Μαγνητόσφαιρα

Στην αστρονομία και την πλανητική επιστήμη, η μαγνητόσφαιρα είναι μια περιοχή του χώρου που περιβάλλει ένα ουράνιο σώμα στην οποία τα φορτισμένα σωματίδια επηρεάζονται από το μαγνητικό πεδίο αυτού του σώματος.^[1][2] Δημιουργείται από ένα ουράνιο σώμα με ενεργό εσωτερικό δυναμό.

Στο διαστημικό περιβάλλον κοντά σε ένα πλανητικό σώμα, το μαγνητικό πεδίο μοιάζει με μαγνητικό δίπολο. Πιο μακριά, οι γραμμές πεδίου μπορεί να παραμορφωθούν σημαντικά από τη ροή του ηλεκτρικά αγώγιμου πλάσματος, όπως εκπέμπεται από τον Ήλιο (δηλαδή τον ηλιακό άνεμο) ή από ένα κοντινό αστέρι.^[3][4] Πλανήτες με ενεργές μαγνητόσφαιρες, όπως η Γη, είναι ικανοί να μετριάσουν ή να μπλοκάρουν τις επιπτώσεις της ηλιακής ακτινοβολίας ή της κοσμικής ακτινοβολίας, η οποία επίσης προστατεύει όλους τους ζωντανούς οργανισμούς από δυνητικά επιζήμιες και επικίνδυνες συνέπειες. Αυτό μελετάται στα εξειδικευμένα επιστημονικά αντικείμενα της φυσικής πλάσματος, της διαστημικής φυσικής και της αερονομίας.

Η μελέτη της μαγνητόσφαιρας της Γης ξεκίνησε το 1600, όταν ο Γουίλιαμ Γκίλμπερτ ανακάλυψε ότι το μαγνητικό πεδίο στην επιφάνεια της Γης έμοιαζε με αυτό μιας μικρής, μαγνητισμένης σφαίρας. Στη δεκαετία του 1940, ο Walter M. Elsasser πρότεινε το μοντέλο της θεωρίας του δυναμό, το οποίο αποδίδει το μαγνητικό πεδίο της Γης στην κίνηση του σιδερένιου εξωτερικού πυρήνα της Γης. Μέσω της χρήσης μαγνητομέτρων, οι επιστήμονες μπόρεσαν να μελετήσουν τις διακυμάνσεις στο μαγνητικό πεδίο της Γης ως συναρτήσεις τόσο του χρόνου όσο και του γεωγραφικού πλάτους και μήκους.

Από τα τέλη της δεκαετίας του 1940, οι πύραυλοι χρησιμοποιήθηκαν για τη μελέτη των κοσμικών ακτίνων. Το 1958, ο Explorer 1, η πρώτη από τη σειρά διαστημικών αποστολών Explorer, εκτοξεύτηκε για να μελετήσει την ένταση των κοσμικών ακτίνων πάνω από την ατμόσφαιρα και να μετρήσει τις διακυμάνσεις αυτής της δραστηριότητας. Αυτή η αποστολή παρατήρησε την ύπαρξη της ζώνης ακτινοβολίας Βαν Άλεν (που βρίσκεται στην εσωτερική περιοχή της μαγνητόσφαιρας τη�� Γης), με την παρακολούθηση του Explorer 3 αργότερα εκείνο το έτος να αποδεικνύει οριστικά την ύπαρξή της. Επίσης κατά τη διάρκεια του 1958, ο Ευγένιος Πάρκερ πρότεινε την ιδέα του ηλιακού ανέμου, με τον όρο «μαγνητόσφαιρα» να προτάθηκε από τον Τόμας Γκολντ το 1959 για να εξηγήσει πώς ο ηλιακός άνεμος αλληλεπιδρά με το μαγνητικό πεδίο της Γης. Η μεταγενέστερη αποστολή του Explorer 12 το 1961 με επικεφαλής τους Cahill και Amazeen το 1963 παρατήρησε μια ξαφνική μείωση της έντασης του μαγνητικού πεδίου κοντά στον μεσημβρινό μεσημβρινό, η οποία αργότερα ονομάστηκε μαγνητόπαυση. Μέχρι το 1983, ο International Cometary Explorer παρατήρησε τη μαγνητοουρά, ή το μακρινό μαγνητικό πεδίο.^[4]

