и другие.

2011

ApJ

742

L17

2004

Физика солнечной короны

Springer-Verlag

Берлин

2001

New Astron. Ред.

45

449

2015

Космические науки. Ред.

191

27

2012

Living Rev. Sol. Phys.

9

1

2000

Солнечная и звездная магнитная активность

Cambridge Univ.Нажмите

Кембридж

1983

Wiley-Interscience

Нью-Йорк

663

© 2016 Автор Опубликовано Oxford University Press от имени Королевского астрономического общества

Эффективное вытеснение магнитного потока в сверхпроводящих радиочастотных резонаторах для приложений с высоким Q0: Журнал прикладной физики: Том 119, № 21

I. ВВЕДЕНИЕ

Раздел:

ВыбратьВверх страницыABSTRACTI.ВВЕДЕНИЕ << II.МАГНИТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯIII.RF ИЗМЕРЕНИЯIV.МИКРОСКОПИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ ... V. ОБСУЖДЕНИЕVI.Заключение. структуры, передающие энергию пучкам в ускорителях частиц. Высокий Q ₀ снижает значительные затраты на криогенное оборудование — как на инфраструктуру, так и на сетевое питание переменного тока для криогенной установки — необходимые для охлаждения полостей, работающих с высоким коэффициентом заполнения.Обработки, такие как легирование азотом ¹ 1. А. Грасселлино, А. Романенко, Д. Сергацков, О. Мельничук, Ю. Тренихина, А. Кроуфорд, А. Роу, М. Вонг, Т. Хабибуллин и Ф. Барков, Supercond. Sci. Technol. 26 , 102001 (2013). https://doi.org/10.1088/0953-2048/26/10/102001 были изобретены для существенного улучшения номинальных показателей качества, но Q ₀ может сильно ухудшиться из-за захваченного магнитного потока. Q ₀ деградация из-за захваченного потока может рассматриваться как трехэтапный процесс: (1) резонатор охлаждается в среде конечного внешнего магнитного поля B _ext ; (2) часть этого поля, ловушка B , захвачена на поверхности полости; и (3) поверхностное сопротивление R _s полости ( Q ₀ обратно пропорционально R _s ) увеличивается на величину R _fl из-за захваченного поля .Подготовку можно оптимизировать, чтобы снизить влияние каждого из этих шагов. Использование немагнитных компонентов, магнитного экранирования и подавления активного поля может уменьшить B _ext на этапе 1 (см., Например, ссылку 22. TESLA Test Facility (TTF) Linac Conceptual Design Report, отредактированный DA Edwards ( 1995), глава 4 доступна по адресу http://tesla.desy.de/new_pages/TTFcdrTab.html.). Среднюю длину свободного пробега можно оптимизировать для уменьшения R _fl для данной ловушки B на этапе 3 (см.г., исх. 33. М. Мартинелло, М. Чекчин, А. Грасселлино, О. Мельничук, С. Позен, А. Романенко, Сергацков Д. Дж. Ф. Засадзинский, в Труды семнадцатой Международной конференции по сверхпроводимости РФ (2015), статья № MOPB015. и 44. Д. Гоннелла, Дж. Кауфман и М. Лиепе, J. Appl. Phys. 909 , 073904 (2016). https://doi.org/10.1063/1.4941944). Для шага 2 количество внешнего поля, удерживаемого в полости во время охлаждения, может быть уменьшено, и недавние эксперименты показали, что возможно даже полное вытеснение (предыдущие экспериментальные результаты ^5,6 5.Х. Падамси, Дж. Кноблох и Т. Хейс, ВЧ сверхпроводимость для ускорителей ( Вайли-ВЧ, Нью-Йорк, 2008) с. 521,6. К. Валле, М. Болоре, Б. Бонин, Дж. П. Шаррье, Б. Дайлан, Дж. Гратадур, Ф. Кёхлин и H. Safa, in Proceedings of the European Particle Accelerator Conference, EPAC 1992 (1992), p. 1295. сообщил о полном захвате — B _trap ∼ B _ext ). Эти недавние эксперименты включают открытие того, что часть внешнего поля, которое удерживается на поверхности ниобиевой полости во время охлаждения, сильно зависит от теплового градиента над ее поверхностью. ^7,8 7. А. Романенко, А. Грасселлино, О. Мельничук и Сергацков Д. А., Прикл. Phys. 115 , 184903 (2014). https://doi.org/10.1063/1.48756558. А. Романенко, А. Грасселлино, А. С. Кроуфорд, Сергацков Д.А., О. Мельничук, Заявл. Phys. Lett. 105 , 234103 (2014). https://doi.org/10.1063/1.48 Этот выброс потока может быть вызван силами термодиффузии ⁹ 9. Р. П. Хюбенер и А.Seher, Phys. Ред. 181 , 701 (1969). https://doi.org/10.1103/PhysRev.181.701 превышающие силы, притягивающие силовые линии к местам закрепления (в данном случае рассматриваются силы на магнитных линиях во время охлаждения от критической температуры T _c ; см. ссылку 1010. Г. Чиовати и А. Гуревич, Phys. Ред. Спец. Вверху. — Ускорение. Балки 11 , 122001 (2008). https://doi.org/10.1103/PhysRevSTAB.11.122001 для экспериментов значительно ниже T _c ).