Pola Magnetyczne w Układzie Słonecznym

Transkrypt

1 Pola Magnetyczne w Układzie Słonecznym

2 MAGNETOSFERA SŁOŃCA 2

3 Magnetosfera słońca Szybki wiatr (do 900 km/s) wypływa z niemal nieaktywnych rejonów biegunowych Powolny wiatr (od 200 km/s) z obszarów aktywniejszych, bliżej równika Przy ekliptyce prędkość wiatru wynosi 400 km/s 3

4 Prędkość wiatru słonecznego na podstawie obserwacji SOHO 4

5 Koronografowa fotografia wiatru słonecznego, jasny obiekt - Jowisz, zdjęcie zrobione z pokładu SOHO 1. Symetria osiowa, duża gęstość w obszarach równikowych 2. Gęste obszary to wypływ po zamkniętych pętlach osiągających wysokość do 1.5 R, twory szybko zmieniające się 3. Gęstość i temperatura w obszarach biegunowych są małe, twory stabilne w skali kilku dni 5

6 Balerina schemat przestrzenny wiatru słonecznego 6

7 Sektorowa struktura pola magnetycznego Słońca 7

8 Skład wiatru słonecznego 8

9 MAGNETOSFERY PLANET 9

10 Magnetosfera 10

11 Magnetosfera - obszar otaczający planetę, w którym dominuje jej własne pole magnetyczne, zaczyna się zazwyczaj nad jonosferą i rozciąga asymetrycznie strona dzienna do nocnej jak 1:100 Magnetopauza - miejsce równowagi pomiędzy ciśnieniem zewnętrznej plazmy (wiatr słoneczny) a polem magnetycznym planety Magnetoosłona - obszar w którym dochodzi do przenikania plazmy słonecznej w głąb pola magnetycznego planety Plazmosfera - obszar zimnej, gęstej plazmy w pobliżu planety, składają się na nią głównie protony, małe ilości (2-20%) He i (1-5%) jonów tlenu, śladowe ilości N, H, He_2, z powodu wielkiej obfitości protonów zwana wcześniej protonosferą Fala uderzeniowa - jest to cienka warstwa, wzdłuż której szybko poruszające się cząsteczki wiatru są gwałtownie hamowane zderzeniem z magnetosferą planetarną. Cząsteczki są rozgrzewane, ściskane i odbijane wzdłuż tej zapory. Przed frontem uderzeniowym prędkość cząsteczek prostopadłych do niego jest naddźwiękowa, a po przejściu poddźwiękowa. 11

12 Wierzchołki 12

13 Fala uderzeniowa Położenie 12-20AE, średnio 15AE, Zmiany km/s Temperatura wewnątrz pęcherzyków gazu od do C, Rozmiary do km Czas życia ok. 10 sek, potem pękają i są zastępowane zimniejszym i gęstszym wiatrem słonecznym 13

14 Plazmosfera Protony 1-5% O2, 2-20% He 0.5-kilka ev 14

15 Radiacyjne pasy Van Allena 15

16 Południowa anomalia geomagnetyczna na Atlantyku Jest to miejsce, w którym pas Van Allena jest najbliżej powierzchni Ziemi (ok. 200km). Powoduje to zagęszczenie cząstek plazmy zwiększone promieniowanie w tym regionie. Pasy Van Allena są symetryczne wokół osi pola magnetycznego, która nie przecina osi rotacji w centrum Ziemi ale jakieś 500km na północ. Z tego powodu wewnętrzny pas bliżej jest powierzchni Ziemi na półkuli południowej. Obserwacja anteną DORIS umieszczoną na satelicie JASON r. 16

17 Ruch jonów w polu magnetycznym Głównie O+ i H+ 17

18 ZJAWISKA ZACHODZĄCE W MAGNETOSFERACH PLANETARNYCH 19

19 Prądy konwekcyjne i korotacyjne 20

20 Burze magnetyczne Wiatr słoneczny dostaje się do magnetosfery proporcjonalnie do jego prędkości i kierunku pola międzyplanetarnego Gdy kierunek tego pola jest odwrotny do kierunku pola planety, wówczas dochodzi do wniknięcia wiatru wewnątrz magnetosfery. Energia wiatru gromadzona jest w ogonie plazmowym a następnie w sposób wybuchowy uwalniana - zjawisko to nosi nazwę rekoneksji pola magnetycznego i jest powodem powstawania BURZ MAGNETYCZNYCH Na Ziemi burze trwają od 2-4 h i uwalniana jest energia ok. 10^15 J Na Merkurym burze są krótkie - 1 min. 21

