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Die '''magnetische Helizität''' ist eine Größe in der [[Magnetohydrodynamik]]. Sie ist ein Maß, das zeigt, wie sehr die Feldlinien ineinander verketten und umeinander kreisen<ref>{{Literatur |Autor=Jason Cantarella, Dennis Deturck, Herman Gluck, Mikhail Teytel |Titel=Influence of Geometry and Topology on Helicity |Sammelwerk=Magnetic Helicity in Space and Laboratory Plasmas |Verlag=American Geophysical Union (AGU) |Jahr=1999 |ISBN=978-1-118-66447-6 |DOI=10.1029/GM111p0017 |Seiten=17–24}}</ref><ref name=":6">{{Cite journal|last=Moffatt|first=H. K.|date=1969-01-16|title=The degree of knottedness of tangled vortex lines|url=http://dx.doi.org/10.1017/s0022112069000991|journal=Journal of Fluid Mechanics|volume=35|issue=1|pages=117–129|doi=10.1017/s0022112069000991|issn=0022-1120}}</ref>. Bei nicht vorhandenem [[Elektrischer Widerstand|elektrischem Widerstand]] im System ist sie eine [[Erhaltungsgröße]], sie ist also eine "[[ideale Invariante]]". Wenn magnetische Helizität in einem [[Magnetfeld]] vorhanden ist, tendiert das System dazu von kleinskaligen magnetischen Strukturen immer größere Strukturen zu formen<ref name=":1">{{Cite journal|last=Frisch|first=U.|last2=Pouquet|first2=A.|last3=LÉOrat|first3=J.|last4=Mazure|first4=A.|date=1975-04-29|title=Possibility of an inverse cascade of magnetic helicity in magnetohydrodynamic turbulence|url=http://dx.doi.org/10.1017/s002211207500122x|journal=Journal of Fluid Mechanics|volume=68|issue=4|pages=769–778|doi=10.1017/s002211207500122x|issn=0022-1120}}</ref>. Dies kann man auch als einen "[[Inverse Kaskade|inversen Transfer im Fourierraum]]" bezeichnen.

Diese letzte Eigenschaft macht die magnetische Helizität sehr besonders: [[Turbulente Strömung|turbulente]] dreidimensionale Strömungen, die in der [[Astrophysik]] besonders oft auftreten, tendieren dazu, Strukturen zu zerstören, indem große Wirbel in immer kleinere zerfallen (ein als “(direkte) [[Turbulente Strömung#Energiekaskade|Energiekaskade]]” bezeichnetes Phänomen, das durch [[Lewis Fry Richardson]] und [[Andrei Nikolajewitsch Kolmogorow|Andrei Nikolajewitsch Kolmogorov]] beschrieben worden ist), wo sie letzten Endes durch [[Viskosität]] in Hitze verwandelt werden. Im Gegensatz dazu geschieht durch eine Art inverse magnetische Helizitätskaskade das Gegenteil: kleine helikale magnetische Strukturen (das heißt, Strukturen mit einer Helizität ungleich Null) führen zu großen Magnetfeldern.

