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  • 태양권 전류편
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  • 전류편은 어떤 이차원적인 면에 속박된 것으로 공간의 체적으로 확산되지 않는 것이다. 자기 유체역학 내의 전류편의 특성은 전기적으로 도전하는 유체 거동의 연구로 만일 전류편이 그러한 유체의 체적의 부분을 통해 흐르면 자기력은 유체에서 그것을 밀어 내며 전류를 얇은 층으로 압축하는데 그것이 체적을 통과한다. 태양계내의 최대로 발생한 전류편은 소위 태양면 전류로 그것은 두께가 10,000km이며 태양에서 명왕성의 궤도 너머로 팽창한다. 태양의 코로나와 같은 천체물리학적 플라즈마에서 전류편은 특색비(너비 나누기 두께)가 100,000 : 1정도이다. 비교하면, 대부분의 책들의 한 쪽의 특색비(Aspect ratio)는 2000:1이다. 전류편은 그들의 크기와 비교하여 매우 얇아서 그것들은 자주 두께가 0인 것처럼 다루어진다. 이것은 이상적인 MHD(자기유체동역학)의 단순화 가정의 결과이다. 실제로는 어떠한 전류편도 무한히 얇지 않다. 왜냐하면 그러한 경우 전하 운반자의 무한히 빠른 움직임을 요구하기 때문이다.
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  • 전류편은 어떤 이차원적인 면에 속박된 것으로 공간의 체적으로 확산되지 않는 것이다. 자기 유체역학 내의 전류편의 특성은 전기적으로 도전하는 유체 거동의 연구로 만일 전류편이 그러한 유체의 체적의 부분을 통해 흐르면 자기력은 유체에서 그것을 밀어 내며 전류를 얇은 층으로 압축하는데 그것이 체적을 통과한다. 태양계내의 최대로 발생한 전류편은 소위 태양면 전류로 그것은 두께가 10,000km이며 태양에서 명왕성의 궤도 너머로 팽창한다. 태양의 코로나와 같은 천체물리학적 플라즈마에서 전류편은 특색비(너비 나누기 두께)가 100,000 : 1정도이다. 비교하면, 대부분의 책들의 한 쪽의 특색비(Aspect ratio)는 2000:1이다. 전류편은 그들의 크기와 비교하여 매우 얇아서 그것들은 자주 두께가 0인 것처럼 다루어진다. 이것은 이상적인 MHD(자기유체동역학)의 단순화 가정의 결과이다. 실제로는 어떠한 전류편도 무한히 얇지 않다. 왜냐하면 그러한 경우 전하 운반자의 무한히 빠른 움직임을 요구하기 때문이다. 플라즈마내의 전류편은 자기장의 에너지 밀도를 증가시켜서 에너지를 저장한다. 많은 플라즈마 불안전성이 강력한 전류편 근처에서 발생하며 전류편은 붕괴하기 쉬우며 자기 재연결을 유발하며 축적된 에너지를 빠르게 내보낸다. 이 과정은 태양 플레어의 원인이 되며 자기 잠금 융합의 어려움의 원인이다. 자기 잠금 융합은 뜨거운 플라즈마내의 강력한 전류를 필요로 한다.
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