ในฟิสิกส์พลาสมาคลื่นอัลฟ์เวนซึ่งตั้งชื่อตามฮันเนส อัลฟ์เวน เป็น คลื่นพลาสมาชนิดหนึ่งที่ไอออนสั่นไหวตอบสนองต่อแรงคืนตัวที่เกิดจากแรงตึงที่มีประสิทธิภาพบนเส้นสนามแม่เหล็ก^{[ 1 ]}

คลื่นอัลฟ์เวนถูกค้นพบในเชิงทฤษฎีโดยอัลฟ์เวนในปี 1942 ซึ่งเป็นผลงานที่นำไปสู่รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ ของเขาในปี 1970 คลื่นเหล่านี้มีบทบาทสำคัญในปรากฏการณ์ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ และ พลาสมาในห้องปฏิบัติการมากมาย คลื่นอัลฟ์เวนถูกสังเกตพบใน โคโรนาของดวงอาทิตย์ลมสุริยะสนามแม่เหล็กโลกพลาสมาจากการหลอมรวม นิวเคลียร์ และในสภาวะทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ต่างๆ โดยเฉพาะอย่างยิ่งมีความสำคัญในปัญหาการให้ความร้อนของโคโรนาการขนส่งพลังงานในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ การเร่งอนุภาค และการให้ความร้อนของพลาสมา

แตกต่างจากคลื่นพลาสมาชนิดอื่น ๆ คลื่นอัลฟ์เวนโดยทั่วไปแล้วจะไม่เกิดการอัดตัวและไม่มีการกระจายตัวในคำอธิบาย MHD ที่ง่ายที่สุด แม้ว่าจะมีรูปแบบที่ซับซ้อนกว่า เช่น คลื่นอัลฟ์เวนแบบจลน์และแบบเฉื่อยเกิดขึ้นในสภาวะพลาสมาบางแบบ ความเร็วลักษณะเฉพาะของคลื่นเหล่านี้—ความเร็วอัลฟ์เวน—ขึ้นอยู่กับความแรงของสนามแม่เหล็กและความหนาแน่นของพลาสมา ทำให้คลื่นเหล่านี้เป็นเครื่องมือวินิจฉัยที่สำคัญสำหรับสภาพแวดล้อมพลาสมาที่มีสนามแม่เหล็ก

คลื่นอัลฟ์เวน (Alfvén wave) คือ การสั่นแบบ เคลื่อนที่ ความถี่ต่ำ (เมื่อเทียบกับความถี่ไจโรของไอออน ) ของไอออนและสนามแม่เหล็กในพลาสมาความหนาแน่นมวลของไอออนให้แรงเฉื่อยและแรงตึงของเส้นสนามแม่เหล็กให้แรงคืนตัว คลื่นอัลฟ์เวนแพร่กระจายไปในทิศทางของสนามแม่เหล็ก และการเคลื่อนที่ของไอออนและการรบกวนของสนามแม่เหล็กจะตั้งฉากกับทิศทางการแพร่กระจาย อย่างไรก็ตาม คลื่นอัลฟ์เวนที่เกิดขึ้นในมุมเฉียงจะเปลี่ยนเป็นคลื่นแม่เหล็กเสียง (Magnetosonic wave) อย่างราบรื่น เมื่อการแพร่กระจายตั้งฉากกับสนามแม่เหล็ก

คลื่นอัลฟเวนไม่มีการ กระจายตัว

ค่าสภาพยอมสัมพัทธ์ ความถี่ต่ำของพลาสมาแม่เหล็กกำหนดโดย^{[ 2 ]} โดยที่Bคือความหนาแน่นของฟลักซ์แม่เหล็กคือความเร็วแสงคือสภาพซึมผ่านของสุญญากาศและความหนาแน่นมวลคือผลรวม ของอนุภาคพลาสมาที่มีประจุทุกชนิด (อิเล็กตรอนรวมถึงไอออนทุกประเภท) โดยที่ชนิดมีความหนาแน่นจำนวน และมวลต่ออนุภาค ${\displaystyle \varepsilon }$$${\displaystyle \varepsilon =1+{\frac {c^{2}\,\mu _{0}\,\rho }{B^{2}}}}$$${\displaystyle c}$${\displaystyle \mu _{0}}$$${\displaystyle \rho =\sum _{s}n_{s}m_{s},}$$${\textstyle s}$${\textstyle n_{s}}$${\textstyle m_{s}}$