Другой предложенный механизм заключается в уменьшении возможностей взаимодействия между силовыми линиями и узлами захвата. ¹¹ 11. Т. Кубо, Прог. Теор. Exp. Phys. 053G01 (2016). https://doi.org/10.1093/ptep/ptw049 В этой статье мы представляем экспериментальное исследование, которое дополнительно развивает понимание вытеснения потока в ниобиевых полостях. Впервые изгнание изучается как функция градиента температуры и подготовки полости. Целью исследования было определить, определяется ли поведение захвата потока объемными свойствами (например,g., границы зерен, как в [5,16]. 1212. А. Дасгупта, К. К. Кох, Д. М. Крегер и Y. T. Chou, Philos. Mag. Часть B 38 , 367 (1978). https://doi.org/10.1080/13642817808245338 и 1313. A. T. Santhanam, J. Mater. Sci. 11 , 1099 (1976). https://doi.org/10.1007/BF02396644; см. также Ref. 1414. Т. Тай, Б. Г. Гамсари, Т. Билер и S. M. Anlage, Phys. Ред. B — Конденс. Matter Mater. Phys. 92 , 134513 (2015). https: // doi.org / 10.1103 / PhysRevB.92.134513) или поверхностные свойства (например, нитриды из процесса легирования азотом; ¹⁵ 15. А. Грасселлино, А. Романенко, С. Позен, Ю. Тренихина, О. Мельничук, Д. Сергацков, М. Мерио, М. Чекчин и М. Мартинелло, в материалах Семнадцатой международной конференции по сверхпроводимости радиочастот (2015), доклад № MOBA06. см. также ссылки. 1616. З.-Х. Поет, А. Дзюба, П. Дж. Ли, Д.К. Ларбалестье и Л. Д. Кули, Supercond. Sci. Technol. 28 , 075003 (2015). https://doi.org/10.1088/0953-2048/28/7/075003 и 1717. Г. Чиовати, Г. Мынени, Ф. Стиви, П. Махешвари и Д. Гриффис, Phys. Ред. Спец. Вверху. — Ускорение. Балки 13 , 022002 (2010). https://doi.org/10.1103/PhysRevSTAB.13.022002), а затем найти лечение, которое улучшает изгнание. Устройство для измерения изгнания потока в одиночной полости клетки показано на рисунке 1 (метод измерения из Ref.77. А. Романенко, А. Грасселлино, О. Мельничук и Сергацков Д. А., Прикл. Phys. 115 , 184903 (2014). https://doi.org/10.1063/1.4875655). Катушки магнитного поля расположены вокруг полости, и ток прикладывается для создания поля ~ 10 мГс на поверхности. Феррозондовые магнитометры прикреплены к середине ячейки резонатора и ориентированы в том же направлении, что и приложенное поле. Термометры измеряют температуру в верхней, нижней и средней частях ячейки.Во время охлаждения, когда температура падает ниже температуры перехода T _c и резонатор переходит из нормально проводящего (NC) состояния в сверхпроводящее (SC) состояние, в данных магнитного поля наблюдается ступенчатое изменение. Величина этого изменения соответствует количеству вытесненного потока. Если B _ext полностью захвачен, поле, измеренное выше T _c , B _NC , такое же, как поле, измеренное ниже T _c , B _SC ( B _SC / B _NC = 1).Когда B _ext полностью вытеснен, расчеты полного изгнания Мейснера показывают, что ожидаемое ¹⁸ 18. Расчет B _SC / B _NC для полного вытеснения учитывает толщину Измерительного щупа, но не его длины, и предполагается, что зонд идеально центрирован на экваторе. Расчеты показывают, что влияние этих факторов ожидается на уровне <5%, и для простоты они не показаны на рисунках.Соотношение B _SC / B _NC должно быть 1,7. Таким образом, измерение B _SC / B _NC показывает, какая часть флюса улавливается во время охлаждения, а не удаляется. Разница температур между верхним и нижним термометром при T _c дает меру температурного градиента в полости. Типовые измерения ¹⁹ 19. Источники неопределенности измерения в Δ T включают тепловое сопротивление между полостью и термометром, которое, как предполагается, дает общую неопределенность, равную 0.4 K. Источники неопределенности измерения в B _SC / B _NC включают радиальные фоновые поля и смещение феррозондового зонда, что, как предполагается, приводит к общей неопределенности 0,1. выброса флюса показаны на Рисунке 2.

II. МАГНИТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ

Раздел:

ВыбратьВверху страницыАБСТРАКТИКИ.ВВЕДЕНИЕII.МАГНИТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ << III.RF ИЗМЕРЕНИЯIV.МИКРОСКОПИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ ... V. ОБСУЖДЕНИЕVI.ЗАКЛЮЧЕНИЕ ИЗМЕРЕНИЕ РАЗВЕДКИ 1.Полости с частотой 3 ГГц были измерены в течение ряда циклов охлаждения, чтобы показать тенденцию изменения температурного градиента для данной подготовки полости. Всего было получено 24 набора данных, каждый для разного лечения. Каждый набор данных состоит из множества перезарядок до ∼7 K, изменяющихся Δ T (холодный гелий входит в дьюар снизу, обеспечивая интенсивное охлаждение дна полости, так что более высокие начальные температуры приводят к большим значениям Δ T , когда полость достигает 9 К). Тенденция в данных быстро стала очевидной, как показано на рисунке 3.Две производственные группы полостей от одного и того же поставщика имели постоянно различающиеся характеристики захвата: полости из производственной группы 1 вытеснялись хорошо, а полости из производственной группы 2 выталкивались плохо. Для резонаторов, которые хорошо выводят магнитный поток, Δ T всего на 2 K над ячейкой резонатора достаточно, чтобы удалить большую часть внешнего поля. Для полостей, которые плохо выталкиваются, большая часть потока захватывается даже при Δ T , близком к 10 К. Полости в производственной группе 1 показали другое заметное поведение.Полости в этой производственной группе, которые были изготовлены из материала с размером зерна ∼100 мкм мкм, показали значительный рост зерна после стандартных этапов обработки, которые включают обработку в печи сверхвысокого вакуума (UHV) при 800 ° C в течение нескольких часов (все полости, показанные на фиг. 3, были обработаны с аналогичным интегрированным временем при 800 ° C от 3 до 7 часов, за исключением AES09, с интегрированным временем ~ 18 часов). Это проиллюстрировано на Рисунке 4, где показаны зерна, выросшие до нескольких миллиметров.Эти полости постоянно имели значительно более крупные зерна, чем в производственной группе 2, что показало более слабое поведение оттока потока. Полости из других производственных групп также показывают аналогичные корреляции. На рисунке 5 показаны две полости с мелкими зернами, которые плохо выталкивают, и одна полость с крупными зернами, которая хорошо выталкивается. Одна из полостей из производственной группы 2 была нагрета до 1000 ° C в течение 4 часов в печи сверхвысокого вакуума. Если модификация объемной кристаллической структуры — например, размер зерна, содержание дислокаций — была эффектом, который привел к сильному вытеснению потока в производственной группе 1, можно было бы ожидать, что это улучшит это свойство в производственной группе 2.Результаты показаны на Рисунке 6, включая видимое увеличение размера зерен и существенное улучшение оттока флюса. Также были исследованы более короткие и более низкие температуры печной обработки. На рис. 7 показаны две полости из производственной группы 2, которые были преобразованы в сильно вытесненные после обработки при 1000 ° C в течение 1 часа и 900 ° C в течение 3 часов. В обоих случаях изгнание значительно улучшилось по сравнению с тем, когда полость обрабатывалась только при 800 ° C в течение нескольких часов, и воздействие кажется более сильным для полости, подвергшейся обработке при 1000 ° C.Полости, измеренные в ходе исследования, были обработаны с помощью самых разных методов обработки поверхности. Сравнивая полости из одной и той же производственной группы, с аналогичной историей обработки в печи, но с различной обработкой поверхности, мы можем изучить влияние поверхности на вытеснение флюса. Мы также можем изучить влияние данной обработки поверхности, сравнив отвод флюса в отдельной полости до и после обработки. На рисунке 8 показан ряд таких сравнений, таких как электрополированная поверхность (EP) и поверхность с буферной химической полировкой (BCP), легирование азотом по рецепту «2/6» (см.11. А. Грасселлино, А. Романенко, Д. Сергацков, О. Мельничук, Ю. Тренихина, А. Кроуфорд, А. Роу, М. Вонг, Т. Хабибуллин и Ф. Барков, Supercond. Sci. Technol. 26 , 102001 (2013). https://doi.org/10.1088/0953-2048/26/10/102001 и 1515. А. Грасселлино, А. Романенко, С. Позен, Ю. Тренихина, О. Мельничук, Д. Сергацков, М. Мерио, М. Чекчин и М. Мартинелло, в Труды семнадцатой международной конференции по сверхпроводимости радиочастот (2015), статья №MOBA06. для получения информации о процессе легирования азотом и рецепте 2/6) по сравнению с EP, и внешняя поверхность после обработки по сравнению с внешней поверхностью BCP. В каждом случае вытеснение потока почти одинаково для резонаторов с аналогичной объемной историей независимо от состояния поверхности.

III. ИЗМЕРЕНИЯ ВЧ

Раздел:

ВыбратьВверху страницы АБСТРАКТИКА.ВВЕДЕНИЕII.МАГНИТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ III.РЧ ИЗМЕРЕНИЯ << IV.МИКРОСКОПИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ ... V. ОБСУЖДЕНИЕVI.ЗАКЛЮЧЕНИЕ, ОБСУЖДЕНИЕ, ИЗМЕРЕНИЕ 9089, 9089, 9089 RF в полости на Рисунке 6 до и после обработки в печи 1000 ° C.Каждый раз полость охлаждалась в поле 10 мГс с умеренным Δ T , равным 2–4 К. Отношение B _SC / B _NC , измеренное перед термообработкой, составляло 1,1, показывая, что большая часть внешнего потока была захвачена, в то время как отношение, измеренное после, составило 1,6, что свидетельствует о сильном вытеснении (эти перезарядки показаны на рисунке 2). На рисунке 9 показано соответствующее существенное улучшение ²⁰ 20. Для измерений Q ₀ и E _acc предполагается погрешность 10%.в Q ₀ при 1,5 К и 2 К. Ожидается, что существенный наклон Q , наблюдаемый после обработки в печи, не будет связан с механизмом вытеснения флюса (на основе аналогичных полостей, которые хорошо выталкиваются), ни с ростом зерна (на основании опыта работы с крупными зерновыми полостями). Скорее, это связано с загрязнением из печи на основании наблюдений за другими полостями, обработанными в аналогичный период времени.

IV. МИКРОСКОПИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ

Раздел:

ВыбратьВверху страницыABSTRACTI.ВВЕДЕНИЕII.МАГНИТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯIII.РЧ-ИЗМЕРЕНИЯIV.МИКРОСКОПИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ … << V. ОБСУЖДЕНИЕВI.ЗАКЛЮЧЕНИЕ ОБРАБОТКА ИЗДЕЛИЙ Для полостей, подвергшихся обработке 900 ° C и 1000 ° C, с результатами, показанными на рис. 7, образцы ниобия обрабатывались вместе с образцами-свидетелями. полости. ²¹ 21. Образцы-свидетели были изготовлены из ниобиевого материала с избыточным RRR, полученного при изготовлении полостей производственной группы 2 (AES017-AES022). Используя микроскоп с функцией обнаружения обратного рассеяния электронов (EBSD), ^22,23 22.Романенко О.С., канд. Экон. Тезис, Корнельский университет, 2009 г. 23. Д. Канг, Д. К. Баарс, Т. Р. Билер и К. К. Комптон, AIP Conf. Proc. 1352 , 90 (2011). https://doi.org/10.1063/1.3579228 эти образцы были проанализированы на предмет ориентации кристаллов, как и образцы, которые не подвергались обработке в печи. На рис. 10 показана карта ориентации кристалла EBSD с использованием угла локальной разориентации 10 ° для различения границ зерен. Видно, что увеличение размера зерна наблюдается после высокотемпературной обработки, с наибольшим эффектом после обработки 1000 ° C.На рис. 11 показаны карты угла локальной разориентации, который связан с содержанием дислокации. ^22,24 22. Романенко О.С., канд. Экон. Тезис, Корнельский университет, 2009 г. 24. Д. П. Филд, П. Б. Триведи, Райт С.И. и М. Кумар, Ультрамикроскопия 103 , 33 (2005). https://doi.org/10.1016/j.ultramic.2004.11.016 На рис. 12 представлены гистограммы данных локального угла разориентации для каждой карты. Отметим, что после обработки в печи пик при относительно небольших углах разориентации ∼0.2 °, увеличивается, сопровождается уменьшением хвоста при больших углах разориентации. Общий эффект состоит в том, что в среднем наблюдаются несколько меньшие углы разориентации.

