Просмотр кода страницы Магнитосфера

'''Магнитосфе́ра''' (от «магнитная сфера») — область пространства вокруг небесного тела, в которой поведение окружающей тело плазмы определяется [[Магнитное поле|магнитным полем]] этого тела.

Иное определение: '''магнитосфе́ра''' — область пространства вокруг [[Планета|планеты]] или другого намагниченного [[Небесное тело|небесного тела]], которая образуется, когда поток [[Заряженная частица|заряженных частиц]], например, [[Солнечный ветер|солнечного ветра]], отклоняется от своей первоначальной [[Траектория|траектории]] под воздействием внутреннего [[Магнитное поле|магнитного поля]] этого тела.

Форма и размеры магнитосферы определяются силой внутреннего магнитного поля этого небесного тела и давлением окружающей [[Плазма|плазмы]] (солнечного ветра). Все планеты, имеющие собственное магнитное поле, обладают магнитосферой: [[Земля]], [[Юпитер]], [[Сатурн]], [[Уран (планета)|Уран]] и [[Нептун]]. [[Меркурий]] и [[Марс]] обладают очень слабыми магнитосферами, а также [[Ганимед (спутник)|Ганимед]], один из [[спутник (космос)|спутников]] Юпитера (но его магнитосфера целиком находится в пределах магнитосферы Юпитера, что приводит к их сложным внутренним взаимодействиям). [[Ионосфера|Ионосферы]] слабо намагниченных планет, как например [[Венера]], частично отклоняют поток солнечного ветра, но они не имеют магнитосферы как таковой.

Термин магнитосфера также используется для описания регионов, где доминирует магнитное поле других небесных тел, например [[звезда|звёзд]], [[пульсар]]ов и пр.

== Границы ==
Граница магнитосферы ([[магнитопауза]]) определяется условием равенства давлений магнитного поля и набегающей плазмы, то есть радиус магнитосферы (альфвеновский радиус <math>r_A</math>) определяется соотношением

: <math>{1 \over {8\pi }}B^2 (r_A ) = {1 \over 2}\rho V^2 (r_A )</math>,

где <math>B</math> — магнитное поле небесного тела, <math>\rho</math> и <math>V</math> — соответственно [[плотность]] и скорость потока набегающей [[Плазма|плазмы]].

== Магнитосферы планет ==
[[Файл:Magnetosphere rendition.jpg|мини|300 px|Деформация магнитосферы планеты звёздным ветром]]
В случае набегающего потока плазмы, например, в случае взаимодействия собственного магнитного поля [[Планета|планеты]] с солнечным ветром, магнитосфера представляет полость достаточно сложной формы, обтекаемую солнечным ветром.

Проникновение плазмы в магнитосферу Земли происходит непосредственно через промежутки между замкнутыми и «разомкнутыми» магнитными силовыми линиями в магнитопаузе, именуемые '''''дневными полярными каспами''''', или вследствие [[Магнитогидродинамика|гидромагнитных]] эффектов и неустойчивостей. Проникновение плазмы солнечного ветра может сопровождаться дневными [[Полярное сияние|полярными сияниями]] в высокоширотной ионосфере. К развитию таких неустойчивостей приводят, в частности, резкие изменения параметров межпланетной среды. Это проявляется в зависимости частоты и интенсивности [[Полярное сияние|полярных сияний]] от уровня солнечной активности.

Часть плазмы, проникшей в магнитосферу, образует [[радиационный пояс]] планеты и плазменный слой.

В Солнечной системе, помимо [[Земля|Земли]], магнитосфера имеется у большинства планет. Но её нет ни у Венеры, ни у Марса.

== Магнитосфера Земли ==
{{основная статья|Магнитное поле Земли}}
Магнитосфера Земли имеет сложную форму. Со стороны, обращённой к Солнцу, расстояние до её границы варьируется в зависимости от интенсивности солнечного ветра и составляет около 70000 км (10—12 радиусов Земли Re, где Re = 6371 км, (расстояние считается от центра Земли). Граница магнитосферы, или магнитопауза, со стороны Солнца по форме напоминает снаряд и по приблизительным оценкам находится на расстоянии около 15 Re. С ночной стороны магнитосфера Земли вытягивается длинным цилиндрическим хвостом (магнитный хвост), радиус которого составляет около 20—25 Re. Хвост вытягивается на значительное расстояние — намного большее, чем 200 Re, и где он заканчивается — неизвестно.

