Magnetopauza - Magnetopause

Umělecké ztvárnění magnetopauzy Země. Magnetopauza je místo, kde je tlak ze slunečního větru a magnetického pole planety stejný. Poloha Slunce by na tomto obrázku byla hodně vlevo.

Magnetopauza je náhlé hranice mezi magnetosféru a okolní plazma . Pro planetární vědu je magnetopauza hranicí mezi magnetickým polem planety a slunečním větrem . Umístění magnetopauzy je určeno rovnováhou mezi tlakem dynamického planetárního magnetického pole a dynamickým tlakem slunečního větru. Jak tlak slunečního větru roste a klesá, magnetopauza se v reakci pohybuje dovnitř a ven. Vlny (vlnění a mávající pohyb) podél magnetopauzy se pohybují ve směru toku slunečního větru v reakci na drobné změny tlaku slunečního větru a na nestabilitu Kelvin-Helmholtz .

Sluneční vítr je nadzvukový a prochází příďovým rázem, kde se mění směr proudění, takže většina plazmatu slunečního větru se odkloní na obě strany magnetopauzy, podobně jako se voda odkloní před přídí lodi. Zónou šokované sluneční sluneční plazmy je magnetosféra . Na Zemi a na všech ostatních planetách s vnitřními magnetickými poli se některé plazmě slunečního větru podaří vstoupit do magnetosféry a uvěznit se v ní. Na Zemi tvoří plazma sluneční plazma, která vstupuje do magnetosféry . Množství plazmatu a energie slunečního větru, které vstupuje do magnetosféry, je regulováno orientací meziplanetárního magnetického pole , které je zapuštěno do slunečního větru.

Slunce a další hvězdy s magnetickými poli a hvězdnými větry mají sluneční magnetopauzu nebo heliopauzu, kde je hvězdné prostředí ohraničeno mezihvězdným prostředím.

Charakteristika

Schematické znázornění planetárního dipólového magnetického pole ve vakuu (pravá strana) deformovaného oblastí plazmatu s nekonečnou vodivostí. Slunce je vlevo. Konfigurace je ekvivalentní dipólu obrazu (zelená šipka) umístěnému ve dvojnásobné vzdálenosti od planetárního dipólu k hranici interakce.

Před věkem průzkumu vesmíru byl meziplanetární prostor považován za vakuum. Shoda Carringtonovy super erupce a super geomagnetické události z roku 1859 byla důkazem, že plazma byla během sluneční erupce vyvržena ze Slunce. Chapman a Ferraro navrhli, aby v důsledku výbuchu, který narušil magnetické pole planety způsobem známým jako geomagnetická bouře, Slunce vyzařovalo Slunce výbuchem. Srážková frekvence částic v plazmě v meziplanetárním médiu je velmi nízká a elektrická vodivost je tak vysoká, že by se dala přiblížit nekonečnému vodiči. Magnetické pole ve vakuu nemůže proniknout do objemu s nekonečnou vodivostí. Chapman a Bartels (1940) tento koncept ilustrovali postulováním desky s nekonečnou vodivostí umístěné na straně dipólu planety, jak je znázorněno na schématu. Polní čáry na denní straně jsou ohnuté. V nízkých zeměpisných šířkách jsou čáry magnetického pole tlačeny dovnitř. Ve vysokých zeměpisných šířkách jsou linie magnetického pole tlačeny dozadu a přes polární oblasti. Hranicí mezi oblastí, v níž dominuje magnetické pole planety (tj. Magnetosféra ), a plazmatem v meziplanetárním médiu je magnetopauza. Konfigurace ekvivalentní ploché, nekonečně vodivé desce je dosaženo umístěním obrazového dipólu (zelená šipka vlevo od schématu) do dvojnásobné vzdálenosti od dipólu planety k magnetopauze podél linie planeta-slunce. Protože sluneční vítr nepřetržitě proudí ven, magnetopauza nad, pod a po stranách planety je smetena zpět do geomagnetického ocasu, jak ukazuje koncept umělce. Oblast (znázorněná na schématu růžově), která odděluje siločáry od planety, které jsou tlačeny dovnitř od těch, které jsou tlačeny zpět přes póly, je oblast slabého magnetického pole nebo špičky na denní straně. Částice slunečního větru mohou vstoupit do magnetosféry planety přes vrchol. Protože sluneční vítr existuje vždy a nejen v dobách slunečních erupcí, je magnetopauza trvalým rysem prostoru poblíž jakékoli planety s magnetickým polem.