Dies ist zum Beispiel durch die [[Heliosphärische Stromschicht]]<ref name=":0">{{cite journal|last1=Berger|first1=M.A.|date=1999|title=Introduction to magnetic helicity|journal=[[Plasma Physics and Controlled Fusion]]|volume=41|issue=12B|pages=B167–B175|bibcode=1999PPCF...41..167B|doi=10.1088/0741-3335/41/12B/312}}</ref> - eine große magnetische Struktur in unserem [[Sonnensystem]] - sichtbar. Magnetische Helizität ist allgemein in vielen astrophysikalischen Systemen von großer Relevanz, da in diesen der elektrische Widerstand typischerweise sehr gering ist. Beispielsweise ist die Dynamik der magnetischen Helizität in [[Sonneneruption|Sonneneruptionen]] und [[Koronaler Massenauswurf|koronale Massenauswürfen]]<ref>{{Literatur |Autor=B. C. Low |Titel=Magnetohydrodynamic Processes in the Solar Corona: Flares, Coronal Mass Ejections and Magnetic Helicity |Sammelwerk=Solar and Astrophysical Magnetohydrodynamic Flows |Verlag=Springer Netherlands |Ort=Dordrecht |Datum=1996 |ISBN=978-94-010-6603-7 |DOI=10.1007/978-94-009-0265-7_7 |Seiten=133–149}}</ref> von Bedeutung. Der [[Sonnenwind]] enthält magnetische Helizität<ref>{{Cite journal|last=Bieber|first=J. W.|last2=Evenson|first2=P. A.|last3=Matthaeus|first3=W. H.|date=April 1987|title=Magnetic helicity of the Parker field|url=http://dx.doi.org/10.1086/165171|journal=The Astrophysical Journal|volume=315|pages=700|doi=10.1086/165171|issn=0004-637X}}</ref>. Die Erhaltung der magnetischen Helizität ist auch in [[Dynamotheorie|Dynamo]]-Prozessen von großer Relevanz<ref>{{Cite journal|last=Vishniac|first=Ethan T.|last2=Cho|first2=Jungyeon|date=April 2001|title=Magnetic Helicity Conservation and Astrophysical Dynamos|url=http://dx.doi.org/10.1086/319817|journal=The Astrophysical Journal|volume=550|issue=2|pages=752–760|doi=10.1086/319817|issn=0004-637X}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Brandenburg|first=A.|last2=Lazarian|first2=A.|date=2013-08-31|title=Astrophysical Hydromagnetic Turbulence|url=http://dx.doi.org/10.1007/s11214-013-0009-3|journal=Space Science Reviews|volume=178|issue=2–4|pages=163–200|doi=10.1007/s11214-013-0009-3|issn=0038-6308}}</ref><ref>{{cite journal|last=Brandenburg|first=A.|date=2009|title=Hydromagnetic Dynamo Theory|url=http://www.scholarpedia.org/wiki/index.php?title=Hydromagnetic_dynamo_theory&action=cite&rev=73469|journal=[[Scholarpedia]]|volume=2|issue=3|pages=2309|bibcode=2007SchpJ...2.2309B|doi=10.4249/scholarpedia.2309|id=rev #73469}}</ref><ref name=":2">{{cite journal|last=Blackman|first=E.G.|date=2015|title=Magnetic Helicity and Large Scale Magnetic Fields: A Primer|journal=[[Space Science Reviews]]|volume=188|issue=1–4|pages=59–91|arxiv=1402.0933|bibcode=2015SSRv..188...59B|doi=10.1007/s11214-014-0038-6}}</ref>. In der [[Fusionsforschung]] spielt magnetische Helizität beispielsweise in [[Reversed field pinch]] Experimenten eine wichtige Rolle<ref>{{Cite journal|last=Escande|last9=Cappello|doi=10.1103/physrevlett.85.1662|pages=1662–1665|issue=8|volume=85|journal=Physical Review Letters|url=http://dx.doi.org/10.1103/physrevlett.85.1662|title=Quasi-Single-Helicity Reversed-Field-Pinch Plasmas|date=2000-08-21|first11=R.|last11=Pasqualotto|first10=A.|last10=Murari|first9=S.|first8=G.|first=D. F.|last8=Spizzo|first7=E.|last7=Martines|first6=L.|last6=Marrelli|first5=P.|last5=Franz|first4=A.|last4=Buffa|first3=S.|last3=Ortolani|first2=P.|last2=Martin|issn=0031-9007}}</ref>.

Die magnetische Helizität eines Systems kann man jedoch [[#Über die Eichung|nicht direkt messen]]. Unter bestimmten Annahmen und Bedingungen, kann man sie trotzdem aus der "Stromhelizität" schlussfolgern ([[#Mathematische Formulierung|siehe diesen Abschnitt]]).

== Mathematische Formulierung ==
Ganz allgemein wird die Helizität <math>H^{\mathbf f}</math> eines glatten dreidimensionallen Vektorfeldes <math>\mathbf f</math> durch das Volumenintegral des [[Skalarprodukt|Skalarproduktes]] von <math>\mathbf f</math> und dessen [[Rotation eines Vektorfeldes|Rotation]] <math>\nabla\times{\mathbf f}</math>definiert:

: <math> H^{\mathbf f} = \int {\mathbf f}\cdot{\nabla\times{\mathbf f}}\,d^3{\mathbf r} </math>,

wobei <math> d^3{\mathbf r} </math> das infinitesimale Volumenelement ist, und die Integration über das gesamte betrachtete Gebiet stattfindet. 