ความเร็วเฟสของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในตัวกลางดังกล่าวคือ สำหรับกรณีของคลื่นอัลฟ์เวน โดยที่ คือความเร็วกลุ่มของคลื่นอัลฟ์เวน (สูตรสำหรับความเร็วเฟสนี้สมมติว่าอนุภาคพลาสมาเคลื่อนที่ด้วยความเร็วที่ไม่สัมพันธ์กับความเร็วสัมพัทธ ภาพ ความเร็วของอนุภาคที่ถ่วงน้ำหนักด้วยมวลเป็นศูนย์ในกรอบอ้างอิง และคลื่นแพร่กระจายขนานกับเวกเตอร์สนามแม่เหล็ก) $${\displaystyle v={\frac {c}{\sqrt {\varepsilon }}}={\frac {c}{\sqrt {1+{\dfrac {c^{2}\mu _{0}\rho }{B^{2}}}}}}}$$$${\displaystyle v={\frac {v_{A}}{\sqrt {1+{\dfrac {v_{A}^{2}}{c^{2}}}}}}}$$$${\displaystyle v_{A}\equiv {\frac {B}{\sqrt {\mu _{0}\,\rho }}}}$$

ถ้าแล้วในทางกลับกัน เมื่อนั่นคือ ที่สนามสูงหรือความหนาแน่นต่ำความเร็วกลุ่มของคลื่นอัลฟ์เวนจะเข้าใกล้ความเร็วแสง และคลื่นอัลฟ์เวนจะกลายเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าธรรมดา ${\displaystyle v_{A}\ll c}$${\displaystyle v\approx v_{A}}$${\displaystyle v_{A}\to \infty }$${\displaystyle v\to c}$

หากไม่พิจารณาการมีส่วนร่วมของอิเล็กตรอนต่อความหนาแน่นมวลโดยที่ คือ ความหนาแน่นจำนวนไอออนและคือมวลไอออนเฉลี่ยต่ออนุภาค ดังนั้น ${\displaystyle \rho =n_{i}\,m_{i}}$${\displaystyle n_{i}}$${\displaystyle m_{i}}$$${\displaystyle v_{A}\approx \left(2.18\times 10^{11}\,{\text{cm}}\,{\text{s}}^{-1}\right)\left({\frac {m_{i}}{m_{p}}}\right)^{-{\frac {1}{2}}}\left({\frac {n_{i}}{1~{\text{cm}}^{-3}}}\right)^{-{\frac {1}{2}}}\left({\frac {B}{1~{\text{G}}}}\right).}$$

ในฟิสิกส์พลาสมาเวลาอัลฟ์เวนเป็นมาตราเวลาที่สำคัญสำหรับปรากฏการณ์คลื่น โดยมีความสัมพันธ์กับความเร็วอัลฟ์เวนดังนี้: โดยที่แสดงถึงมาตราส่วนลักษณะเฉพาะของระบบ ตัวอย่างเช่นอาจเป็นรัศมีเล็กของทอรัสในโทคาแมก ${\displaystyle \tau _{A}}$$${\displaystyle \tau _{A}={\frac {a}{v_{A}}}}$$${\displaystyle a}$${\displaystyle a}$

ความเร็วคลื่นอัลฟ์เวนในแม่เหล็กไฟฟ้าเชิงสัมพัทธภาพคือ^{[ 3 ]} โดยที่eคือความหนาแน่นพลังงานรวมของอนุภาคพลาสมาคือความดันพลาสมารวม และ คือความดันแม่เหล็กในขีดจำกัดที่ไม่ใช่เชิงสัมพัทธภาพ ซึ่งสูตรนี้จะลดลงเหลือสูตรที่ให้ไว้ก่อนหน้านี้ $${\displaystyle v={\frac {c}{\sqrt {1+{\dfrac {e+P}{2P_{m}}}}}}}$$${\displaystyle P}$$${\displaystyle P_{m}={\frac {B^{2}}{2\mu _{0}}}}$$${\displaystyle P\ll e\approx \rho c^{2}}$

คลื่นอัลฟ์เวนสามารถแพร่กระจายได้ในรูปแบบต่างๆ ขึ้นอยู่กับสภาวะของพลาสมา รูปแบบที่สำคัญที่สุด ได้แก่:

