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