Magnetosfera
De Viquipèdia
Una magnetosfera és una regió al voltat d'un objecte astronòmic on el seu camp magnètic actua com escut modificant o organitzant les partícules carregades d'alta energia procedents del Sol. La Terra està envoltada per una magnetosfera, com també ho estan els planetes Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Mercuri i la lluna de Júpiter Ganímedes tenen una magnetosfera massa feble per a poder atrapar plasma. Mart té una magnetosfera de superfície irregular. El terme magnetosfera també pot descriure les regions dominades per camp magnètics d'objectes estel·lars, per exemple pulsars.
Taula de continguts |
[edita] Història de la física magnetosfèrica
La magnetosfera terrestre va ser descoberta el 1958 per l'Explorer I. Abans es pensava que hi havia corrrents elèctric fluint per l'espai, perquè algunes vegades les erupcions solars produïen a tempestes magnètiques a la Terra. Es desconeixia d'on i perquè fluïen, inclús es desconeixia l'existència del [[vent solar]. Va ser al 1959 quan Thomas Gold va proposar el nom magnetosfera a la regió per sobre de la ionosfera i fins una distància de 10 vegades el radi de la Terra. Journal Geophysical Results LXIV. 1219/1
[edita] Magnetosfera terrestre
La magnetosfera forma part de l' exosfera, la part més externa i àmplia de l'atmosfera terrestre. Comença a uns 500 km d'altura, per sobre de la ionosfera, on les partícules ionitzades de l'atmosfera interaccionen amb major intensitat amb el camp magnètic terrestre. La magnetosfera interacciona amb el vent solar en una regió denominada magnetopausa que es troba a uns 60.000 km de la Terra en direcció Terra-Sol i a molta major distància en direcció oposada. Per davant de la magnetopausa es troba la superfície de xoc entre el vent solar i el camp magnètic. En aquesta regió el plasma solar es frena ràpidament abans de ser desviat per la resta de la magnetosfera. Les partícules carregades del vent solar són arrossegades pel camp magnètic sobre els pols magnètics donant lloc a la formació d'aurores polars, boreals en l'hemisferi nord i australs en l'hemisferi sud. En el costat no il·luminat les línies de camp es deformen i allarguen arrossegades pel vent solar arribant a una grandària de 300.000 km en direcció oposada al Sol.
A uns pocs milers de km de la superfície terrestre es troba una regió en l'equador magnètic en el qual moltes de les partícules carregades són atrapades i accelerades formant els cinturons de Van Allen o cinturons de radiació. Alguns científics pensen que sense la magnetosfera la Terra hagués perdut la majoria de l'aigua de l'atmosfera i els oceans en l'espai, a causa de l'impacte de partícules energètiques que dissociarien els àtoms d'hidrogen i oxigen permetent escapar els lleugers àtoms d'hidrogen, amb la qual cosa el planeta se semblaria molt més a Mart. S'estima que aquest va poder ser un factor important en la pèrdua d'aigua de l'atmosfera primitiva Marciana.
[edita] Propietats generals
Dos factors determinen l'estructura i el comportament de la magnetosfera, per una banda el camp magnètic terrestre, i per l'altre el vent solar.
- El Camp magnètic terrestre sembla estar generat per un efecte de dinamo del nucli de la Terra, associat amb la circulació de metall líquid al nucli terrestre produida per la calor interna. S'assemblaria a una barra imantada inclinada uns 10º de l'eix de rotació de la Terra. El camp té una intensitat d'al voltant de 30.000-60.000nanoteslas (nT) a la superfície terrestre, la seva intensistat disminueix inversament al cub de la distància.
- El vent solar és una efusió ràpida de plasma calent provinent del Sol en totes les direccions. Sobre l'equador solar arriba als 400 km/s; sobre els pols solars quasi el doble. L'efusió és impulsadad per la temperatura d'un milió de graus de la corona, fenònem que encara no té una explicació generalment acceptada. La seva composició s'assembla a la del Sol; al voltant del 95 % dels ions són protons, al voltant del 4% nucli d'heli, i un 1% de materia més pesant (C, N, O, Ne, Si, Mg...fins a Fe) i prou electrons com per mantenir la neutralitat de la càrrega. A l'òrbita de la Terra la seva densitat típica és 6 ions/cm3 (variable, com ho és la velocitat), i conté un camp magnètic interplanetari de (normalment) 2–5 nT. Aquest camp magnètic és produeix per l'estirament de les línies de camp magnètic originades al Sol.
Efusions de plasma i tempestes magnètiques Raons físiques fan difícil que el plasma del vent solar amb el seu camp magnètic interplanetari es pugui barrejar amb el plasme terrestre ja que el seu camp magnètic té una font diferent. Els dos plasmes acaben separats per una frontera, la magnetopausa i el plasma terrestre queda confinat a una cavitat dins l'efusió de vent solar, la magnetosfera. L'aillament no és del tot complet gràcies a processos secundaris com la reconnexió magnètica, -sinó seria difícil per al vent solar transmetre molta energia a la magnetosfera-encara que determina la configuració general.
Una característica addicional és una col·lisió lliure bow shock la qual s'alinea en el vent solar davant la Terra, normalment a 13.5 RE en la cara en direcció al Sol. S'alinea perquè la velocitat del vent solar excedeix (normalment 2-3 vegades) la de les ones Alfvén una família d'ones característiques amb les que les alteracions es propaguen en un fluid magnètic. En la regió darrera del shock magnetosheath o envolcall magnètic la velocitat cau a la velocitat Alfvén ( i la temperatura augmenta, absorvint la pèrdua d'energia cinètica 9, però la velocitat torna a augmentar ràpidament ja que el plasma és empès per les efusions de vent solar dels voltants .
Per entendre la magnetosfera, cal visualitzar les línies del camp magnètic, que des de qualsevol lloc apunten en la direcció del camp magnètic- per exemple, separant-se prop del pol nord magnètic (pol sud geogràfic), i convergint un altre cop al voltant del pol sud magnètic (pol nord geogràfic).
[edita] Enllaços externs
- USGS Programa Geomagnètic (anglès)
- NOAA Centre de dades geofísiques (anglès)
