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Hoja de corriente heliosférica

La hoja actual heliosférica [1] es la superficie en el sistema solar en el que la polaridad del Sol 's campo magnético cambia de norte a sur. Este campo se extiende por todo el plano ecuatorial del Sol en la heliosfera . [2] [3] La forma de la hoja de corriente resulta de la influencia del campo magnético giratorio del Sol sobre el plasma en el medio interplanetario ( viento solar ). [4] Una pequeña corriente eléctricafluye dentro de la hoja, alrededor de 10-10 A / m 2 . El grosor de la capa actual es de unos 10.000 km cerca de la órbita de la Tierra.

El campo magnético subyacente se denomina campo magnético interplanetario y la corriente eléctrica resultante forma parte del circuito de corriente heliosférica. [5] La hoja de corriente heliosférica también se denomina a veces hoja de corriente interplanetaria .

Características [ editar ]

Forma de falda de bailarina [ editar ]

La espiral de Parker

A medida que el Sol gira, su campo magnético se tuerce en una espiral de Arquímedes , a medida que se extiende a través del sistema solar. Este fenómeno se llama a menudo la espiral de Parker , después de Eugene Parker trabajo 's [6] que predijo la estructura del campo magnético interplanetario. La naturaleza espiral del campo magnético heliosférico fue notada anteriormente por Hannes Alfvén , [7] basándose en la estructura de las colas de los cometas.

La influencia de este campo magnético en forma de espiral en el medio interplanetario ( viento solar ) crea la estructura más grande del Sistema Solar, la capa de corriente heliosférica. El campo magnético en espiral de Parker fue dividido en dos por una hoja de corriente , [8] un modelo matemático desarrollado por primera vez a principios de la década de 1970 por Schatten. Se deforma en una forma de espiral ondulada que se ha comparado con la falda de una bailarina . [9] [10] La ondulación de la hoja actual se debe al ángulo de inclinación del eje del dipolo del campo magnético al eje de rotación solar ya las variaciones de un campo dipolar ideal. [11]

A diferencia de la forma familiar del campo de un imán de barra , el campo extendido del Sol se tuerce en una espiral aritmética por la influencia magnetohidrodinámica del viento solar . El viento solar viaja hacia afuera desde el Sol a una velocidad de 200-800 km / s, pero un chorro individual de viento solar de una característica particular en la superficie del Sol gira con la rotación solar , formando un patrón en espiral en el espacio. A diferencia del chorro de un aspersor, el viento solar está vinculado al campo magnético por MHDefectos, de modo que las líneas del campo magnético se unen al material en el chorro y adopten una forma de espiral aritmética. La causa de la forma de espiral de bailarina a veces se ha llamado "efecto de aspersor de jardín" o "efecto de manguera de jardín", [12] [13] porque se compara con un aspersor de césped con una boquilla que se mueve hacia arriba y hacia abajo mientras gira. La corriente de agua representa el viento solar.

La forma en espiral de Parker del viento solar cambia la forma del campo magnético del Sol en el Sistema Solar exterior : más allá de unas 10-20 unidades astronómicas del Sol, el campo magnético es casi toroidal (apuntando alrededor del ecuador del Sol) en lugar de poloidal (apuntando del norte al polo sur, como en un imán de barra) o radial (apuntando hacia afuera o hacia adentro, como podría esperarse del flujo del viento solar si el Sol no estuviera girando). La forma de espiral también amplifica en gran medida la fuerza del campo magnético solar en el Sistema Solar exterior.

La espiral de Parker puede ser responsable de la rotación solar diferencial , en la que los polos del Sol giran más lentamente (aproximadamente un período de rotación de 35 días) que el ecuador (aproximadamente un período de rotación de 27 días). El viento solar es guiado por el campo magnético del Sol y, por lo tanto, emana en gran parte de las regiones polares del Sol; la forma espiral inducida del campo provoca un par de arrastre en los polos debido a la fuerza de tensión magnética .

Durante el máximo solar, todo el campo magnético del Sol cambia, alternando así la polaridad del campo en cada ciclo solar . [14]

Campo magnético [ editar ]

La hoja de corriente heliosférica rota junto con el Sol en un período de aproximadamente 25 días, tiempo durante el cual los picos y valles de la falda pasan a través de la magnetosfera de la Tierra, interactuando con ella. Cerca de la superficie del Sol, el campo magnético producido por la corriente eléctrica radial en la hoja es del orden de5 × 10 -6  T . [5]

El campo magnético en la superficie del Sol es de aproximadamente 10 -4  T . Si la forma del campo fuera un dipolo magnético , la fuerza disminuiría con el cubo de la distancia, resultando en aproximadamente10 −11  T en la órbita de la Tierra. La hoja de corriente heliosférica da como resultado componentes multipolares de orden superior, de modo que el campo magnético real en la Tierra debido al Sol es 100 veces mayor.