V. ДИСКУССИЯ

Раздел:

Выбрать верх страницы ABSTRACTI.INTRODUCTIONII.МАГНИТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯIII.RF ИЗМЕРЕНИЯIV.МИКРОСКОПИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ … V.ОБСУЖДЕНИЕ << VI.ЗАКЛЮЧЕНИЕ РАССМОТРЕНИЕ ИЗДЕЛИЙ при высокой температуре экспульсии, измерения магнитных полостей показали плохие результаты при экспульсионных полостях при высокой температуре. –1000 ° C приводит к значительному улучшению вытеснения флюса и увеличению размера зерна.Это указывает на объемную структуру как на источник захвата потока во время охлаждения; например, если границы зерен действуют как места сильного закрепления флюса вблизи T _c , можно ожидать, что полости с большим количеством границ зерен будут захватываться сильнее. В предыдущих экспериментах с образцами ниобия изучалась разница между мелкозернистым материалом (размер зерна мкм, мкм) и крупнозернистым материалом (размер зерна в миллиметрах) во фракции флюса, захваченного во время охлаждения. ^25,26 25. С.Aull, О. Кугелер и J. Knobloch, Phys. Ред. Спец. Вверху. — Ускорение. Балки 15 , 062001 (2012). https://doi.org/10.1103/PhysRevSTAB.15.06200126. А. С. Дхавале, П. Дхакал, Полянский А.А., Дж. Чиовати, Supercond. Sci. Technol. 25 , 065014 (2012). https://doi.org/10.1088/0953-2048/25/6/065014 Эти исследования были выполнены до того, как было признано, что важно контролировать температурный градиент, что затрудняет извлечение количественных данных, но качественные тенденции были продемонстрированы. .Материал с более крупными зернами, по-видимому, имел более высокое изгнание, что согласуется с результатами на Рисунке 3, а также с предыдущими исследованиями пиннинга в сильном поле. ^12,13 12. А. Дасгупта, К. К. Кох, Д. М. Крегер и Y. T. Chou, Philos. Mag. Часть B 38 , 367 (1978). https://doi.org/10.1080/1364281780824533813. A. T. Santhanam, J. Mater. Sci. 11 , 1099 (1976). https://doi.org/10.1007/BF02396644 Однако даже в монокристаллических образцах ниобия термическая обработка, по-видимому, улучшает вытеснение, что позволяет предположить, что свойства кристаллов, отличные от границ зерен (например,г., вывихи) играют важную роль. ²⁵ 25. С. Оулл, О. Кугелер и J. Knobloch, Phys. Ред. Спец. Вверху. — Ускорение. Балки 15 , 062001 (2012). https://doi.org/10.1103/PhysRevSTAB.15.062001 Мы можем применить простую модель, чтобы попытаться предсказать коэффициент качества, который будет достигнут в полостях из производственных групп 1 и 2, в зависимости от температурного градиента, применяемого во время охлаждения (преобразование от Δ T с использованием примерного расстояния между термометрами 20 см).Эта модель потребует ряда предположений, которые не будут применяться в каждой ситуации, но могут предоставить полезный пример. Сначала используется экспоненциальная функция затухания, чтобы соответствовать данным B _SC / B _NC по сравнению с данными Δ T с рис.3, и захваченным потоком B _trap относительно приложенного поля B _{z 0} вычисляется, предполагая, что доля захваченного потока изменяется линейно между полным захватом при B _SC / B _NC = 1 и полным вытеснением при 1.7. Затем добавленное поверхностное сопротивление из-за захваченного потока рассчитывается из Rfl = ηBtrapBz0Bz0, где η — чувствительность к захваченному потоку, приблизительно 1,1 нОм / мГс для полостей, обработанных процедурой легирования азотом 2/6 на основе предыдущих измерений. . ³ 3. М. Мартинелло, М. Чекчин, А. Грасселлино, О. Мельничук, С. Позен, А. Романенко, Сергацков Д. Дж. Ф. Засадзинский, в Труды Семнадцатой Международной конференции по сверхпроводимости РФ (2015), Статья №MOPB015. Затем вычисляется общий Q ₀ как функция Δ T , предполагая определенное базовое поверхностное сопротивление, к которому добавляется R _fl . Чтобы мы могли сравнить с данными, мы выбрали сопротивление 7,7 нОм, которое было измерено для AES017 при 2 К и 5 МВ / м после запекания при 1000 ° C, когда он был охлажден с большим Δ T во внешнем поле. R _fl должен быть очень маленьким. Наконец, Δ T преобразуется в температурный градиент, используя длину вдоль поверхности полости между двумя термометрами.Результирующий график показан на рис. 13 для нескольких различных прикладных полей. Модель предсказывает существенную деградацию Q ₀ для производственной группы 1 при охлаждении в прикладных полях даже на уровне 5 мГс. Точки радиочастотных данных, собранные для AES017 при 5 МВ / м в течение нескольких испытаний, также нанесены на график, включая данные, собранные после выпечки при 1000 ° C, когда поведение вытеснения аналогично полостям производственной группы 1. Хорошее согласие. показано между данными и этой моделью.Следует отметить, что (а) поле B _{z 0} , измеренное магнитными вентилями при переходе, в этих экспериментах составило 10 ± 5 мГс (отклонения могут быть вызваны температурными флуктуациями в магнитном экранировании), ( б) экспоненциальная функция хорошо соответствует данным с рис. 3, но может быть неправильной функцией для использования, (в) параметры здесь служат полезной иллюстрацией, но другие производственные группы дадут другие базовые характеристики сопротивления и выталкивания.Если бы границы зерен действовали как места сильного закрепления флюса, это соответствовало бы ранее опубликованным результатам о значительном улучшении показателей качества в полостях с большими зернами по сравнению с полостями с мелкими зернами. ^27,28 27. В. Сингер, С. Адерхольд, А. Ермаков, Дж. Иверсен, Д. Костин, Г. Крепс, А. Матейзен, В. Д. Мюллер, Д. Решке, X. Зингер, К. Тваровски, Х. Вайзе и Г. Г. Брокмайер, Phys. Ред. Спец. Верхний.—Accel. Балки 16 , 012003 (2013). https://doi.org/10.1103/PhysRevSTAB.16.01200328. А. Навицкий, “ Криомодуль Ingot Niobium »в JLab Ingot Niobium CRADA Workshop (2015).

