Магнитопауза

Резкая граница между магнитосферой и окружающей плазмой

Художественное изображение магнитопаузы Земли. Магнитопауза – это место, где давление солнечного ветра и магнитного поля планеты равны. Положение Солнца на этом изображении будет далеко слева.

Магнитопауза — резкая граница между магнитосферой и окружающей плазмой . Для планетологии магнитопауза — это граница между магнитным полем планеты и солнечным ветром . Местоположение магнитопаузы определяется балансом между давлением динамического магнитного поля планеты и динамическим давлением солнечного ветра. Когда давление солнечного ветра увеличивается и уменьшается, магнитопауза в ответ перемещается внутрь и наружу. Волны (рябь и колеблющееся движение) вдоль магнитопаузы движутся в направлении потока солнечного ветра в ответ на мелкомасштабные изменения давления солнечного ветра и на неустойчивость Кельвина-Гельмгольца .

Солнечный ветер является сверхзвуковым и проходит через головную ударную волну , где направление потока изменяется так, что большая часть плазмы солнечного ветра отклоняется в обе стороны от магнитопаузы, подобно тому, как вода отклоняется перед носом корабля. Зона ударной плазмы солнечного ветра — магнитослой . На Земле и на всех других планетах с собственными магнитными полями некоторая часть плазмы солнечного ветра проникает в магнитосферу и оказывается в ловушке. На Земле плазма солнечного ветра, попадающая в магнитосферу, образует плазменный слой . Количество плазмы и энергии солнечного ветра, поступающей в магнитосферу, регулируется ориентацией межпланетного магнитного поля , заключенного в солнечном ветре.

Солнце и другие звезды с магнитными полями и звездными ветрами имеют солнечную магнитопаузу или гелиопаузу , где звездная среда ограничена межзвездной средой.

Характеристики

Схематическое изображение планетарного дипольного магнитного поля в вакууме (справа), деформированном областью плазмы с бесконечной проводимостью. Солнце находится слева. Конфигурация эквивалентна изображению диполя (зеленая стрелка), расположенного на удвоенном расстоянии от планетарного диполя до границы взаимодействия. ^[1]

До эпохи освоения космоса межпланетное пространство считалось вакуумом. Совпадение первого наблюдения солнечной вспышки и геомагнитной бури 1859 года свидетельствовало о выбросе плазмы с Солнца во время вспышки. Чепмен и Ферраро ^{[2] [3] [4] [5]} предположили, что плазма была испущена Солнцем во время вспышки как часть вспышки, которая нарушила магнитное поле планеты способом, известным как геомагнитная буря. Частота столкновений частиц в плазме межпланетной среды очень мала, а электропроводность настолько велика, что ее можно аппроксимировать бесконечным проводником. Магнитное поле в вакууме не может проникнуть в объем с бесконечной проводимостью. Чепмен и Бартельс (1940) ^[1] проиллюстрировали эту концепцию, постулировав наличие пластины с бесконечной проводимостью, расположенной на дневной стороне диполя планеты, как показано на схеме. Линии поля на дневной стороне изогнуты. На низких широтах силовые линии магнитного поля сдвинуты внутрь. В высоких широтах силовые линии магнитного поля отодвинуты назад и над полярными областями. Границей между областью доминирования магнитного поля планеты (т. е. магнитосферой ) и плазмой в межпланетной среде является магнитопауза. Конфигурация, эквивалентная плоской бесконечно проводящей пластине, достигается путем размещения диполя изображения (зеленая стрелка слева от схемы) на удвоенном расстоянии от диполя планеты до магнитопаузы вдоль линии планета-Солнце. Поскольку солнечный ветер непрерывно течет наружу, магнитопауза сверху, снизу и по бокам планеты смещается назад в геомагнитный хвост, как показано в замысле художника. Область (показана на схеме розовым цветом), которая отделяет силовые линии планеты, отодвинутые внутрь, от тех, которые отодвинуты назад через полюса, представляет собой область слабого магнитного поля или касп на дневной стороне. Частицы солнечного ветра могут проникать в магнитосферу планеты через область каспа. Поскольку солнечный ветер существует всегда, а не только во время солнечных вспышек, магнитопауза является постоянной особенностью пространства вблизи любой планеты с магнитным полем.

Силовые линии магнитного поля планеты не стационарны. Они непрерывно соединяются или сливаются с силовыми линиями межпланетного магнитного поля. Объединенные силовые линии проходят через полюса обратно в магнитный хвост планеты. В хвосте силовые линии магнитного поля планеты воссоединяются и начинают двигаться к ночной стороне планеты. Физика этого процесса была впервые объяснена Данжи (1961). ^[6]

Если предположить, что магнитопауза — это просто граница между магнитным полем в вакууме и плазмой со слабым магнитным полем, заключенным в ней, то магнитопауза определялась бы электронами и ионами, проникающими на один гирорадиус в область магнитного поля. Поскольку гиродвижение электронов и ионов происходит в противоположных направлениях, вдоль границы течет электрический ток. Реальная магнитопауза гораздо сложнее. ^[7]

Оценка расстояния до магнитопаузы

Если пренебречь давлением частиц внутри магнитосферы, можно оценить расстояние до той части магнитосферы, которая обращена к Солнцу . Условием, определяющим это положение, является то, что динамическое давление солнечного ветра равно магнитному давлению магнитного поля Земли : ^{[примечание 1]}

$${\displaystyle (\rho v^{2})_{sw}\approx \left({\frac {4B(r)^{2}}{2\mu _{0}}}\right)_{m}}$$

плотностьскоростьветраB ( r )напряженность магнитного поляСИ ( BТμ Гн ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle v}$

