Magnetosfera

Magnetosfera chroni Ziemię przed działaniem wiatru słonecznego będącego źródłem naładowanych cząstek

Magnetosfera – obszar wokół ciała niebieskiego, w którym ruchy i zjawiska dotyczące naładowanych cząstek są zdominowane przez pole magnetyczne danego obiektu. W Układzie Słonecznym następujące ciała niebieskie posiadają magnetosferę: Słońce, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Ziemia, Merkury oraz Ganimedes, księżyc Jowisza[1]. Pojęcie to jest również stosowane jako określenie obszaru zdominowanego przez oddziaływanie pola magnetycznego, pochodzącego od obiektów astronomicznych jak np. magnetosfera pulsara.

Ziemska magnetosfera

Historia badań

Ziemska magnetosfera została odkryta w roku 1958 przez amerykańską sondę kosmiczną Explorer 1 podczas badań przeprowadzanych w trakcie Międzynarodowego Roku Geofizycznego (ang. International Geophysical Year). Misje sond kosmicznych umożliwiły także odkrycie wiatru słonecznego i określenie związków między prądami płynącymi w magnetosferze a emisją cząstek naładowanych ze Słońca.

W 1959 roku Thomas Gold z Uniwersytetu w Cornell zaproponował nazwę magnetosfera, pisząc w swojej publikacji:

Region ponad jonosferą, w którym ziemskie pole magnetyczne ma dominujące znaczenie w ruchach gazów i naładowanych cząstek, oraz jak wiadomo rozciąga się na dystansie 10 promieni ziemskich, może być zwany magnetosferą. [Journal Geophysical Results LXIV. 1219/1]

Charakterystyka

Magnetosfera Ziemi to obszar przestrzeni kosmicznej będący strefą oddziaływania ziemskiego pola magnetycznego. Kształt magnetosfery określa ziemskie pole magnetyczne, w dobrym przybliżeniu dipolowe, które jest zniekształcane poprzez wiatr słoneczny. Wiatr może w podobny sposób oddziaływać z magnetosferami i pasami radiacyjnymi innych planet mających własne pole magnetyczne. W kierunku Słońca magnetosfera jest odległa od centrum Ziemi o ok. 70 000 km (10-12 promieni ziemskich), a obszar ten jest poddany ciśnieniu wiatru słonecznego, wskutek czego jest niesymetryczny z magnetosferą w kierunku odsłonecznym. Warkocz magnetosferyczny rozciąga się na odległość nawet 100 promieni ziemskich.

Ruch swobodnych elektronów i jonów w magnetosferze jest określony głównie przez pola magnetyczne, którego zmiany mogą wytwarzać pola elektryczne i komplikować przepływ prądu. Ruch wzdłuż linii sił pola magnetycznego ogranicza zderzenia cząstek.

Geokorona, czyli otoczka wokół Ziemi złożona z neutralnych gazów, rozciąga się na dystansie do ok. 4-5 promieni ziemskich, a cząstki tego obszaru słabo oddziałują z plazmą wnętrza magnetosfery.

W magnetosferze znajdują się dwa współśrodkowe pierścienie o zwiększonej gęstości cząstek naładowanych elektrycznie – pasy radiacyjne, tzw. pasy Van Allena.

Struktura

Ogólna struktura magnetosfery w przekroju południkowym: 1) łukowa fala uderzeniowa, 2) otok magnetyczny, 3) magnetopauza, 4) magnetosfera, 5) północny płat magnetosferyczny, 6) południowy płat magnetosferyczny, 7) plazmosfera

Magnetosfera odchyla strumienie naładowanych cząstek przychodzące z zewnątrz w postaci wiatru słonecznego (w przypadku Ziemi i innych planet Układu Słonecznego), wywołując powstanie w nim łukowej fali uderzeniowej (ang. bow shock), w której znacząco wzrasta temperatura elektronowa. Ta podgrzana plazma tworzy otok magnetosfery (ang. magnetosheath), z którego większa część jonów opływa magnetosferę wzdłuż magnetopauzy, a niewielka część dostaje się w leje polarne (ang. polar cusps)[2][3]. Magnetopauza, dynamiczna granica magnetosfery, tworzy się w wyniku zrównoważenia ciśnienia (dynamicznego i magnetycznego) wiatru słonecznego i pola magnetycznego planety[4]. Od magnetopauzy w głąb magnetosfery rozwija się płaszcz plazmowy. Po stronie nocnej („zawietrznej”) linie pola tworzą ogon magnetosferyczny (ang. magnetotail) złożony z dwóch płatów po dwóch stronach równika magnetycznego. Rozdziela je warstwa plazmowa, obszar gromadzenia się gorącej plazmy, gdzie pole magnetyczne jest osłabione[5].

Pole magnetyczne więzi w otoczeniu planety cząstki naładowane, pochodzące z różnych źródeł. Protony i elektrony tworzą pasy radiacyjne[6]. W przypadku Ziemi stwierdzono, że wysokoenergetyczne protony wewnętrznego pasa pochodzą z rozpadu neutronów wtórnego promieniowania kosmicznego; pochodzenie cząstek w zewnętrznym pasie nie jest dobrze wyjaśnione, ale obserwowane są zmiany ich liczebności skorelowane z burzami magnetycznymi[7]. Jony gazów atmosferycznych, dyfundujące z ziemskiej jonosfery, tworzą plazmosferę rozciągającą się do odległości około 4 R🜨. Mają one bardzo niskie energie w porównaniu z cząstkami pasów radiacyjnych czy płaszcza plazmowego. Na zewnątrz plazmopauzy cząstki dryfują ku magnetopauzie, wewnątrz niej są uwięzione[8].

Zobacz też

Przypisy

  1. ↑ Adam P. Showman, Renu Malhotra. The Galilean Satellites. „Science”. 286, s. 77–84, 1999-10-01 (ang.). 
  2. ↑ Ondoh i Maruhashi 2007 ↓, s. 138–140.
  3. ↑ Ondoh i Maruhashi 2007 ↓, s. 163.
  4. ↑ Ondoh i Maruhashi 2007 ↓, s. 137.
  5. ↑ Ondoh i Maruhashi 2007 ↓, s. 133–134.
  6. ↑ Ondoh i Maruhashi 2007 ↓, s. 158.
  7. ↑ Ondoh i Maruhashi 2007 ↓, s. 185–188.
  8. ↑ Ondoh i Maruhashi 2007 ↓, s. 147.

Bibliografia

  • Tadanori Ondoh, Katasuhide Maruhashi: Wiedza o Środowisku Kosmicznym. Warszawa: Centrum Badań Kosmicznych PAN, 2007. ISBN 83-89439-70-0.

Media użyte na tej stronie

Magnetosphere rendition.jpg
Artist's rendition of Earth's magnetosphere.
Magnetosphere Levels.svg
Artist's concept of the Earth's magnetosphere.

The rounded, bullet-like shape represents the bow shock as the magnetosphere confronts solar winds. The area represented in gray, between the magnetosphere and the bow shock, is called the magnetosheath, while the magnetopause is the boundary between the magnetosphere and the magnetosheath.
The Earth's magnetosphere extends about 10 Earth radii toward the Sun and perhaps similar distances outward on the flanks. The magnetotail is thought to extend as far as 1,000 Earth radii away from the Sun.

  • 1 : Bow shock
  • 2 : Magnetosheath
  • 3 : Magnetopause
  • 4 : Magnetosphere
  • 5 : Northern tail lobe
  • 6 : Southern tail lobe
  • 7 : Plasmasphere