다이너모 이론

물리학에서, 다이너모 이론은 지구나 별과 같은 천체가 자기장을 생성하는 메커니즘을 제안합니다.발전기 이론은 회전, 대류 및 전기 전도성 유체가 천문학적 시간 척도에 걸쳐 자기장을 유지할 수 있는 과정을 설명합니다.발전기는 지구의 자기장과 수성과 목성 행성의 자기장의 근원으로 생각됩니다.

이론의 역사

1600년 윌리엄 길버트가 드 마그네틱을 출판했을 때, 그는 지구가 자석이라는 결론을 내리고 자석의 기원에 대한 첫 번째 가설인 자석 같은 영구 자석을 제안했다.1919년, 조셉 라모르는 발전기가 ^[2][3]이 필드를 발전시킬 수 있다고 제안했다.하지만, 그가 가설을 제기한 후에도, 몇몇 저명한 과학자들은 대안적인 설명을 내놓았다.아인슈타인은 지구 전체의 자기장이 생성되도록 전자와 양성자 사이에 비대칭이 있을 수 있다고 믿었다.노벨상 수상자인 패트릭 블래킷은 각운동량과 자기모멘트의 근본적인 관계를 찾기 위해 일련의 실험을 했지만 아무것도 ^[4][5]발견하지 못했다.

월터 M. 현재 받아들여지고 있는 발전기 이론의 "아버지"로 여겨지는 엘사서는 이 자기장이 지구의 유체 외핵에서 유도되는 전류에서 기인한다고 제안했다.그는 암석에 있는 광물의 자기 배향 연구를 통해 지구 자기장의 역사를 밝혔다.

오믹 붕괴에 대한 자기장을 유지하기 위해(20,000년 후 쌍극자장에 대해 발생할 수 있음) 외부 코어가 대류하고 있어야 합니다.대류는 열 대류와 구성 대류의 어떤 조합일 수 있습니다.맨틀은 핵에서 열이 추출되는 속도를 조절합니다.열원에는 코어의 압축에 의해 방출되는 중력 에너지, 성장하면서 내부 코어 경계에서 가벼운 원소(아마도 황, 산소 또는 실리콘)가 제거됨으로써 방출되는 중력 에너지, 내부 코어 경계에서의 결정화의 잠열, 칼륨, 우라늄 및 ^[6]토륨의 방사능이 포함됩니다.

21세기 초, 지구 자기장의 수치적 모델링은 성공적으로 입증되지 않았다.초기 모델은 행성의 유체 외핵에서 대류를 통한 필드 생성에 초점을 맞추고 있습니다.모델이 코어 표면 온도가 균일하고 코어 유체에 대해 매우 높은 점도를 가정했을 때 강력한 지구형 필드가 생성되었음을 보여줄 수 있었습니다.보다 현실적인 매개변수 값을 사용한 연산은 지구와 비슷한 자기장을 생성했지만, 궁극적으로 모델 정교화가^[which?] 정확한 분석 모델로 이어질 수 있음을 나타냈다.코어 표면 온도가 몇 밀리켈빈 범위에서 약간 변동하면 대류 흐름이 크게 증가하고 보다 현실적인 ^[7][8]자기장이 생성됩니다.

형식적 정의

다이너모 이론은 회전, 대류 및 전기 전도 유체가 자기장을 유지하기 위해 작용하는 과정을 설명합니다.이 이론은 천체물리학적 물체에 비정상적으로 긴 자기장의 존재를 설명하기 위해 사용된다.지질역학의 전도성 유체는 외핵의 액체 철이고, 태양 발전기의 이온화 가스는 타코크라인이다.천체물리학의 다이너모 이론은 어떻게 유체가 자기장을 ^[9]지속적으로 재생시킬 수 있는지를 조사하기 위해 자기유체역학 방정식을 사용한다.

