Z Plazmawiki
Skocz do: nawigacja, szukaj
Heliosferyczny arkusz prądowy, największa struktura w heliosferze. Autorstwo: Werner Heil, NASA artists, developed by Prof. John Wilcox.

Heliosferyczny arkusz prądowy jest arkuszem prądowym wewnątrz Układu Słonecznego, gdzie polaryzacja pola magnetycznego Słońca zmienia się z północnej na południową. rozciąga się on od równika słonecznego na cały Układ Słoneczny i jest największą strukturą wewnątrz heliosfery.[1] jego kształt wynika z wpływu obracającego się pola magnetycznego Słońca na plazmę w ośrodku międzyplanetarnym (wietrze słonecznym) (zobacz również: induktor jednobiegunowy).[2] W arkuszu płynie niewielki prąd elektryczny, około 10-10 amps/m2. Grubość arkusza sięga 10 000 km.

Kształtujące arkusz pole magnetyczne bywa nazywane międzyplanetarnym polem magnetycznym, z którym powiązane jest międzyplanetarne pole elektryczne[3], a wynikowy prąd elektryczny stanowi część heliosferycznego obwodu elektrycznego.[4] Heliosferyczny arkusz prądowy bywa też nazywany Międzyplanetarnym arkuszem prądowym oraz heliosferycznym arkuszem obojętnym.

Harakterystyka

Kształt

W miarę, jak Słońce się obraca, jego pole magnetyczne skręca się w spiralę Parkera[5], rodzaj spirali Archimedesa, nazwany tak po swoim odkrywcy, Eugene Parkerze. Gdy spiralny arkusz magnetyczny zmienia polaryzację, skręca się w spiralę, którą określa się mianem spódnicy baletnicy.[6][7] Dalsza dynamika jest tłumaczona sugestią, że Słońce ze swoim helioarkuszem jest jak wstydliwa baletnica, próbująca raz po raz pchnąć swoją niezwykle wysoką spódnicę ku dołowi.[8]

Pole magnetyczne

Heliosferyczny arkusz prądowy obraca się wraz ze Słońcem co 27 dni, podczas których grzbiety i doliny spódnicy przechodzą przez ziemską magnetosferę, oddziałując z nią. W pobliżu powierzchni Słońca pole magnetyczne, wytwarzane przez radialny prąd elektryczny w arkuszu, jest rzędu 5x10-6T.[4]

Pole magnetyczne na powierzchni Słońca wynosi około 10-4 tesli. Jeżeli formą pola jest dipol magnetyczny, jego natężenie będzie maleć z kwadratem odległości, czego wynikiem będzie 10-11 tesli na orbicie Ziemi. Heliosferyczny arkusz prądowy jest przyczyną wielobiegunowych komponentów wyższych rzędów, także rzeczywiste pole magnetyczne wokół Ziemi jest stokrotnie większe.

Prąd elektryczny

Prąd elektryczny w heliosferycznym arkuszu prądowym posiada składnik radialny, zamykany w obwód przez prądy przyległe do pola magnetycznego Słońca na jego biegunach. Całkowity prąd obwodu jest rzędu 3×109 amperów.[4] dla porównania z innymi astrofizycznymi prądami elektrycznymi, prąd Birkelanda, zaopatrujący w energię zorzę polarną jest około tysiąckrotnie słabszy, posiadając miliony amperów. Maksymalna gęstość prądu w arkuszu jest rzędu 10-10 A/m2 (10-4 amps/km2).

Co odnotowano:

Jest to znaczące, że radialny komponent spirali implikuje prąd, który w sposób stały płynie ku Słońcu. Ładunek, gromadzący się w tym procesie, musi się gdzieś uwolnić. W najprostszy sposób zachodzi to poprzez prądy liniowe, mające początek nad biegunami Słońca.[9]

Międzyplanetarne pole elektryczne

Międzyplanetarne pole elektryczne (IEF) rozciąga się przez międzyplanetarny arkusz prądowy, i jest z reguły zorientowane północ-południe. Separacja pola jest względnie mała, ale rozciąga się ono tak, jak heliosferyczny arkusz prądowy.

międzyplanetarne pole magnetyczne powodowane jest przez jony opuszczające Słońce, płynące z początku wzdłuż pola magnetycznego. Jednak z czasem, gdy jony oddalają się od Słońca, coraz większe znaczenie ma azymutalna składowa pola magnetycznego, przez co protony są zawracane na południem a elektrony na północ, co powoduje powstanie pola elektrycznego, kompensującego siłę magnetyczną.[10]

Wiatr słoneczny

Wiatr słoneczny składa się z gorącej plazmy, obojętnej elektrycznie mikstury elektronów i jonów (szczególnie protonów, z niewielkimi domieszkami cięższych jąder), o temperaturze około 100 000°K. Jego źródłem jest słoneczna atmosfera lub korona, i jest on w sposób ciągły obecny w przestrzeni międzyplanetarnej. Gaz wypływa radialnie z typową prędkością 450 km/s do przynajmniej 70 AU (jednostek astronomicznych), a przypuszczalnie znacznie dalej. Średnia prędkość przepływu gazu jest zauważalnie niezależna od odległości od słońca.[11]

