Magnetosfäär

Maa magnetosfääri välja renderdatud magnetvälja jooned

Magnetosfäär on astronoomilist eset ümbritsev kosmose piirkond, kus selle objekti magnetväli manipuleerib või mõjutab laetud osakesi.^[1]^[2] Sellise keskkonna loob täht või planeet, millel on aktiivne sisedünamo.

Planeedilise keha lähedal asuvas kosmosekeskkonnas meenutab magnetväli magnetilist dipooli. Kaugemal võib väljajoont moonutada lähedalasuvast tähest eralduva elektrit juhtiva plasma puhang, näiteks päikesetuul.^[3] ^[4] Aktiivsete magnetosfääridega planeedid, nagu Maa, on võimelised leevendama või blokeerima päikesekiirguse või kosmilise kiirguse mõju. See kaitseb ka kõiki elusorganisme potentsiaalselt kahjulike ja ohtlike tagajärgede eest. Magnetosfääri uuritakse plasmafüüsika, kosmosefüüsika ja aeronoomia erialadel.

Ajalugu[muuda | muuda lähteteksti]

Maa magnetosfääri uurimine algas 17. sajandil, kui William Gilbert avastas, et Maa pinnal asuv magnetväli sarnanes väikese, magnetiseeritud sfääri – terreliga. 1940. aastatel pakkus Walter M. Elsasser välja dünamoteooria mudeli, kus ta seob Maa magnetvälja ja Maa välimise rauast tuuma liikumise. Magnetomeetrite abil suutsid teadlased uurida Maa magnetvälja variatsioone nii aja kui ka laius- ja pikkuskraadi funktsioonina.

Alates 1940. aastate lõpust kasutati kosmiliste kiirte uurimiseks rakette. Aastal 1958 käivitati Explorer 1, et uurida atmosfääri kohal kosmiliste kiirte intensiivsust ja kõikumisi. See missioon kontrollis Van Alleni kiirgusvööndi olemasolu (asub Maa magnetosfääri sisemises piirkonnas), mille eksisteerimise tõestas Explorer 3 hilisematel missioonidel lõplikult. 1958. aastal tegi Eugene Parker ettepaneku ka päikesetuule ideele. Mõiste “magnetosfäär” pakkus Thomas Gold välja 1959. aastal, et selgitada, kuidas päikesetuul reageerib Maa magnetväljaga. Explorer 12 hilisem missioon 1961. aastal, mida juhtisid Cahill ja Amazeen, vaatlesid 1963. aastal magnetvälja tugevuse järsku langust keskpäevameridiaani lähedal, hiljem nimetati seda magnetopausiks.^[4]

Struktuur ja käitumine[muuda | muuda lähteteksti]

Magnetosfäärid sõltuvad mitmetest muutujatest: astronoomilise objekti tüübist, plasma- ja impulsiallikate olemusest, objekti pöörlemissagedusest, telje olemusest, mille suhtes objekt keerleb, magnetilise dipooli teljest ja suurusjärgust ning päikesetuule voolu suunast.

Planeedi kaugust, kus magnetosfäär talub päikesetuule rõhku, nimetatakse Chapmani-Ferraro vahemaaks. Seda modelleeritakse valemiga, kus $R_{p}$ tähistab planeedi raadiust, $B_{surf}$ tähistab magnetvälja planeedi pinnal ekvaatoril ja $V_{SW}$ tähistab päikesetuule kiirust:

$R_{CF}=R_{p}{\Bigl (}{\frac {B_{surf}^{2}}{\mu _{0}\rho V_{SW}^{2}}}{\Bigr )}^{\frac {1}{6}}$

Magnetosfääri klassifitseeritakse sisemiseks, kui $R_{CF}\gg R_{p}$ või kui päiksetuule voolu esmaseks vastandiks on magnetvälja objekt. Näiteks Merkuur, Maa, Jupiter, Ganymedes, Saturn, Uraan ja Neptuun eksponeerivad iseloomulikke magnetosfääre. Magnetosfäär klassifitseeritakse indutseerituks, kui $R_{CF}\ll R_{p}$ või kui päikesetuul ei ole taevakeha magnetväljaga vastuolus. Sel juhul mõjutab päikesetuul planeedi atmosfääri või ionosfääri (või planeedi pinda, kui planeedil puudub atmosfäär). Veenusel on indutseeritud magnetväli, mis tähendab, et kuna Veenusel ei näi olevat sisemist dünaamilist efekti, on ainus esinev magnetväli see, mis moodustub Veenuse füüsilisest päikesetuule takistusest ehk sellest, et planeeti ümbritseb päikesetuul. Kui $R_{CF}\approx R_{p}$ , siis panustavad nii planeet kui ka selle magnetväli. Võimalik, et Mars on seda tüüpi. ^[5]

Struktuur[muuda | muuda lähteteksti]

Täheline vibušokk[muuda | muuda lähteteksti]