한때는 지구 자기장의 대부분을 구성하고 회전축을 따라 11.3도 어긋난 쌍극자가 지구 내 물질의 영구 자화에 의해 발생했다고 믿었다.이것은 다이너모 이론이 원래 태양의 자기장과 지구의 관계를 설명하기 위해 사용되었다는 것을 의미한다.하지만, 1919년 조셉 라모르가 처음 제안한 이 가설은 자기장적 변화, 고생자기학(극성역전을 포함), 지진학, 그리고 태양계의 풍부한 원소들에 대한 광범위한 연구로 인해 수정되었다.또한, 칼 프리드리히 가우스의 이론을 자기 관측에 적용한 것은 지구의 자기장이 외부적인 것이 아니라 내부적인 기원을 가지고 있다는 것을 보여주었다.

발전기가 작동하려면 세 가지 요건이 있습니다.

• 전기 전도성 유체 매체
• 행성 자전에 의해 제공되는 운동 에너지
• 유체 ^[10]내에서 대류 운동을 구동하는 내부 에너지원입니다.

지구의 경우 외핵의 액체 철의 대류에 의해 자기장이 유도되어 항상 유지된다.전계 유도의 요건은 회전 유체이다.외핵의 회전은 지구의 자전으로 인한 코리올리 효과에 의해 공급된다.코리올리 힘은 유체 운동과 전류를 회전 축에 맞춰 정렬된 기둥(테일러 기둥 참조)으로 구성하는 경향이 있습니다.자기장의 유도 또는 생성은 유도 방정식으로 설명됩니다.

$(\displaystyle \frac \mathbf {B} {\times t} = \eta \times ^{2} \mathbf {B} + \times \mathbf {B} )$

여기서 u는 속도, b는 자기장, t는 시간이며 $\theta {\displaystyle }$ ${\displaystyle =1}$ ${\displaystyle /}$ (θ$)$ {{$display$ style $\eta$=$1$/ $(\display$ \$mu$)}은$$ ${displaystyle \time }$의 전기 $전도도$와$$μ{$displaystyle$ \mu$$}의 투과성을 갖는 자기 확산도이다.첫 번째 항에 대한 오른쪽의 두 번째 항의 비율은 자기장 대 확산의 이류의 차원 없는 비율인 자기 레이놀즈 수를 나타냅니다.

발전기를 지탱하는 조력 가열

궤도를 도는 천체들 사이의 조력 때문에 마찰이 생겨 천체의 내부가 뜨거워집니다.이것은 조력 가열이라고 알려져 있고, 그것은 내부를 액체 상태로 유지하는데 도움을 준다.발전기를 생산하기 위해서는 전기를 통할 수 있는 액체 내부가 필요합니다.토성의 엔셀라두스와 목성의 Io는 내부 핵을 액화하기에 충분한 조석열을 가지고 있지만,^[11][12] 전기를 전도할 수 없기 때문에 발전기를 만들지 못할 수도 있다.수성은 작은 크기에도 불구하고, 철 성분과 높은 타원 ^[13]궤도에서 발생하는 마찰에 의해 만들어진 전도성 액체 코어를 가지고 있기 때문에 자기장을 가지고 있다.달과 지구와의 거리가 짧기 때문에 달이 한때 ^[14]자화된 달의 암석으로부터 얻은 증거에 기초하여 자기장을 가졌을 것이라는 이론이 있다.행성의 궤도와 회전은 액체 핵을 제공하는 것을 돕고, 발전기 작용을 지원하는 운동 에너지를 보충합니다.

키네마틱 다이너모 이론

운동학적 발전기 이론에서 속도장은 동적 변수 대신 규정된다.이 모델은 자기장에 반응하여 흐름이 왜곡될 수 있도록 준비하지 않습니다.이 방법은 완전 비선형 카오스 발전기의 시간 가변 거동을 제공할 수 없지만 흐름 구조 및 속도에 따라 자기장 강도가 어떻게 변화하는지를 연구하는 데 사용할 수 있습니다.

맥스웰 방정식을 옴의 법칙의 컬과 동시에 사용하면 기본적으로 자기장(B)에 대한 선형 고유값 방정식을 도출할 수 있으며, 이는 자기장이 속도장과 독립적이라고 가정할 때 수행될 수 있습니다.하나는 인가된 자기장을 증폭하기에 충분한 흐름 강도와 자기장이 소멸되는 임계 자기 레이놀즈 수에 도달한다.