Čáry magnetického pole magnetického pole planety nejsou nehybné. Neustále se spojují nebo splývají s čarami magnetického pole meziplanetárního magnetického pole. Spojené siločáry jsou zameteny zpět přes póly do planetárního magnetického ocasu. V ocasu se siločáry z magnetického pole planety znovu spojí a začnou se pohybovat směrem k noční straně planety. Fyziku tohoto procesu poprvé vysvětlil Dungey (1961).

Pokud bychom předpokládali, že magnetopauza je jen hranicí mezi magnetickým polem ve vakuu a plazmou se slabým magnetickým polem, které je v něm uloženo, pak by magnetopauza byla definována elektrony a ionty pronikajícími jedním gyroradiem do domény magnetického pole. Protože je pohyb elektronů a iontů v opačných směrech, protéká podél hranice elektrický proud. Vlastní magnetopauza je mnohem složitější.

Odhad odstupové vzdálenosti od magnetopauzy

Pokud je tlak částic uvnitř magnetosféry zanedbán, je možné odhadnout vzdálenost k části magnetosféry, která je obrácena ke Slunci . Podmínkou upravující tento postoj je, že dynamický tlak ram ze slunečního větru se rovná magnetické tlakem od Země je magnetické pole :

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

kde a jsou hustota a rychlost na slunečního větru , a B ( r ) je intenzita magnetického pole planety v SI jednotek ( B v T , u Stabilizátory ₀ v H / m ). ${\ Displaystyle \ rho}$${\ displaystyle v}$

Protože síla dipólového magnetického pole se mění se vzdáleností, lze sílu magnetického pole zapsat jako , kde je magnetický moment planety vyjádřen v . ${\ Displaystyle 1/r^{3}}$${\ Displaystyle B (r) = B_ {0}/r^{3}}$${\ displaystyle B_ {0}}$${\ Displaystyle [T \ cdot m^{3}]}$

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

Řešení této rovnice pro r vede k odhadu vzdálenosti

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

Vzdálenost od Země k subsolar magnetopauzy se mění v průběhu času v důsledku sluneční aktivity, ale typické vzdálenosti v rozsahu od 6-15 R . Empirické modely využívající data slunečního větru v reálném čase mohou poskytnout odhad polohy magnetopauzy v reálném čase. Proti magnetopauze stojí proti proudu luk . Slouží ke zpomalení a vychýlení proudu slunečního větru, než dosáhne magnetopauzy. ${\ displaystyle _ {\ oplus}}$

Magnetopauzy sluneční soustavy

Přehled magnetopauzy sluneční soustavy

Planeta	Číslo	Magnetický moment	Vzdálenost magnetopauzy	Pozorovaná velikost magnetosféry	rozptyl magnetosféry
Rtuť	1	0,0004	1.5	1.4	0
Venuše	2	0	0	0	0
Země	3	1	10	10	2
Mars	4	0	0	0	0
Jupiter	5	20 000	42	75	25
Saturn	6	600	19	19	3
Uran	7	50	25	18	0
Neptune	8	25	24	24.5	1.5

Výzkum magnetopauzy se provádí pomocí souřadnicového systému LMN (který je souborem os jako XYZ). N bodů kolmých k magnetopauze směrem ven k magnetospodu, L leží podél projekce osy dipólu na magnetopauzu (kladný sever) a M dokončuje triádu ukazováním za úsvitu.

Venuše a Mars nemají planetární magnetické pole a nemají magnetopauzu. Sluneční vítr interaguje s atmosférou planety a za planetou se vytváří prázdnota. V případě zemského měsíce a dalších těles bez magnetického pole nebo atmosféry povrch tělesa interaguje se slunečním větrem a za tělem se vytvoří prázdnota.

Viz také

• Heliopause
• Geopauza
• Rázová vlna
• Sluneční Soustava
• Aplikace pro pohon kosmických lodí viz magnetická plachta
• Seznam článků z fyziky plazmatu

Poznámky

Reference

• Planetární atmosféry .