Pola Magnetyczne w Układzie Słonecznym

Podobne dokumenty
1. Obserwacje nieba 2. Gwiazdozbiór na północnej strefie niebieskiej 3. Gwiazdozbiór na południowej strefie niebieskiej 4. Ruch gwiazd 5.

Aktywność magnetosfery i zaburzenia w wietrze słonecznym.

Niezwykle silne burze pogody kosmicznej: październik-listopad 2003

Zorza polarna- zjawisko świetlne obserwowane w górnej atmosferze w pobliżu biegunów

O aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I

Od centrum Słońca do zmian klimatycznych na Ziemi

Saturn. Voyager 2, 21 lipiec1981

Aktywne Słońce. Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny. Uniwersytet Wrocławski

PARAMETRY I DANE ORBITALNE

Magnetyzm. Magnetyzm zdolność do przyciągania małych kawałków metalu. Bar Magnet. Magnes. Kompas N N. Iron filings. Biegun południowy.

PROSZĘ UWAŻNIE SŁUCHAĆ NA KOŃCU PREZENTACJI BĘDZIE TEST SPRAWDZAJĄCY

Układ Słoneczny. Powstanie Układu Słonecznego. Dysk protoplanetarny

Fizyka układów planetarnych. Wenus. Wykład 3

Układ Słoneczny Układ Słoneczny

Koronalne wyrzuty materii

GEOGRAFIA FIZYCZNA ŚWIATA. Tomasz Kalicki.

Synteza jądrowa (fuzja) FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ

Pole magnetyczne Ziemi czyli o szalonym kompasie spokojnego żeglarza

Układ słoneczny, jego planety, księżyce i planetoidy

28 października. 20 listopada widoczne wcześniej trzy grupy plam pojawiły się ponownie i ponownie towarzyszyły im wielkie rozbłyski słoneczne.

Prezentacja. Układ Słoneczny

Grawitacja - powtórka

Gwiazdy neutronowe. Michał Bejger,

zorza w Finlandii

Rotacja. W układzie związanym z planetą: siła odśrodkowa i siła Coroilisa. Potencjał efektywny w najprostszym przypadku (przybliżenie Roche a):

Ruchy planet. Wykład 29 listopada 2005 roku

Pulsacje Pc1/Pc5 Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR)

Parametry i dane orbitalne

Ewolucja w układach podwójnych

ELEMENTY GEOFIZYKI. Atmosfera W. D. ebski

Fizyka układów planetarnych II. Uran i Neptun. Wykład 1

III. Literatura: J. L. Kacperski, I Pracownia fizyczna.

ETAP II. Astronomia to nauka. pochodzeniem i ewolucją. planet i gwiazd. na wydarzenia na Ziemi.

Układ Słoneczny. Pokaz

Od Wielkiego Wybuchu do Gór Izerskich. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słońca CBK PAN

Piotr Brych Wzajemne zakrycia planet Układu Słonecznego

To ciała niebieskie o średnicach większych niż 1000 km, obiegające gwiazdę i nie mające własnych źródeł energii promienistej, widoczne dzięki

Słooce. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słooca CBK PAN

Sprawdzian 2. Fizyka Świat fizyki. Astronomia. Sprawdziany podsumowujące. sin = 0,0166 cos = 0,9999 tg = 0,01659 ctg = 60,3058

Fizyka układów planetarnych. Ziemia, Księżyc. Wykład 2

Cząstki elementarne z głębin kosmosu

Czwarty stan materii plazma.

Układ słoneczny. Rozpocznij

Układ Słoneczny. Szkoła Podstawowa Klasy IV VI Doświadczenie konkursowe nr 2

1.6. Ruch po okręgu. ω =

Pole magnetyczne Wykład LO Zgorzelec

Układ termodynamiczny Parametry układu termodynamicznego Proces termodynamiczny Układ izolowany Układ zamknięty Stan równowagi termodynamicznej

Fizyka układów planetarnych. Merkury. Wykład 5

Zjawiska fizyczne. Autorzy: Rafał Kowalski kl. 2A

cz. 1. dr inż. Zbigniew Szklarski

POMIAR NATĘŻENIA PRZEPŁYWU

W poszukiwaniu nowej Ziemi. Andrzej Udalski Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego

Podstawy Geomatyki Wykład XIV Pogoda kosmiczna

Elementy astronomii w geografii

8. ZORZA POLARNA Promieniowanie słońca. O17-8 Zorza Granice8

Ciała drobne w Układzie Słonecznym

ODDZIAŁYWANIA W PRZYRODZIE ODDZIAŁYWANIA GRAWITACYJNE

wymiana energii ciepła

ZAŁĄCZNIK 7 - Lotnicza Pogoda w pytaniach i odpowiedziach.

Magnetar to młoda, szybko wirująca gwiazda neutronowa o ogromnym polu magnetycznym, powstała z wybuchu supernowej. Na skutek ogromnych naprężeń

autor: Włodzimierz Wolczyński rozwiązywał (a)... ARKUSIK 26 MAGNETYZM I ELEKTROMAGNETYZM. CZĘŚĆ 1

Rozważania rozpoczniemy od fal elektromagnetycznych w próżni. Dla próżni równania Maxwella w tzw. postaci różniczkowej są następujące:

Astronomia. Znając przyspieszenie grawitacyjne planety (ciała), obliczyć możemy ciężar ciała drugiego.