21 Rekoneksja przepływ plazmy 22

22 23

23 24

24 25

25 26

26 Rekoneksja 27

27 Rekoneksje wysokoenergetyczne W rozbłysku wyrzucane są w przestrzeń tysiące milionów ton naładowanych cząsteczek. 28

28 Zorze polarne zielony emisja atomów tlenu (linia nm) niebieski atomy azotu (391.4 nm) wysokość km nad pow. Ziemi 29

29 Zorze

30 DŹWIĘKI MAGNETOSFERY ZIEMI 31

31 Dźwięki magnetosfery Ziemi Gwizdy (błyskawice) 32

32 Saucers (spodek, talerz, dysk) na niższych wys. niż zorze 33

33 Chóralne najsilniejsze pola plazmowe 34

34 Syki zórz polarnych 35

35 Kilometrowe promieniowanie zórz polarnych 36

36 OSOBLIWE MAGNETOSFERY PLANETARNE 37

37 Magnetosfery niesymetryczne 38

38 INNE TYPY MAGNETOSFER 39

39 Magnetosfera Marsa lub Wenus lub komety Magnetosfera Księzyca 40

40 ŹRÓDŁO PLANETARNEGO POLA MAGNETYCZNEGO 41

41 Dynamo generator pola magnetycznego Potrzebne trzy warunki: 1. Duża objętościowo warstwa płynnej cieczy, będącej dobrym przewodnikiem elektrycznym jądro zewnętrzne (2200km), bogate w żelazo. Ciężar płaszcza i skorupy, powodują wysokie ciśnienie w tej warstwie. 2. Energia potrzebna do poruszenia tej warstwy stanowi ją różnica temperatur między jądrem stałym (temperatura jądra stałego, pozostałość po czasach formowania się 5000C) a płaszczem (900C). W wyniku dochodzi do konwekcji i unoszenia gorącej cieczy w górę, ochładzania na granicy płaszcza i opadania w dół. 3. Rotacja planety poprzez efekt Coriolisa prowadzi do skręcania wznoszącej się cieczy w spirale, w taki sam sposób jak tworzą się huragany w atmosferze lub wiry prądów oceanicznych. 42

42 Odwracalność pola magnetycznego Od lat ten sam kierunek Teoretycznie średnio co 250 tys lat powinno następować odwracanie biegunowości Pierwszy pomiar natężenia pola magnetycznego Ziemi 1830 rok, od tego czasu osłabło o 10% 43

43 Symulacje komputerowe model przepływ laminarny w jądrze zewnętrznym 44

44 Zmiana biegunowości Czas zmiany biegunowości tysiąc do kilku tysięcy lat W czasie zmiany pole magnetyczne ma skomplikowany charakter ale istnieje Pole na granicy płaszcz jądro znacznie silniejsze od pola na powierzchni 45

45 PRZEGLĄD PÓL MAGNETYCZNYCH PLANET 46

46 Większość planet posiada pole magnetyczne wyjątek Wenus i Mars 47

47 Przyczyny braku pola magnetycznego Całkowicie zestalone jądro? niezbyt prawdopodobne Zbyt wolna rotacja? nawet w przypadku Wenus odgrywa wystarczającą rolę Nieprzewodzące jądro? najprawdopodobniejsze wytłumaczenie 48

48 Duże różnice w natężeniu pól magnetycznych Czemu pole Merkurego takie słabe? 49

49 Dominujące pole dipolowe Dla większości planet Wyjątek Uran i Neptun 50

50 MISJE W CELU BADANIA POLA MAGNETYCZNEGO 51

51 ESA Cluster q=4 pr Z Q=20 pr Z 52