Solstice時間における天王星の磁気圏の物理モデル【JST・京大機械翻訳】

Pantellini Filippo

プレプリント

J-GLOBAL ID：202202218350920617 整理番号：22P0199533

Solstice時間における天王星の磁気圏の物理モデル【JST・京大機械翻訳】

A physical model for the magnetosphere of Uranus at solstice time

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発行年： 2020年10月12日プレプリントサーバーでの情報更新日： 2020年10月12日
JST資料番号： O7000B 資料種別：プレプリント
記事区分：プレプリント発行国：アメリカ合衆国 (USA) 言語：英語 (EN)

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Uranusは回転軸と軌道面が互いにほぼ平行である太陽系の唯一の惑星である。また,Uranusは回転軸と磁気双極子の方向(粗さ59°)の間の最大角度を有する惑星である。その結果,その磁気圏尾部の形状と構造は,どの季節も考慮できる他のすべての惑星のものと非常に異なっている。著者らは,Uranusの磁気尾部の磁気流体力学モデルを,ゾルスティス時間において提案した。モデルの主な結論の一つは,拡張磁気尾部を形成するすべての磁場線が,惑星表面を通しての出現の時間から同じ定性的進化と,惑星の数回下流に引き伸ばされ,捩れた後のそれらの遅い発展の時間から,同じ定性的発展に従うことである。惑星フレームでは,これらのフィールドラインは,平面上の2つの足点(各磁気半球で)を持つトルネード形渦を形成するように風を風上する磁気表面に移動する。渦の中心(トルネードの眼)は,螺旋ピッチ(対称軸z)λ=τ[v_z+B_z/(μ_0ρ) ̄1/2]を有する単純な二重螺旋であり,τは,平面の回転周期,μ_0の真空の透過性,ρ_z,流体速度,およびB_zは,全ての量が渦の中心で局所的に評価されなければならない。要約すると,惑星フレームにおいて,拡張Uranian磁気尾部の典型的な磁場の動きは,惑星表面上の線の出現点に関係なく,単一二重螺旋に向かって漸近的に収束する渦運動である。【JST・京大機械翻訳】

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惑星 , 磁気圏

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