当太阳旋转时，它的磁场被拖拽成阿基米德螺旋的形状并在太阳系中延伸。这种现象通常被称为帕克螺旋，源于尤金·帕克预测行星际磁场结构的工作。[6] 汉斯·阿尔芬早些时候根据彗星尾部的结构注意到日球层磁场的螺旋性质。[7]
这种螺旋形磁场对行星际介质(太阳风)的影响创造了太阳系中最大尺度的结构——日球层电流片。 帕克的螺旋磁场被电流片分成两部分,[8] 电流片是夏顿在20世纪70年代早期首次建立的数学模型。它扭曲成波浪形的螺旋形状，就像芭蕾舞演员的裙子[9][10] 电流片的波纹是由于磁场偶极轴相对于太阳旋转轴的倾斜角和理想偶极场的变化造成的。[11]
与常见的条形磁铁磁场形状不同，太阳风的磁流体动力学影响使太阳的扩展磁场扭曲成阿基米德螺线。太阳风以匀速的速度从太阳向外传播，来自太阳表面某一特定区域的太阳风的喷流随着太阳的旋转而旋转，在空间中形成螺旋的形状。与喷水器的喷流不同，太阳风通过MHD（磁流体动力学）效应与磁场相结合，因此磁力线与喷流中的物质相连，呈阿基米德螺线的形状。行星际磁场的芭蕾裙螺旋形状的原因有时被称为“花园洒水器效应”或“花园软管效应”，[12][13] 因为它可以类比成旋转时喷嘴上下移动的草坪洒水器。水流代表太阳风。
太阳风的帕克螺旋形状改变了外太阳系外太阳磁场的形状:在离太阳约10-20天文单位之外，磁场几乎是环形的(指向太阳赤道)，而不是极向的(从北极指向南极，如条形磁铁)或径向的(向外或向内，如果太阳不旋转时太阳风的流动如所预期的那样)。螺旋的形状也大大增强了太阳系外太阳磁场强度。
帕克螺旋可能是造成太阳自转差异的原因，也就是说，太阳的两极自转(约35天自转周期)比赤道(约27天自转周期)慢。太阳风受太阳磁场的引导，因此大部分来自太阳的极地区域；螺旋形的磁场会由于磁拉力而在磁极上产生拖曳力矩。
在太阳高年期间，太阳的整个磁场都会翻转，所以在每个太阳周期内，太阳磁场的极性会发生改变。[14]
日球层电流片随太阳旋转的周期大概是约25天，在此期间，芭蕾裙的波峰和波谷穿过地球磁层，与地球磁层相互作用。在太阳表面附近，电流片中径向电流产生的磁场约为5×10−6 特斯拉（T）。[5]
太阳表面的磁场约为10−4T。如果磁场的形式是磁偶极子，强度将随着距离的立方减小，导致地球轨道上的磁场约为10−11T。日球层电流片产生更高阶的多极分量，因此太阳在地球上产生的实际磁场要比太阳磁场大100倍。
日球层电流片中的电流具有径向分量(指向内部)和环向分量，径向电路被与太阳极区中的太阳磁场连接的向外电流形成闭合回路。电路中的径向电流约为3×109安培。[5] 与其他天体物理学中的电流相比，供给地球极光的伯克兰电流弱了一千倍（大约是一百万安培）。薄片中的最大电流密度约为10−10 A/m²(10−4 A/km²)。
^"The heliospheric current sheet" Smith, E. J, Journal of Geophysical Research 106, A8, 15819, 2001..
^A Star with two North Poles Archived 2009-07-18 at the Wayback Machine, April 22, 2003, Science @ NASA.
^Riley, Pete; Linker, J. A.; Mikić, Z., "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations", (2002) Journal of Geophysical Research (Space Physics), Volume 107, Issue A7, pp. SSH 8-1, CiteID 1136, DOI 10.1029/2001JA000299. (Full text Archived 2009-08-14 at the Wayback Machine).
^"Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet". Archived from the original on September 1, 2006. Retrieved 2005-11-20.CS1 maint: BOT: original-url status unknown (link).
^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.
^Parker, E. N., "Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields", (1958) Astrophysical Journal, vol. 128, p.664.
^"On the theory of comet tails", H. Alfvén, Tellus 9, 92, 1957..
^"Current Sheet Magnetic Model for the Solar Corona", K. H. Schatten, Cosmic Electrodynamics, 2, 232-245, 1971..
^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..
^Wilcox, J. M.; Scherrer, P. H.; Hoeksema, J. T., "The origin of the warped heliospheric current sheet" (1980).
^Owens, M. J.; Forsyth, R. J. (2013). "The Heliospheric Magnetic Field". Living Reviews in Solar Physics. 10 (1): 11. arXiv:1002.2934. Bibcode:2013LRSP...10....5O. doi:10.12942/lrsp-2013-5..
^Louise K. Harra, Keith O. Mason, Space Science 2004, Imperial College Press, ISBN 1-86094-361-6.
^Smith, E., "The Sun, Solar Wind, and Magnetic Field Archived 2008-02-05 at the Wayback Machine", Jul 1999, Proceedings of the International School of Physics Enrico FERMI Varenna, Italy.
^Barbier, Beth. "NASA's Cosmicopia -- Sun -- Sun's Magnetic Field"..
^Wilcox, John M.; Ness, Norman F. (1965). "Quasi-Stationary Corotating Structure in the Interplanetary Medium". Journal of Geophysical Research. 70 (23): 5793–5805. Bibcode:1965JGR....70.5793W. doi:10.1029/JZ070i023p05793..
^Alfvén, Hannes; Carlqvist, Per (1978). "Interstellar clouds and the formation of stars". Astrophysics and Space Science. 55 (2): 487–509. Bibcode:1978Ap&SS..55..487A. doi:10.1007/bf00642272..
暂无