Die magnetische Helizität <math>H^{\mathbf M}</math> wird als die Helizität des [[Magnetisches Vektorpotenzial|magnetischen Vektorpotenzials]] <math>{\mathbf A}</math> definiert, wobei <math>{\mathbf B}=\nabla \times {\mathbf A}</math> dem [[Magnetfeld]] entspricht<ref name=":2" />:

: <math> H^{\mathbf M} = \int {\mathbf A}\cdot{\mathbf B}\,d^3{\mathbf r} </math>.

Die magnetische Helizität <math> \int {\mathbf A}\cdot{\mathbf B}\,d^3{\mathbf r} </math> soll nicht mit der Helizität des Magnetfeldes <math> H^{\mathbf J} = \int {\mathbf B}\cdot{\mathbf J}\,d^3{\mathbf r} </math>, mit <math> {\mathbf J} = \nabla \times {\mathbf B} </math> der [[elektrische Stromdichte]], verwechselt werden. Diese Quantität wird Stromhelizität genannt (auf Englisch "current helicity"<ref name=":3">{{cite journal|last=Subramanian|first=K.|last2=Brandenburg|first2=A.|year=2006|title=Magnetic helicity density and its flux in weakly inhomogeneous turbulence|journal=[[The Astrophysical Journal Letters]]|volume=648|issue=1|pages=L71–L74|arxiv=astro-ph/0509392|bibcode=2006ApJ...648L..71S|doi=10.1086/507828}}</ref>). Im Gegensatz zu der magnetischen Helizität ist die Stromhelizität keine ideale Invariante (selbst wenn der elektrische Widerstand Null ist, wird sie nicht erhalten).

Da das magnetische Vektorpotenzial nicht [[Eichinvarianz|eichinvariant]] ist, ist die magnetische Helizität auch im allgemeinen Fall nicht eichinvariant [[#Über die Eichung|(siehe diesen Abschnitt)]]. Als Folge davon, kann man die magnetische Helizität nicht direkt messen. Man kann jedoch die Stromhelizität in einem System unter bestimmte Bedingungen und Annahmen bestimmen und daraus, unter weiteren Bedingungen und Annahmen, die magnetische Helizität schlussfolgern<ref>{{Literatur |Autor=Axel Brandenburg, Kandaswamy Subramanian |Titel=Astrophysical magnetic fields and nonlinear dynamo theory |Hrsg= |Sammelwerk=Physics Reports |Band=417 |Nummer=1-4 |Auflage= |Verlag= |Ort= |Datum=2005-10 |ISBN= |ISSN=0370-1573 |DOI=10.1016/j.physrep.2005.06.005 |Seiten=1–209}}</ref>.

== Topologische Interpretation ==
[[Datei:Circular DNA Supercoiling.png|mini|Abbildung 1: topologisch gesehen können [[Verwringung]] (auf Englisch "writhe") und Drehung (eng. "twist") ineinander umgewandelt werden. Dieses Bild wurde vom Wikipedia Artikel über "[[:en:DNA_supercoil|DNA supercoil]]" wiederbenutzt, wo andere topologische Aspekte detaillierter beschrieben werden.]]
Der Name "Helizität" beruht auf der Tatsache, dass in einer Strömung mit der Geschwindigkeit <math>\mathbf v</math> und [[Wirbelstärke]] <math>\mathbf \omega=\nabla \times \mathbf v</math>, die Bewegung der Fluidpartikel in Gebieten in denen die [[kinetische Helizität]] <math>H^K=\int \mathbf v \cdot \mathbf \omega \neq 0</math> eine [[Helix]] bildet. Für <math>H^K>0</math> ist diese linkshändig, und für <math>H^K < 0</math> rechtshändig. Auf ähnliche Weise verhält es sich für die Form von Magnetfeldlinien.

Gebiete, in denen magnetische Helizität ungleich Null ist können zwar helikale Magnetfeldlinien enthalten, aber auch andere Arten von magnetischen Strukturen aufweisen. Magnetische Helizität ist nämlich eine Verallgemeinerung vom topologischen Konzept der Verknüpfungszahl<ref>{{Literatur |Autor=Mitchell A. Berger |Titel=Magnetic Helicity in Space Physics |Hrsg= |Sammelwerk=Magnetic Helicity in Space and Laboratory Plasmas |Band= |Nummer= |Auflage= |Verlag=American Geophysical Union |Ort=Washington, D. C. |Datum=2013-03-19 |ISBN=978-1-118-66447-6 |Seiten=1–9 |Online= |Abruf=}}</ref> (auf Englisch "[[:en:Linking_number|linking number]]"). Die Verknüpfungszahl beschreibt wie sehr die Magnetfeldlinien einander verketten (für einen mathematischen Beweis dieser Eigenschaft, siehe <ref name=":2" />). Durch ein einfaches Experiment mittels einer Schere und einem Blatt Papier kann man zeigen, dass Magnetfeldinien, die umeinander kreisen, auch als verkettet angesehen werden können (siehe Abbild 5 in der Referenz<ref name=":2" />). Deswegen kann man magnetische Helizität sowohl als helikalformige Magnetfeldlinien, verkettete magnetische Strukturen, aber auch als ein umeinander Kreisen der Magnetfeldlinien betrachten.

