Магнитопауза

Резкая граница между магнитосферой и окружающей плазмой

Художественное изображение магнитопаузы Земли. Магнитопауза — это место, где давление солнечного ветра и магнитного поля планеты равны. На этом изображении Солнце будет находиться далеко слева.

Магнитопауза — это резкая граница между магнитосферой и окружающей плазмой . Для планетарной науки магнитопауза — это граница между магнитным полем планеты и солнечным ветром . Местоположение магнитопаузы определяется балансом между давлением динамического планетарного магнитного поля и динамическим давлением солнечного ветра. По мере увеличения и уменьшения давления солнечного ветра магнитопауза в ответ движется внутрь и наружу. Волны (рябь и хлопающее движение) вдоль магнитопаузы движутся в направлении потока солнечного ветра в ответ на мелкомасштабные изменения давления солнечного ветра и на нестабильности Кельвина–Гельмгольца .

Солнечный ветер сверхзвуковой 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 — это магнитооболочка. На Земле и всех других планетах с собственными магнитными полями часть плазмы солнечного ветра успевает войти и оказаться в ловушке внутри магнитосферы. На Земле плазма солнечного ветра, которая входит в магнитосферу, образует плазменный слой . Количество плазмы солнечного ветра и энергии, которая входит в магнитосферу, регулируется ориентацией межпланетного магнитного поля , которое встроено в солнечный ветер.

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), деформированного областью плазмы с бесконечной проводимостью. Солнце находится слева. Конфигурация эквивалентна изображению диполя (зеленая стрелка), размещенного на расстоянии, вдвое большем 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 было доказательством того, что плазма была выброшена из Солнца во время вспышки. Чепмен и Ферраро ^{[2] [3] [4] [5]} предположили, что плазма была выброшена Солнцем в виде всплеска как часть вспышки, которая нарушила магнитное поле планеты способом, известным как геомагнитная буря. Частота столкновений частиц в плазме в межпланетной среде очень мала, а электропроводность настолько высока, что ее можно было бы аппроксимировать бесконечным проводником.

Магнитное поле в вакууме не может проникнуть в объем с бесконечной проводимостью. Чепмен и Бартельс (1940) ^[1] проиллюстрировали эту концепцию, постулируя пластину с бесконечной проводимостью, размещенную на дневной стороне диполя планеты, как показано на схеме. Линии поля на дневной стороне изогнуты. На низких широтах линии магнитного поля выталкиваются внутрь. На высоких широтах линии магнитного поля выталкиваются назад и над полярными областями. Граница между областью, в которой доминирует магнитное поле планеты (т. е. магнитосфера ) , и плазмой в межпланетной среде является магнитопауза. Конфигурация, эквивалентная плоской, бесконечно проводящей пластине, достигается путем размещения диполя изображения (зеленая стрелка слева на схеме) на расстоянии, вдвое большем от диполя планеты до магнитопаузы вдоль линии планета-Солнце. Поскольку солнечный ветер непрерывно течет наружу, магнитопауза выше, ниже и по бокам планеты сметается назад в геомагнитный хвост, как показано в концепции художника. Область (показанная на схеме розовым цветом), которая отделяет силовые линии планеты, выталкиваемые внутрь, от тех, которые выталкиваются назад через полюса, является областью слабого магнитного поля или дневным каспом. Частицы солнечного ветра могут проникать в магнитосферу планеты через область каспа. Поскольку солнечный ветер существует все время, а не только во время солнечных вспышек, магнитопауза является постоянной особенностью пространства вблизи любой планеты с магнитным полем.

Линии магнитного поля планеты не являются стационарными. Они непрерывно соединяются или сливаются с линиями магнитного поля межпланетного магнитного поля в процессе, называемом магнитным пересоединением . Объединенные линии поля сметаются обратно через полюса в планетарный магнитный хвост. В хвосте линии поля магнитного поля планеты снова соединяются и начинают двигаться к ночной стороне планеты. Физика этого процесса была впервые объяснена Данджи (1961). ^[6] Таким образом, этот процесс теперь называется Циклом Данджи .

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

Оценка расстояния до магнитопаузы

Если пренебречь давлением частиц внутри магнитосферы, то можно оценить расстояние до части магнитосферы, которая обращена к Солнцу . Условием, определяющим это положение, является то, что динамическое давление лобовой силы солнечного ветра равно магнитному давлению магнитного поля Земли : ^{[примечание 1]} где и — плотность и скорость солнечного ветра , а B ( r ) — напряженность магнитного поля планеты в единицах СИ ( B в Тл , μ в Гн /м). $${\displaystyle (\rho v^{2})_{sw}\approx \left({\frac {4B(r)^{2}}{2\mu _{0}}}\right)_{m}}$$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle v}$

