Магнитосфера

Известно, что магнитное поле эквивалентного диполя, которым в первом приближении является поле Земли, описывается выражением

где В и М - соответственно напряженность и магнитный момент диполя, r - расстояние от центра Земли до рассматриваемой точки, Ф - геомагнитная широта. Для наглядности это поле изображено с помощью магнитных силовых линий на рис. 45. Напомним, что каждая силовая линия пересекает дважды земную поверхность в точках, называемых магнитно-сопряженными. Геомагнитная широта Ф определяется соотношением

где r_э - расстояние от центра до рассматриваемой силовой линии в плоскости геомагнитного экватора.

Рис. 45. Магнитно-силовые линии невозмущенного поля Земли в дипольном приближении

Первые же измерения геомагнитного поля, выполненные с помощью ракет и искусственных спутников, подтвердили дипольный характер зависимости В от r (22). Оказалось, что действительно с удалением от Земли неоднородности геомагнитного поля сглаживаются и оно равномерно убывает обратно пропорционально r³. Однако дальнейшие измерения показали, что такая зависимость справедлива лишь до расстояния, равного 6-7 радиусам Земли (R = 6370 км). На больших же расстояниях убывание В происходит значительно медленнее. А при r, равном на дневной стороне около 10R, была обнаружена граница, за которой напряженность поля резко убывает - от 100 - 200 до 5-10γ. Последние величины характерны для межпланетного магнитного поля. Это указывает на то, что геомагнитное поле простирается не до бесконечности, как это следует из выражения (22), а заключено лишь в определенной области. Данная область пространства, где величина геомагнитного поля превышает значение постоянного межпланетного магнитного поля, называется магнитосферой Земли.

Рис. 46. Структура околоземного космического пространства

Магнитосфера имеет вытянутую в направлении от Солнца форму (рис. 46). Она несимметрична относительно Земли. С дневной стороны магнитосфера поджата и простирается всего до 8-14R, а с ночной - она вытянута, образуя так называемый магнитный хвост Земли.

Чем же обусловлены образование магнитосферы и ее форма? Как уже говорилось, Земля с ее магнитным полем находится в потоке солнечного ветра. Так как солнечный ветер - сильно ионизованный газ, то он не может преодолеть магнитное поле Земли, являющееся препятствием для сверхзвукового потока солнечной плазмы. Поскольку скорость распространения возмущения в потоке солнечного ветра меньше его собственной скорости, то при обтекании этого препятствия образуется ударная волна. Существование ее было предсказано советскими учеными В. Н. Жигулевым и Е. А. Ромишевским, а затем обнаружено с помощью космических аппаратов. Фронт ударной волны при спокойном солнечном ветре неподвижен относительно Земли. Он имеет форму параболоида (см. рис. 46). Расстояние между фронтом ударной волны и границей магнитосферы в лобовой точке, т. е. в направлении от Земли к Солнцу, составляет 2-4R.

Солнечная плазма, проходя через ударную волну, уплотняется и замедляет свое движение. Кинетическая энергия ее при этом превращается сначала в энергию возмущений, а затем в тепло. Уплотненная "горячая" плазма обтекает Землю уже движением с дозвуковой скоростью. Она оказывает давление на геомагнитное поле, которое благодаря этому сжимается. Сжатие поля происходит до тех пор, пока давление солнечной плазмы не уравновесится собственным давлением геомагнитного поля. Граница, на которой выравниваются эти давления, и является границей магнитосферы. Расчеты показывают, что при скорости солнечного ветра 500 км/сек и плотности 2,5 частиц/см³ граница магнитосферы в лобовой точке будет находиться от центра Земли на расстоянии 10R. Если солнечный ветер усиливается (возрастают скорость или плотность потока частиц), расстояние до границы магнитосферы должно уменьшаться, если же ослабевает - увеличиваться.

Недавние ракетные и спутниковые измерения показали, что действительно размеры магнитосферы резко меняются во времени.

Под давлением солнечного ветра силовые линии геомагнитного поля, выходящие из полярных шапок, сносятся с дневной на ночную сторону Земли и образуют там сильно вытянутый в сторону от Солнца хвост сигарообразной формы. Хвост магнитосферы состоит из двух силовых трубок, соответствующих двум полярным шапкам и разделенных плоским нейтральным слоем, который начинается с расстояния 8-9R и в котором напряженность поля близка к нулю. Силовые линии в хвосте приблизительно параллельны направлению от Солнца. Причем они имеют противоположные направления по разные стороны от нейтрального слоя. Диаметр хвоста составляет около 40R. Длина его до сих пор точно неизвестна. По данным американского космического аппарата "Пионер-7", запущенного в августе 1966 г., она, по-видимому, составляет около 900R, или 5,6 млн. км.

Нейтральный слой и "щели", которые разделяют силовые линии, уходящие вперед на дневную сторону и в хвост на ночную сторону, представляют большой интерес, так как именно в эти области реален непосредственный прорыв горячей солнечной плазмы, что может вызвать полярные сияния и нерегулярные вариации геомагнитного поля. Во всех других областях магнитосферы, вероятно, происходит лишь "просачивание" (диффузия) частиц солнечной плазмы. Этот процесс очень медленный, поэтому, видимо, он не способен играть большой роли в явлениях, протекающих в магнитосфере.

Таким образом, околоземное пространство делится на три области.

Первая область - невозмущенный поток солнечной плазмы, или солнечного ветра. Она расположена перед фронтом ударной волны.

Между ударной волной и границей магнитосферы находится вторая область, которая называется переходной областью, или магнитопаузой. Ее протяженность составляет несколько земных радиусов. Как и первая область, она заполнена солнечной плазмой, но более плотной и относительно более медленной. Движение частиц здесь носит ярко выраженный возмущенный характер. Магнитное поле в магнитопаузе, напряженность которого составляет примерно 20γ, сильно флюктуирует во времени и пространстве.

Третья область - область пространства, занятая геомагнитным полем, т. е. магнитосфера. Она заполнена корпускулярной радиацией, средняя энергия которой значительно выше, чем вне магнитосферы. Высокоэнергичные частицы образуют вокруг Земли гигантские пояса, которые получили название радиационных. О них мы и расскажем ниже.