Физический энциклопедический словарь - магнитосфера

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

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 ~6. 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.

• А к а с о ф у С. И., Ч е п м е н С., Солнечно-земная физика, пер. с англ., ч. 1—2, М., 1974—75; X е с с В. Н., Радиационный пояс и магнитосфера, М., 1972; R о е d e r e r J. G., Global problems in magneto-spheric plasma physics and prospects for their solution, «Space sci. rev.», 1977, v. 21, № 1, p. 23—71.

И. М. Подгорный.