Umeinander kreisende Magnetfeldstrukturen können auch unterschiedliche Formen haben. Zum Beispiel betrachten wir eine gedrehte Ansammlung von benachbarten Magnetfeldlinien, die sogenannte geschlossene "magnetische Flußrohre" bilden (zur Veranschaulichung, siehe zum Beispiel die Rohre in Abbildung 1). Die Drehung bedeutet hier, dass sich die Rohre um ihre eigene Axe drehen (Figuren mit Twist=<math>\pm 1</math>). Topologisch gesehen, können Drehung und [[Verwringung]] ineinander umgewandelt werden, wobei die Verwringung bedeutet, dass die Achse der Rohre selbst Drehungen macht (Figuren mit Writhe=<math>\pm 1</math>). Man kann ebenfalls zeigen, dass Knoten auch äquivalent zu Drehungen und/oder Verwringungen betrachtet werden können<ref name=":6" />.

== Bildung größeren magnetischen Strukturen ==
Magnetische Helizität führt dazu, dass sich von kleinen helikalen Strukturen immer größere Strukturen ausbilden. Dies nennt man einen ''inversen Transfer'' im Fourierraum (im Gegensatz zu der ''(direkten) [[Turbulente Strömung#Energiekaskade|Energiekaskade]]'' in 3D-turbulente Strömungen). Die Möglichkeit von solch einem inversen Transfer wurde zuerst bei [[Uriel Frisch]] und dessen Mitarbeitern entdeckt<ref name=":1" /> und wurde durch mehrere numerische Experimente bestätigt<ref>{{Cite journal|last=Pouquet|first=A.|last2=Frisch|first2=U.|last3=Léorat|first3=J.|date=1976-09-24|title=Strong MHD helical turbulence and the nonlinear dynamo effect|url=http://dx.doi.org/10.1017/s0022112076002140|journal=Journal of Fluid Mechanics|volume=77|issue=2|pages=321–354|doi=10.1017/s0022112076002140|issn=0022-1120}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Meneguzzi|first=M.|last2=Frisch|first2=U.|last3=Pouquet|first3=A.|date=1981-10-12|title=Helical and Nonhelical Turbulent Dynamos|url=http://dx.doi.org/10.1103/physrevlett.47.1060|journal=Physical Review Letters|volume=47|issue=15|pages=1060–1064|doi=10.1103/physrevlett.47.1060|issn=0031-9007}}</ref><ref name=":7">{{Cite journal|last=Balsara|first=D.|last2=Pouquet|first2=A.|date=January 1999|title=The formation of large-scale structures in supersonic magnetohydrodynamic flows|url=http://dx.doi.org/10.1063/1.873263|journal=Physics of Plasmas|volume=6|issue=1|pages=89–99|doi=10.1063/1.873263|issn=1070-664X}}</ref><ref name=":8">{{Cite journal|last=Christensson|first=Mattias|last2=Hindmarsh|first2=Mark|last3=Brandenburg|first3=Axel|date=2001-10-22|title=Inverse cascade in decaying three-dimensional magnetohydrodynamic turbulence|url=http://dx.doi.org/10.1103/physreve.64.056405|journal=Physical Review E|volume=64|issue=5|doi=10.1103/physreve.64.056405|issn=1063-651X}}</ref><ref name=":9">{{Cite journal|last=Brandenburg|first=Axel|date=April 2001|title=The Inverse Cascade and Nonlinear Alpha‐Effect in Simulations of Isotropic Helical Hydromagnetic Turbulence|url=http://dx.doi.org/10.1086/319783|journal=The Astrophysical Journal|volume=550|issue=2|pages=824–840|doi=10.1086/319783|issn=0004-637X}}</ref><ref name=":10">{{Cite journal|last=Alexakis|first=Alexandros|last2=Mininni|first2=Pablo D.|last3=Pouquet|first3=Annick|date=2006-03-20|title=On the Inverse Cascade of Magnetic Helicity|url=http://dx.doi.org/10.1086/500082|journal=The Astrophysical Journal|volume=640|issue=1|pages=335–343|doi=10.1086/500082|issn=0004-637X}}</ref>. Deshalb ist magnetische Helizität ein potenzieller Kandidat, um die Existenz und die Erhaltung großer magnetischer Strukturen im Weltraum zu begründen.

