磁雷諾數

在磁流體力學中，磁雷諾數定義為：

其中，

和

分別是系統的特徵尺度和特徵速度，

是磁擴散率。

如果磁雷諾數遠遠小於1，則磁流體力學中的磁感應方程

退化為擴散方程

此時等離子體會表現出磁擴散效應。

如果磁雷諾數遠遠大於1，則磁流體力學中的磁感應方程退化為凍結方程

此時等離子體會表現出磁凍結效應。 ^[1] 

小磁雷諾數是指磁雷諾數十分小的情況（遠小於1）.這時候，等式右邊的第二項遠大於第一項，磁流體中的磁場耗散效應明顯，磁場凍結效應可以忽略。

所謂磁場耗散效應，是指隨着時間的推移，磁場會在空間上發生擴散，經過一定的時間後，磁場的原始結構就會遭到徹底破壞，磁場位形被徹底打亂。

它所對應的磁雷諾數很大。根據觀測，太陽耀斑的特徵時間約為100-3600S，而特徵長度只有0-60m。這表明，耀斑產生的日冕內的等離子體，是充分碰撞的等離子體。根據耀斑產生的特徵時間和特徵長度，就可以計算出日冕內的磁雷諾數是很大的。 ^[1] 

與小磁雷諾數的情況正好相反，如果上面的公式第一項遠遠大於第二項，那麼磁雷諾數就會遠大於一。這個時候，磁場的凍結效應就會比耗散效應明顯的多，磁場的行為主要由磁凍結主導。

所謂的磁凍結，就是指，在磁雷諾數很大的情況下，磁場基本隨着磁流體運動，磁力線基本與流場的流線保持平行。如果流場發生變化，那麼，磁場分佈也會在十分短的時間內發生相應的變化。這在平常看起來，似乎不可思議，但是，理論計算和實際觀測，都證實了磁凍結效應的存在。

我們所研究的從太陽日冕到地球磁層的廣泛空間中，大磁雷諾數出現的情況比小磁雷諾數出現的情況多得多。很多情況下，我們都使用大磁雷諾數也就是磁凍結效應進行科學分析。

由於衞星只能觀測到太陽表面視向磁場的大小，而不能觀測到三維空間中另外兩個磁場分量的大小。因此，這種情況給我們的研究帶來了很多不變。於是，人們利用磁凍結的假設以及磁流體力學模型，發展出了很多磁場外推的模型（如CSSS模型等）。根據這些模型，我們不僅可以根據衞星數據推斷出太陽表面的矢量磁場的情況，還可以得到從太陽一直向外延伸的所有的磁場分佈情況。一直到今天，這些外推的結果，與我們的間接觀測都能很好的吻合。在觀測手段有限的今天，磁場外推給我們推測太陽磁流體力學演化特徵、分析日冕物質拋射等太陽爆發行為，帶來了很大的方便。 ^[1]