Микроскопические измерения показали, что обработка при 1000 ° C в течение 1 часа дает более крупные зерна, чем обработка при 900 ° C в течение 3 часов. Если бы размер зерна был определяющим фактором для вытеснения флюса, это соответствовало бы уменьшенному Δ T , который дает почти полное вытеснение флюса после обработки 1000 ° C по сравнению с обработкой 900 ° C.Наблюдается некоторое уменьшение угла локальной разориентации после обработки в печи, хотя корреляция с вытеснением флюса не так очевидна. Для определения влияния содержимого дислокации необходимы дополнительные исследования. Планируются дальнейшие эксперименты с образцами, включая сравнение материалов из производственных групп 1 и 2, измерения размеров зерен и локального угла разориентации после обработки с различными температурами и продолжительностью, а также испытания на растяжение.

В этих экспериментах изучались полости с одиночными ячейками, которые охлаждались в дьюаре с их осями в вертикальной ориентации.Напротив, в высокопроизводительных ускорителях Q ₀ обычно используются многоклеточные резонаторы в горизонтальной ориентации с их гелиевыми оболочками, соединенными вместе в длинные цепочки. Предыдущие эксперименты ^29,30 29. М. Мартинелло, М. Чекчин, А. Грасселлино, А. С. Кроуфорд, О. Мельничук, Романенко А. Сергацков Д. А., Прикл. Phys. 118 , 044505 (2015). https://doi.org/10.1063/1.492751930. Д. Гоннелла, Р.Эйххорн, Ф. Фурута, М. Ге, Д. Холл, В. Хо, Г. Хоффштеттер, М. Лиепе, Т. О’Коннелл, С. Позен, П. Куигли, Дж. Сирс, В. Вещеревич, А. Грасселлино, Романенко А. Сергацков Д. А., Прикл. Phys. 117 , 023908 (2015). https://doi.org/10.1063/1.41 показали, что при горизонтальной ориентации полости вертикальные тепловые градиенты — в данном случае перпендикулярные оси полости — благоприятны для вытеснения потока (в соответствии с тем, что наблюдается в экспериментах, представленных здесь. ).Например, в предстоящем проекте LCLS-II ³¹ 31. Дж. Н. Галайда, Отчет об окончательном проектировании LCLS-II, Отчет № LCLSII-1.1-DR-0251-R0, 2015. Ускоритель с высоким коэффициентом заполнения, где получение высокого значения Q ₀ имеет решающее значение для минимизации криогенных затрат, спецификация для магнитных поле в криомодулях составляет 5 мГс. Как показано на рис. 13, полости, которые улавливают поток от поля 5 мГс во время охлаждения, могут быть уязвимы для значительного ухудшения качества.Чтобы максимизировать выброс потока, каждый криомодуль будет иметь свой собственный набор криогенных клапанов для обеспечения высокой скорости потока холодного гелия на дно полостей во время охлаждения и, следовательно, увеличения вертикального градиента температуры. ³² 32. Т. Петерсон, Э. Дейли и Дж. Пребл, » Процесс охлаждения криомодуля », Отчет № LCLSII-4.5-EN-0479-R0, 2015. Однако, как и при вертикальном испытании, будут ограничения на температурный градиент, который может быть практически достигнут, что может ограничить вытесняемый поток. в зависимости от материала полости.Для материала, который ведет себя как производственная группа 2, этап термообработки 900–1000 ° C может способствовать сильному отталкиванию потока и существенно улучшить Q ₀ , что может быть достигнуто с помощью реалистичных фоновых магнитных полей и температурных градиентов во время охлаждения.

VI. ВЫВОДЫ

Раздел:

ВыбратьВверх страницыABSTRACTI.INTRODUCTIONII.МАГНИТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯIII.RF ИЗМЕРЕНИЯIV.МИКРОСКОПИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ … V. ОБСУЖДЕНИЕVI.ЗАКЛЮЧЕНИЕ << СИТУАЦИЯ ИЗМЕРЕНИЙ путем экспульсии нового магнитного потока

. T _c в ниобиевых полостях SRF.Было обнаружено, что на эффективное вытеснение потока сильно влияет не только температурный градиент, но и обработка. Полости, которые показали признаки измененной объемной структуры после высокотемпературной обработки в печи, показали значительно более сильное вытеснение флюса в зависимости от температуры, чем те, которые этого не сделали. Подготовка поверхности не дала существенного эффекта. Используя эти результаты, была разработана процедура, которая продемонстрировала существенное улучшение характеристик вытеснения флюса за счет обработки в печи сверхвысокого вакуума при 900–1000 ° C.Полость 1,3 ГГц была оценена до и после обработки при 1000 ° C в течение 4 часов путем охлаждения в поле ∼10 мГс с умеренным градиентом температуры ∼2–4 K. После обработки 1000 ° C ВЧ измерения показали, что Q ₀ при 1,5 К улучшилась в ∼5 раз. Предварительные микроскопические исследования, изучающие, какие конкретные свойства определяют поведение выталкивания, показали корреляцию между увеличенным размером зерна и улучшенным вытеснением потока при меньших температурных градиентах, но требуются дополнительные исследования.