Ein Argument für diesen inversen Transfer von Referenz<ref name=":1" /> ist im folgenden wiederholt. Dieser basiert auf der sogenannte "Realisierbarkeitsbedingung" ("realizability condition" auf Englisch) von der magnetischen Helizität im Fourierspektrum <math> \hat{H}^M_{\mathbf k}=\hat{\mathbf A}^*_{\mathbf k}\cdot \hat{\mathbf B}_{\mathbf k} </math> (wo <math> \hat{\mathbf B}_{\mathbf k} </math> der Fourierkoeffizient vom [[Wellenvektor]] <math>\mathbf k</math> des Magnetfeldes <math>  {\mathbf B} </math> ist, und in ähnlicher Weise für <math> \hat{\mathbf A} </math>). Der Stern * bedeutet das [[Komplexe Konjugation|komplexe Konjugat]]. Die "Realisierbarkeitsbedingung" entspricht der [[Cauchy-Schwarzsche Ungleichung]], angewandt an <math>\hat{H}^M_{\mathbf k}</math>, und lautet:

: <math>  |\hat{H}^M_{\mathbf k}| \leq \frac{2\hat{E}^M_{\mathbf k}}{|{\mathbf k}|} </math>,

mit <math>  E^M_{\mathbf k}=\frac{1}{2} \hat{\mathbf B}^*_{\mathbf k}\cdot\hat{\mathbf B}_{\mathbf k} </math> der Spektrum der magnetischen Energie. Die Eigenschaft <math>  |\hat{\mathbf B}_{\mathbf k}|=|{\mathbf k}||\hat{\mathbf A}^\perp_{\mathbf k}| </math> (mit <math>  \hat{\mathbf A}^\perp_{\mathbf k} </math> der [[Divergenzfrei|divergenzfreie]] Teil des Fourierspektrums des magnetischen Vektorpotenzialfeldes, orthogonal zum Wellenvektor <math>\mathbf k</math> im Fourierraum) wurde benutzt, um diese Ungleichung zu erhalten, da <math>  \hat{\mathbf{B}}_{\mathbf k}=i {\mathbf k} \times \hat{\mathbf{A}}_{\mathbf k} </math> im Fourierraum (was <math>{\mathbf B}=\nabla \times {\mathbf A}</math> entspricht). Im Artikel<ref name=":1" /> fehlt der Faktor 2, da in diesem eine alternative Definition der magnetischen Helizität, und zwar <math>  \frac{1}{2} \int {\mathbf A} \cdot {\mathbf B} d^3{\mathbf r} </math>, benutzt wird.

Stellen wir uns eine Ausgangssituation ohne Geschwindigkeitsfeld und mit einem Magnetfeld vor, das aus einer Überlagerung von zwei Moden besteht, und zwar an die Wellenvektoren <math>  \mathbf p </math> und <math>  \mathbf q </math>. Wir nehmen an, dass das Magnetfeld völlig helikal ist, das heißt, dass es die Realisierbarkeitsbedingung sättigt:  <math>   |\hat{H}^M_{\mathbf p}| = \frac{2E^M_{\mathbf p}}{|{\mathbf p}|} </math> und <math>   |\hat{H}^M_{\mathbf q}| = \frac{2E^M_{\mathbf q}}{|{\mathbf q}|} </math>. Angenommen, dass alle Energie- und magnetischen Helizitätstransfers zu einem dritten Wellenvektor <math>   \mathbf k </math> geschehen, liefern die Erhaltung der magnetischen Helizität und die Erhaltung der Gesamtenergie <math>   \hat{E}^G=\hat{E}^M+\hat{E}^K </math> (die Summe von der (m)agnetischen und der (k)inetischen Energien) die Gleichungen:

: <math>   \hat{H}^M_{\mathbf k}=\hat{H}^M_{\mathbf p}+\hat{H}^M_{\mathbf q}, </math>