생각할 수 있는 동력의 실용적인 측정

운동학적 다이너모 이론의 가장 기능적인 특징은 속도장이 다이너모 동작을 할 수 있는지 없는지를 테스트하는데 사용될 수 있다는 것이다.실험적으로 소자기장에 일정한 속도장을 인가함으로써 인가된 흐름에 따라 자기장이 커지는 경향이 있는지 여부를 관찰할 수 있다.자기장이 증가하면 시스템은 발전기 동작을 할 수 있거나 발전기이지만, 자기장이 증가하지 않으면 단순히 "발전기 아님"이라고 불립니다.

막 패러다임이라고 불리는 유사한 방법은 블랙홀의 표면 근처에 있는 물질이 발전기 이론의 언어로 표현될 수 있게 해주는 블랙홀을 보는 방법입니다.

위상 초대칭성의 자연 파괴

키네마틱 다이너모는 배경 물질의 ^[15]흐름과 관련된 확률 미분 방정식의 위상 초대칭성의 자연 파괴 현상으로도 볼 수 있다.확률적 초대칭 이론에서, 이 초대칭은 모든 확률적 미분 방정식의 본질적인 특성이며, 그 해석은 모델의 위상 공간이 연속적인 시간 흐름을 통해 연속성을 보존한다는 것이다.그 흐름의 연속성이 자발적으로 무너지면, 시스템은 결정론적 ^[16]혼돈의 확률적 상태에 놓입니다.즉, 운동학적 발전기는 기초적인 배경 물질에 혼돈한 흐름 때문에 발생한다.

비선형 발전기 이론

자기장이 유체 운동에 영향을 미칠 정도로 강해질 경우 운동학적 근사치가 무효화됩니다.이 경우 속도장은 로렌츠 힘에 의해 영향을 받기 때문에 유도방정식은 자기장에서 더 이상 선형적이지 않습니다.대부분의 경우 이는 발전기 진폭의 급랭으로 이어집니다.이러한 다이너모는 때로는 유체 자기 다이너모라고도 ^[17]불립니다.천체물리학과 지구물리학에서 거의 모든 동력원은 수성 자기 동력소이다.

이 이론의 주요 개념은 외핵에 존재하는 작은 자기장이 로렌츠 힘에 의해 움직이는 유체에 전류를 발생시킨다는 것이다.이러한 전류는 암페어의 법칙으로 인해 추가로 자기장을 생성합니다.유체 운동을 통해 전류는 자기장이 강해지는 방식으로 흐릅니다(${\displaystyle u\mathbf{}}$ ${\displaystyle (}$( J${\displaystyle }$× ${\displaystyle B\mathbf{}}$) \$displaystyle \;\mathbf${u} \$cdot(\mathbf {J}$\times \$mathbf${B$}$ \;}은$$^[18](는) 음수임).따라서 "씨드" 자기장은 기존의 비자력과 관련된 값에 도달할 때까지 점점 더 강해질 수 있습니다.

수치 모델은 완전 비선형 동력학을 시뮬레이션하는 데 사용됩니다.다음 방정식이 사용됩니다.

• 위에 제시된 유도 방정식.
• 무시할 수 있는 전장에 대한 맥스웰 방정식:

$\displaystyle \cdot \mathbf {B} = 0 }$

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

• Bousinesq 근사치가 자주 사용되는 질량 보존 연속성 방정식:

$\displaystyle \cdot \mathbf {u} = 0,}$

• 운동량을 보존하기 위한 Navier-Stokes 방정식은 다시 같은 근사치로, 자력과 중력을 외부 힘과 함께 사용합니다.

${\displaystyle {D\mathbf {u} {Dt}}=-{\frac {1}{\rho _{0}}\sqla p+nu \sqla ^{2}\mathbf {u} +\rho '\mathbf {g} + 2\mathbf {u} \timesmathbf {u}$

여기서$$({$displaystyle},\nu)$는 운동학적 점도, ${\displaystyle {\delta \mathrm{}}_{}{}_{}}$0(\$displaystyle\,\rho_{0})$은 평균 밀도,$(열$ 대류의 경우 ${\displaystyle \delta {}^{}=}$ ${\displaystyle \alpha }$ =$δTyle$$')$는 부력을 제공하는 상대 밀도 섭동입니다$.$$splaystyle \,\alpha \,}$은 열팽창 계수이고,$$\$displaystyle$\,\$Omega \,$는 지구의 회전 ${\displaystyle 속도이며\mathbf{},}$ J\$displaystyle \,\mathbf$ {J$}$는 전류 밀도입니다.