Поскольку напряженность магнитного поля диполя меняется с расстоянием, то силу магнитного поля можно записать как , где – магнитный момент планеты, выраженный в . ${\displaystyle 1/r^{3}}$ ${\displaystyle B(r)=B_{0}/r^{3}}$ ${\displaystyle B_{0}}$ ${\displaystyle \mathrm {T\cdot m^{3}} }$

$${\displaystyle \rho v^{2}\approx {\frac {2B_{0}^{2}}{r^{6}\mu _{0}}}.}$$

$${\displaystyle r\approx {\sqrt[{6}]{\frac {2B_{0}^{2}}{\mu _{0}\rho v^{2}}}}}$$

Расстояние от Земли до подсолнечной магнитопаузы меняется со временем из-за солнечной активности, но типичные расстояния колеблются в пределах 6–15 R. ${\displaystyle _{\oplus }}$ Эмпирические модели ^{[8] [9] с использованием данных} о солнечном ветре в реальном времени могут обеспечить оценку местоположения магнитопаузы в реальном времени. Головная ударная волна находится выше магнитопаузы. Он служит для замедления и отклонения потока солнечного ветра до того, как он достигнет магнитопаузы. ^[10]

Магнитопаузы Солнечной системы

Исследования магнитопаузы проводятся с использованием системы координат LMN (которая представляет собой набор осей типа XYZ). N указывает нормаль к магнитопаузе наружу к магнитослою, L лежит вдоль проекции оси диполя на магнитопаузу (положительная к северу), а M завершает триаду, указывая в сторону рассвета.

Венера и Марс не имеют планетарного магнитного поля и не имеют магнитопаузы. Солнечный ветер взаимодействует с атмосферой планеты ^[12] и позади планеты создается пустота. В случае земной Луны и других тел без магнитного поля и атмосферы поверхность тела взаимодействует с солнечным ветром и позади тела создается пустота.

Смотрите также

• Гелиопауза
• Геопауза
• Ударная волна
• Солнечная система
• Информацию о применении в двигательных установках космических кораблей см. в разделе «Магнитный парус» .

Примечания

1. Причина коэффициента 4 заключается в том, что напряженность магнитного поля внутри магнитопаузы в два раза превышает значение диполя для плоской магнитопаузы.
2. по сравнению с магнитным моментом Земли (7,906 x 10 ³¹ гаусс м ³ )
3. типичное расстояние между магнитопаузой и магнитосферой в радиусах планеты
4. в радиусах планет
5. по радиусам планет магнитосфера меняется в основном в зависимости от динамического давления солнечного ветра и ориентации межпланетного магнитного поля.

Рекомендации

• Планетарные атмосферы .

1. Сидней Чепмен; Дж. Бартельс (1940). Геомагнетизм, Vol. II . Оксфордский университет. Нажимать .
2. Чепмен, Сидни; СВК Ферраро (1931). «Новая теория магнитных бурь». Земной магнетизм . 36 (2): 77–97. Бибкод : 1931TeMAE..36...77C. дои : 10.1029/TE036i002p00077.
3. Чепмен, Сидни; СВК Ферраро (1931). «Новая теория магнитных бурь». Земной магнетизм . 36 (3): 171–186. Бибкод : 1931TeMAE..36..171C. дои : 10.1029/TE036i003p00171.
4. Чепмен, Сидни; СВК Ферраро (1933). «Новая теория магнитных бурь, II. Основная фаза». Земной магнетизм . 38:79 . дои :10.1029/TE038i002p00079.
5. Чепмен, Сидни; СВК Ферраро (1940). «Теория первой фазы геомагнитной бури». Земной магнетизм . 45 (3): 245. Бибкод : 1940TeMAE..45..245C. дои : 10.1029/te045i003p00245.
6. Данжи, JW (январь 1961 г.). «Межпланетное магнитное поле и авроральные зоны». Физ. Преподобный Летт . 6 (2): 47–48. Бибкод : 1961PhRvL...6...47D. doi :10.1103/PhysRevLett.6.47 . Проверено 12 июля 2011 г.
7. Физика магнитопаузы, под редакцией П. Сонга, BU Ö. Зоннеруп, М.Ф. Томсен , American Geophys. Юнион, Вашингтон, округ Колумбия, Серия геофизических монографий, том 90, 1995. 447 страниц, ISBN 0-87590-047-X 
8. Рулоф, Э.; Сибек, Д. (1993). «Форма магнитопаузы как двумерная функция межпланетного магнитного поля Bz и динамического давления солнечного ветра». Дж. Геофиз. Рез . 98 (А12): А12. Бибкод : 1993JGR....9821421R. дои : 10.1029/93JA02362.
9. Шу, Х.; Чао, Дж.; Фу, Х.; Рассел, К.; Песня, П.; Хурана, К.; Сингер, Х. (1997). «Новая функциональная форма для изучения управления солнечным ветром размером и формой магнитопаузы». Дж. Геофиз. Рез . 102 (А5): А5. Бибкод : 1997JGR...102.9497S. дои : 10.1029/97JA00196.
10. Де Патер, Имке ; Лиссауэр, Джек Дж. (2001). Планетарные науки . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 261. ИСБН 0-521-48219-4. ОСЛК  45283049.
11. МК Кивельсон; Ф. Багеналь (2006). П. Вайсман; Л.-А. Макфадден; Т. Джонсон (ред.). «Планетарные магнитосферы» в Энциклопедии Солнечной системы (2-е изд.). Академическая пресса . п. 477. ИСБН 978-0-12-088589-3.
12. Дж. Луман; М. Татралляй; Р. Пепин, ред. (1992). Венера и Марс: атмосфера, ионосфера и взаимодействие солнечного ветра, Серия геофизических монографий, том 66 . Вашингтон, округ Колумбия: Am. Геофиз. Союз. п. 448. ИСБН 978-0-87590-032-2.