С наличием магнитосферы связаны многие проявления [[космическая погода|Космической погоды]], такие как [[геомагнитная активность]], [[геомагнитная буря]] и [[суббуря]].

[[Солнечный ветер]] достигает Земли с большой скоростью. Благодаря магнитному полю Земли он отклоняется вокруг неё так, что большая его часть не сталкивается с атмосферой прямо. Ионизирующее излучение Солнца ионизирует верхние слои атмосферы, создавая [[Ионосфера|ионосферу]]. Энергия солнечного ветра накапливается в магнитосфере, высвобождаясь внезапными скачками.

Некоторые исследователи из NASA полагают<ref>F. Six (1996-09-04). «Solar wind would singe our atmosphere if not for our magnetic field». NASA Space Plasma Physics Branch Pages. {{cite web|url=https://science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/Edu/magnetosphere/mag4.html|title=Solar wind could singe our atmosphere|lang=en|archive-url=https://web.archive.org/web/20091002212925/http://science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/edu/magnetosphere/mag4.html|archive-date=2009-10-02|accessdate=2009-10-27|deadlink=yes}}</ref>, что [[Марс]], у которого магнитное поле очень мало, потерял большую часть своих бывших океанов и атмосферы в космос. Возможно, потеря вызвана прямым действием солнечного ветра на верхние слои его атмосферы. [[Венера]] тоже не имеет заметного магнитного поля. Возможно, Венера потеряла значительную часть воды из-за сноса солнечным ветром (хотя атмосфера этой планеты очень массивна).

Другие модели основаны на значительно меньшей массе Марса. И после ионизации, ионы атмосферы взаимодействуют с магнитным полем. Поэтому появляются два способа для иона покинуть окрестности планеты: получить [[Вторая космическая скорость|скорость покидания сразу]], при разогреве, или отправиться на значительно меньшей скорости вдоль линий магнитного поля далеко от планеты, где эта скорость мала и за большее время вероятно получить ещё энергию от Солнца.

== Общие сведения ==
Форму, структуру и размеры магнитосферы Земли определяют два главных фактора:
# Магнитное поле Земли — в первом приближении может быть аппроксимировано полем магнитного стержня, [[магнитный диполь|магнитного диполя]], наклонённого примерно на 11° по отношению к оси вращения Земли, хотя существуют и гармоники более высокого порядка, как впервые указал [[Гаусс, Карл Фридрих|Карл Фридрих Гаусс]]. Величина дипольного поля Земли 0,3—0,6 [[Гаусс (единица измерения)|Гаусса]] на земной поверхности, и эта величина убывает пропорционально кубу расстояния, то есть на расстоянии H от поверхности Земли она составляет только [R/(R+H)]³ от магнитного поля на поверхности. Так, на расстоянии от поверхности, равному радиусу Земли R, напряжённость поля уменьшится в 8 раз. Гармоники магнитного поля более высокого порядка убывают ещё быстрее, таким образом, с расстоянием магнитное поле диполя начинает преобладать в магнитосфере Земли.
# [[Солнечный ветер]] — представляет собой быстрый поток горячей плазмы, уходящей от Солнца во всех направлениях. Типичная скорость солнечного ветра на границе земной магнитосферы 300—800 км/с. Солнечный ветер состоит из [[протон]]ов, [[альфа-частица|альфа-частиц]] и [[электрон]]ов, так что в целом он квази-нейтрален. Солнечный ветер пронизан межпланетным магнитным полем, которое представляет собой главным образом магнитное поле [[Солнце|Солнца]], переносимое плазмой солнечного ветра на дальние расстояния.

== Магнитосферы звёзд ==
Наиболее существенно влияние магнитосфер звёзд на процессы [[Аккреция|аккреции]] на них. Свободное падение плазмы на звезду останавливается её магнитным полем на расстоянии её альфвеновского радиуса, то есть на границе магнитосферы, [[аккреция]] при этом направляется на магнитные полюса звезды.

== Примечания ==
{{примечания}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Викисловарь = магнитосфера
}}
* [http://geo.phys.spbu.ru/~tsyganenko/modeling.html Modeling Earth’s Magnetosphere Using Spacecraft Magnetometer Data]{{ref-en}}

{{Внешние ссылки}}
{{Строение Земли}}

[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Геофизика]]
[[Категория:Магнитосферы небесных тел|*]]