Wiatr słoneczny i magnetyzm Ziemi

Gwiazda, która nigdy nie zatrzymuje się w wydechu

Korona Słońca jest taka gorąca (ponad milion stopni Kelvina), że grawitacja Słońca jej nie może utrzymać: plasma ciągle przyspiesza w dół jak wiatr słoneczny, osiągając prędkość około 300 do 800 m/s przy przejściu przez orbitę Ziemi, nosząc ze sobą pol polewek Słońca zamarznięte w przepływ (skutek magnetohidrodynamiki zwany zamrażaniem pól). Ze względu na obrót Słońca, ten rozciągnięty pole tworzy spiralę — Parkerową spiralę — a jej komponent północny-i południowy, pol polewek planetarnych (IMF) Bz, okazuje się być najważniejszą liczbą w pogodzie kosmicznym.

demo na żywo · powiązana symulacja● LIVE

Zakrzywienie łuku: supersoniczne wstrząsowe ciepło natury

Wiązanie słoneczne porusza się szybciej niż prędkość magnetosonoiczna w tym plasma, więc gdy napotkuje opór, nie może płynąć po prostu przez niego — informacja „tu jest opór” nie może przenosić się na przestrzeni do góry wystarczająco szybko. Wynikiem jest stojące zakrzywienie łuku, podobne do wstrząsowego ciepła przed samolotem supersonycznym, które znajduje się około 90 000 km na wschód od Ziemi. Przecinając je, plasma nagle wolni się, ciepli i comprymuje się, a przepływ staje się subsoniczny i turbulenty w magnetyshcie za nim.

Magnetopauza: miejsce równowagi dwóch nacisków

Dalej w głąb, dynamiczny nacisk wiatru słonecznego napiera na własny magnetyczny pole Ziemi aż do momentu, gdy oba osiągną równowagę na granicy oznaczanej jako magnetopauza. Odległość jej punktów styku jest ustalona przez równowage nacisków i dobrze opisana empirycznie modeliem Shue (1997), który dopasowuje kształt graniczy do funkcji obu dynamicznego nacisku wiatru słonecznego oraz Bz pola magnetycznego sferoidego:

r(θ) = r0 · (2 / (1 + cos θ))^α r0 typowo ≈ 10 promieni Ziemi pod warunkami średnimi na stronie dnia r0 zmniejsza się pod wpływem wysokiego nacisku wiatru słonecznego lub silnie południowego Bz α kontroluje, jak szybko granica rozszerza się w elongowany cień nocny Pod spokojnymi warunkami magnetopauza na stronie dnia znajduje się blisko 10 promieni Ziemi; podczas silnej burzy słonecznej może być zaciskana do 6 lub mniej, co czasami odsłania satelity geostacjonarne (około 6.6 promieni Ziemi) bezpośrednio do zaskoczonych strumieni wiatru słonecznego.

r(θ) = r0 · (2 / (1 + cos θ))^α

r0 typically ≈ 10 Earth radii on the dayside under average conditions
r0 shrinks under high solar wind pressure or strongly southward Bz
α controls how quickly the boundary flares into the elongated nightside tail

Rekonekcja: przełącznik pozwalający na wejście energii

Pole dipolowe Ziemi wskazuje na północ przy magnetopause dayside. Gdy pole magnetyczne (IMF) przewożone przez wiatr słoneczny jest skierowane na południe (negatywny Bz), dwie przeciwlegle linie pola spotykają się na granicy i mogą rozbić się i ponownie połączyć — proces nazywany rekonekcją magnetyczną, który przekształca energię magnetyczną w kinetyczną energię cząsteczek, a najważniejsze otwiera on bezpośredni kanał topologiczny pozwalający na wejście plasma i energii wiatra słonecznego do magnetosfery. Pole magnetyczne skierowane na północ, w przeciwieństwie do tego, zdecydowanie utrzymuje magnetospherę zamkniętą i spokojną. Tym jednym zmieniającym się znakiem w jednej liczbie jest powód dla którego przepowiadacze warunków kosmicznych monitorują Bz bardziej intensywnie niż większość innych parametrów wiatra słonecznego.

Z czego pochodzi aurora

Rekonekcja załadowuje magnetotyl z energią, która jest późniejsznie rzucona eksplozywnie podczas substormu, przyspieszając elektrony i protony wzdłuż linii pola magnetycznego do górnej atmosfery blisko pól. Tam one kolidują z tlenu i azotem: tlenu odpowiadają znajome zielone (557,7 nm) oraz wyższa na dół czerwone (630 nm) emisje, podczas gdy azot przyczynia się barwom niebieskim i purpurowym. Oval aktywności aurory rozszerza się do niższych położeń geograficznych dokładnie wtedy, gdy Bz był silnie północno-wschodnim przez długie czas, co exactly jest parametrem, który ten symulator pozwala Ci zmieniać, aby spowodować rekonekcję i obserwować przyspawanie cząsteczek do pól.

Często zadawane pytania

Dlaczego wiatr słoneczny tworzy zaskarbcówkę przed Ziemią?

Wiatr słoneczny porusza się szybciej niż prędkość magnetoakustyczna własnego plasma, więc jest efektywnie supersoniczny. Ponieważ informacje o przeszkodzie nie mogą uciec przed przepływem i zawiadomić go o obecności Ziemi, plasma musi nagle dostosować się do sytuacji w punkcie stojącej zaskarbcówki, podobnie jak zaskarbcówka przed samolotem supersonycznym.

Dlaczego kierunek północ-south interplanetary magnetycznego pola jest tak ważny?

Polozenie magnetyczne Ziemi w stronie dnia pokazuje się jako północ. Gdy pole magnetyczne wiatru słonecznego (Bz) również pokazuje się jako południe, dwie antyparalelne linie pola mogą ponownie łączyć się na granicy magnetycznej Ziemi, tworząc kanał dla energii i plasma wiatru słonecznego do wejścia do magnetyzmu. Północne pole Bz utrzymuje ten kanał w większości zamknięty.

Co rzeczywiście tworzy różne kolory w aurorze?

Przelatujące elektrony i protony zderzają się ze zmienniczymi gazami atmosferycznymi na różnych wysokościach. Oksygenu atomowego tworzy dominujący zielony blask, a na większych wysokościach czerwony; azotu cząsteczkowego dodaje niebieski i purpurowy. Jakie kolory predominguują zależy od wysokości oraz energii przychodzących cząstek.

Wypróbuj na żywo

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

▶ Otwórz symulację Solar Wind & Earth's Magnetosphere — Bow Shock, Magnetopause, Aurora

Zaskoczona strzałka, magnetopauza i przycisk wyzwalający aurorę