Плазма

Все это приводит к тому, что число задач, которые могут быть решены методом кинетического уравнения, весьма ограничено. Кроме того, часто необходимо знать лишь осредненные характеристики газа, такие, например, как средняя плотность, температура, средняя скорость, давление и т. п., а описание состояния газа функцией распределения по скоростям является слишком подробным.

В связи с этим удобно перейти к гидродинамическому описанию поведения газа, которое справедливо, если характерный масштаб описываемого явления велик в сравнении с длиной свободного пробега частиц, а характерные частоты много меньше частот столкновений частиц. Для плазмы, помещенной в магнитное поле, даже при отсутствии столкновений, иногда возможно гидродинамическое описание, если характерный масштаб явления велик по сравнению с ларморовским радиусом заряженных частиц, а характерная частота много меньше циклотронной частоты.

В настоящей книге для описания динамики космической плазмы используется гидродинамический подход. Хотя при таком подходе и теряется некоторая информация, тем не менее сравнительная простота метода дает возможность решить многие интересные для физики космического пространства задачи.

Для того чтобы можно было проследить за теми предположениями и ограничениями, которым должны удовлетворять параметры плазмы для справедливости гидродинамического подхода, мы сочли уместным изложить элементы кинетической теории газов с последующим выводом гидродинамических уравнений на основе кинетической теории. При этом в ряде случаев ограничились кратким описанием, останавливаясь лишь на принципиальных вопросах (например, при изложении метода Чепмена— Энскога, при выводе интеграла столкновений, при вычислении коэффициентов переноса). Такой подход, на наш взгляд, способствует ясности изложения, не отвлекая внимание на громоздкие выкладки, тем более, что по кинетической теории газов имеются подробные монографии.