คลื่นอัลฟ์เวนแบบคลาสสิกหรือแบบเฉือนเป็นคลื่นตามขวางที่ไม่สามารถอัดได้ โดยที่การรบกวนของสนามแม่เหล็กและความเร็วจะตั้งฉากกับทิศทางของสนามแม่เหล็กพื้นหลังและเวกเตอร์คลื่นในพลาสมา MHD ในอุดมคติ คลื่นเหล่านี้จะแพร่กระจายไปตามเส้นสนามแม่เหล็กอย่างเคร่งครัดด้วยความเร็วอัลฟ์เวน^{[ 4 ]}

เมื่อความยาวคลื่นตั้งฉากมีค่าใกล้เคียงกับความลึกผิวของอิเล็กตรอน ( c / ω โดยที่ω คือความถี่พลาสมาของอิเล็กตรอน) และβ << m / m (โดยที่βคืออัตราส่วนของความดันพลาสมาต่อความดันแม่เหล็ก) คลื่นนี้เรียกว่าคลื่นอัลฟ์เวนเฉื่อย ในระบอบนี้ ความเฉื่อยของอิเล็กตรอนจะมีความสำคัญ และคลื่นจะพัฒนาองค์ประกอบสนามไฟฟ้าขนานที่มีนัยสำคัญ ทำให้คลื่นเหล่านี้มีความสำคัญต่อการเร่งอนุภาคในพลาสมาอวกาศ^{[ 5 ]}

เมื่อความยาวคลื่นตั้งฉากมีค่าใกล้เคียงกับรัศมีไจโรของไอออนและβ ~ 1 คลื่นนั้นเรียกว่าคลื่นอัลฟ์เวนจลน์ คลื่นเหล่านี้เกิดขึ้นจากการเชื่อมโยงระหว่างคลื่นอัลฟ์เวนเฉือนและคลื่นเสียงไอออนเมื่อรวมผลกระทบของรัศมีลาร์มอร์ของไอออนที่มีค่าจำกัด คลื่นอัลฟ์เวนจลน์มีความสำคัญต่อการกระจายพลังงานในพลาสมาในอวกาศและอาจมีบทบาทสำคัญในการให้ความร้อนแก่ลมสุริยะ^{[ 6 ] [ 7 ]}

เลขมาคของอัลฟ์เวน (MA เป็นปริมาณไร้หน่วยที่กำหนดโดยอัตราส่วนของความเร็วการไหลต่อความเร็วอัลฟ์เวน:

$${\displaystyle \mathrm {M} _{A}={\frac {v}{v_{A}}}}$$

โดยที่vคือความเร็วการไหล และv คือความเร็วอัลฟ์เวน หมายเลขมาคของอัลฟ์เวนมีการใช้งานที่สำคัญหลายประการ: ^{[ 8 ]}

• เมื่อM < 1การไหลจะเป็นแบบซับอัลฟ์เวน ซึ่งหมายความว่าคลื่นอัลฟ์เวนสามารถแพร่กระจายทวนกระแสการไหลได้
• เมื่อM > 1การไหลจะเป็นแบบซูเปอร์อัลฟ์เวน และคลื่นอัลฟ์เวนจะถูกพัดพาไปตามกระแสน้ำ
• ณ จุดวิกฤตที่M = 1การเปลี่ยนแปลงที่สำคัญในพฤติกรรมของพลาสมาเกิดขึ้น เช่น ในการเร่งความเร็วของลมสุริยะหรือในบริเวณขอบเขตของแมกนีโตสเฟียร์

เลขมาคของอัลฟ์เวนมีความสำคัญอย่างยิ่งในการทำความเข้าใจปฏิสัมพันธ์ของลมสุริยะกับสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์ การก่อตัวของคลื่นกระแทกในพลาสมาอวกาศ และพลวัตของเจ็ตทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์^{[ 9 ] [ 10 ]}

การศึกษาคลื่นอัลฟ์เวนเริ่มต้นจากปัญหาการให้ความร้อนของโคโรนาซึ่งเป็นคำถามที่ค้างคามานานใน สาขา ฟิสิกส์ดวงอาทิตย์ยังไม่เป็นที่แน่ชัดว่าทำไมอุณหภูมิของโคโรนาของดวงอาทิตย์จึงสูง (ประมาณหนึ่งล้านเคลวิน) เมื่อเทียบกับพื้นผิว ( โฟโตสเฟียร์ ) ซึ่งมีอุณหภูมิเพียงไม่กี่พันเคลวิน ตามสัญชาตญาณแล้ว อุณหภูมิควรจะลดลงเมื่อเคลื่อนที่ออกห่างจากแหล่งความร้อน แต่ดูเหมือนว่านี่จะไม่ใช่กรณีเช่นนั้น แม้ว่าโฟโตสเฟียร์จะมีความหนาแน่นมากกว่าและน่าจะสร้างความร้อนได้มากกว่าโคโรนา

