Słońcowy wiatr i magnetyzmemosfera

Supersoniczny wiatr słończowy spotyka przeszkodę magnetyczną

Wiadro słończowe strumieniowiowym opuszcza słońce z prędkością około 300 do 800 kilometrów na sekundę, znacznie szybciej niż prędkość lokalna propagacji przeszkód ciśnieniowych (wavów magnetoakustycznych) w tym plasma — inaczej mówiąc, tok jest supersoniczny. Pol Polski magnetyczne stanowi przeszkodę dla tego toku, a podobnie jak supersoniczna statkowa lotnicza lub kamień w szybkim strumieniu tworzy stojący front szoku, wiadro słończowe tworzy skrzydłowy szok na odległość dziesiątków tysięcy kilometrów przed Polem Polski magnetyczną. Szok nagle zatrzymuje, ciepliwi i kompresuje plasma z supersonicznej do subsonicznej, zanim dotrze do samego granicznego pola magnetycznego.

Magnetopauza: równowaga ciśnienia, nie mur

Po shocku wodzącym, solarzowy wiatr plasma przeważnie subsoniczny napiera na pole magnetyczne Ziemi aż do momentu, gdy oba ciśnienia się równ:'.$$ ext{P_dynamic} hickapprox ext{P_magnetyczne}$$ $$ ext{P_dynamic} = ho imes v^2$$ (gęstość plasma solarzowego wiatru razy kwadrat prędkości) $$ ext{P_magnetyczne} = B^2 / (2 imes ext{mu}_0)$$ (polozone pole magnetyczne Ziemi na granicy) Pod normalnymi warunkami solarzowymi, ta równowaga umieszcza magnetopauzę wokół 10 promieni Ziemi; silniejszy sztorm solarzowy zwiększa dynamiczne ciśnienie na lewej stronie tego równania, więc granica musi się skomprimirować wewnątrz, a pole magnetyczne Ziemi, zaciskane do mniejszej objętości, musi być dostatecznie gęste, aby odwzorować siłę odpowiadającą.

solar wind dynamic pressure  =~  magnetospheric magnetic pressure

P_dynamic   =  rho * v^2          (solar wind density times velocity squared)
P_magnetic  =  B^2 / (2 * mu0)    (Earth's compressed field at the boundary)

demo na żywo · powiązana symulacja● LIVE

Magnetotail: rozciągnięty w formę windosocka

Na stronie nocnej, podobnie jak na stronie dnia, strumień słończowego wiatru zamiast spowodować skurcze linii pola magnetycznego, przyciąga je dalej, rozciągając w ten sposób w długi magnetotail, który sięga daleko poza orbittę Księżyca, często nawet ponad 200 promieni Ziemi. Linie pola z północnej i południowej kaptury rozciągną się i leżą prawie antyparalelne do siebie na cienkim arkuszu obecności w środku magnetotaila — konfiguracja ta przechowuje ogromną energię magnetyczną, tworząc warunki dla jednej z najważniejszych procesów magnetyzmemosfery.

Rekonesans: miejsce, gdzie linie pola się złamują i ponownie łączą

Rekonesans zdarza się tam, gdzie nadeszłe w przeciwnych kierunkach linie pola są spakowane blisko do tego stopnia, że złamują się i ponownie łączą w nowy konfigurację, ręcznie energię magnetyczną jako przyspieszenie cząsteczek i ciepło. Na magnetopauzie dniowej, rekonesans jest najefektywniejszy, gdy pol polearnego magnetycznego, które przenosi słońcowy wiatr, wskazuje na południe, przeciwnie do własnego dniowego pola północnego Ziemi — geometria antyparalelna, która pozwala rekonesansowi przebiegać łatwo i otwiera proste kanały dla plasma słońcowego wiatru, aby wejść w magnetyzm. Energia i plasma wprowadzona tym sposobem są przekazywane do rozciągniętego magnetotaila, gdzie drugi atak rekonesansu na czerwieniowym płaszczyźnie obecności może nagle zrównoważyć te siły, wracając linie pola i rzucając plasma w kierunku Ziemi — to sygnał podstojarza, jednej z głównych źródeł cząsteczek opisanych dalej na tej stronie, które dostarczają aurorę.

Często zadawane pytania

Jak daleko od Ziemi rozciąga się magnetyzmemosfera?

Magnetyzmemopausea zazwyczaj znajduje się na odległości około 10 promieni Ziemi (około 64,000 kilometrów) w kierunku Słońca pod przeciętnym ciśnieniem wiatru słonecznego. Natomiast magnetytołowa na stronie nocnej rozciąga się znacznie dalej, często przekraczając 200 promieni Ziemi, co znajduje się poza orbity Księżyca.

Dlaczego silniejszy wiatr słoneczny przyciąga magnetyzmemopauseę bliżej do Ziemi?

Magnetyzmemopausea znajduje się tam, gdzie ciśnienie dynamiczne wiatru słonecznego dokładnie równoważy ciśnienie magnetyczne wewnątrz magnetyzmemosfery. Silniejszy, gęstszy lub szybszy wiatr słoneczny podwyższa to ciśnienie dynamiczne, więc punkt równowagi — a zatem granica sama — musi się przesunąć w kierunku Ziemi, spowodowując skompreksjonowanie całości magnetyzmemosfery dnia.

Co wywołuje rekonknetję magnetyczną na magnetyzmemopausei dnia?

Rekonknetja jest silnie przewidziana wtedy, gdy pol poletnie przeniesione przez wiatr słoneczny wskazuje na południe, co jest prawie na odwrotne od własnego północnego pola magnetycznego Ziemi. Linie polowe antyparalelne mogą wtedy zacząć się rozwijać i łączyć efektywnie, otwierając bezpośredni kanał do wprowadzenia energii i cząstek słonecznych do magnetyzmemosfery.

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Solar Wind & Magnetosphere i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.

▶ Otwórz symulację Solar Wind & Magnetosphere

Słońcowy wiatr i magnetyzmemosfera: niewidzialne osłonę Ziemi