Дальнейшая работа будет сосредоточена на оптимизации обработки для улучшения вытеснения флюса без ухудшения механических свойств. Например, если плотность границ зерен важна для выталкивания, будущие полости могут быть изготовлены из материала с большим размером зерна, или полости могут быть подвергнуты оптимизированной обработке в печи после изготовления, чтобы гарантировать, что высокий Q ₀ может поддерживаться в среда криомодуля с реалистичным фоновым магнитным полем.

Представленные здесь экспериментальные результаты могут быть полезны в других приложениях, где важна изоляция магнитного поля, например, в квантовых вычислениях.

Что такое антенна канала магнитного потока? — Блог

Несколько лет назад компания JEM Engineering разработала антенну с каналом магнитного потока

. Теперь у компании есть серия этих типов антенн, , получившая название MFC Antennas .

Большинство обычных антенн сделаны из проводящих металлов и диэлектриков, которые позволяют электрическому заряду колебаться на радиочастотах.Например, в современном оборудовании связи, таком как сотовые телефоны, частота колебаний электрического заряда (радиочастоты ГГц) может составлять несколько миллиардов циклов в секунду. Конструкция антенны устанавливает путь, на котором ограничиваются колеблющиеся электрические заряды, и дополнительно определяет диаграмму направленности антенны, которую они создают. Однако, когда требуется очень низкопрофильная антенна, непосредственная близость металлической конструкции к обычной антенне вызывает плохие характеристики, если не допускаются полости или другие громоздкие конструкции.

Антенны MFC

JEM Engineering не используют электрический заряд для достижения излучения. Вместо этого магнитный поток, который находится в форме сердечника MFC и поддерживает эффективную форму тока магнитной поляризации в специально разработанном магнитном канале.

Сердечник антенны с магнитным потоком представляет собой неоднородную и анизотропную конструкцию, разработка и изготовление которой являются собственностью JEM Engineering. Эта новаторская технология обеспечивает более близкое расположение и интеграцию в проводники, чего нельзя добиться с помощью обычных антенн.

В отличие от обычных антенн, MFC можно размещать непосредственно на проводящей конструкции или даже внутри нее без вредного воздействия на излучение или характеристики согласования импеданса. Для связи в диапазонах VHF / UHF (от 30 МГц до 3 ГГц) антенны MFC могут обеспечивать характеристики, эквивалентные обычным.

В последние годы компания внедрила технологию MFC в различные конструкции антенн, в том числе те, которые удовлетворяют определенным конформным / низкопрофильным требованиям. Антенны обычно изготавливаются из высокочувствительного материала с низкими потерями.

Антенна с каналом магнитного потока возникла в результате исследований, проведенных в рамках программы SBIR.

Новое исследование посвящено процессу генерации магнитного потока при имплозиях ICF

Ученые из Ливерморской национальной лаборатории Лоуренса (LLNL) теперь лучше понимают, насколько сильны магнитные поля при имплозии термоядерного синтеза с инерционным удержанием (ICF) в Национальном центре зажигания (National Ignition Facility). NIF), самый мощный лазер в мире.

Исследователи описали свои результаты в статье, опубликованной в журнале « Physics of Plasmas », в которой ведущим автором выступили ученые LLNL Крис Уолш, а в соавторстве — Дэн Кларк.

Первичные результаты в статье показывают, что исследователи могут ожидать большей напряженности поля для более горячих взрывов, взрывов с большей асимметрией и взрывов с коротковолновой асимметрией.

Уолш объясняет, что процесс генерации магнитного поля в экспериментах ICF — так называемый эффект батареи Бирмана — это тот же процесс, который был зародышем магнитных полей во всей Вселенной.

«Эти зародышевые магнитные поля затем усиливаются динамо-эффектами, чтобы дать нам силу магнитного поля, которую мы наблюдаем сегодня во Вселенной», — сказал Уолш.«Ожидаемая напряженность магнитного поля в наших имплозиях NIF (10 000 Тл) в 200 миллионов раз больше, чем магнитное поле на поверхности Земли».

Поля также в 100 миллионов раз больше, чем напряженность магнитного поля Солнца. Эти значения поля достаточно велики, чтобы изменить путь электронов в плазме, что изменяет способ передачи тепла.

В статье показано, что внутри горячей точки будут короткие петли магнитного поля, которые могут изменить характеристики имплозий.Показано, что в горячих точках преобладают поля, возникающие во время стагнации, когда градиенты температуры и плотности максимальны. Получено масштабирование магнитного потока в горячих точках и проведено его сравнение с результатами моделирования. Это показывает, что возмущения как с большей амплитудой, так и с большим числом мод генерируют больший магнитный поток.

Модель, описанная в статье, позволяет лучше понять, какие конструкции мишеней будут подвержены магнитогидродинамическим эффектам. Модель может использоваться для определения времени, когда генерируется наибольший магнитный поток.Если генерация больше отнесена к ранним временам, тогда будет присутствовать больше петель магнитного поля с высокой модой. Горячая точка без высокомодовых возмущений во время пикового образования нейтронов может все еще содержать значительный магнитный поток в этих масштабах. Предполагая, что магнитный поток переносится с тепловым потоком, модель можно использовать для последующей обработки данных радиационной гидродинамики для оценки напряженности магнитного поля и намагниченности.

«Магнитные поля существуют в наших экспериментах NIF, но мы обычно не учитываем их при проектировании или интерпретации имплозий», — сказал Уолш.«Ожидается, что магнитные поля изменят способ охлаждения топлива, что является важным процессом для достижения значительных реакций термоядерного синтеза. Магнитные поля также могут увеличить рост возмущения ».

Механизм генерации магнитного поля похож на работу батареи и был открыт Людвигом Бирманном. В случае имплозий ICF огромные градиенты давления, которые мы создаем, действуют как электрический потенциал, который управляет током, как батарея.