• 일반적으로 열에 대한 수송 방정식(경원소 농도일 수 있음):

${\displaystyle {,\partial T,}{\partial t}}=\kappa \cla ^{2}T+\epsilon }$

여기서 T는 온도, ${\displaystyle \kappa }$ ${\displaystyle =k}$ / ${\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle c_{}{}_{}}$p { $displaystyle$ \ ;\ $kappa$=$k/\rho c_{p}\$ ;}는$$ 열전도율, c ${\displaystyle p_{}{}_{}}${ $displaystyle$\$rho },$ c_$$${p},$ 열용량,$$ { $display$$$style \$rho }$는 옵션 열확산율입니다.대부분의 경우 압력은 유체 정압과 구심 전위가 제거된 동적 압력입니다.

이 방정식은 비차원화되며 비차원 매개변수를 도입합니다.

${\displaystyle R_{\mathsf {a}}=parcfrac {,g\alpha TD^{3},{\nu \kappa}},\carc E=parc{nu}{,\Omega D^{2},},\,\cad P_{\mathsfr} =pa},$

여기서_a R은 레일리 수, E는 에크만 수, P와_rm P는 프란틀 수, 자기 프란틀 수이다.자기장 스케일링은 종종 Elsasser 번호 $단위{\displaystyle }$ B ${\displaystyle =}$ ( ${\displaystyle \rho \mathrm{\omega }}$ / ${\displaystyle {}^{}}$ ) ${\displaystyle {1\frac{\mathrm{}}{}}^{}{}^{}{\frac{2}{}}^{}}$. \ $displaystyle$ B = ( \ $rho$\ $Omega$/ \ $displaystyle )^{$ \ $frac$ {$1}{$2}$$\ ; ; ;$}$

자기 에너지와 운동 에너지 사이의 에너지 변환

${\displaystyle {위\mathrm{}}_{}}$ 형태의 Navier-Stokes 방정식의 스칼라 곱은 energy 0 $\;\rho$ _${0$$}\mathbf {u} \;;$ 왼쪽의$$ 1 ${\displaystyle \frac{2}{}}$ ${\displaystyle {0\mathrm{}}_{}}$ ${\displaystyle {}_{}{}^{}}$ 2$$ $\;{\tfrac {1}{2}}\rho_0u^{c$이다.${\displaystyle 오른쪽}$의 마지막 항은 u ${\displaystyle (}$ (${\displaystyle }$J ×${\displaystyle B\mathbf{}}$) \$displaystyle \;\mathbf {u}$ \$cdot (\mathbf {J} \times$ \$mathbf {B}$ $\backslash ;\}$ 로런츠 힘에 의한 운동 에너지에 대한 국부적 기여)입니다.

