Магнитосфера Земли, ее структура. Роль магнитосферы на околоземные процессы.

Самой внешней и протяжённой оболочкой Земля является магнитосфера - область околоземного пространства, физические свойства которой определяются магнитным полем Земля и его взаимодействием с потоками заряженных частиц.

Исследования, проведённые при помощи космических зондов и искусственных спутников Земля, показали, что Земля постоянно находится в потоке корпускулярного излучения Солнца (т. н. солнечный ветер). Он образуется благодаря непрерывному расширению (истечению) плазмы солнечной короны и состоит из заряженных частиц (протонов, ядер и ионов гелия, а также более тяжёлых положительных ионов и электронов). У орбиты Земля скорость направленного движения частиц в потоке колеблется от 300 до 800 км/сек. Солнечная плазма несёт с собой магнитное поле, напряжённость которого в среднем равна 4, 8-10-За/м (6·10-5э).

При столкновении потока солнечной плазмы с препятствием - магнитным полем Земля - образуется распространяющаяся навстречу потоку ударная волна (рис), фронт которой со стороны Солнца в среднем локализован на расстоянии 13-14 радиусов Земля (RÅ) от её центра. За фронтом ударной волны следует переходная область толщиной ~ 20 тыс. км, где магнитное поле солнечной плазмы становится неупорядоченным, а движение её частиц - хаотичным. температура плазмы в этой области повышается примерно с 200 тыс. градусов до ~ 10 млн. градусов.

Переходная область примыкает непосредственно к магнитосфере Земля, граница которой - магнитопауза - проходит там, где динамическое давление солнечного ветра уравновешивается давлением магнитного поля Земля; она расположена со стороны Солнца на расстоянии ~ 10-12 R (Å) (70-80 тыс. км) от центра Земля, её толщина ~ 100 км. Напряжённость магнитного поля Земля у магнитопаузы ~ 8·10-2а/м (10-3э), т.е. значительно выше напряжённости поля солнечной плазмы на уровне орбиты Земля Потоки частиц солнечной плазмы обтекают магнитосферу и резко искажают на значительных расстояниях от Земля структуру её магнитного поля. Примерно до расстояния 3 RÅ от центра Земля магнитное поле ещё достаточно близко к полю магнитного диполя (напряжённость поля убывает с высотой ~1/R3Å). Регулярность поля здесь нарушают лишь магнитные аномалии (влияние наиболее крупных аномалий сказывается до высот ~0, 5RÅ) над поверхностью Земля). На расстояниях, превышающих 3 RÅ), магнитное поле ослабевает медленнее, чем поле диполя, а его силовые линии с солнечной стороны несколько прижаты к Земля Линии геомагнитного поля, выходящие из полярных областей Земля, отклоняются солнечным ветром на ночную сторону Земля Там они образуют " хвост", или " шлейф", магнитосферы протяжённостью более 5 млн. км. Пучки магнитных силовых линий противоположного направления разделены в хвосте областью очень слабого магнитного поля (нейтральным слоем), где концентрируется горячая плазма с температурой в млн. градусов.

Магнитосфера реагирует на проявления солнечной активности, вызывающей заметные изменения в солнечном ветре и его магнитном поле. Возникает сложный комплекс явлений, получивший название магнитной бури. При бурях наблюдается непосредственное вторжение в магнитосферу частиц солнечного ветра, происходит нагрев и усиление ионизации верхних слоев атмосферы, ускорение заряженных частиц, увеличение яркости полярных сияний, возникновение электромагнитных шумов, нарушение радиосвязи на коротких волнах и т.д. В области замкнутых линий геомагнитного поля существует магнитная ловушка для заряженных частиц. Нижняя её граница определяется поглощением захваченных в ловушку частиц атмосферой на высоте несколько сот км, верхняя практически совпадает с границей магнитосферы на дневной стороне Земля, несколько снижаясь на ночной стороне. Потоки захваченных в ловушку частиц высоких энергий (главным образом протонов и электронов) образуют т. н. Радиационный пояс Земли. Частицы радиационного пояса представляют значительную радиационную опасность при полётах в космос.

