Número de Chandrasekhar

CEl número de Chandrasekhar es un número adimensional utilizado en la convección magnética para representar la relación que hay entre la fuerza de Lorentz y la viscosidad. Lleva el nombre del astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar.

La función principal del número es similar a una medida del campo magnético, siendo proporcional al cuadrado de un campo magnético característico en un sistema.

Definición

El número de Chandrasekhar generalmente se denota por la letra ${\displaystyle \ Q}$  y está motivado por una forma adimensional de las ecuaciones de Navier-Stokes en presencia de una fuerza magnética en las ecuaciones de magnetohidrodinámica:

${\displaystyle {\frac {1}{\sigma }}\left({\frac {\partial ^{}\mathbf {u} }{\partial t^{}}}\ +\ (\mathbf {u} \cdot \nabla )\mathbf {u} \right)\ =\ -{\mathbf {\nabla } }p\ +\ \nabla ^{2}\mathbf {u} \ +{\frac {\sigma }{\zeta }}{Q}\ ({\mathbf {\nabla } }\wedge \mathbf {B} )\wedge \mathbf {B} ,}$ 

donde ${\displaystyle \ \sigma }$  es el número de Prandtl y ${\displaystyle \ \zeta }$  es el número magnético de Prandtl.

El número de Chandrasekhar se define como:^[1]​

${\displaystyle \mathrm {Q} ={\frac {{B_{0}}^{2}d^{2}}{\lambda \mu _{0}\,\rho \nu }}}$ 

Símbolo	Nombre	Unidad
${\displaystyle \mathrm {Q} }$	Número de Chandrasekhar
${\displaystyle \lambda }$	Coeficiente de difusión magnética
${\displaystyle \mu _{0}}$	Permeabilidad magnética	H / m
${\displaystyle B_{0}}$	Densidad de flujo magnético	T
${\displaystyle d}$	Escala de longitud del sistema	m
${\displaystyle \rho }$	Densidad del fluido	kg / m^3
${\displaystyle \nu }$	Viscosidad cinemática	m^2 / s

Está relacionado con el número de Hartmann,${\displaystyle \ H}$ , por la relación:

${\displaystyle \mathrm {Q} =\mathrm {H} ^{2}}$ 

Símbolo	Nombre
${\displaystyle \mathrm {Q} }$	Número de Chandrasekhar
${\displaystyle \mathrm {H} }$	Número de Hartmann

Véase también

• Número de Rayleigh
• Número de Taylor

Referencias

1. N.E. Hurlburt, P.C. Matthews and A.M. Rucklidge, "Solar Magnetoconvection," Solar Physics, 192, p109-118 (2000)

•   Datos: Q4516333