МАГНИТОСФЕРА

МАГНИТОСФЕРА

       

область околоземного пр-ва, физ. св-ва, размеры и форма к-рой определяются магн. полем Земли и его вз-ствием с потоками заряж. ч-ц от Солнца (солнечным ветром). М. несферична, она сильно вытянута в сторону, противоположную направлению на Солнце. С дневной стороны поток плазмы солн. ветра сжимает геомагн. поле (искажая его дипольный характер), на ночной стороне силовые линии магн. поля вытягиваются в протяжённый магн. хвост (рис.). Линии геомагн. поля, расположенные выше плоскости эклектики, направлены к Солнцу, ниже — от Солнца (согласно расположению магн. полюсов Земли). Диаметр хвоста составляет =40Rзем (земных радиусов).

Строение земной магнитосферы в плоскости, проходящей через магн. полюсы Земли и линию Земля — Солнце.

Поля противоположных направлений в магн. хвосте разделяет токовый слой. Внутри токового слоя напряжённость поля близка к нулю, здесь давление полей разл. направлений уравновешивается давлением горячей плазмы, поэтому часто говорят, что противоположно направленные поля в геомагн. хвосте разделены нейтр. слоем. Давление магн. поля уравновешивается давлением плазмы и вдоль всей границы М. Границу М. при грубом рассмотрении можно считать непрозрачной для солн. ветра. На дневной стороне граница М.— магнитопауза — проходит на расстоянии =10Rзем. Напряжённость поля на границе зависит от параметров солн. ветра и обычно составляет неск. десятков гамм. Сверхзвук. поток солн. плазмы при обтекании М. вызывает формирование бесстолкновительной ударной волны. Все линии геомагн. поля в М. можно разделить на два классах линии, близкие к линиям магн. диполя, и линии, уходящие в хвост М. В пр-ве эти два класса линий разделены областями, к-рые наз. полярными овалами (северным и южным). Топология поля в районе овалов такова, что здесь можно говорить о существовании магн. щели, в к-рую проникают ч-цы солн. ветра. Особенно эффективно ч-цы проникают в щель вблизи полуденного меридиана, эту область часто называют полярным каспом. Прорвавшиеся в М. ч-цы вызывают полярные сияния, однако процессы в полярных овалах чрезвычайно сложны, и происходящие там явления нельзя рассматривать как результат только прямого прорыва ч-ц солн. ветра. Внутр. часть М., расположенную в пределах диполеподобного геомагн. поля (примерно до ЗRзем), называют плазмосферой. Концентрация ч-ц «холодной» плазмы в плазмосфере составляет =104 см-3; ч-цы плазмосферы участвуют в суточном вращении Земли.

Концентрация ч-ц во внеш. части М. на 2—3 порядка ниже, чем в плазмосфере; движение ч-ц плазмы здесь определяется электрич. полями, возбуждаемыми солн. ветром. Общая картина движений (конвекции) ч-ц во внеш. частях М. сильно зависит от величины и направления магн. поля в межпланетной среде.

Во внутр. областях М. магн. поле удерживает, как в магн. ловушке, потоки быстрых ч-ц с энергией в сотни и более кэВ. Эти ч-цы образуют радиационные пояса Земли. Резкое возрастание плотности энергии в солн. ветре приводит к магнитосферным бурям (усилению полярных сияний, возрастанию потоков ч-ц в радиац. поясах, искажению магн. поля Земли). Бури часто объясняют быстрым выделением энергии, запасённой в полях хвостовой части М. Альтернативным объяснением явл. представление о магнитосферной динамо-генерации эдс на границе М.

Исследования при помощи косм. аппаратов показали, что М. существует и у нек-рых др. планет. М. Меркурия напоминает М. Земли, но магн. поле Меркурия значительно слабее. М. Юпитера — самая мощная среди М. планет. Она простирается до 100RЮ. Большие размеры М. и высокая скорость вращения Юпитера приводят к заметному влиянию на М. центробежных сил — М. Юпитера сплющена. На её границе напряжённость магн. поля =6g. Обширной М. окружена планета Сатурн. Магн. поле Венеры определяется в осн. токами униполярной индукции, возникающими при взаимодействии солн. ветра с ионосферой. Здесь, как и у комет, можно говорить о наведённой М.

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.