Магнітасфера

Магнітасфе́ра — вобласць прасторы вакол нябеснага цела, у якой паводзіны плазмы, якая атачае цела, вызначаецца магнітным полем гэтага цела.

Альтэрнатыўнае вызначэнне: Магнітасфе́ра — вобласць прасторы вакол планеты ці іншага намагнічанага нябеснага цела, якая ўтвараецца, калі паток зараджаных часціц, напрыклад, сонечнага ветру, адхіляецца ад сваёй першапачатковай траекторыі пад уздзеяннем унутранага магнітнага поля гэтага цела.

Форма і памеры магнітасферы вызначаюцца сілай унутранага магнітнага поля гэтага нябеснага цела і ціскам плазмы (сонечнага ветру), што атачае яго. Усе планеты, якія маюць уласнае магнітнае поле, валодаюць магнітасферай: Зямля, Юпітэр, Сатурн, Уран і Нептун. Меркурый і Марс валодаюць вельмі слабымі магнітасферамі, а таксама Ганімед, адзін з спадарожнікаў Юпітэра (але яго магнітасфера цалкам знаходзіцца ў межах магнітасферы Юпітэра, што прыводзіць да іх складаных унутраных узаемадзеянняў). Іанасферы слаба намагнічаных планет, як напрыклад Венера, часткова адхіляюць паток сонечнага ветру, але яны самі па сабе не маюць магнітасферы.

Тэрмін магнітасфера таксама выкарыстоўваецца для апісання рэгіёнаў, дзе дамінуе магнітнае поле іншых нябесных целаў, напрыклад зорак, пульсараў і інш.

Гісторыя адкрыцця

Межы магнітасферы

Мяжа магнітасферы (магнітапаўза) вызначаецца ўмовай роўнасці ціскаў магнітнага поля і набягальнай плазмы, гэта значыць радыус магнітасферы (альфвенаўскі радыус $\!r_{A}$ ) вызначаецца суадносінамі

{1 \over {8\pi }}B^{2}(r_{A})={1 \over 2}\rho V^{2}(r_{A})

,

дзе $\!B$ — магнітнае поле нябеснага цела, $\!\rho$ і $\!V$ — адпаведна шчыльнасць і хуткасць набягальнага патока плазмы.

Магнітасферы планет

У выпадку набягальнага патоку плазмы, напрыклад, у выпадку ўзаемадзеяння ўласнага магнітнага поля планеты з сонечным ветрам, магнітасфера ўяўляе поласць досыць складанай формы, якую абцякае сонечны вецер.

Пранікненне плазмы ў магнітасферу Зямлі адбываецца непасрэдна праз прамежкі паміж замкнёнымі і «разамкнёнымі» магнітнымі сілавымі лініямі ў магнітапаўзе, названыя дзённымі палярнымі каспамі, або з прычыны гідрамагнітных эфектаў і няўстойлівасцей. Пранікненне плазмы сонечнага ветру можа суправаджацца дзённымі палярнымі ззяннямі ў высокашыротнай іонасферы. Да развіцця такіх няўстойлівасцей прыводзяць, у прыватнасці, рэзкія змены параметраў міжпланетнага асяроддзя. Гэта выяўляецца ў залежнасці частаты і інтэнсіўнасці палярных ззянняў ад узроўню сонечнай актыўнасці.

Частка плазмы, якая пракралася ў магнітасферу, утварае радыяцыйны пояс планеты і плазменны слой.

У Сонечнай сістэме, апроч Зямлі, магнітасфера маецца ў большасці планет.

Магнітасфера Зямлі

Магнітасфера Зямлі мае складаную форму. З боку, звернутага да Сонца, адлегласць да яе мяжы вар'іруецца ў залежнасці ад інтэнсіўнасці сонечнага ветру і складае каля 70000 км (10-12 радыусаў Зямлі Re, дзе Re = 6371 км, (адлегласць адлічваецца ад цэнтра Зямлі). Мяжа магнітасферы, ці магнітапаўза, з боку Сонца па форме нагадвае снарад і па прыблізных ацэнках знаходзіцца на адлегласці каля 15 Re. З начнога боку магнітасфера Зямлі выцягваецца доўгім цыліндрычным хвастом (магнітны хвост), радыус якога складае каля 20-25 Re. Хвост выцягваецца на значную адлегласць — нашмат большае, чым 200 Re, і дзе ён сканчаецца — невядома.

