Магнитное поле Земли

ГЛАВА 2

МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ЗЕМЛИ,

ЕГО ИЗМЕНЕНИЯ В ПРОСТРАНСТВЕ И ВРЕМЕНИ

Магнитное поле Земли

 

Пространство, где обнаруживается действие магнитных сил Земли, называется магнитным полем. В первом приближении магнитное поле Земли можно рассматривать как поле шара, намагниченного по оси, расположенной под углом 11,50 к оси вращения Земли. Магнитный момент Земли составляет 8,3 1022Ам2. Сложную картину распределения геомагнитного поля в первом приближении можно представить полем диполя (эксцентрического, со смещением от центра Земли приблизительно на 436 км). Силовые линии диполя выходят из Южного полюса и входят в Северный, образуя петли, замкнутые на расстояниях до десяти земных радиусов (рис. 2.1).

 

. …

Рис. 2.1. Силовые линии однородно намагниченного земного шара

 

 

Полюсы геомагнитные (полюсы однородно намагниченного шара) и полюсы магнитные задают соответственно систему геомагнитных координат (широта геомагнитная, меридиан геомагнитный, экватор геомагнитный).

Планета Земля постоянно находится в потоке солнечного ветра, который образуется при газодинамическом расширении солнечной короны в межпланетном пространстве под воздействием высоких температур. Солнечный ветер, представляющий собой непрерывный поток плазмы, состоит в основном из протонов и электронов, распространяющихся радиально. Измерения, выполненные на спутниках и ракетах, показали, что взаимодействие плазмы солнечного ветра с геомагнитным полем ведет к нарушению дипольной структуры поля с расстояния 3Rз от центра Земли. Солнечный ветер локализует геомагнитное поле в ограниченном объеме околоземного пространства, «вмораживает» магнитное поле в плазму. Сталкиваясь с геомагнитным полем, солнечный ветер огибает его, формируя подобную комете полость, в которой движение заряженных частиц контролируется магнитным полем Земли.

Полость, недоступная для проникновения солнечного ветра, была названа магнитосферой Земли. Схематически конфигурация магнитосферы и пространственное распределение плазмы, полей и токов в ней представлено на рис.2.2 /18/. Внешняя граница магнитосферы называется магнитопаузой. На магнитопаузе магнитосферы динамическое давление солнечного ветра уравновешивается давлением магнитного поля Земли. Солнечный ветер сжимает земное магнитное поле с дневной стороны и уносит геомагнитные силовые линии полярных областей на ночную сторону, образуя вблизи плоскости эклиптики магнитный хвост Земли протяженностью не менее 5 млн.км.

При типичных параметрах солнечного ветра расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы составляет 10 Rз. В редких случаях, когда давление солнечного ветра падает почти до нуля, лобовая точка магнитопаузы смещается далеко к солнцу и магнитное поле становится дипольным до очень больших расстояний.

Силовые линии магнитного поля на дневной стороне поджаты давлением солнечного ветра и замкнуты. В окрестностях лобовой точки на магнитопаузе силовые линии межпланетного магнитного поля могут соединяться с силовыми линиями магнитного поля Земли, выходящими из полярных областей. Этот процесс, называемый пересоединением, уносится солнечным ветром на ночную сторону, уменьшая поток магнитного поля на дневной стороне.

 

 

Рис.2.2. Схематическая модель магнитосферы

 

На ночной стороне силовые линии магнитного поля вытягиваются в антисолнечном направлении, образуя хвост магнитосферы. Поле в северной доле хвоста направлено в сторону Солнца, в южной доле – в противоположном направлении. Между долями образуется выраженный нейтральный слой, который погружен в плазменный слой, заполненный разреженной плазмой. Граница между замкнутыми и разомкнутыми силовыми линиями проецируется в авральные овалы, области, где наиболее часто наблюдаются полярные сияния.

На обращенной к Солнцу части магнитопаузы, в области магнитных полюсов, располагаются нейтральные точки, вокруг которых существуют воронкообразные области слабого магнитного поля, называемые полярными каспами. Каспы проецируются на магнитные широты порядка 70-80о и являются «окошками» в солнечный ветер.

Размеры этих областей магнитопаузы малы, и частицы плазмы солнечного ветра могут почти беспрепятственно проникать вдоль силовых линий в ионосферу. В отличие от других областей каспы являются областями, где обнажена ионосфера, поэтому здесь в первую очередь происходят столкновения магнитосферы с разрывами и волновыми фронтами в солнечном ветре.

Более 90% объема магнитосферы соединено силовыми линиями магнитного поля с полярной ионосферой, которая расположена на геомагнитных широтах выше 60о. Здесь, в высоких широтах, где силовые линии почти перпендикулярны поверхности Земли, проявляются эффекты высыпаний заряженных частиц из магнитосферы. Глубина проникновения частиц и процессы их торможения зависят от энергии частиц. Электроны проникают до высоты 100-70 км, вызывая ионизацию верхних слоев атмосферы и рентгеновское излучение. Авральные свечения, так называемые полярные сияния, являются красочным проявлением сложных процессов, протекающих на огромных расстояниях, в магнитосфере Земли /20/.

При столкновении потока солнечной плазмы с магнитным полем Земли образуется распространяющаяся навстречу потоку ударная волна, фронт которой со стороны Солнца в среднем локализован на расстоянии 13-14 радиусов Земли. За фронтом ударной волны следует переходная область толщиной 20 тыс. км, где магнитное поле солнечной плазмы становится неупорядоченным, а движение ее частиц – хаотичным. Переходная зона – это граница магнитосферы, которая называется магнитопаузой, она расположена со стороны Солнца на расстоянии 10 – 12 радиусов Земли. Потоки частиц солнечной плазмы обтекают магнитосферу и резко искажают на значительном расстоянии структуру ее магнитного поля.

Примерно до расстояния 3Rз магнитное поле расположено достаточно близко к полю магнитного диполя, напряженность этого магнитного поля убывает с высотой 1/Rз. Далее магнитное поле ослабевает медленнее, чем поле диполя, а его силовые линии с солнечной стороны прижимаются к Земле. Линии геомагнитного поля, выходящие из полярных областей Земли, отклоняются солнечным ветром на ночную сторону Земли. Там они образуют «хвост», или «шлейф», магнитосферы протяженностью 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 миллионы градусов.

По уходящим в хвост магнитосферы силовым линиям в ночную часть попадают частицы плазменного хвоста планеты. Именно эти частицы вызывают полярные сияния. Зона их проявления представляет собой узкую полосу овальной формы. Центр овала смещен относительно геомагнитного полюса в ночную сторону. Земля поворачивается относительно этого овала в своем суточном движении. Размеры и положение овала полярных сияний определяются расположением и конфигурацией магнитосферы и зависят от солнечной активности. В периоды наибольшей солнечной активности овал полярных сияний спускается на более низкие широты.