Работа проводилась на вычислительной системе Livermore’s Quartz.

«В течение многих лет мы знали, что на имплозию ICF могут влиять сами генерируемые магнитные поля, но количественная оценка эффекта и его прогнозирование при моделировании были очень сложными», — сказал Кларк, руководивший работой в качестве рабочей группы по моделированию капсул программы ICF. привести. «В течение многих лет Крис прокладывал путь к моделированию этих эффектов в ICF, будучи аспирантом и доктором в Имперском колледже в Лондоне, и теперь продолжает делать это здесь, в лаборатории».

Кларк сказал, что для лаборатории очень важно, чтобы Уолш работал с нами напрямую.

«Поскольку последние эксперименты по имплозии подошли к порогу воспламенения с рекордными температурами горячих точек, самогенерируемые поля могут стать более важными, чем они были в прошлых экспериментах», — сказал Кларк. «Наличие средств для быстрой и эффективной оценки того, насколько велики могут быть самогенерируемые поля в конкретном имплозии, как это делает новая модель Криса, очень ценно для программы».

Магнитный поток — AttackDex — Serebii.net

AttackDex: A — G 10000000 Вольт ThunderboltAbsorbAccelerockAcidAcid ArmorAcid DownpourAcid SprayAcrobaticsAcupressureAerial AceAeroblastAfter YouAgilityAir CutterAir SlashAll-out PummelingAlly SwitchAmnesiaAnchor ShotAncient PowerAqua JetAqua RingAqua TailArm ThrustAromatherapyAromatic MistAssistAssuranceAstonishAttack OrderAttractAura SphereAurora BeamAurora VeilAutotomizeAvalancheBaby-куклы EyesBaddy BadBaneful BunkerBarrageBarrierBaton PassBeak бласт-бит UpBelchBelly DrumBestowBideBindBiteBlack Отверстие EclipseBlast BurnBlaze KickBlizzardBlockBloom DoomBloom DoomBlue FlareBody SlamBolt StrikeBone ClubBone RushBonemerangBoomburstBounceBouncy BubbleBrave BirdBreakneck BlitzBrick BreakBrineBrutal SwingBubbleBubble Луч жуковский укусBug BuzzBulk UpBulldozeBullet Punch л CrushConversionConversion 2CopycatCore EnforcerCorkscrew CrashCosmic PowerCotton GuardCotton SporeCounterCovetCrabhammerCrafty ShieldCross ChopCross PoisonCrunchCrush ClawCrush GripCurseCutDark PulseDark VoidDarkest LariatDazzling GleamDefend OrderDefense CurlDefogDestiny BondDetectDevastating DrakeDiamond StormDigDisableDisarming VoiceDischargeDiveDizzy PunchDoom DesireDouble Железный BashDouble HitDouble KickDouble SlapDouble TeamDouble-EdgeDraco MeteorDragon AscentDragon BreathDragon ClawDragon DanceDragon HammerDragon PulseDragon RageDragon RushDragon TailDrain PunchDraining KissDream EaterDrill PeckDrill RunDual ChopDynamic PunchEarth PowerEarthquakeЭхотный голосEerie ImpulseEgg BombElectric TerrainElectrifyElectro BallElectrowebEmbargoEmberEncoreEndeavorEndureЭнергетический шар hFire PledgeFire PunchFire SpinFirst ImpressionFissureFlailFlame BurstFlame ChargeFlame WheelFlamethrowerFlare BlitzFlashFlash CannonFlatterFleur CannonFlingFloral HealingFlower ShieldFlyFlying PressFocus BlastFocus EnergyFocus PunchFollow MeForce PalmForesightForest по CurseFoul PlayFreeze ShockFreeze-DryFreezy FrostFrenzy PlantFrost BreathFrustrationFury AttackFury CutterFury SwipesFusion BoltFusion FlareFuture SightGastro AcidGear GrindGear UpGenesis SupernovaGeomancyGiga DrainGiga ImpactGigavolt HavocGlaciateGlareGlitzy GlowGrass гречка PledgeGrass WhistleGrassy TerrainGravityGrowlGrowthGrudgeGuard SplitGuard SwapGuardian из AlolaGuillotineGunk ShotGustGyro Мяч