(${\displaystyle 1{}_{}}$/ ${\displaystyle {\mu \mathrm{}}_{}}$0 ) ${\displaystyle B\mathbf{}}${{$displaystyle (1/\mu$ _${0})\mathbf {B}}}$ 인$$ 유도 방정식의 스칼라 곱은 왼쪽의 ${\displaystyle \frac{1}{}}$ 2 ${\displaystyle {\mu \mathrm{}}_{}}$ ${\displaystyle {}_{}{}^{}}$ ${\displaystyle {B\mathrm{}}^{}{}^{}}$2 {\$displaystyle \;{\tfrac {1}{2}}\mu$_{$0}B^2$의 증가율을 나타낸다.그러면 오른쪽의 마지막${\displaystyle \mathrm{항}}$은${\displaystyle }$(${\displaystyle 1{}_{}}$ / ${\displaystyle \mu \mathbf{}{}_{}}$0 ) B${\displaystyle }$} (${\displaystyle (}$ × (${\displaystyle u\mathbf{}}$×${\displaystyle B\mathbf{}}$ ) . \$displaystyle$ ($1$/ \ $mu$_ { $0$) \$mathbf${ $B$} \ $cdot \ left$ ( \$nabla$ \$times$ \ times \ times \ $times$\ $mathbf$ { $B }$\ right ;오른쪽 )이$$ 됩니다.스칼라 트리플 프로덕트 아이덴티티)${\displaystyle }$- ${\displaystyle u\mathbf{}}$( ( ${\displaystyle \frac{{1\mu \mathrm{}}_{}}{}}$0 (${\displaystyle }$∇ ×${\displaystyle B\mathbf{}}$ )${\displaystyle }$×${\displaystyle B\mathbf{}}$ ) ${\displaystyle =}$ - ${\displaystyle u\mathbf{}b\mathbf{}}$ ( $J$×${\displaystyle }$B${\displaystyle }$) \ $displaystyle$\$cdot \$left \ $frac { }$ { \ $mu$_ { $0$} \ left ( \ $mu _$ times \ $mathb { B$} \ $mathb ）$ \ $times$ )사용되었습니다).이는 유체 운동으로 인한 자기 에너지에 국소적으로 기여하는 것입니다.

따라서 ${\displaystyle 용어\mathbf{}}$- u ${\displaystyle (}$ (${\displaystyle J\mathbf{}}$ ×${\displaystyle B\mathbf{}}$) {\$displaystyle \;-\mathbf {u}$ \$cdot (\mathbf {J} \times$ \$mathbf {B} )\;}$은 운동 에너지가 자기 에너지로 변환되는 속도이다.발전기가 자기장을 ^[18]생성하기 위해서는 적어도 부피의 일부가 음이 아니어야 합니다.

위의 도표에서 이 용어가 양수여야 하는 이유는 명확하지 않습니다.단순한 주장은 순효과에 대한 고려에 기초할 수 있다.자기장을 만들기 위해서는 순전류가 행성의 자전축을 감싸야 한다.이 경우 항이 양의 값이 되려면 전도물질의 순흐름이 회전축을 향해야 한다.이 다이어그램은 극지방에서 적도로의 순흐름만을 보여줍니다.그러나 대량 보존을 위해서는 적도에서 극지방으로 추가적인 흐름이 필요하다.만약 그 흐름이 회전축을 따른다면, 이는 순환이 회전축을 향한 흐름으로 완료되어 원하는 효과를 낼 수 있음을 의미한다.

지구 발전기에 의해 생성되는 자기장의 크기 순서

운동 에너지가 자기 에너지로 변환되는 비율에 대한 위의 공식은 외부 코어 물질에${\displaystyle 대한\mathbf{}}$ J ×${\displaystyle }$B \x \$mathbf {J}$ \x \$mathbf${B$}$ \;}의 ${\displaystyle 힘}$에 의해 이루어지는 속도와 동등하며, 속도는 u$\$style \$mathbf {u$이다. 이 작업은 비자기력에 의한 작용력의 결과이다.그는 유동적이다.

그 중 중력과 원심력은 보수적이기 때문에 닫힌 루프에서 유체가 이동하는 데 전반적으로 기여하지 않는다.에크만 수(위의 정의)는 점도와 코리올리 힘이라는 두 가지 남은 힘 사이의 비율이며, 지구의 외핵 내부에서는 유동성 때문에 점도가 낮기 때문에 매우 낮다(1.2–1.5 ×10⁻² 파스칼^[19] 초).

따라서 작업에 대한 시간 평균 기여는 코리올리 힘으로부터 이루어지며, 크기는 ${\displaystyle -2}$ ${\displaystyle \Omega }$×$,$ \$style \;-2\rho,\mathbf {u} \times$ \$mathbf${u}, $J$ ×$$ \$style$ \$mathbf {J} \mathbf$ {\mathbf$}$이다${\displaystyle .}$서로 영향을 미치지만 같은 장소와 시간에는 영향을 미치지 않습니다.)

전류 밀도 J는 옴의 법칙에 따른 자기장의 결과입니다.다시 말씀드리지만, 물질의 움직임과 전류 흐름으로 인해 이 필드가 반드시 같은 장소와 시간에 있는 것은 아닙니다.그러나 이러한 관계는 여전히 문제의 수량의 크기를 추론하는 데 사용될 수 있다.