Οι μαγνητόσφαιρες εξαρτώνται από διάφορες μεταβλητές: τον τύπο του αστρονομικού αντικειμένου, τη φύση των πηγών πλάσματος και ορμής, την περίοδο περιστροφής του αντικειμένου, τη φύση του άξονα γύρω από τον οποίο περιστρέφεται το αντικείμενο, τον άξονα του μαγνητικού διπόλου και το μέγεθος και κατεύθυνση της ροής του ηλιακού ανέμου.

Η πλανητική απόσταση όπου η μαγνητόσφαιρα μπορεί να αντέξει την πίεση του ηλιακού ανέμου ονομάζεται απόσταση Chapman–Ferraro. Αυτό διαμορφώνεται από τον τύπο όπου το ${\displaystyle R_{P}}$ αντιπροσωπεύει την ακτίνα του πλανήτη, ${\displaystyle B_{\it {surf}}}$ αντιπροσωπεύει το μαγνητικό πεδίο στην επιφάνεια του πλανήτη στον ισημερινό και το ${\displaystyle V_{SW}}$ αντιπροσωπεύει την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου:

${\displaystyle R_{CF}=R_{P}\left({\frac {B_{\it {surf}}^{2}}{\mu _{0}\rho V_{SW}^{2}}}\right)^{\frac {1}{6}}}$

Μια μαγνητόσφαιρα ταξινομείται ως «ουσιαστική» όταν ${\displaystyle R_{CF}\gg R_{P}}$ ή όταν η κύρια αντίθεση στη ροή του ηλιακού ανέμου είναι το μαγνητικό πεδίο του αντικειμένου. Ο Ερμής, η Γη, ο Δίας, ο Γανυμήδης, ο Κρόνος, ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας, για παράδειγμα, παρουσιάζουν ουσιαστικές μαγνητόσφαιρες. Μια μαγνητόσφαιρα ταξινομείται ως «επαγόμενη» όταν ${\displaystyle R_{CF}\ll R_{P}}$ ή όταν ο ηλιακός άνεμος δεν αντιτίθεται στο μαγνητικό πεδίο του αντικειμένου. Σε αυτή την περίπτωση, ο ηλιακός άνεμος αλληλεπιδρά με την ατμόσφαιρα ή την ιονόσφαιρα του πλανήτη (ή την επιφάνεια του πλανήτη, εάν ο πλανήτης δεν έχει ατμόσφαιρα). Η Αφροδίτη έχει ένα επαγόμενο μαγνητικό πεδίο, που σημαίνει ότι επειδή η Αφροδίτη φαίνεται να μην έχει εσωτερικά το φαινόμενο του δυναμό, το μόνο μαγνητικό πεδίο που υπάρχει είναι αυτό που σχηματίζεται από το τύλιγμα του ηλιακού ανέμου γύρω από το φυσικό εμπόδιο της Αφροδίτης. Όταν ${\displaystyle R_{CF}\approx R_{P}}$, ο ίδιος ο πλανήτης και το μαγνητικό του πεδίο συμβάλλουν και τα δύο. Είναι πιθανό ο Άρης να είναι αυτού του τύπου.^[5]

Το τοξοειδές κρουστικό κύμα σχηματίζει το πιο εξωτερικό στρώμα της μαγνητόσφαιρας, είναι το όριο μεταξύ της μαγνητόσφαιρας και του διαστρικού μέσου. Για τα αστέρια, αυτό είναι συνήθως το όριο μεταξύ του αστρικού ανέμου και του διαστρικού μέσου. Για τους πλανήτες, η ταχύτητα του ηλιακού ανέμου εκεί μειώνεται καθώς πλησιάζει τη μαγνητόπαυση.^[6]