ในปี ค.ศ. 1942 ฮันเนส อัลฟ์เวนได้เสนอในวารสาร Natureว่ามีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า-ไฮโดรไดนามิกอยู่ ซึ่งจะนำพลังงานจากชั้นโฟโตสเฟียร์ไปทำให้โคโรนาและลมสุริยะ ร้อนขึ้น เขาอ้างว่าดวงอาทิตย์มีคุณสมบัติที่จำเป็นครบถ้วนที่จะรองรับคลื่นเหล่านี้ และคลื่นเหล่านี้อาจเป็นสาเหตุของการเกิดจุดบนดวงอาทิตย์ เขากล่าวว่า:

หากของเหลวที่เป็นตัวนำถูกวางไว้ในสนามแม่เหล็กคงที่ การเคลื่อนที่ของของเหลวแต่ละครั้งจะทำให้เกิดEMFซึ่งก่อให้เกิดกระแสไฟฟ้า เนื่องจากสนามแม่เหล็ก กระแสไฟฟ้าเหล่านี้จึงก่อให้เกิดแรงทางกลซึ่งเปลี่ยนแปลงสถานะการเคลื่อนที่ของของเหลว ดังนั้นจึงเกิดคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า-ไฮโดรไดนามิกแบบผสมขึ้น^{[ 11 ]}

สิ่งนี้ในที่สุดก็กลายเป็นคลื่นอัลฟ์เวน เขาได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ใน ปี 1970 จากการค้นพบนี้

เขตการพาความร้อนของดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นบริเวณใต้ชั้นโฟโตสเฟียร์ที่พลังงานถูกส่งผ่านเป็นหลักโดยการพาความร้อนนั้น มีความไวต่อการเคลื่อนที่ของแกนกลางเนื่องจากการหมุนของดวงอาทิตย์ เมื่อรวมกับความลาดชันของความดันที่ แปรผัน ใต้พื้นผิวความผันผวนทางแม่เหล็กไฟฟ้าที่เกิดขึ้นในเขตการพาความร้อนจะเหนี่ยวนำให้เกิดการเคลื่อนที่แบบสุ่มบนพื้นผิวโฟโตสเฟียร์และสร้างคลื่นอัลฟ์เวนขึ้น จากนั้นคลื่นจะออกจากพื้นผิว เดินทางผ่านชั้นโครโมสเฟียร์และเขตเปลี่ยนผ่าน และมีปฏิสัมพันธ์กับพลาสมาไอออน ตัวคลื่นเองจะนำพาพลังงานและพลาสมาที่มีประจุไฟฟ้าบางส่วนไปด้วย

ในช่วงต้นทศวรรษ 1990 เดอ ปงติเยอ^{[ 12 ]}และแฮเรนเดล^{[ 13 ]}เสนอว่าคลื่นอัลฟ์เวนอาจเกี่ยวข้องกับเจ็ตพลาสมาที่เรียกว่าสปิคุล ด้วย มีการตั้งทฤษฎีว่าการพุ่งของก๊าซร้อนจัดในช่วงสั้นๆ เหล่านี้ถูกพาไปโดยพลังงานและโมเมนตัม รวม ของความเร็วขึ้นด้านบนของตัวเอง เช่นเดียวกับการเคลื่อนที่ตามขวางแบบสั่นของคลื่นอัลฟ์เวน