규모 ${\displaystyle 순서}$는 ${\displaystyle JB~}$ ${\displaystyle display}$ display$$u \ $displaystyle$\ ;$J$$\sim \rho$,\$Omega$\ ,$u\$ ;${\displaystyle \mathrm{displaydisplaydisplaydisplaydisplay<img\; alt="\{\backslash displaystyle\; \backslash ;J\backslash ,B\backslash sim\; \backslash rho\; \backslash ,\backslash Omega\; \backslash ,u\backslash ;\}"\; aria-hidden="true"\; class="mwe-math-fallback-image-inline"\; src="https://wikimedia.org/api/rest\_v1/media/math/render/svg/d3897f8d7b06d1761fe50de4c66b9d1cf06170d0"\; style="vertical-align:\; -0.838ex;\; width:12.995ex;\; height:2.676ex;">}}$ ${\displaystyle u}$ B$\$ $displaystyle$$$\ $;J\$$sim$ \$sigma$$\;$displaydisplaydisplaydisplay displaydisplay displaydisplay 、 \ displaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplaydisplay

${\displaystyle B\sim {{\frac {,\rho,\Omega}}{\sigma }}\;}$

양변 사이의 정확한 비율은 Elsasser 수의 제곱근입니다.

자기장 방향은 제곱으로 나타나기 때문에 (적어도 그 부호는 아님) 이 근사치로부터 유추할 수 없으며, 때로는 반대로 나타나기도 하지만, 일반적으로는 $\delta {\displaystyle \mathbf{}}$\$displaystyle \mathbf {Omega$ $\}$의 축과 유사합니다.

접지 외심의 경우, δ는⁴ 약 10 kg³/^[19]m, δ = 2µ/day = 7.3×10⁻⁵/second, δ는 약 10µm이다⁷⁻¹⁻¹.^[20]2.7×10⁻⁴ Tesla가 됩니다.

자기 쌍극자의 자기장은 거리의 역입방체 의존성을 가지므로 지구 표면에서의 크기 순서는 적도에서의 3×10⁻⁵ 테슬라 측정값과 멀지 않은 2.5×10⁻⁵ 테슬라 값을 주는 {{1}}에 곱하면 근사할 수 있다.

수치 모델

대체로, 지질역학의 모델은 위의 절에서 언급한 바와 같이 특정한 조건과 방정식이 주어졌을 때 관측된 데이터와 일치하는 자기장을 생성하려고 시도한다.자기유체역학 방정식을 성공적으로 구현한 것은 발전기 모델을 자기 일관성으로 이끌었기 때문에 특히 중요했습니다.지오다이내믹 모델은 특히 널리 보급되어 있지만, 다이너모 모델은 반드시 지오다이내믹에만 국한되는 것은 아닙니다. 태양 및 일반 다이너모 모델도 관심 대상입니다.발전기 모델을 연구하는 것은 지구물리학 분야에서 유용하게 쓰입니다. 그렇게 함으로써 지구와 같은 천체물리학적 물체에 의해 생성된 것과 같은 자기장을 어떻게 형성하고 어떻게 자기장이 극의 역전과 같은 특정한 특징을 나타내도록 하는지를 확인할 수 있습니다.

발전기의 숫자 모델에 사용되는 방정식은 매우 복잡하다.수십 년 동안 이론가들은 위에서 설명한 2차원 운동학적 발전기 모델에 국한되어 있었는데, 이 모델에서 유체 운동은 미리 선택되고 자기장에 대한 효과는 계산됩니다.발전기의 선형에서 비선형, 3차원 모델의 진행은 자기유체역학 방정식에 대한 해답 탐색에 의해 크게 방해받았습니다. 자기유체역학 방정식은 운동학적 모델에서 만들어진 많은 가정들을 없애고 자기 일관성을 가능하게 합니다.

유체 운동과 자기장을 모두 결정하는 최초의 자기 정합형 발전기 모델은 1995년 일본과^[21] 미국의 ^[22][23]두 그룹에 의해 개발되었다.후자는 지구역학에 관한 모형으로 만들어졌고 ^[18]지구장의 특성 중 일부를 성공적으로 재현했기 때문에 상당한 관심을 받았다.이 비약적인 발전에 따라 합리적인 ^[18]3차원 발전기 모델의 개발이 크게 확대되었습니다.

