Magnetopauza - Magnetopause

Artystyczne przedstawienie magnetopauzy Ziemi. Magnetopauza to miejsce, w którym ciśnienie wiatru słonecznego i pole magnetyczne planety są równe. Pozycja Słońca na tym zdjęciu byłaby daleko na lewo.

Magnetopauzy jest nagłe granica między magnetosfery i otaczającym osocza . Dla planetologii magnetopauza jest granicą pomiędzy polem magnetycznym planety a wiatrem słonecznym . Lokalizacja magnetopauzy jest określona przez równowagę między ciśnieniem dynamicznego pola magnetycznego planety a dynamicznym ciśnieniem wiatru słonecznego. Gdy ciśnienie wiatru słonecznego wzrasta i maleje, magnetopauza w odpowiedzi porusza się do wewnątrz i na zewnątrz. Fale (fale i ruch trzepotania) wzdłuż magnetopauzy poruszają się w kierunku przepływu wiatru słonecznego w odpowiedzi na zmiany ciśnienia wiatru słonecznego na małą skalę i niestabilność Kelvina-Helmholtza .

Wiatr słoneczny jest naddźwiękowy i przechodzi przez uderzenie dziobowe, w którym zmienia się kierunek przepływu, tak że większość plazmy wiatru słonecznego jest odchylana w obie strony magnetopauzy, podobnie jak woda jest odchylana przed dziobem statku. Strefa uderzonej plazmy wiatru słonecznego to magneto - osłona . Na Ziemi i na wszystkich innych planetach z wewnętrznymi polami magnetycznymi część plazmy z wiatru słonecznego zdoła przedostać się do magnetosfery i zostać uwięziona. Na Ziemi plazma wiatru słonecznego, która wnika w magnetosferę, tworzy warstwę plazmy . Ilość plazmy i energii wiatru słonecznego, która wnika do magnetosfery, jest regulowana przez orientację międzyplanetarnego pola magnetycznego , które jest osadzone w wietrze słonecznym.

Słońce i inne gwiazdy posiadające pola magnetyczne i wiatry gwiazdowe mają magnetopauzę słoneczną lub heliopauzę, w której środowisko gwiezdne jest ograniczone przez środowisko międzygwiazdowe.

Charakterystyka

Schematyczne przedstawienie planetarnego dipolowego pola magnetycznego w próżni (po prawej stronie) zdeformowanego przez obszar plazmy o nieskończonej przewodności. Słońce jest po lewej stronie. Konfiguracja odpowiada dipolowi obrazu (zielona strzałka) umieszczonemu w podwójnej odległości od dipola planetarnego do granicy interakcji.

Przed erą eksploracji kosmosu przestrzeń międzyplanetarną uważano za próżnię. Zbieg superrozbłysku Carringtona i supergeomagnetycznego zdarzenia z 1859 roku był dowodem na to, że podczas rozbłysku plazma została wyrzucona ze Słońca. Chapman i Ferraro zasugerowali, że plazma została wyemitowana przez Słońce w rozbłysku jako część zjawiska rozbłysku, które zakłóciło pole magnetyczne planety w sposób znany jako burza geomagnetyczna. Częstotliwość zderzeń cząstek w plazmie w ośrodku międzyplanetarnym jest bardzo niska, a przewodność elektryczna tak wysoka, że ​​można ją przybliżyć do nieskończonego przewodnika. Pole magnetyczne w próżni nie może przeniknąć do objętości o nieskończonej przewodności. Chapman i Bartels (1940) zilustrowali tę koncepcję, postulując płytkę o nieskończonym przewodnictwie umieszczoną po dziennej stronie dipola planety, jak pokazano na schemacie. Linie pola od strony dnia są wygięte. Na niskich szerokościach geograficznych linie pola magnetycznego są popychane do wewnątrz. Na dużych szerokościach geograficznych linie pola magnetycznego są przesuwane do tyłu i nad regionami polarnymi. Granicą pomiędzy obszarem zdominowanym przez pole magnetyczne planety (tj. magnetosferą ) a plazmą w ośrodku międzyplanetarnym jest magnetopauza. Konfigurację równoważną płaskiej, nieskończenie przewodzącej płycie uzyskuje się poprzez umieszczenie dipola obrazu (zielona strzałka po lewej stronie schematu) w odległości dwukrotnej odległości od dipola planety do magnetopauzy wzdłuż linii planeta-Słońce. Ponieważ wiatr słoneczny nieustannie płynie na zewnątrz, magnetopauza powyżej, poniżej i po bokach planety jest cofana w ogon geomagnetyczny, jak pokazano w koncepcji artysty. Obszar (zaznaczony na schemacie na różowo), który oddziela linie pola od planety, które są popychane do wewnątrz od tych, które są popychane do tyłu nad biegunami, to obszar o słabym polu magnetycznym lub wierzchołek dzienny. Cząstki wiatru słonecznego mogą przedostać się do magnetosfery planety przez region wierzchołkowy. Ponieważ wiatr słoneczny istnieje przez cały czas, a nie tylko w czasie rozbłysków słonecznych, magnetopauza jest stałą cechą przestrzeni w pobliżu każdej planety z polem magnetycznym.