Vibušokk moodustab magnetosfääri välimise kihi; piir magnetosfääri ja ümbritseva keskkonna vahel. Tähtede puhul on see tavaliselt piir tähetuule ja tähtedevahelise keskkonna vahel; planeetide puhul magnetopausile lähenedes väheneb olemasoleva päikesetuule kiirus. ^[6]

Magnetokest[muuda | muuda lähteteksti]

Magnetokest on magnetosfääri piirkond vibušoki ja magnetopausi vahel. See moodustub peamiselt šokeeritud päikesetuulest, ehkki see sisaldab vähesel määral magnetosfääri plasmat. ^[7] See on osakeste suure energiavooga ala, kus magnetvälja suund ja tugevus varieeruvad. Selle põhjuseks on päikesetuulegaasi kogud, mis on tõhusalt läbi kuumutatud. See toimib pehmendajana, mis vähendab päikesetuulevoolu rõhu ja taevakeha magnetvälja tõkke.^[4]

Magnetopaus[muuda | muuda lähteteksti]

Magnetopaus on magnetosfääri piirkond, kus planeedi magnetvälja rõhk on tasakaalus päikesetuule rõhuga.^[3] See on magnetokesta šokeeritud päikesetuule lähenemine objekti magnetväljaga ja magnetosfäärist pärineva plasmaga. Kuna selle lähenemise mõlemad pooled sisaldavad magnetiseeritud plasmat, on nendevahelised interaktsioonid keerulised. Magnetopausi struktuur sõltub plasma Machi arvust ja beetaastmest, samuti magnetväljast. ^[8] Päikesetuule rõhu kõikumisel muudab magnetopaus pausi suurust ja kuju. ^[9]

Magnetosaba[muuda | muuda lähteteksti]

Tihendatud magnetvälja vastas on magnetosaba, kus magnetosfäär ulatub astronoomilise objekti mõistest kaugele. See sisaldab kahte lohku, mida nimetatakse põhja- ja lõunaosa sabaks. Põhjapoolses sabaosas asuvad magnetvälja jooned suunatakse taevakeha poole, lõunapoolses sabaosas olevad aga suunaga eemale. Sabajuhad on peaaegu tühjad, vaid üksikud laetud osakesed hakkavad päikesetuule voolule vastu. Neid kahte lohku eraldab plasmaleht - ala, kus magnetväli on nõrgem ja laetud osakeste tihedus on suurem. ^[10]

Maa magnetosfäär[muuda | muuda lähteteksti]

Maa ekvaatori kohal muutuvad magnetvälja jooned peaaegu horisontaalseks, tagades seejärel uuesti ühendust kõrgetel laiuskraadidel. Kuid suurtel kõrgustel moonutab päikesetuul ja selle päikese magnetväli oluliselt Maa magnetvälja. Päikesetuul surub päeval Maakera magnetvälja kokku umbes 65 000 kilomeetri (40 000 miili) kaugusele. Maa vibušokk on umbes 17 kilomeetrit (11 mi) paks ^[11] ja asub Maast umbes 90 000 kilomeetri (56 000 mi) kaugusel.^[12] Magnetopaus asub mitmesaja kilomeetri kaugusel Maa pinnast. Maa magnetopausi on võrreldud sõelaga, kuna see võimaldab päikesetuule osakeste sisenemist. Kelvini-Helmholtzi ebastabiilsus ilmneb siis, kui suured plasma keerised kulgevad mööda magnetosfääri serva magnetosfäärist erineva kiirusega. Selle tulemuseks on magnetiline taasühendus ning kui magnetvälja jooned purunevad ja taasühenduvad, on päikese tuule osakesed võimelised sisenema magnetosfääri.^[13] Öösel ulatub magnetväli maakeral magnetosappa, mis pikisuunas ületab 6 300 000 kilomeetrit (3 900 000 mi).^[3] Maa magnetisaba on polaarsete virmaliste peamine allikas.^[10] Samuti on NASA teadlased väitnud, et Maa magnetosaba võib kuul põhjustada "tolmutorme", luues potentsiaalse erinevuse päevakülje ja öökülje vahel.^[14]

Teised kehad[muuda | muuda lähteteksti]

Jupiteri magnetosfäär on Päikesesüsteemi suurim planetaarne magnetosfäär, ulatudes päevaküljel kuni 7 000 000 kilomeetrini (4 300 000 mi) ja öösel peaaegu Saturni orbiidini.^[15] Jupiteri magnetosfäär on suurusjärgu võrra tugevam kui Maa oma ning tema magnetiline impulss on umbes 18 000 korda suurem.^[16] Pluutol seevastu magnetväli puudub.^[17]

Viited[muuda | muuda lähteteksti]