ในปี 2550 มีรายงานว่าคลื่นอัลฟ์เวนถูกสังเกตพบเป็นครั้งแรกขณะเดินทางไปยังโคโรนาโดย Tomczyk และคณะแต่การคาดการณ์ของพวกเขาไม่สามารถสรุปได้ว่าพลังงานที่คลื่นอัลฟ์เวนนำพามานั้นเพียงพอที่จะทำให้โคโรนาร้อนขึ้นจนถึงอุณหภูมิสูงมาก เนื่องจากแอมพลิจูดของคลื่นที่สังเกตได้นั้นไม่สูงพอ^{[ 14 ]}อย่างไรก็ตาม ในปี 2554 McIntosh และคณะได้รายงานการสังเกตพบคลื่นอัลฟ์เวนที่มีพลังงานสูงร่วมกับสไปคูลที่มีพลังงานสูง ซึ่งสามารถทำให้โคโรนาร้อนขึ้นจนถึงอุณหภูมิหลายล้านเคลวินได้ แอมพลิจูดที่สังเกตได้เหล่านี้ (20.0 กม./วินาที เทียบกับ 0.5 กม./วินาที ที่สังเกตได้ในปี 2550) มีพลังงานมากกว่าที่สังเกตได้ในปี 2550 ถึงกว่าหนึ่งร้อยเท่า^{[ 15 ]}ช่วงเวลาสั้นๆ ของคลื่นยังช่วยให้มีการถ่ายโอนพลังงานไปยังชั้นบรรยากาศของโคโรนาได้มากขึ้นด้วย สปิคุลที่มีความยาว 50,000 กิโลเมตรอาจมีส่วนในการเร่งความเร็วลมสุริยะผ่านโคโรนา^{[ 16 ]} คลื่นอัลฟ์เวนถูกสังเกตพบเป็นประจำในลมสุริยะ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในกระแสลมสุริยะที่เร็ว บทบาทของการแกว่งของอัลฟ์เวนในการปฏิสัมพันธ์ระหว่างลมสุริยะที่เร็วกับ แมกนีโตสเฟียร์ ของโลกกำลังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่^{[ 17 ] [ 18 ]}

อย่างไรก็ตาม การค้นพบคลื่นอัลฟ์เวนในชั้นบรรยากาศที่ซับซ้อนของดวงอาทิตย์ที่กล่าวถึงข้างต้น เริ่มตั้งแต่ ยุค ฮิโนเดะในปี 2007 เป็นเวลา 10 ปีถัดมา ส่วนใหญ่อยู่ในขอบเขตของคลื่นอัลฟ์เวนที่สร้างขึ้นโดยพื้นฐานแล้วเป็นโหมดผสมเนื่องจากโครงสร้างตามขวางของสมบัติแม่เหล็กและพลาสมาในท่อฟลักซ์เฉพาะที่ ในปี 2009 Jess et al . ^{[ 19 ]}รายงานการเปลี่ยนแปลงเป็นระยะของ ความกว้างเส้น H-alphaที่สังเกตได้จากกล้องโทรทรรศน์สุริยะของสวีเดน (SST) เหนือ จุดสว่างของชั้น โครโมส เฟีย ร์ พวกเขาอ้างว่าเป็นการตรวจจับโดยตรงครั้งแรกของคลื่นอัลฟ์เวนแบบบิดตัวที่ไม่สามารถอัดได้และมีคาบยาว (126–700 วินาที) ในชั้นบรรยากาศล่างของดวงอาทิตย์

หลังจากผลงานสำคัญของ Jess et al . (2009) ในปี 2017 Srivastava et al . ^{[ 20 ]}ตรวจพบการมีอยู่ของคลื่น Alfvén แบบบิดตัวความถี่สูงในท่อฟ ลักซ์ที่มีโครงสร้างละเอียดของชั้นโครโมสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ พวกเขาค้นพบว่าคลื่นความถี่สูงเหล่านี้มีพลังงานจำนวนมากที่สามารถให้ความร้อนแก่โคโรนาของดวงอาทิตย์และก่อให้เกิดลมสุริยะความเร็วเหนือเสียงได้ ในปี 2018 Grant et al. ^{[ 21 ]} ใช้การสังเกตการณ์ ภาพสเปกตรัม การผกผัน แบบ non-LTE ( สมดุลทางอุณหพลศาสตร์ เฉพาะที่ ) และการประมาณค่าสนามแม่เหล็กของบรรยากาศจุดดวงอาทิตย์พบหลักฐานของคลื่น Alfvén ที่มีโพลาไรซ์แบบวงรีที่ก่อตัวเป็นคลื่นกระแทกแบบเร็วในบริเวณด้านนอกของบรรยากาศอัมบรัลของชั้นโครโมสเฟียร์ พวกเขาให้การวัดปริมาณความร้อนทางกายภาพที่เกิดจากการกระจายตัวของโหมดคลื่น Alfvén ดังกล่าวเหนือจุดในบริเวณที่มีกิจกรรม