Linie pola magnetycznego pola magnetycznego planety nie są stacjonarne. Ciągle łączą się lub łączą z liniami pola magnetycznego międzyplanetarnego pola magnetycznego. Połączone linie pola są cofane przez bieguny do planetarnego ogona magnetycznego. W ogonie linie pola z pola magnetycznego planety zostają ponownie połączone i zaczynają poruszać się w kierunku nocnej strony planety. Fizykę tego procesu po raz pierwszy wyjaśnił Dungey (1961).

Gdyby założyć, że magnetopauza była tylko granicą pomiędzy polem magnetycznym w próżni a plazmą z osadzonym w niej słabym polem magnetycznym, wówczas magnetopauza byłaby określona przez elektrony i jony wchodzące w jeden promień żyroskopu w domenę pola magnetycznego. Ponieważ ruch żyroskopowy elektronów i jonów odbywa się w przeciwnych kierunkach, wzdłuż granicy płynie prąd elektryczny. Rzeczywista magnetopauza jest znacznie bardziej złożona.

Szacowanie dystansu do magnetopauzy

Jeśli pominie się ciśnienie cząstek w magnetosferze, możliwe jest oszacowanie odległości do tej części magnetosfery, która jest zwrócona do Słońca . Warunkiem regulujące tę pozycję jest to, że dynamiczne ciśnienie baran z wiatru słonecznego jest równe ciśnieniu magnetyczne z ziemi „s pola magnetycznego :

gdzie i to gęstość oraz prędkość z wiatru słonecznego i B ( R ) jest natężenie pola magnetycznego na planecie SI jednostek ( B w T , jj 0 z H / m ).

Ponieważ natężenie dipolowego pola magnetycznego zmienia się wraz z odległością, ponieważ natężenie pola magnetycznego można zapisać jako , gdzie jest momentem magnetycznym planety, wyrażonym w .

.

Rozwiązanie tego równania dla r prowadzi do oszacowania odległości

Odległość od Ziemi do podsłonecznej magnetopauzy zmienia się w czasie ze względu na aktywność słoneczną, ale typowe odległości wahają się od 6-15 R . Modele empiryczne wykorzystujące dane dotyczące wiatru słonecznego w czasie rzeczywistym mogą zapewnić oszacowanie w czasie rzeczywistym lokalizacji magnetopauzy. Łuk szok stoi w górę od magnetopauzy. Służy do zwalniania i odchylania strumienia wiatru słonecznego, zanim dotrze do magnetopauzy.

Magnetopauzy Układu Słonecznego

Przegląd magnetopauz Układu Słonecznego
Planeta Numer Moment magnetyczny Odległość magnetopauzy Obserwowany rozmiar magnetosfery wariancja magnetosfery
Rtęć Rtęć 1 0,0004 1,5 1,4 0
Wenus Wenus 2 0 0 0 0
Ziemia Ziemia 3 1 10 10 2
Mars Mars 4 0 0 0 0
Jowisz Jowisz 5 20000 42 75 25
Saturn Saturn 6 600 19 19 3
Uran Uran 7 50 25 18 0
Neptun Neptun 8 25 24 24,5 1,5

Badania nad magnetopauzą prowadzone są przy użyciu układu współrzędnych LMN (który jest układem osi typu XYZ). N wskazuje prostopadle do magnetopauzy na zewnątrz do osłonki magnetomagnetycznej, L leży wzdłuż rzutu osi dipola na magnetopauzę (dodatnie na północ), a M uzupełnia triadę, wskazując w kierunku świtu.

Wenus i Mars nie mają planetarnego pola magnetycznego i nie mają magnetopauzy. Wiatr słoneczny oddziałuje z atmosferą planety i za planetą tworzy się pustka. W przypadku ziemskiego księżyca i innych ciał bez pola magnetycznego lub atmosfery, powierzchnia ciała oddziałuje z wiatrem słonecznym i za ciałem tworzy się pustka.

Zobacz też

Uwagi

  1. ^ Powodem współczynnika 4 jest to, że siła pola magnetycznego wewnątrz magnetopauzy jest dwukrotnie większa niż wartość dipola dla planarnej magnetopauzy
  2. ^ w porównaniu do momentu magnetycznego Ziemi (7,906 x 10 31 gausów m -3 )
  3. ^ typowa odległość między magnetopauzą a magnetosferą w promieniach planety
  4. ^ w promieniach planety
  5. ^ w promieniach planety magnetosfera zmienia się głównie w odpowiedzi na ciśnienie dynamiczne wiatru słonecznego i orientację międzyplanetarnego pola magnetycznego

Bibliografia

  • Atmosfery planetarne .