З наяўнасцю магнітасферы звязаны многія праявы Касмічнага надвор'я, такія як геамагнітная актыўнасць, геамагнітная бура і суббура.

Магнітасфера забяспечвае абарону, без якой жыццё на Зямлі была б немагчымае. Марс, магнітнае поле якога вельмі малое, як мяркуюць, страціў значную частку сваіх былых акіянаў і атмасферы за кошт уздзеяння сонечнага ветру. Па той жа прычыне, як мяркуюць, Венера страціла большую частку сваіх вод — за кошт вынасу сонечным ветрам у космас^[1].

Агульныя звесткі

Форму, структуру і памеры магнітасферы Зямлі вызначаюць два галоўных фактару:

Магнітнае поле Зямлі — у першым набліжэнні можа быць апраксімавана полем магнітнага стрыжня, магнітнага дыполя, нахіленага прыкладна на 11° у адносінах да восі вярчэння Зямлі, хоць існуюць і гармонікі больш высокага парадку, як упершыню зазначыў Карл Фрыдрых Гаўс. Велічыня дыпольнага поля Зямлі 0,3—0,6 Гаўса на зямной паверхні, і гэта велічыня памяншаецца прапарцыйна кубу адлегласці, гэта значыць на адлегласці R ад Зямлі яна складае толькі 1/R³ ад магнітнага поля на паверхні. Гармонікі магнітнага поля больш высокага парадку памяншаюцца яшчэ хутчэй, такім чынам, з адлегласцю магнітнае поле дыполя пачынае пераважаць у магнітасферы Зямлі.
Сонечны вецер — уяўляе сабой хуткі паток гарачай плазмы, якая расходзіцца ад Сонца ва ўсіх накірунках. Тыповая хуткасць сонечнага ветру на мяжы зямной магнітасферы 300—800 км/с. Сонечны вецер складаецца з пратонаў, альфа-часціц і электронаў, так што ў цэлым ён квазі-нейтральны. Сонечны вецер працяты міжпланетным магнітным полем, якое ўяўляе сабой галоўным чынам магнітнае поле Сонца, якое пераносіцца плазмай сонечнага ветру на далёкія адлегласці.

Магнітасферы зорак

Найбольш істотна ўплыў магнітасфер зорак на працэсы акрэцыі на іх. Вольнае падзенне плазмы на зорку спыняецца яе магнітным полем на адлегласці яе альфвенаўскага радыусу, гэта значыць на мяжы магнітасферы, акрэцыя пры гэтым накіроўваецца на магнітныя палюсы зоркі.

Гл. таксама

Зноскі

↑ F. Six (1996-09-04). «Solar wind would singe our atmosphere if not for our magnetic field». NASA Space Plasma Physics Branch Pages. http://science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/Edu/magnetosphere/mag4.html Архівавана 2 кастрычніка 2009.. Retrieved 2009-10-27.

Спасылкі

[1] F. Six (1996-09-04). «Solar wind would singe our atmosphere if not for our magnetic field». NASA Space Plasma Physics Branch Pages. http://science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/Edu/magnetosphere/mag4.html Архівавана 2 кастрычніка 2009.. Retrieved 2009-10-27.

[1]

Слоўнікі і энцыклапедыі	Вялікая каталанская · Вялікая кітайская · Вялікая кітайская · Вялікая расійская (старая версія) · Britannica (онлайн) · Britannica (онлайн) · Universalis
Нарматыўны кантроль	GND: 4132479-1 · Microsoft: 130443932 · NDL: 00574730 · NKC: ph122553