: <math>   \hat{E}^G_{\mathbf k}=\hat{E}^G_{\mathbf p}+\hat{E}^G_{\mathbf q}=\hat{E}^M_{\mathbf p}+\hat{E}^M_{\mathbf q}. </math>

Die zweite Gleichung für die Gesamtenergie beruht auf die Tatsache, dass wir eine Anfangsbedingung ohne Geschwindigkeitsfeld betrachten, sodass <math>   \hat{E}^G_{\mathbf p}=\hat{E}^M_{\mathbf p} </math> und <math>   \hat{E}^G_{\mathbf q}=\hat{E}^M_{\mathbf q} </math>. Dann gilt zwangsläufig <math>   |\mathbf k|\leq\max(|\mathbf p|,|\mathbf q| ) </math>. Angenommen wir hätten <math>   |\mathbf k| > \max(|\mathbf p|,|\mathbf q| ) </math>, dann:

: <math>   \hat{H}^M_{\mathbf k}=\hat{H}^M_{\mathbf p}+\hat{H}^M_{\mathbf q}=\frac{2\hat{E}^M_{\mathbf p}}{|\mathbf p|}+\frac{2\hat{E}^M_{\mathbf q}}{|\mathbf q|} > \frac{2(\hat{E}^M_{\mathbf p}+\hat{E}^M_{\mathbf q})}{|\mathbf k|}=\frac{2\hat{E}^G_{\mathbf k}}{|\mathbf k|}\geq \frac{2\hat{E}^M_{\mathbf k}}{|\mathbf k|}, </math>

und dies würde die Realisierbarkeitsbedingung brechen. Dies impliziert, dass <math>   |\mathbf k|\leq\max(|\mathbf p|,|\mathbf q| ) </math>. Insbesondere, für <math>   |{\mathbf p}|=|{\mathbf q}| </math>, wird die magnetische Helizität zu einem kleineren Wellenvektor transferiert, das heißt, zu größeren Skalen.

== Ideale Invarianz ==
In den späten 1950er Jahren entdeckten [[Lodewijk Woltjer]] und [[Walter M. Elsasser]] unabhängig voneinander, dass die magnetische Helizität eine ideale Invariante ist<ref name=":4">{{Cite journal|last=Woltjer|first=L.|date=1958-06-01|title=A THEOREM ON FORCE-FREE MAGNETIC FIELDS|url=http://dx.doi.org/10.1073/pnas.44.6.489|journal=Proceedings of the National Academy of Sciences|volume=44|issue=6|pages=489–491|doi=10.1073/pnas.44.6.489|issn=0027-8424}}</ref><ref name=":5">{{Cite journal|last=Elsasser|first=Walter M.|date=1956-04-01|title=Hydromagnetic Dynamo Theory|url=http://dx.doi.org/10.1103/revmodphys.28.135|journal=Reviews of Modern Physics|volume=28|issue=2|pages=135–163|doi=10.1103/revmodphys.28.135|issn=0034-6861}}</ref>. Dies bedeutet, dass sie in Systemen, die keinen elektrischen Widerstand aufweisen, eine Erhaltungsgröße ist. Systeme mit sehr geringem elektrischem Widerstand kann man oft in astrophysikalischen Systemen finden. Da die magnetische Helizität topologische Eigenschaften des Magnetfeldes beschreibt, führt diese Invarianz zu großen Beschränkungen in der Gesamttopologie des Magnetfeldes: wenn an einer Skala positive Helizität auftritt, muss auf einer anderen Skala im geschlossenen System negative Helizität auftreten.

Im folgenden wird Woltjers Beweis, gültig für ein [[Geschlossenes System (Thermodynamik)|geschlossenes System]], wiedergegeben:

Die Gleichung zur zeitlichen Entwicklung des Magnetfeldes und des magnetischen Vektorpotenzials lauten im Fall eines idealen [[Magnetohydrodynamik|magnetohydrodynamischen]] Systems:

: <math> \partial_t {\mathbf B} = \nabla \times ({\mathbf v} \times {\mathbf B}), </math>
:<math> \partial_t {\mathbf A} =  {\mathbf v} \times {\mathbf B} + \nabla(\Phi) </math>.