현재 많은 자기 정합성이 있는 모델이 존재하지만, 모델 간에는 결과 및 개발 ^[18]방식 모두에서 상당한 차이가 있습니다.지구역학적 모델을 개발하는 복잡함을 고려할 때, 발전기에 에너지를 공급하는 메커니즘과 관련된 가정을 할 때, 방정식에 사용되는 매개변수의 값을 선택할 때, 또는 방정식을 정규화할 때처럼 불일치가 발생할 수 있는 곳이 많다.발생할 수 있는 여러 가지 차이에도 불구하고 대부분의 모델에는 명확한 축 쌍극자와 같은 공통 피쳐가 있습니다.이 모델들 중 많은 부분에서는, 영속적인 변화나 지자기 극성 반전 같은 현상들이 성공적으로 ^[18]재현되었다.

관찰.

발전기 모형에서 많은 관측을 할 수 있다.모델은 자기장이 시간에 따라 어떻게 변화하는지를 추정하는 데 사용될 수 있으며 모델과 지구 사이의 유사성을 찾기 위해 관찰된 고자기 데이터와 비교할 수 있습니다.그러나 고지자기 관측의 불확실성으로 인해 비교가 완전히 유효하거나 ^[18]유용하지 않을 수 있다.단순화된 지력 모델은 발전기 수(외부 코어 및 거울 비대칭 대류(예: 대류가 북쪽과 남쪽의 한 방향을 선호할 때)와 자극 반전 사이의 관계를 보여주었고, 지력학과 Su 사이의 유사성을 발견했다.n의 ^[18]발전기많은 모델에서 자기장은 평균이 ^[18]0인 정상 추세를 따르는 다소 랜덤한 크기를 갖는 것으로 보입니다.이러한 관측 외에도, 지구역학에 동력을 공급하는 메커니즘에 대한 일반적인 관측은 모델이 지구로부터 수집된 실제 데이터를 얼마나 정확하게 반영하는지에 따라 이루어질 수 있다.

현대적 모델링

발전기 모델링의 복잡성은 너무 커서 특히 외부 코어의 Ekman과 Rayleigh 수를 계산하는 것이 매우 어렵고 방대한 양의 계산이 필요하기 때문에 지오역학의 모델은 슈퍼컴퓨터의 현재 힘에 의해 제한됩니다.

발전기 모델링은 1995년 자체 정합성이 뛰어난 발전기 개발 이후 많은 개선이 제안되어 왔다.복잡한 자기장 변화를 연구할 때 한 가지 제안은 계산을 단순화하기 ^[24]위해 스펙트럼 방법을 적용하는 것이다.궁극적으로, 컴퓨터 파워의 상당한 개선이 이루어질 때까지, 현실적인 다이너모 모델을 계산하는 방법이 더 효율적으로 만들어져야 하므로, 모델을 계산하는 방법을 개선하는 것은 수치 다이너모 모델의 발전에 매우 중요하다.

「 」를 참조해 주세요.

• 반나모 정리
• 회전 자기장
• 영속적 변동

레퍼런스

• Demorest, Paul (21 May 2001). "Dynamo Theory and Earth's magnetic Field (term paper)" (PDF). Archived from the original (PDF) on 21 February 2007. Retrieved 14 October 2011.
• Fitzpatrick, Richard (18 May 2002). "MHD Dynamo Theory". Plasma Physics. University of Texas at Austin. Retrieved 14 October 2011.
• Merrill, Ronald T.; McElhinny, Michael W.; McFadden, Phillip L. (1996). The magnetic field of the earth: Paleomagnetism, the core, and the deep mantle. Academic Press. ISBN 978-0-12-491246-5.
• Stern, David P. "Chapter 12: The dynamo process". The Great Magnet, the Earth. Retrieved 14 October 2011.
• Stern, David P. "Chapter 13: Dynamo in the Earth's Core". The Great Magnet, the Earth. Retrieved 14 October 2011.