ในปี 2024 มีการตีพิมพ์บทความในวารสารScienceซึ่งให้รายละเอียดเกี่ยวกับการสังเกตการณ์ชุดหนึ่งของสิ่งที่ปรากฏว่าเป็นเจ็ตลมสุริยะเดียวกันกับที่Parker Solar ProbeและSolar Orbiter สังเกตการณ์ในเดือนกุมภาพันธ์ 2022 และบ่งชี้ว่าคลื่น Alfvén เป็นสิ่งที่ทำให้พลังงานของเจ็ตสูงพอที่จะตรงกับการสังเกตการณ์^{[ 22 ]}

• 1942: อัลฟ์เวนเสนอการมีอยู่ของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า-ไฮโดรแมกเนติกในบทความที่ตีพิมพ์ในNature 150, 405–406 (1942 )
• ปี 1949: การทดลองในห้องปฏิบัติการโดย เอส. ลุนด์ควิสต์ ทำให้เกิดคลื่นดังกล่าวในปรอทแม่เหล็ก โดยมีความเร็วที่ใกล้เคียงกับสูตรของอัลฟ์เวน
• ปี 1949: เอนริโก เฟอร์มิใช้คลื่นอัลฟ์เวนในทฤษฎีรังสีคอสมิก ของ เขา
• ปี 1950: อัลฟ์เวนตีพิมพ์หนังสือเล่มแรกของเขาชื่อ " พลศาสตร์ ไฟฟ้าในอวกาศ " ซึ่งอธิบายรายละเอียดเกี่ยวกับคลื่นไฮโดรแมกเนติก และกล่าวถึงการประยุกต์ใช้คลื่นเหล่านี้กับพลาสมาทั้งในห้องปฏิบัติการและในอวกาศ
• ปี 1952: การยืนยันเพิ่มเติมปรากฏขึ้นในการทดลองของวินสตัน บอสติกและมอร์ตัน เลวีน โดยใช้ฮีเลียมไอออน
• 1954: Bo Lehnert ผลิตคลื่นAlfvénในโซเดียมเหลว^{[ 23 ]}
• ปี 1958: ยูจีน พาร์คเกอร์เสนอแนวคิดเรื่องคลื่นไฮโดรแมกเนติกในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์
• ปี 1958: เบอร์โธลด์ แฮร์ริส และโฮป ตรวจพบคลื่นอัลฟ์เวนในชั้นบรรยากาศไอ โอโนสเฟียร์ หลังจากการทดสอบนิวเคลียร์ อาร์ กัส ซึ่งเกิดจากการระเบิดและเคลื่อนที่ด้วยความเร็วตามที่คาดการณ์ไว้โดยสูตรอัลฟ์เวน
• ปี 1958: ยูจีน พาร์คเกอร์ เสนอว่ามีคลื่นไฮโดรแมกเนติกในโคโรนาของดวงอาทิตย์แผ่ขยายไปถึงลมสุริยะ
• พ.ศ. 2492: DF Jephcott สร้างคลื่น Alfvén ในการปล่อยประจุแก๊ส^{[ 24 ]}
• ปี 1959: ซี.เอช. เคลลีย์ และ เจ. เยนเซอร์ สร้างคลื่นอัลฟ์เวนในชั้นบรรยากาศโดยรอบ
• พ.ศ. 2503: โคลแมนและคณะรายงานการวัดคลื่นอัลฟ์เวนโดยใช้แมกเนโตมิเตอร์ บน ดาวเทียมไพโอเนียร์และเอ็กซ์พลอเรอร์^{[ 25 ]}
• พ.ศ. 2504: ซูกิอุระเสนอหลักฐานของคลื่นไฮโดรแมกเนติกในสนามแม่เหล็กโลก^{[ 26 ]}
• ปี 1961: เจมส์สันได้ศึกษาโหมดอัลฟ์เวนปกติและเรโซแนนซ์ในโซเดียมเหลว
• พ.ศ. 2509: RO Motz สร้างและสังเกตคลื่น Alfvén ในปรอท^{[ 27 ]}
• ปี 1970: ฮันเนส อัลฟ์เวน ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ ประจำปี 1970 จาก "ผลงานพื้นฐานและการค้นพบในด้านแม่เหล็กไฟฟ้าพลศาสตร์ซึ่งมีประโยชน์ในการประยุกต์ใช้ในด้านต่างๆ ของฟิสิกส์พลาสมา "
• ปี 1973: ยูจีน พาร์คเกอร์ เสนอแนวคิดเรื่องคลื่นไฮโดรแมกเนติกในตัวกลางระหว่างกาแล็กซี
• พ.ศ. 2517: JV Hollweg เสนอว่ามีคลื่นไฮโดรแมกเนติกอยู่ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์^{[ 28 ]}
• พ.ศ. 2520: Mendis และ Ip เสนอว่ามีคลื่นไฮโดรแมกเนติกอยู่ในโคมาของดาวหาง Kohoutek ^{[ 29 ]}