Reakcje syntezy lekkich jąder

Słońce i jego miejsce we Wszechświecie. Urszula Bąk-Stęślicka, Marek Stęślicki Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

Układ Słoneczny Pytania:

Zjawisko to badano przez ponad 10 lat, aż do roku 1911, kiedy to fizyk austriacki Wiktor Hess wykonał kilka lotów balonem, badając rozładowywanie się

Rys. 1 Przekrój Saturna

Fizyka Pogody i Klimatu, zima 2017 Dynamika: wykład 1

Odkryj planety naszego Układu Słonecznego W ciągu 90 minut przez wszechświat Na wycieczkę między Ehrenfriedersdorf i Drebach

Pole elektryczne w ośrodku materialnym

Wykład FIZYKA II. 3. Magnetostatyka. Dr hab. inż. Władysław Artur Woźniak

SPIS TREŚCI ««*» ( # * *»»

Tektonika Płyt. Prowadzący: dr hab. Leszek Czechowski

Tomasz Mrozek 1,2, Sylwester Kołomański 1 1. Instytut Astronomiczny UWr 2. Zakład Fizyki Słońca CBK PAN. Astro Izery

Metody rezonansowe. Magnetyczny rezonans jądrowy Magnetometr protonowy

Ziemia. jako obiekt fizyczny. Tomasz Sowiński Centrum Fizyki Teoreytcnzej PAN

Aktywność Słońca. dr Szymon Gburek Centrum Badań Kosmicznych PAN : 17:00

Wiatry OKRESOWE ZMIENNE NISZCZĄCE STAŁE. (zmieniające swój kierunek w cyklu rocznym lub dobowym)

Tworzenie protonów neutronów oraz jąder atomowych

Właściwości materii. Bogdan Walkowiak. Zakład Biofizyki Instytut Inżynierii Materiałowej Politechnika Łódzka. 18 listopada 2014 Biophysics 1

Paweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej IA UWr

Grawitacja. Wykład 7. Wrocław University of Technology

Budowa atmosfery ziemskiej. Atmosfera składa się z kilku warstw TROPOSFERA STRATOSFERA MEZOSFERA TERMOSFERA EGZOSFERA

b. Ziemia w Układzie Słonecznym sprawdzian wiadomości

Momentem dipolowym ładunków +q i q oddalonych o 2a (dipola) nazwamy wektor skierowany od q do +q i o wartości:

Słońce to juŝ polska specjalność

Teoria tektoniki płyt litosfery

SPEKTROSKOPIA IR I SPEKTROSKOPIA RAMANA JAKO METODY KOMPLEMENTARNE

Reakcje syntezy lekkich jąder

Sztuczny satelita Ziemi. Ruch w polu grawitacyjnym

Budowa Galaktyki. Materia rozproszona Rozkład przestrzenny materii Krzywa rotacji i ramiona spiralne

Październikowe tajemnice skrywane w blasku Słońca

Fizyka i Chemia Ziemi

INŻYNIERIA BIOMEDYCZNA

Ćwiczenie edukacyjne 3.

Słońce a sprawa ziemskiego klimatu

Klasyczny efekt Halla

Aktywne Słońce. Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny. Uniwersytet Wrocławski

Elektrostatyka ŁADUNEK. Ładunek elektryczny. Dr PPotera wyklady fizyka dosw st podypl. n p. Cząstka α

Transkrypt:

Pola Magnetyczne w Układzie Słonecznym

MAGNETOSFERA SŁOŃCA 2

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

Prędkość wiatru słonecznego na podstawie obserwacji SOHO 4

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

Balerina schemat przestrzenny wiatru słonecznego 6

Sektorowa struktura pola magnetycznego Słońca 7

Skład wiatru słonecznego 8

MAGNETOSFERY PLANET 9

Magnetosfera 10

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

Wierzchołki 12

Fala uderzeniowa Położenie 12-20AE, średnio 15AE, Zmiany 10 100 km/s Temperatura wewnątrz pęcherzyków gazu od 10 000 do 10 000 000 C, Rozmiary do 1 000 km Czas życia ok. 10 sek, potem pękają i są zastępowane zimniejszym i gęstszym wiatrem słonecznym 13

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

Radiacyjne pasy Van Allena 15

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 JASON1 2007 r. 16

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

ZJAWISKA ZACHODZĄCE W MAGNETOSFERACH PLANETARNYCH 19

Prądy konwekcyjne i korotacyjne 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

Rekoneksja przepływ plazmy 22

23

24

25

http://istp.gsfc.nasa.gov/istp/news/0005/reconnect_flux_steady.gif 26

Rekoneksja 27

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

Zorze polarne zielony emisja atomów tlenu (linia 557.7 nm) niebieski atomy azotu (391.4 nm) wysokość 80 300 km nad pow. Ziemi 29

Zorze http://www.starrynightphotos.com/aurora/sept_11_2005.htm http://soho.nascom.nasa.gov/spaceweather/lenticular/ 30

DŹWIĘKI MAGNETOSFERY ZIEMI 31

Dźwięki magnetosfery Ziemi Gwizdy (błyskawice) 32

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

Chóralne najsilniejsze pola plazmowe 34

Syki zórz polarnych 35

Kilometrowe promieniowanie zórz polarnych 36

OSOBLIWE MAGNETOSFERY PLANETARNE 37

Magnetosfery niesymetryczne 38

INNE TYPY MAGNETOSFER 39

Magnetosfera Marsa lub Wenus lub komety Magnetosfera Księzyca 40

ŹRÓDŁO PLANETARNEGO POLA MAGNETYCZNEGO 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

Odwracalność pola magnetycznego Od 780 000 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

Symulacje komputerowe model przepływ laminarny w jądrze zewnętrznym https://www.youtube.com/watch?v=sjdcyyy01p4 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

PRZEGLĄD PÓL MAGNETYCZNYCH PLANET 46

Większość planet posiada pole magnetyczne wyjątek Wenus i Mars 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

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

Dominujące pole dipolowe Dla większości planet Wyjątek Uran i Neptun 50

MISJE W CELU BADANIA POLA MAGNETYCZNEGO 51

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