Magnetosféra

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Oblast kolem kosmického tělesa (Země, planety, měsíce, komety, sluneční soustavy) v níž jsou magnetické síly větší než v okolí. Těleso má buď svůj vlastní magnetismus (Země, Slunce,...), nebo indukovaný magnetismus způsobený zmagnetizovaným slunečním větrem (komety).

Obsah

Magnetosféru sluneční soustavy

Magnetosféru celé sluneční soustavy nazýváme heliosféra. Ta je naplněna siločarami vynesenými ze Slunce slunečním větrem daleko za dráhu Pluta. Komety samy o sobě nejsou zmagnetizovány a magnetosféru by bez slunečního větru neměly. Proto komety Oortova oblaku komet nemohou mít magnetosféru, neboť až tam sluneční vítr nedosáhne. Ve vnitřní planetární soustavě však komety vytvářejí komu – rozsáhlý plazmový obal. Siločáry unášené slunečním větrem jsou v komě zachyceny a tvoří indukovanou magnetosféru, podél jejichž siločar proudí plazma z komy (viz Mrkosova kometa).

Magnetosféra Země

Magnetosféra Země je nejznámější, nejlépe prostudovaná a pro zemskou biosféru nejdůležitější. Je to její vlastní magnetosféra, která je projevem silných elektrických proudů (zhruba 109 A), které tečou v kapalném a vodivém jádru Země. Pole Země je pole magnetického dipólu – se stejným rozložením siločar jako u tyčového magnetu (viz obr.). Ve skutečnosti je magnetosféra Země ovlivněna zmagnetizovaným slunečním větrem. Na čelní (návětrnou) stranu magnetosféry vítr působí tlakem přibližně 1,7 nPa. Oba tlaky – magnetosféry zevnitř a slunečního větru zvenku – se vyrovnávají ve vzdálenosti kolem 10 RZ (asi 60 000 km). Tam je hraniční plocha mezi magnetosférou a slunečním větrem, tzv. magnetopauza. V magnetopauze je rovnováha mezi magnetickým tlakem zevnitř a tlakem slunečního větru zevně. V dutině uvnitř magnetopauzy (tj. v magnetosféře) převládá magnetismus Země, vně převládá vítr a magnetismus Slunce. Magnetosféra v závětrné (to je noční) straně je protažena ve velmi dlouhý ohon magnetosféry, sahající daleko za dráhu Měsíce.

Pro zmagnetizovaný sluneční vítr představuje magnetosféra neproniknutelnou překážku, a proto ji musí obtékat. Rychlost, s jakou vítr magnetosféru obtéká, je několikrát větší než zvuková rychlost prostředí (kolem 83 km s–1), a proto se vytváří před čelní stranou magnetosféry rázová vlna. Po průchodu rázovou vlnou se sluneční vítr zpomalí a dojde k termalizaci, tj. jednosměrná rychlost větru přejde srážkami v Maxwellovo rozložení rychlostí. Jinými slovy – korpuskulární záření se přemění v zahřáté plazma. Prostorem mezi magnetopauzou a rázovou vlnou proudí zahřáté turbulentní plazma. Nazývá se magnetická pochva.

Sluneční vítr a magnetické pole (které s sebou ze sluneční atmosféry vítr unáší) jsou značně proměnlivé. Při nárazu na čelní stranu magnetosféry se přenáší část energie větru do magnetosféry, kde způsobuje geomagnetickou aktivitu. Množství předané energie silně závisí na orientaci magnetického pole větru vůči siločarám zemské magnetosféry. Je-li předávaná energie za sekundu menší nez 1011 W, jsou ovlivněny pouze ohraničené oblasti magnetosféry kolem pólů. Při větších předávaných energiích (1011–1012 W) jsou změny v magnetosféře celkové a geomagnetická aktivita se projeví nejen v polárních oblastech, ale i ve středních šířkách. Hodnoty přesahující 1012 W se projeví v celé magnetosféře jako geomagnetické bouře. K přenosu velkého toku energie ze slunečního větru do magnetosféry dochází v případech, kdy magnetické pole větru je orientováno opačně než pole zemské. Přitom totiž dochází k rekonekci siločar a k uvolnění magnetické energie.

Magnetosféry jiných planet

Magnetosféry jiných planet byly objeveny a studovány planetárními sondami.

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]