• พ.ศ. 2527: Roberts และคณะทำนายการปรากฏของคลื่น MHD นิ่งในโคโรนาของดวงอาทิตย์^{[ 30 ]}และเปิดสาขาแผ่นดินไหววิทยาโคโรนา
• พ.ศ. 2542: Aschwanden และคณะ^{[ 31 ]}และ Nakariakov และคณะ รายงานการตรวจพบการแกว่งตามขวางแบบลดทอนของห่วงโคโรนา ของดวงอาทิตย์ ที่สังเกตได้ด้วย เครื่องถ่ายภาพ รังสีอัลตราไวโอเลตสุดขั้ว (EUV) บนยานสำรวจ Transition Region And Coronal Explorer ( TRACE ) ซึ่งตีความว่าเป็นการแกว่งแบบ kink (หรือ "Alfvénic") ของห่วง ซึ่งเป็นการยืนยันการคาดการณ์ทางทฤษฎีของ Roberts และคณะ (1984)
• 2007: Tomczyk และคณะ รายงานการตรวจพบคลื่น Alfvénic ในภาพโคโรนาของดวงอาทิตย์ด้วยเครื่องมือ Coronal Multi-Channel Polarimeter (CoMP) ที่หอดูดาวแห่งชาติในนิวเม็กซิโก^{[ 32 ]}อย่างไรก็ตาม การสังเกตเหล่านี้กลับกลายเป็นคลื่น kink ของโครงสร้างพลาสมาโคโรนา^{[ 33 ]} doi:10.1051/0004-6361/200911840
• 2007: วารสารScience ได้เผยแพร่ ฉบับพิเศษเกี่ยวกับหอดูดาวอวกาศฮิโนเดะ [ ^{34 ] Cirtain} et al. ^{[ 35 ]} Okamoto et al. ^{[ 36 ]}และ De Pontieu et al. ^{[ 37 ]} ได้สังเกตสัญญาณคลื่นอัลฟ์เวนในชั้นบรรยากาศโคโรนา โดยการประมาณความหนาแน่นของพลังงาน ของคลื่นที่สังเกตได้ De Pontieu et al. ได้แสดงให้เห็นว่าพลังงานที่เกี่ยวข้องกับคลื่นนั้นเพียงพอที่จะทำให้โคโรนา ร้อนขึ้น และเร่งลมสุริยะ
• 2008: Kaghashvili และคณะใช้ความผันผวนของคลื่นขับเคลื่อนเป็นเครื่องมือวินิจฉัยเพื่อตรวจจับคลื่น Alfvén ในโคโรนาของดวงอาทิตย์^{[ 38 ]}
• 2009: Jess และคณะ ตรวจพบคลื่น Alfvén แบบบิดตัวในชั้นโครโมสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ที่มีโครงสร้างโดยใช้กล้องโทรทรรศน์สุริยะของสวีเดน^{[ 19 ]}
• ^{2011: พบว่าคลื่นอั ล}ฟ์เวนแพร่กระจายในโลหะผสมเหลวที่ทำจากแกลเลียม [ ^{39 ]}
• 2017: การสร้างแบบจำลองเชิงตัวเลข 3 มิติที่ดำเนินการโดย Srivastava et al. แสดงให้เห็นว่าคลื่น Alfvén ความถี่สูง (12–42 mHz) ที่ตรวจพบโดยกล้องโทรทรรศน์สุริยะของสวีเดนสามารถนำพลังงานจำนวนมากเพื่อทำให้โคโรนาชั้นในของดวงอาทิตย์ร้อนขึ้นได้^{[ 20 ]}
• 2018: Grant และคณะ ใช้การสังเกตการณ์ภาพสเปกตรัม การผกผันแบบ non-LTE และการประมาณค่าสนามแม่เหล็กของบรรยากาศจุดดวงอาทิตย์ พบหลักฐานของคลื่น Alfvén ที่มีโพลาไรซ์แบบวงรีที่ก่อตัวเป็นคลื่นกระแทกโหมดเร็วในบริเวณด้านนอกของบรรยากาศอัมบรัลของชั้นโครโมสเฟียร์ เป็นครั้งแรกที่ผู้เขียนเหล่านี้ได้ให้ปริมาณความร้อนทางกายภาพที่เกิดจากการกระจายตัวของโหมดคลื่น Alfvén ดังกล่าว^{[ 21 ]}
• 2024: คลื่นอัลฟ์เวนบ่งชี้ว่าเป็นสาเหตุที่ทำให้การสูญเสียพลังงานในกระแสลมสุริยะที่ไกลถึง วงโคจรของ ดาวศุกร์ น้อยกว่าที่คาดไว้ โดยอิงจาก การสังเกตการณ์ของ Parker Solar ProbeและSolar Orbiterที่ห่างกันเพียงสองวัน^{[ 22 ]}

