Pola Magnetyczne

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
5
stabilne w skali kilku dni
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