Солнечный ветер, представляет собой постоянное радиальное истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Образование Солнечный ветер связано с потоком энергии, поступающим в корону из более глубоких слоев Солнца. По-видимому, переносят энергию магнитогидродинамические и слабые ударные волны (см. Плазма, Солнце). Для поддержания Солнечный ветер существенно, чтобы энергия, переносимая волнами и теплопроводностью, передавалась и верхним слоям короны. Постоянный нагрев короны, имеющей температуру 1, 5-2 млн. градусов, не уравновешивается потерей энергии за счёт излучения, т.к плотность короны мала. Избыточную энергию уносят частицы Солнечный ветер. Магнитные бури, сильные возмущения магнитного поля Земли, резко нарушающие плавный суточный ход элементов земного магнетизма. Магнитные бури длятся от нескольких часов до нескольких суток и наблюдаются одновременно на всей Земле. С наибольшей интенсивностью (до ~ 5Ч10-2э) они проявляются в высоких широтах. В средних широтах изменения напряжённости геомагнитного поля во время М. б колеблются в пределах от ~ 0, 1 до ~ 1 а/м (~ 1·10-3-1·10-2э). Как правило, Магнитные бури состоят из предварительной, начальной и главной фаз, а также фазы восстановления. В предварительной фазе наблюдаются незначительные изменения геомагнитного поля (в основном в высоких широтах), а также возбуждение характерных короткопериодических колебаний поля. Начальная фаза характеризуется внезапным изменением отдельных составляющих поля на всей Земле, а главная - большими колебаниями поля и сильным уменьшением горизонтальной составляющей. В фазе восстановления Магнитные бури поле возвращается к своему нормальному значению. В возмущённом геомагнитном поле обычно выделяют апериодическую вариацию, полярные магнитные суббури, проявляющиеся в средних широтах в виде бухтообразных возмущений, специфические короткопериодические колебания и другие виды вариаций. Полярные сияния, свечение верхних разреженных слоев атмосферы, вызванное взаимодействием атомов и молекул на высотах 90-1000 км с заряженными частицами больших энергий (электронами и протонами), вторгающимися в земную атмосферу из космоса. Соударения частиц с составляющими верхней атмосферы (кислородом и азотом) приводят к возбуждению последних, т.е. к переходу в состояние с более высокой энергией. Возврат в начальное, равновесное состояние происходит путём излучения квантов света характерных длин волн, т.е. Полярные сияния.

ГЕОМАГНИТНАЯ ЛОВУШКА - ловушка для заряж. частиц, образуемая магн. полем Земли. Возможность захвата заряж. частиц геомагн. полем была показана расчётами К. Стёрмера (К. Stоrmer, 1913) и X. Альвена (H. Alfven, 1950), но лишь эксперименты на ИСЗ подтвердили реальное существование Г. л. и показали, что она заполнена частицами высоких анергий (от неск. кэВ до сотен МэВ), образующими радиационные пояса Земли.

Силовые линии магнитного поля Земли имеют такую конфигурацию, что образуют адиабатич. магнитную ловушку для попавших на них заряж. частиц. Для заряженных частиц, движущихся в квазистационарных магн. полях, магн. момент движения с хорошей точностью является адиабатич. инвариантом: ( - угол между вектором скорости частицы и направлением напряжённости магн. поля, т. н. питч-угол). Это приводит к увеличению поперечной составляющей скорости , когда частица попадает в область: возрастающей напряжённостью магн. поля, и уменьшению (при неизменной полной энергии частицы) продольной составляющей . В области, где поле усиливается, частица затормозится, а затем в точке, где , отразится от т. н. магн. зеркала и будет двигаться к сопряжённой зеркальной точке Г. л.

Частицы, захваченные в Г. л., совершают колебат. движение из одного полушария в другое, двигаясь вдоль силовых линий, одновременно прецессируя вокруг них (см. Лармора прецессия)и дрейфуя по долготе из-за неоднородности геомагн. поля (рис.). Время колебаний частиц из Северного полушария в Южное и обратно составляет от 10^-3 до 10^-1 с. За время своей жизни в захваченном состоянии (от одних суток до 30 лет) частицы совершают многие миллионы колебаний. Долготный дрейф происходит со значительно меньшей скоростью, при этом протоны и электроны дрейфуют в разные стороны. В зависимости от энергии частицы совершают полный оборот вокруг Земли за время от неск. мин до суток.

Движение заряженных частиц, захваченных в геомагнитную ловушку (а). Частицы движутся по спирали вдоль силовой линии магнитного поля Земли (б) и одновременно дрейфуют по долготе.

Из захваченного состояния частицы выходят вследствие разл. флуктуации, к-рым подвержено магн. поле Земли: магнитные бури и др. возмущения, приводящие к нарушению первого инварианта движения и " сбросу" частиц в атмосферу Земли. Частицы с очень большим ларморовским радиусом имеют повышенную вероятность столкнуться с частицами атмосферы (ионосферы) Земли и также покинуть Г. л. Пополнение частиц ра-диац. поясов происходит как за счёт пост. захвата продуктов распада нейтронов (электронов, протонов), образованных космическими лучами в верх. атмосфере Земли, так и частиц солнечного ветра и ионосферы с последующим их ускорением при разл. возмущениях магн. поля.