Die zweite Gleichung erhält man bei der „Entrotationierung“ (manchmal wird der Begriff „uncurling“ auf Englisch benutzt) der ersten Gleichung. Der Term <math> \Phi </math> ist ein [[Skalarpotential]], definiert durch die gewählte [[Eichtransformation|Eichung]] (siehe den Abschnitt [[Benutzer:Tepask/Sandkiste HM#Über die Eichung|über die Eichung]]). Wenn die Eichung so gewählt wird, dass das entsprechende [[Gradientenfeld]] verschwindet (<math>\nabla (\Phi)</math>=0), wird die Zeitentwicklung der magnetischen Helizität durch die folgende Gleichung beschrieben: 

:<math> \partial_t H^{\mathbf M} = \int (\partial_t {\mathbf A})\cdot{\mathbf B} + {\mathbf A} \cdot \partial_t {\mathbf B} d^3{\mathbf r}=\int ({\mathbf v} \times {\mathbf B}) \cdot{\mathbf B}d^3{\mathbf r}  + \int {\mathbf A} \cdot (\nabla \times \partial_t {\mathbf A}) d^3{\mathbf r} </math>.

Das erste Integral ist Null, da <math>{\mathbf B}</math> orthogonal zum [[Kreuzprodukt]] <math>{\mathbf v} \times {\mathbf B}</math> ist. Das zweite Integral kann partiell integriert werden, sodass:
: <math> \partial_t H^{\mathbf M} = \int_V \nabla \times {\mathbf A} \cdot (\partial_t {\mathbf A}) d^3{\mathbf r}+ \int_S {\mathbf A} \times (\partial_t {\mathbf A}) d^2{\mathbf r}=0. </math>

Die erste Integration geschieht über das Gesamtvolumen und ist Null, da <math> \nabla \times {\mathbf A}={\mathbf B} \perp \partial_t {\mathbf A} </math>, wie oben bereits erwähnt. Das zweite Integral ist das Oberflächenintegral über die Grenzen des geschlossenen Systems <math> S </math>. Dieses Integral ist Null, da die Bewegungen im geschlossenen System nicht das magnetische Vektorpotenzial außerhalb beeinflussen können, sodass auf der Systemgrenze <math> \partial_t A=0 </math>, da das magnetische Vektorpotenzial eine kontinuierliche Funktion ist.

Wenn die magnetische Helizität eichinvariant ist, bleibt deshalb die magnetische Helizität selbst dann ideal erhalten, wenn die besondere Eichung <math> \nabla (\Phi)=0 </math> nicht erfüllt ist.

Die magnetische Helizität bleibt auch in Situationen mit einem kleinen, endlichen elektrischen Widerstand näherungsweise erhalten. Hierbei tritt magnetische Rekonnexion auf, wodurch magnetische Energie in kinetische Energie umgewandelt wird, jedoch die magnetische Helizität ungefähr erhalten bleibt<ref name=":0" /><ref name=":2" />.

== Über die Eichung ==
Da das magnetische Vektorpotenzial <math>\mathbf A</math> nicht [[Eichfreiheit|eichinvariant]] ist (es kann umdefiniert werden, indem man einen [[Gradientenfeld|Gradienten]] addiert, ohne das Magnetfeld zu ändern. Die [[Rotation eines Vektorfeldes|Rotation]] eines [[Gradientenfeld|Gradientenfeldes]] ist nämlich Null), ist auch die magnetische Helizität in der Regel nicht eichinvariant. Für perfekt-leitende Systemgrenzen oder periodische Systeme ohne magnetischen Fluss durch die Grenzen des physikalischen Systems ist die magnetische Helizität jedoch eichinvariant<ref name=":3" />. Das heißt, sie ist dann unabhängig von der gewählte Eichung. Periodische Systeme ohne magnetischen Fluss durch die Grenzen des Systems werden deshalb oft bei numerischen Simulationen für die Untersuchung der Dynamik der magnetischen Helizität benutzt (zum Beispiel<ref name=":7" /><ref name=":8" /><ref name=":9" /><ref name=":10" />).

Im allgemeinen Fall kann man aber eine sogenannte eichinvariante "relative Helizität" definieren<ref name=":3" /><ref name=":0" />. "Relativ" bedeutet hier im Vergleich zu einem "gut gewählten" magnetischen Vektorpotenzial und dem entsprechenden Magnetfeld, siehe Literatur. Dies ist dann besonders wichtig, wenn man realistischere Systeme betrachtet: zum Beispiel sind astrophysikalische Systeme in Wirklichkeit nicht periodisch und meistens nicht geschlossen.
== Einzelnachweise ==
<references />