태양권 전류 시트

Heliospheric current sheet
태양권 전류 시트

태양권 전류 시트는[1] 태양계 표면에서 태양 자기장의 극성이 북쪽에서 남으로 변하는 곳이다. 이 장은 태양권 적도면 전체에 걸쳐 있다.[2][3] 현재 시트의 모양은 태양 회전 자기장이 행성간 매체(태양풍)에서 플라즈마에 미치는 영향에서 비롯된다.[4] 작은 전류가 시트 안쪽으로 약 10−10 A/m2 정도 흐른다. 현재 시트의 두께는 지구 궤도에 근접한 약 10,000 km이다.

기저 자기장을 행성간 자기장이라고 하며, 그 결과 발생하는 전류가 태양권 전류 회로의 일부를 형성한다.[5] 태양권 전류시트를 행성간 전류시트로 부르기도 한다.

특성.

발레리나의 스커트 모양

파커 스파이럴

태양이 자전하면서, 태양의 자기장은 태양계를 통해 확장되면서 아르키메데스 나선형으로 휘어진다. 이런 현상을 흔히 파커 나선이라고 하는데, 행성간 자기장의 구조를 예측한 유진 파커의 작품에서[6] 따온 것이다. 태양권 자기장의 나선성은 일찍이 혜성 꼬리 구조를 바탕으로 [7]한 하네스 알펜에 의해 주목받았다.

이 나선 모양의 자기장이 행성간 매체(태양풍)에 미치는 영향은 태양계에서 가장 큰 구조인 태양권 전류 시트를 생성한다. 파커의 나선 자기장은 현재의 시트로 둘로 나뉘었는데,[8] 섀튼이 1970년대 초에 처음 개발한 수학 모델이다. 발레리나의 스커트에 비유되어 온 물결 모양의 나선형으로 휘어진다.[9][10] 현재 시트의 wavness는 자기장 쌍극자 축의 태양 회전 축에 대한 기울기 각도와 이상적인 쌍극자 장으로부터의 변화 때문에 발생한다.[11]

막대 자석에서 나오는 익숙한 들판의 모양과 달리 태양의 확장된 들판은 태양풍의 자기유체역학적 영향에 의해 산술 나선형으로 꼬여 있다. 태양풍은 200-800km/s의 속도로 태양으로부터 바깥쪽으로 이동하지만, 태양 표면의 특정한 특징에서 나오는 개별적인 태양풍 제트기는 태양 회전과 함께 회전하여 우주에서 나선형 패턴을 만든다. 스프링클러에서 나오는 제트기와 달리, 태양풍은 MHD 효과에 의해 자기장에 묶여 있어 자기장 선이 제트기의 물질에 묶여 산술적인 나선형을 띠게 된다. 발레리나 나선형의 원인은 회전하는 동안 위아래로 움직이는 노즐이 달린 잔디 스프링클러에 비유되기 때문에 '정원 스프링클러 효과' 또는 '정원 호스 효과'[12][13]로 불리기도 했다. 물줄기는 태양풍을 상징한다.

파커 나선형 태양풍은 태양 바깥 태양계에서 태양의 자기장 모양을 변화시킨다: 태양으로부터 약 10~20 천문단위 이상, 자기장은 폴로이드(북쪽에서 남극으로, 막대자석으로 가리키듯이)나 방사형(점선)이 아닌 거의 토로이드(태양의 적도를 가리키고 있다)에 가깝다.태양이 회전하지 않을 경우 태양풍의 흐름에서 예상할 수 있는 것처럼 트위드 또는 안쪽으로 이동한다. 나선형도 태양계 외측에서 태양 자기장의 강도를 크게 증폭시킨다.

파커 나선은 태양 극이 적도(약 27일 회전 기간)보다 더 느리게(약 35일 회전 기간) 회전하는 차등 태양 회전을 담당할 수도 있다. 태양풍은 태양의 자기장에 의해 유도되며, 따라서 태양의 극지방에서 크게 발산된다; 그장의 유도 나선형 모양은 자기장력 때문에 극지방에 드래그 토크를 유발한다.

태양 최대치가 되면 태양의 전체 자기장이 뒤집히므로, 태양 주기마다 자기장의 극성을 교대시킨다.[14]

자기장

태양과 함께 약 25일의 기간 동안 태양과 함께 회전하며, 그 기간 동안 스커트의 봉우리들과 수조가 지구 자기권을 통과하면서 그것과 상호작용한다. 태양 표면 가까이에서 시트의 방사형 전류에 의해 생성되는 자기장은 5×10−6 T의 순서다.[5]

태양 표면의 자기장은 약 10T이다−4. 만약 이장의 형태가 자성 쌍극자였다면 거리의 큐브와 함께 강도가 감소하여 지구 궤도에서 약 10T가−11 된다. 태양권 전류 시트는 더 높은 순서의 멀티폴 성분을 생성하여 태양으로 인한 지구의 실제 자기장이 100배 더 커지게 한다.