• Alfvén, H. (1981), พลาสมาจักรวาล , Holland: Reidel, ISBN 978-90-277-1151-9— เนื้อหาที่ครอบคลุมโดย Hannes Alfvén เอง ซึ่งให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับฟิสิกส์พลาสมา รวมถึงคลื่นอัลฟ์เวน
• Jess, David B.; Mathioudakis, Mihalis; Erdélyi, Robert; Crockett, Philip J.; Keenan, Francis P.; Christian, Damian J. (2009), "คลื่นอัลฟ์เวนในชั้นบรรยากาศล่างของดวงอาทิตย์", Science , 323 (5921): 1582–1585 , arXiv : 0903.3546 , Bibcode : 2009Sci...323.1582J , doi : 10.1126/science.1168680 , hdl : 10211.3/172550 , PMID  19299614 , S2CID  14522616— การตรวจพบคลื่นอัลฟ์เวนแบบบิดตัวเป็นครั้งแรกในชั้นโครโมสเฟียร์ที่มีโครงสร้างของดวงอาทิตย์
• Srivastava, Abhishek K.; Shetye, Juie; Murawski, Krzysztof; Doyle, John Gerard; Stangalini, Marco; Scullion, Eamon; Ray, Tom; Wójcik, Dariusz Patryk; Dwivedi, Bhola N. (2017), "คลื่นอัลฟ์เวนแบบบิดตัวความถี่สูงเป็นแหล่งพลังงานสำหรับการให้ความร้อนแก่โคโรนา", Scientific Reports , 7 43147: id.43147, Bibcode : 2017NatSR...743147S , doi : 10.1038/srep43147 , PMC  5335648 , PMID  28256538— งานวิจัยที่แสดงให้เห็นว่าคลื่นอัลฟ์เวนแบบบิดตัวความถี่สูงอาจให้พลังงานสำหรับการให้ความร้อนแก่โคโรนาของดวงอาทิตย์ได้
• Tomczyk, S.; McIntosh, SW; Keil, SL; Judge, PG; Schad, T.; Seeley, DH; Edmondson, J. (2007), "คลื่นในโคโรนาของดวงอาทิตย์", Science , 317 (5842): 1192– 1196, Bibcode : 2007Sci...317.1192T , doi : 10.1126/science.1143304 , PMID  17761876 , S2CID  45840582— การศึกษาเชิงสังเกตการณ์ที่ก้าวล้ำซึ่งรายงานการตรวจพบคลื่นอัลฟ์เวนิกในโคโรนาของดวงอาทิตย์

• ตรวจพบระลอกคลื่นลึกลับจากดวงอาทิตย์ เดฟ มอเชอร์ 2 กันยายน 2007 Space.com
• EurekAlert! แจ้งเตือน ฉบับพิเศษวิทยาศาสตร์ประจำวันที่ 7 ธันวาคม 2007 เก็บถาวรเมื่อวันที่ 13 ธันวาคม 2007 ที่Wayback Machine
• แจ้งเตือน EurekAlert!: "นักวิทยาศาสตร์ค้นพบวิธีแก้ปริศนาเกี่ยวกับดวงอาทิตย์" เก็บถาวรเมื่อวันที่ 22 มีนาคม 2552 ที่Wayback Machine