Corriente eléctrica [ editar ]

La corriente eléctrica en la hoja de corriente heliosférica tiene un componente radial (dirigido hacia adentro) así como un componente azimutal , el circuito radial está cerrado por corrientes hacia afuera alineadas con el campo magnético del Sol en las regiones polares solares. La corriente radial en el circuito es del orden de3 × 10 9  amperios . [5] En comparación con otras corrientes eléctricas astrofísicas, las corrientes de Birkeland que suministran la aurora de la Tierra son aproximadamente mil veces más débiles a un millón de amperios. La densidad de corriente máxima en la hoja es del orden de10 −10  A / m 2 (10 −4  A / km 2 ).

Historia [ editar ]

La hoja de corriente heliosférica fue descubierta por John M. Wilcox y Norman F. Ness , quienes publicaron su hallazgo en 1965. [15] Hannes Alfvén y Per Carlqvist especulan sobre la existencia de una hoja de corriente galáctica , una contraparte de la hoja de corriente heliosférica, con una corriente galáctica estimada de 10 17 a 10 19 amperios, que podría fluir en el plano de simetría de la galaxia. [dieciséis]

Ver también [ editar ]

  • Campo magnético interplanetario
  • Lista de artículos sobre plasma (física)

Referencias [ editar ]

  1. ^ " La hoja de corriente heliosférica " Smith, E. J, Journal of Geophysical Research 106, A8, 15819, 2001.
  2. ^ Una estrella con dos polos norte Archivado 2009-07-18 en la Wayback Machine , 22 de Abril de 2003 Ciencia @ NASA
  3. ^ Riley, Pete; Linker, JA; Mikić, Z., " Modelado de la hoja de corriente heliosférica: variaciones del ciclo solar ", (2002) Journal of Geophysical Research (Space Physics), volumen 107, número A7, págs. SSH 8-1, CiteID 1136, DOI 10.1029 / 2001JA000299. ( Texto completo archivado el 14 de agosto de 2009 en la Wayback Machine )
  4. ^ "Concepción del artista de la hoja de corriente heliosférica" . Archivado desde el original el 1 de septiembre de 2006 . Consultado el 20 de noviembre de 2005 .CS1 maint: bot: estado de URL original desconocido ( enlace )
  5. ^ a b c Israelevich, PL, et al. , " Simulación MHD de la estructura tridimensional de la hoja de corriente heliosférica " (2001) Astronomy and Astrophysics , v.376, p.288-291
  6. ^ Parker, EN, " Dinámica de los campos magnéticos y de gas interplanetario ", (1958) Astrophysical Journal , vol. 128, pág.664
  7. ^ " Sobre la teoría de las colas de los cometas ", H. Alfvén, Tellus 9, 92, 1957.
  8. ^ " Modelo magnético de hoja actual para la corona solar ", KH Schatten, Electrodinámica cósmica, 2, 232–245, 1971.
  9. ^ Rosenberg, RL y PJ Coleman, Jr., Dependencia de la latitud heliográfica de la polaridad dominante del campo magnético interplanetario, J. Geophys. Res. , 74 (24), 5611–5622, 1969.
  10. ^ Wilcox, JM; Scherrer, PH; Hoeksema, JT, " El origen de la hoja de corriente heliosférica deformada " (1980)
  11. ^ Owens, MJ; Forsyth, RJ (2013). "El campo magnético heliosférico". Reseñas vivientes en física solar . 10 (1): 11. arXiv : 1002.2934 . Código bibliográfico : 2013LRSP ... 10 .... 5O . doi : 10.12942 / lrsp-2013-5 .
  12. ^ Louise K. Harra, Keith O. Mason, Ciencia espacial 2004, Imperial College Press, ISBN 1-86094-361-6 
  13. ^ Smith, E., " The Sun, Solar Wind, and Magnetic Field Archivado 2008-02-05 en Wayback Machine ", julio de 1999, Actas de la Escuela Internacional de Física Enrico FERMI Varenna, Italia
  14. ^ Barbier, Beth. "Cosmicopia de la NASA - Sol - Campo magnético del sol" .
  15. ^ Wilcox, John M .; Ness, Norman F. (1965). "Estructura giratoria cuasi-estacionaria en el medio interplanetario" . Revista de Investigaciones Geofísicas . 70 (23): 5793–5805. Código Bibliográfico : 1965JGR .... 70.5793W . doi : 10.1029 / JZ070i023p05793 . hdl : 2060/19660001924 .
  16. ^ Alfvén, Hannes; Carlqvist, Per (1978). "Nubes interestelares y formación de estrellas" . Astrofísica y Ciencias Espaciales . 55 (2): 487–509. Código bibliográfico : 1978Ap y SS..55..487A . doi : 10.1007 / bf00642272 .

Enlaces externos [ editar ]

  • La hoja de corriente heliosférica
  • Una estrella con dos polos norte (incluye animación)
  • El campo magnético interplanetario
  • Vista tridimensional de la hoja de corriente heliosférica
  • Referencias de artículos del sistema de datos astrofísicos de la NASA ( artículos de texto completo en línea )