It is shown that the magnetic field's local evolution in plasmas is directly affected by an interplay between the deformation (strain rate) and the self-rotation (vorticity) of the elementary plasma fluid volumes. At regions of strong strain rate, the fast local convergence or divergence of the flow causes exponential increase or decrease of the field's components, respectively. At regions of strong vorticity, faster directional than magnitude variations of the field occur, explaining the field alignment of the field minimum-variance direction and the random wandering of the field's tip on a sphere, both observed in the solar wind plasma, even in the absence of Alfvén waves. We further investigate the coupling between the maximum strain-rate direction and the local magnetic field, that was previously deduced from magnetic field measurements in the outer heliosphere. Cases of long-lasting, non-Parkerian, radial heliospheric magnetic field are also shown to be periods of field-aligned strain rate. A statistical proof for this alignment is given, assuming that the small-scale field fluctuations are weakly stationary and time reversible. We further propose a generalization of the Stokesian fluid stress-strain relation to the case of one-fluid, collisionless MHD plasmas, including the effects of turbulent viscosity and magnetically induced shearing motion. For a negligible or isotropic or `field-aligned' thermal pressure tensor, the proposed `Stokesian plasma' relation implies the field alignment of the solar wind plasma strain-rate direction and leads to anisotropic stress-strain balance equations, related to those of `firehose' plasma instability. The field alignment of a principal strain-rate direction leads to simplifications in the magnetic-induction equation, especially in the case of force-free fields. For the simplified case of homogeneous, isotropic and incompressible plasma turbulence, the proposed stress-strain-rate relation implies that the velocity and magnetic field inertial range spectra should be identical, further reducing to the Kolmogorov-like k-5/3 law for scale-invariant eddy cascade at constant energy-dissipation rate.
プラズマ中の磁場の局所的進化は、基本プラズマ流体体積の変形（ひずみ速度）と自己回転（渦度）の間の相互作用によって直接影響を受けることが示される。強いひずみ速度の領域では、流れの速い局所的収束または発散が、それぞれ磁場の成分の指数関数的増加または減少を引き起こす。強い渦度の領域では、磁場の大きさの変化よりも方向の変化が速く起こり、これにより、アルヴェン波が存在しない場合でも太陽風プラズマで観測される、磁場の最小分散方向への磁場の整列と、球面上での磁場の先端のランダムなさまよいが説明される。我々はさらに、外部ヘリオスフィアでの磁場測定から以前に推測された、最大ひずみ速度方向と局所磁場との間の結合を調査する。長続きする、非パーカー型の動径方向ヘリオスフィア磁場の事例は、磁場に沿ったひずみ速度の期間でもあることが示される。この整列に対する統計的証明が、小規模な磁場変動が弱定常かつ時間反転可能であると仮定して与えられる。我々はさらに、乱流粘性と磁気的に誘起されたせん断運動の効果を含む、単一流体・無衝突MHDプラズマの場合へのストークス流体の応力-ひずみ関係の一般化を提案する。無視できる、または等方的、または「磁場に沿った」熱圧テンソルに対して、提案された「ストークス的プラズマ」関係は、太陽風プラズマのひずみ速度方向の磁場整列を意味し、「ファイアホース」プラズマ不安定性のものに関連する異方性応力-ひずみ平衡方程式を導く。主ひずみ速度方向の磁場整列は、特に力のない磁場の場合に、磁気誘導方程式の簡略化をもたらす。一様・等方的・非圧縮性プラズマ乱流の単純化された場合に対して、提案された応力-ひずみ速度関係は、速度と磁場の慣性領域スペクトルが同一であるべきことを意味し、さらに、一定のエネルギー散逸率でのスケール不変な渦カスケードに対するコルモゴロフ的なk-5/3則に帰着する。