전류

태양권 전류 시트의 전류는 방사상 구성 요소(안쪽으로 향함)뿐만 아니라 방사상 구성 요소를 가지고 있으며, 방사상 회로는 태양 극지방에서 태양의 자기장과 일직선으로 정렬된 외부 전류에 의해 폐쇄된다. 회로의 반경 전류는 3×10암페어이다9.[5] 다른 천체물리학적 전류와 비교했을 때, 지구의 오로라를 공급하는 버클랜드의 전류는 백만 암페어로 약 천 배 약하다. 시트의 최대 전류 밀도는 10−10 A/m2(10−4 A/km2)이다.

역사

태양권 전류 시트는 존 M에 의해 발견되었다. 윌콕스와 노먼 F. 네스는 1965년에 그들의 발견을 출판했다.[15] Hannes Alfvén과 Per Carlqvist는 태양권 전류 시트의 상대인 은하 전류 시트의 존재에 대해 추측하며, 은하계의 대칭면에서19 흐를 수 있는 추정 은하 전류 시트의 존재를17 추측한다.[16]

참고 항목

참조

  1. ^ "지상권 전류 시트" 스미스, E. J. 지오물리학 연구 106, A8, 15819, Journal of Geophysical Research 106, 15819.
  2. ^ 북극성 2개가 있는 별 2003년 4월 22일 웨이백머신, 과학 @ NASA에 2009-07-18 보관
  3. ^ 라일리, 피트; 린커, J. A.; 미키치, Z, "헬리콥터 전류 시트 모델링: 태양 주기 변화", (2002) 지구 물리학 연구 저널 (우주 물리학), 107권, 이슈 A7, 페이지 SSH 8-1, 인용ID 1136, DOI 10.1029/2001JA000299. (Wayback Machine에 2009-08-14년 전체 텍스트 보관)
  4. ^ "Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet". Archived from the original on September 1, 2006. Retrieved 2005-11-20.CS1 maint: bot: 원래 URL 상태를 알 수 없음(링크)
  5. ^ a b c Israelevich, P. L. 외 연구진, "헬리퍼시픽 전류 시트 3차원 구조의 MHD 시뮬레이션"(2001) 천문학과 천체물리학, v.376, 페이지 288–291
  6. ^ 파커, E. N. "행성간 기체와 자기장의 역학", (1958) 천체물리학 저널, 128권, p.664
  7. ^ "혜성 꼬리 이론에 관하여," H. 알펜, 텔러스 9, 92, 1957.
  8. ^ "현재 태양 코로나를 위한 시트 자기 모델", K. H. 섀튼, 우주 전기역학, 2,232–245, 1971.
  9. ^ 로젠버그, R. L.와 P. J. 콜먼 주니어, 행성간 자기장의 지배적 극성의 헬리오그래픽 위도 의존성 J. 지오피스. 레스, 74(24), 5611–5622, 1969.
  10. ^ Wilcox, J. M.; Scherer, P. H. Hoeksema, J. T, "왜곡된 태양권 전류 시트의 기원" (1980)
  11. ^ Owens, M. J.; Forsyth, R. J. (2013). "The Heliospheric Magnetic Field". Living Reviews in Solar Physics. 10 (1): 11. arXiv:1002.2934. Bibcode:2013LRSP...10....5O. doi:10.12942/lrsp-2013-5. S2CID 122870891.
  12. ^ 루이즈 K. 하라, 키스 오 메이슨, 우주과학 2004, 임페리얼 칼리지 프레스, ISBN 1-86094-361-6
  13. ^ 1999년 7월 이탈리아 국제물리학대학원 '엔리코 FERMI Varenna, 국제물리학대학원 과정(Procedings of International School of Physical School of PERMI Varenna, The Sun, 태양풍, 자기장, 웨이백머신에 2008-02-05 보관)'
  14. ^ Barbier, Beth. "NASA's Cosmicopia – Sun – Sun's Magnetic Field". Archived from the original on 1998-12-02.
  15. ^ Wilcox, John M.; Ness, Norman F. (1965). "Quasi-Stationary Corotating Structure in the Interplanetary Medium". Journal of Geophysical Research. 70 (23): 5793–5805. Bibcode:1965JGR....70.5793W. doi:10.1029/JZ070i023p05793. hdl:2060/19660001924. S2CID 121122792.
  16. ^ Alfvén, Hannes; Carlqvist, Per (1978). "Interstellar clouds and the formation of stars". Astrophysics and Space Science. 55 (2): 487–509. Bibcode:1978Ap&SS..55..487A. doi:10.1007/bf00642272. S2CID 122687137.

외부 링크