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太陽圈電流片

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太陽圈電流片

太陽圈電流片（Heliospheric current sheet，縮寫為HCS）或太陽圈電流頁[1][2]是太陽系內部磁場極性發生轉換的表面，這個區域在太陽圈內沿著太陽赤道平面延伸[2][3]。電流片的形狀是受到行星際物質中太陽磁場旋轉的影響而形成的，厚度大約為10,000公里，有一小股電流在電流片中流動，大小約為10-10A/m2。

電流片下面的磁場稱為行星際磁場，其產生的電流構成了一部分太陽圈電流迴路[4]。太陽圈電流片有時也稱為行星際電流片。

太陽圈電流片的特徵

帕克螺旋

由於太陽自轉，磁場被扭曲成帕克螺旋（Parker spiral），這是阿基米德螺線的一種，是由尤金·帕克於1958年提出的[5]，因而得名。電流片將帕克螺旋形狀的磁場一分為二[6][7]。1970年代早期，Schatten發展出一個數學模型，當旋轉的磁場改變極性時會翹曲、變形，形成類似芭蕾舞裙的波浪螺旋形狀[8][9]。進一步的動力學研究表明，太陽如同一位害羞的女芭蕾舞演員，會將高高飄揚的裙襬反覆向下壓[10]。

這種芭蕾舞裙形狀的成因有時被稱為「水龍頭效應」或者「橡膠軟管效應」[11][12]，好比一個人手執水龍頭上下揮舞並且快速旋轉。水流好比太陽風不斷向外噴射。

太陽圈電流片的磁場

太陽圈電流片隨著太陽的自轉每27天轉一圈，在這期間地球的磁場會穿越其峰頂與谷底，並與之發生相互作用。在靠近太陽表面的地方，由電流片中的徑向電流產生的磁場大約在5×10-6T量級[4]。太陽表面的磁場大小約為10-4T。如果是磁偶極（英語：Magnetic dipole）場，其強度與距離的三次方成反比，地球軌道附近的磁場大約為10-11T。而實際上太陽磁場含有多極矩的成分，因此在地球附近實際大小要比這大100倍。

太陽圈電流片的電流

太陽圈電流片中的電流向內流動，並與太陽磁場一道在太陽極區附近向外流動的電流構成閉合迴路，總電流大約在3×109安培的數量級[4]，太陽圈中電流密度最大的地方達到了10-10A/m2的數量級。與其它天體物理過程中的電流片相比，產生地球極光的白克蘭電流只有大約100萬安培，大小只有太陽圈電流片中電流的千分之一。

太陽圈電流片的研究歷史

太陽圈電流片是由翰M. 威爾科克斯和諾曼F. Ness在1965年提出的[13]。漢尼斯·阿爾文等人推測銀河系也存在類似的星系電流片[14]，估計電流大小為1017-1019安培，位於銀河系的對稱平面上。

參考文獻

  1. ^ 中央研究院天文及天文物理研究所翻譯. 兩個北極的太陽. 中央研究院. 2003-04-22 [2022-04-17]. （原始內容存檔於2008-01-27）. 
  2. ^ 2.0 2.1 Dr. Tony Phillips, A Star with two North Poles （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, Science@NASA, 2003.04.22
  3. ^ Riley, Pete. Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations. Journal of Geophysical Research. 2002, 107 (A7): 1136. ISSN 0148-0227. doi:10.1029/2001JA000299 （英語）. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 Israelevich, P. L.; Gombosi, T. I.; Ershkovich, A. I.; Hansen, K. C.; Groth, C. P. T.; DeZeeuw, D. L.; Powell, K. G. MHD simulation of the three-dimensional structure of the heliospheric current sheet. Astronomy & Astrophysics. 2001-09, 376 (1): 288–291. Bibcode:2001A&A...376..288I. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20010881. 
  5. ^ Parker, E. N. Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields.. The Astrophysical Journal. 1958-11, 128: 664 [2022-04-17]. Bibcode:1958ApJ...128..664P. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/146579. （原始內容存檔於2019-10-28） （英語）. 
  6. ^ Schatten, Kenneth H. Prediction of coronal structure of the solar eclipse of October 23, 1976. Nature. 1976-12, 264 (5588): 730–731 [2022-04-17]. Bibcode:1976Natur.264..730S. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/264730a0. （原始內容存檔於2022-04-17） （英語）. 
  7. ^ Schatten, K. H. Current sheet magnetic model for the solar corona.. Cosmic Electrodynamics. 1971-01-01, 2: 232–245 [2022-04-17]. Bibcode:1971CosEl...2..232S. （原始內容存檔於2022-04-29）. 
  8. ^ Rosenberg, Ronald L.; Coleman, Paul J. Heliographic latitude dependence of the dominant polarity of the interplanetary magnetic field. Journal of Geophysical Research. 1969-11-01, 74 (24): 5611–5622. Bibcode:1969JGR....74.5611R. doi:10.1029/JA074i024p05611 （英語）. 
  9. ^ Wilcox, J. M.; Scherrer, P. H.; Hoeksema, J. T. The origin of the warped heliospheric current sheet. NASA STI/Recon Technical Report N. 1980-03-01, 81: 33113 [2022-04-17]. Bibcode:1980STIN...8133113W. （原始內容存檔於2022-04-17）. 
  10. ^ Mursula, K.; Hiltula, T. Bashful ballerina: Southward shifted heliospheric current sheet: BASHFUL BALLERINA. Geophysical Research Letters. 2003-11, 30 (22). Bibcode:2003GeoRL..30vSSC2M. doi:10.1029/2003GL018201 （英語）. 
  11. ^ Louise, K., Harra, K.O. Mason, Space Science, 2004, Imperial College Press, ISBN 1860943616.
  12. ^ Smith E. The Sun, Solar Wind, and Magnetic Field. BEACON eSpace at Jet Propulsion Laboratory. 1999 [2022-04-17]. （原始內容存檔於2008-02-05）. 
  13. ^ Wilcox, John M.; Ness, Norman F. Quasi-stationary corotating structure in the interplanetary medium. Journal of Geophysical Research. 1965-12-01, 70 (23): 5793–5805. Bibcode:1965JGR....70.5793W. doi:10.1029/JZ070i023p05793 （英語）. 
  14. ^ Alfvén, Hannes; Carlqvist, Per. Interstellar clouds and the formation of stars. Astrophysics and Space Science. 1978, 55 (2): 487–509. Bibcode:1978Ap&SS..55..487A. ISSN 0004-640X. doi:10.1007/BF00642272 （英語）. 

外部連結


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