The extensive studies of MHD instabilities in thermonuclear magnetic confinement experiments, in particular of the tokamak as the most promising candidate for a future energy producing machine, have led to an 'intuitive' description based on the energy principle that is very misleading for most astrophysical plasmas. The 'intuitive' picture almost directly singles out the dominant stabilizing field line bending energy of the Alfvén waves and, consequently, concentrates on expansion schemes that minimize that contribution. This happens when the wave vector of the perturbations, on average, is perpendicular to the magnetic field . Hence, all macroscopic instabilities of tokamaks (kinks, interchanges, ballooning modes, ELMs, neoclassical tearing modes, etc) are characterized by satisfying the condition , or nearly so. In contrast, some of the major macroscopic instabilities of astrophysical plasmas (the Parker instability and the magneto-rotational instability) occur when precisely the opposite condition is satisfied: . How do those instabilities escape from the dominance of the stabilizing Alfvén wave? The answer to that question involves, foremost, the recognition that MHD spectral theory of waves and instabilities of laboratory plasmas could be developed to such great depth since those plasmas are assumed to be in static equilibrium. This assumption is invalid for astrophysical plasmas where rotational and gravitational accelerations produce equilibria that are at best stationary, and the associated spectral theory is widely, and incorrectly, believed to be non-self adjoint. These complications are addressed, and cured, in the theory of the Spectral Web, recently developed by the author. Using this method, an extensive survey of instabilities of astrophysical plasmas demonstrates how the Alfvén wave is pushed into insignificance under these conditions to give rise to a host of instabilities that do not occur in laboratory plasmas.
熱核磁気閉じ込め実験におけるMHD不安定性、特に将来のエネルギー生成装置として最も有望な候補であるトカマクに関する広範な研究は、エネルギー原理に基づく「直感的」な記述を導き出したが、この記述はほとんどの天体物理プラズマに対して非常に誤解を招くものである。この「直感的」な描像は、ほぼ直接的に、アルヴェン波の支配的な安定化項である磁力線曲げエネルギーを特定し、その結果、その寄与を最小化する膨張スキームに焦点を当てることになる。これは、摂動の波数ベクトル が、平均的に、磁場 に対して垂直である場合に生じる。したがって、トカマクにおけるすべての巨視的不安定性（キンク、交換型、バルーニングモード、ELM、新古典テアリングモードなど）は、条件 、またはそれに近い状態を満たすことを特徴とする。対照的に、天体物理プラズマにおける主要な巨視的不安定性のいくつか（パーカー不安定性や磁気回転不安定性）は、まさに逆の条件が満たされたときに発生する。すなわち、 である。これらの不安定性は、どのようにして安定化するアルヴェン波の支配から逃れるのであろうか。その答えには、まず第一に、実験室プラズマの波動および不安定性に関するMHDスペクトル理論がこれほどまでに深く発展し得たのは、それらのプラズマが静水圧平衡にあると仮定されているからである、という認識が関わっている。この仮定は、回転加速度や重力加速度が平衡を生み出す天体物理プラズマには妥当せず、そこでの平衡はせいぜい定常状態であり、関連するスペクトル理論は、広く、そして誤って、非自己随伴であると考えられている。これらの複雑な問題は、著者が最近開発した「スペクトル・ウェブ」理論によって対処され、解決される。この方法を用いることで、天体物理プラズマにおける不安定性の広範な調査により、これらの条件下でアルヴェン波がどのようにして重要性を失い、実験室プラズマでは発生しない多種多様な不安定性がどのようにして生じるかが実証される。