Przyspieszanie wiatru słonecznego

Prędkość wiatru słonecznego zwiększa się wraz z odległością od Słońca. Wiatr przyspiesza gwałtownie w pierwszych kilku Ro, a następnie przyspieszenie maleje.[12]

Historia

Heliosferyczna warstwa prądowa została odkryta przez Johna M. Wilcoxa i Normana F. Nessa, którzy opublikowali to w 1965.[13]

Grafika na początku artykułu jest dziełem grafika NASA, Wernera Heila. Rozwinięta została przez prof. Johna Wilcoxa jako narzędzie do wizualizacji powierzchni oddzielającej dwa regiony o odmiennej polaryzacji magnetycznej, powodowane przez Słońce w Układzie Słonecznym. Jego koncepcją był kształt szwu piłki baseballowej, umieszczonego blisko Słońca, rozdzielającego dwie magnetyczne półsfery ośrodka międzyplanetarnego. Kształt ten był determinowany wielkoskalowym polem magnetycznym Słońca. Kształt geometryczny unoszony jest radialnie na zewnątrz przez wiatr słoneczny. W miarę, jak Słońce i jego pole magnetyczne, kontynuują obrót, wynikowa powierzchnia przyjmuje kształt, jak na zaprezentowanej grafice.[14]

Hannes Alfvén i Per Carlqvist spekulowali[15] istnienie galaktycznej warstwy prądowej, odpowiednikiem heliosferycznej warstwy prądowej, niosącej prąd galaktyczny rzędu 1017 - 1019 A, który mógłby płynąć w płaszczyźnie galaktyki.

Przypisy

  1. ↑ Dr. Tony Phillips, A Star with two North Poles April 22, 2003, Science@NASA
  2. ↑ Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet, Wilcox Solar Observatory
  3. ↑ Duncan Alan Bryant "Electron Acceleration in the Aurora and Beyond", Published 1999, CRC Press, 311 pages, ISBN 0750305339 (page 176) ACADEMIC BOOK
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Israelevich, P. L., et al, "MHD simulation of the three-dimensional structure of the heliospheric current sheet" (2001) Astronomy and Astrophysics, v.376, p.288-291 FULL TEXT PEERREVIEWED
  5. ↑ Parker, E. N., "Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields", (1958) Astrophysical Journal, vol. 128, p.664 FULL TEXT PEERREVIEWED
  6. ↑ Rosenberg, R. L. and P. J. Coleman, Jr., Heliographic latitude dependence of the dominant polarity of the interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 74 (24), 5611-5622, 1969. PEERREVIEWED
  7. ↑ Wilcox, J. M.; Scherrer, P. H.; Hoeksema, J. T., "The origin of the warped heliospheric current sheet" (1980) PEERREVIEWED
  8. ↑ Mursula, K.; Hiltula, T., "Bashful ballerina: Southward shifted heliospheric current sheet]" (2003), Geophysical Research Letters, Volume 30, Issue 22, pp. SSC 2-1 PEERREVIEWED
  9. ↑ Gerd W. Prölss, "Physics of the Earth's Space Environment: An Introduction" Translated by M. K. Bird, Published 2004, Springer, 514 pages ISBN 3540214267 (page 309) ACADEMIC BOOK
  10. ↑ Gerd W. Prölss, Physics of the Earth's Space Environment: An Introduction, (2004) Translated by M. K. Bird, Springer, 514 pages, ISBN 3540214267 (pages 312-313)
  11. ↑ J. Kelly Beatty, Carolyn Collins Petersen, Andrew Chaikin, The New Solar System, Edition: 4, illustrated, revised, Published by Cambridge University Press, 1999, ISBN 0521645875, ISBN 9780521645874, 421 pages (page 40)
  12. ↑ Simon F. Green, Mark H. Jones, S. Jocelyn Burnell, An Introduction to the Sun and Stars, Published by Cambridge University Press, 2004, ISBN 0521546222, ISBN 9780521546225, 373 pages (page 75)
  13. ↑ John M. Wilcox and Norman F. Ness, "Quasi-Stationary Corotating Structure in the Interplanetary Medium" (1965) Journal of Geophysical Research, 70, 5793. PEERREVIEWED
  14. ↑ Prywatna korespondencja, Todd Hoeksema, Wilcox Solar Observatory
  15. ↑ Hannes Alfvén and Per Carlqvist, "Interstellar clouds and the formation of stars" (1978) in Astrophysics and Space Science, vol. 55, no. 2, May 1978, p. 487-509. FULL TEXT PEERREVIEWED
Źródło: „https://plazmowy-wszechswiat.shoutwiki.com/w/index.php?title=Heliosferyczny_arkusz_prądowy&oldid=304”