↑ "Magnetospheres". NASA Science. NASA.
↑ Ratcliffe, John Ashworth (1972). An Introduction to the Ionosphere and Magnetosphere. CUP Archive. ISBN 9780521083416.
↑ ^3,0 ^3,1 ^3,2 "Ionosphere and magnetosphere". Encyclopædia Britannica. Encyclopædia Britannica, Inc. 2012.
↑ ^4,0 ^4,1 ^4,2 Van Allen, James Alfred (2004). Origins of Magnetospheric Physics. Iowa City, Iowa USA: University of Iowa Press. ISBN 9780877459217. OCLC 646887856.
↑ Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V. (2005). "Solar System Magnetospheres". Space Science Reviews. 116 (116): 227–298. Bibcode:2005SSRv..116..227B. doi:10.1007/s11214-005-1958-y.
↑ Sparavigna, A.C.; Marazzato, R. (10 May 2010). "Observing stellar bow shocks" (PDF). arXiv:1005.1527. Bibcode:2010arXiv1005.1527S.
↑ Paschmann, G.; Schwartz, S.J.; Escoubet, C.P.; Haaland, S., eds. (2005). Outer Magnetospheric Boundaries: Cluster Results (PDF). Space Science Reviews. Space Sciences Series of ISSI. 118. doi:10.1007/1-4020-4582-4. ISBN 978-1-4020-3488-6.
↑ Russell, C.T. (1990). "The Magnetopause". In Russell, C.T.; Priest, E.R.; Lee, L.C. (eds.). Physics of magnetic flux ropes. American Geophysical Union. pp. 439–453. ISBN 9780875900261. Archived from the original on 2 February 1999.
↑ Stern, David P.; Peredo, Mauricio (20 November 2003). "The Magnetopause". The Exploration of the Earth's Magnetosphere. NASA. Retrieved 19 August 2019.
↑ ^10,0 ^10,1 "The Tail of the Magnetosphere". NASA.
↑ "Cluster reveals Earth's bow shock is remarkably thin". European Space Agency. 16 November 2011.
↑ "Cluster reveals the reformation of Earth's bow shock". European Space Agency. 11 May 2011.
↑ "Cluster observes a 'porous' magnetopause". European Space Agency. 24 October 2012.
↑ http://www.nasa.gov/topics/moonmars/features/magnetotail_080416.html NASA, The Moon and the Magnetotail
↑ Khurana, K.K.; Kivelson, M.G.; et al. (2004). "The configuration of Jupiter's magnetosphere" (PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7.
↑ Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres". Reports on Progress in Physics. 56 (6): 687–732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
↑ NASA (14 September 2016). "X-ray Detection Sheds New Light on Pluto". nasa.gov. Retrieved 3 December 2016.

[1] "Magnetospheres". NASA Science. NASA.

[2] Ratcliffe, John Ashworth (1972). An Introduction to the Ionosphere and Magnetosphere. CUP Archive. ISBN 9780521083416.

[:0-3] 3,0 ^3,1 ^3,2 "Ionosphere and magnetosphere". Encyclopædia Britannica. Encyclopædia Britannica, Inc. 2012.

[:1-4] 4,0 ^4,1 ^4,2 Van Allen, James Alfred (2004). Origins of Magnetospheric Physics. Iowa City, Iowa USA: University of Iowa Press. ISBN 9780877459217. OCLC 646887856.

[5] Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V. (2005). "Solar System Magnetospheres". Space Science Reviews. 116 (116): 227–298. Bibcode:2005SSRv..116..227B. doi:10.1007/s11214-005-1958-y.

[6] Sparavigna, A.C.; Marazzato, R. (10 May 2010). "Observing stellar bow shocks" (PDF). arXiv:1005.1527. Bibcode:2010arXiv1005.1527S.

[7] Paschmann, G.; Schwartz, S.J.; Escoubet, C.P.; Haaland, S., eds. (2005). Outer Magnetospheric Boundaries: Cluster Results (PDF). Space Science Reviews. Space Sciences Series of ISSI. 118. doi:10.1007/1-4020-4582-4. ISBN 978-1-4020-3488-6.

[8] Russell, C.T. (1990). "The Magnetopause". In Russell, C.T.; Priest, E.R.; Lee, L.C. (eds.). Physics of magnetic flux ropes. American Geophysical Union. pp. 439–453. ISBN 9780875900261. Archived from the original on 2 February 1999.

[9] Stern, David P.; Peredo, Mauricio (20 November 2003). "The Magnetopause". The Exploration of the Earth's Magnetosphere. NASA. Retrieved 19 August 2019.

[:2-10] 10,0 ^10,1 "The Tail of the Magnetosphere". NASA.

[11] "Cluster reveals Earth's bow shock is remarkably thin". European Space Agency. 16 November 2011.

[12] "Cluster reveals the reformation of Earth's bow shock". European Space Agency. 11 May 2011.

[13] "Cluster observes a 'porous' magnetopause". European Space Agency. 24 October 2012.

[14] ttp://www.nasa.gov/topics/moonmars/features/magnetotail_080416.html NASA, The Moon and the Magnetotail

[15] Khurana, K.K.; Kivelson, M.G.; et al. (2004). "The configuration of Jupiter's magnetosphere" (PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7.

[16] Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres". Reports on Progress in Physics. 56 (6): 687–732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.

[17] NASA (14 September 2016). "X-ray Detection Sheds New Light on Pluto". nasa.gov. Retrieved 3 December 2016.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]