Поскольку напряженность магнитного поля диполя изменяется с расстоянием, то напряженность магнитного поля можно записать как , где — магнитный момент планеты, выраженный в . Решение этого уравнения относительно r приводит к оценке расстояния ${\displaystyle 1/r^{3}}$ ${\displaystyle B(r)={\mu _{0}m \over 4\pi r^{3}}}$ ${\displaystyle m}$ ${\displaystyle A\cdot m^{2}}$ $${\displaystyle \rho v^{2}\approx {\frac {\mu _{0}m^{2}}{8\pi ^{2}r^{6}}}.}$$ $${\displaystyle r\approx {\sqrt[{6}]{\frac {\mu _{0}m^{2}}{8\pi ^{2}\rho v^{2}}}}}$$

Расстояние от Земли до субсолнечной магнитопаузы меняется со временем из-за солнечной активности, но типичные расстояния находятся в диапазоне 6–15 R ${\displaystyle _{\oplus }}$ . Эмпирические модели ^{[8] [9], использующие данные} о солнечном ветре в реальном времени, могут обеспечить оценку местоположения магнитопаузы в реальном времени. Головная ударная волна расположена выше по течению от магнитопаузы. Она 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 перпендикулярно магнитопаузе наружу к магнитооболочке, L лежит вдоль проекции оси диполя на магнитопаузу (положительный север), а M завершает триаду, указывая на рассвет.

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

Смотрите также

• Гелиопауза
• Геопауза
• Носовая ударная волна
• Солнечная система
• Для приложений к движению космических аппаратов см. магнитный парус.

Примечания

1. Причина использования множителя 4 заключается в том, что напряженность магнитного поля непосредственно внутри магнитопаузы в два раза превышает дипольное значение 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. в радиусах планет магнитосфера изменяется в основном в ответ на динамическое давление солнечного ветра и ориентацию межпланетного магнитного поля

Ссылки

• Планетарные атмосферы .

1. Сидней Чепмен; Дж. Бартельс (1940). Геомагнетизм, т. II . Oxford Univ. Press .
2. Чепмен, Сидней; VCA Ферраро (1931). «Новая теория магнитных бурь». Земной магнетизм . 36 (2): 77–97. Bibcode : 1931TeMAE..36...77C. doi : 10.1029/TE036i002p00077.
3. Чепмен, Сидней; VCA Ферраро (1931). «Новая теория магнитных бурь». Terrestrial Magnetism . 36 (3): 171–186. Bibcode : 1931TeMAE..36..171C. doi : 10.1029/TE036i003p00171.
4. Чепмен, Сидней; VCA Ферраро (1933). "Новая теория магнитных бурь, II. Основная фаза". Земной магнетизм . 38 : 79. doi :10.1029/TE038i002p00079.
5. Чепмен, Сидней; VCA Ферраро (1940). «Теория первой фазы геомагнитной бури». Земной магнетизм . 45 (3): 245. Bibcode : 1940TeMAE..45..245C. doi : 10.1029/te045i003p00245.
6. Dungey, JW (январь 1961). «Межпланетное магнитное поле и авроральные зоны». Phys. Rev. Lett . 6 (2): 47–48. Bibcode :1961PhRvL...6...47D. doi :10.1103/PhysRevLett.6.47 . Получено 12 июля 2011 г. .
7. Физика магнитопаузы, под редакцией П. Сонга, БУ О. Соннерупа, МФ Томсена , Американский геофизический союз, Вашингтон, округ Колумбия, Серия геофизических монографий, том 90, 1995. 447 страниц, ISBN 0-87590-047-X 
8. Roelof, E.; Sibeck, D. (1993). "Форма магнитопаузы как двумерная функция межпланетного магнитного поля Bz и динамического давления солнечного ветра". J. Geophys. Res . 98 (A12): A12. Bibcode : 1993JGR....9821421R. doi : 10.1029/93JA02362.
9. Shue, H.; Chao, J.; Fu, H.; Russell, C.; Song, P.; Khurana, K.; Singer, H. (1997). "Новая функциональная форма для изучения управления солнечным ветром размером и формой магнитопаузы". J. Geophys. Res . 102 (A5): A5. Bibcode : 1997JGR...102.9497S. doi : 10.1029/97JA00196.
10. Де Патер, Имке ; Лиссауэр, Джек Дж. (2001). Планетарные науки . Кембридж: Cambridge University Press. стр. 261. ISBN 0-521-48219-4. OCLC  45283049.
11. MK Kivelson; F. Bagenal (2006). P. Weissman; L.-A. McFadden; T. Johnson (ред.). «Планетарные магнитосферы» в Энциклопедии Солнечной системы (2-е изд.). Academic Press . стр. 477. ISBN 978-0-12-088589-3.
12. J. Luhmann; M. Tatrallyay; R. Pepin, ред. (1992). Венера и Марс: взаимодействия атмосфер, ионосфер и солнечного ветра, серия геофизических монографий, том 66. Вашингтон, округ Колумбия: Am. Geophys. Union. стр. 448. ISBN 978-0-87590-032-2.