AttackDex: H — R HailHammer ArmHappy HourHardenHazeHead ChargeHead SmashHeadbuttHeal BellHeal BlockHeal OrderHeal PulseHealing WishHeart StampHeart SwapHeat CrashHeat WaveHeavy SlamHelping HandHexHidden PowerHigh HorsepowerHigh Перейти KickHold BackHold HandsHone ClawsHorn AttackHorn DrillHorn LeechHowlHurricaneHydro CannonHydro PumpHydro VortexHydro VortexHyper BeamHyper FangHyper VoiceHyperspace FuryHyperspace HoleHypnosisIce BallIce BeamIce BurnIce FangIce HammerIce PunchIce ShardIcicle CrashIcicle SpearIcy WindImprisonIncinerateInfernoInferno OverdriveInfestationIngrainInstructIon DelugeIron DefenseIron HeadIron TailJudgmentJump KickKarate ChopKinesisKing в ShieldKnock OffLand в WrathLaser FocusLast ResortLava PlumeLeaf BladeLeaf StormLeaf TornadoLeafageLeech LifeLeech SeedLeerLet в Snuggle ForeverLickLight ScreenLight из RuinLight Это обжигает SkyLiquidationLock-OnLovely KissLow KickLow SweepLucky ChantLunar DanceLungeLuster PurgeMach PunchMagic CoatMagic RoomMagical LeafMagma StormMagnet BombMagne т RiseMagnetic FluxMagnitudeMalicious MoonsaultMat BlockMe FirstMean LookMeditateMega DrainMega KickMega PunchMegahornMementoMenacing Moonraze MaelstromMetal BurstMetal ClawMetal SoundMeteor MashMetronomeMilk DrinkMimicMind BlownMind ReaderMinimizeMiracle EyeMirror CoatMirror MoveMirror ShotMistMist BallMisty TerrainMoonblastMoongeist BeamMoonlightMorning SunMud BombMud ShotMud SportMud-SlapMuddy WaterMulti-AttackMystical FireNasty PlotNatural GiftNature PowerNature в MadnessNeedle ArmNever-Ending NightmareNight DazeNight ShadeNight SlashNightmareNoble RoarNuzzleOblivion WingOceanic OperettaOctazookaOdor SleuthOminous WindOrigin PulseOutrageOverheatPain SplitParabolic ChargeParting ShotPay DayPaybackPeckPerish SongPetal BlizzardPetal DancePhantom ForcePhoton GeyserPika PapowPin MissilePlasma FistsPlay NicePlay RoughPluckPoison FangPoison GasPoison JabPoison PowderPoison StingPoison TailPollen PuffPoundPowderPowder SnowPower GemPower SplitPower SwapPower TrickPower TripPower WhipPower-U р PunchPrecipice BladesPresentPrismatic LaserProtectPsybeamPsych UpPsychicPsychic FangsPsychic TerrainPsycho BoostPsycho CutPsycho ShiftPsyshockPsystrikePsywavePulverizing PancakePunishmentPurifyPursuitQuashQuick AttackQuick GuardQuiver DanceRageRage PowderRain DanceRapid SpinRazor LeafRazor ShellRazor WindRecoverRecycleReflectReflect TypeRefreshRelic SongRestRetaliateReturnRevelation DanceRevengeReversalRoarRoar из TimeRock BlastRock ClimbRock PolishRock SlideRock SmashRock ThrowRock TombRock WreckerRole PlayRolling KickRolloutRoostRototillerRound

AttackDex: S — Z Священный FireSacred SwordSafeguardSand AttackSand TombSandstormSappy SeedSavage Спин-OutScaldScary FaceScratchScreechSearing ShotSearing Sunraze SmashSecret PowerSecret SwordSeed BombSeed FlareSeismic TossSelf-DestructShadow BallShadow BoneShadow ClawShadow ForceShadow PunchShadow SneakSharpenShattered PsycheSheer ColdShell SmashShell TrapShift GearShock WaveShore UpSignal BeamSilver WindSimple BeamSingSinister Стрелка RaidSizzly SlideSketchSkill SwapSkull BashSky AttackSky DropSky UppercutSlack OffSlamSlashSleep PowderSleep TalkSludgeSludge BombSludge WaveSmack DownSmart StrikeSmelling SaltsSmogSmokescreenSnarlSnatchSnoreSoakSoft-BoiledSolar BeamSolar BladeSonic BoomSoul-Stealing 7-Star StrikeSpacial RendSparkSparkling AriaSparkly SwirlSpectral ThiefSpeed ​​SwapSpider WebSpike CannonSpikesSpiky ShieldSpirit ShackleSpit UpSpiteSplashSplintered StormshardsSplishy SplashSporeSpotlightStealth RockSteam EruptionSteamrollerSteel WingSticky WebStockpileStoked SparksurferStompStomping TantrumStone EdgeStored PowerStorm ThrowStrengthStrength SapString ShotStruggleStruggle BugStun SporeSubmissionSubstituteSubzero SlammerSucker PunchSunny DaySunsteel StrikeSuper FangSuperpowerSupersonicSupersonic SkystrikeSurfSwaggerSwallowSweet KissSweet ScentSwiftSwitcherooSwords DanceSynchronoiseSynthesisTackleTail GlowTail SlapTail WhipTailwindTake DownTauntTearful LookTechno BlastTectonic RageTectonic RageTeeter DanceTelekinesisTeleportThiefThousand ArrowsThousand WavesThrashThroat ChopThunderThunder FangThunder PunchThunder ShockThunder WaveThunderboltTickleTopsy-TurvyTormentToxicToxic SpikesToxic ThreadTransformTri AttackTrickTrick RoomTrick или TreatTriple-KickTrop KickTrump CardTwineedleTwinkle TackleTwinkle TackleTwisterU-turnUproarV- создатьВакуумная волнаВивиный залп tackWishWithdrawWonder RoomДеревянный молотокWork UpWorry SeedWrapWring OutX-ScissorYawnZap CannonZen HeadbuttZing Zap

Название атаки	Боевой тип	Категория
Магнитный поток じ ば そ う さ
Очки питания	Базовая мощность	Точность
20	0	0
Эффект битвы:
Пользователь манипулирует магнитными полями, в результате чего повышаются Defense и Sp.Статистика защиты союзного покемона с плюсовой или минусовой способностью.
Вторичный эффект:		Степень эффекта:
Повышает Защиту и Особую Защиту союзного Покемона со способностями Плюс или Минус на 1 уровень		-%
Z-Магнитный поток		Детальный эффект
Специальная защита ↥		Повышает особую защиту на 1 уровень
Базовая вероятность критического удара	Приоритет скорости	Покемон ударил в битве
Никто	0	Команда

Покемоны, которые изучают магнитный поток, повышая уровень

Покемоны, которые изучают магнитный поток путем размножения:

Нет.	Рис	Имя	Тип	Способности	Базовая статистика
					л. No related posts. Разное Похожие записи Как правильно промывать нос при насморке: эффективные методы и растворы 18.11.2024 Питание кормящей мамы: что можно есть при грудном вскармливании 17.11.2024 Лучшая зимняя обувь для детей 2 лет: выбираем комфортные и надежные модели 16.11.2024 Детская комната для новорожденного: оформление, дизайн и планировка 15.11.2024 Увлажнитель воздуха: польза и вред для здоровья, отзывы специалистов и пользователей 14.11.2024 Добавить комментарий Отменить ответ Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены * Комментарий * Имя * Email * Сайт +7 495 120-13-73, 8 800 500-97-74; [email protected] [email protected] Карта сайта