Η μαγνητοθήκη είναι η περιοχή της μαγνητόσφαιρας μεταξύ του τοξοειδούς κρουστικού κύματος και της μαγνητόπαυσης. Σχηματίζεται κυρίως από τον ηλιακό άνεμο (shocked solar wind), αν και περιέχει μια μικρή ποσότητα πλάσματος από τη μαγνητόσφαιρα.^[7] Είναι μια περιοχή που εμφανίζει υψηλή ροή ενέργειας σωματιδίων, όπου η κατεύθυνση και το μέγεθος του μαγνητικού πεδίου ποικίλλει ακανόνιστα. Αυτό προκαλείται από τη συλλογή αερίων του ηλιακού ανέμου που ουσιαστικά έχει υποστεί θερμικοποίηση. Λειτουργεί ως μαξιλάρι που μεταδίδει την πίεση από τη ροή του ηλιακού ανέμου και το φράγμα του μαγνητικού πεδίου από το αντικείμενο.^[4]

Η μαγνητόπαυση είναι η περιοχή της μαγνητόσφαιρας όπου η πίεση από το πλανητικό μαγνητικό πεδίο εξισορροπείται με την πίεση από τον ηλιακό άνεμο.^[3] Είναι η σύγκλιση του ηλιακού ανέμου από τη μαγνητόσφαιρα με το μαγνητικό πεδίο του αντικειμένου και το πλάσμα από τη μαγνητόσφαιρα. Επειδή και οι δύο πλευρές αυτής της σύγκλισης περιέχουν μαγνητισμένο πλάσμα, οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ τους είναι πολύπλοκες. Η δομή της μαγνητόπαυσης εξαρτάται από τον αριθμό Μαχ και το βήτα του πλάσματος, καθώς και από το μαγνητικό πεδίο.^[8] Η μαγνητόπαυση αλλάζει μέγεθος και σχήμα καθώς η πίεση από τον ηλιακό άνεμο αυξομειώνεται.^[9]

Απέναντι από το συμπιεσμένο μαγνητικό πεδίο βρίσκεται η μαγνητοουρά, όπου η μαγνητόσφαιρα εκτείνεται πολύ πέρα από το αστρονομικό αντικείμενο. Περιέχει δύο λοβούς, που αναφέρονται ως βόρειος και νότιος λοβός της ουράς. Οι γραμμές μαγνητικού πεδίου στον βόρειο λοβό της ουράς δείχνουν προς το αντικείμενο ενώ αυτές στο νότιο λοβό της ουράς δείχνουν μακριά. Οι λοβοί της ουράς είναι σχεδόν άδειοι, με λίγα φορτισμένα σωματίδια που αντιτίθενται στη ροή του ηλιακού ανέμου. Οι δύο λοβοί χωρίζονται από ένα φύλλο πλάσματος, μια περιοχή όπου το μαγνητικό πεδίο είναι ασθενέστερο και η πυκνότητα των φορτισμένων σωματιδίων είναι μεγαλύτερη.^[10]

Πάνω από τον ισημερινό της Γης, οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου γίνονται σχεδόν οριζόντιες και μετά επιστρέφουν για να επανασυνδεθούν σε μεγάλα γεωγραφικά πλάτη. Ωστόσο, σε μεγάλα υψόμετρα, το μαγνητικό πεδίο παραμορφώνεται σημαντικά από τον ηλιακό άνεμο και το ηλιακό μαγνητικό πεδίο. Στην φωτεινή πλευρά της Γης, το μαγνητικό πεδίο συμπιέζεται σημαντικά από τον ηλιακό άνεμο σε απόσταση περίπου 65.000 χιλιομέτρων. Το τοξοειδές κρουστικό κύμα της Γης έχει πάχος περίπου 17 χιλιόμετρα^[11] και βρίσκεται περίπου 90.000 χιλιόμετρα από τη Γη.^[12] Η μαγνητόπαυση υπάρχει σε απόσταση αρκετών εκατοντάδων χιλιομέτρων πάνω από την επιφάνεια της Γης. Η μαγνητόπαυση της Γης έχει συγκριθεί με κόσκινο επειδή επιτρέπει στα σωματίδια του ηλιακού ανέμου να εισέλθουν. Οι αστάθειες Kelvin–Helmholtz συμβαίνουν όταν μεγάλοι στροβιλισμοί πλάσματος ταξιδεύουν κατά μήκος της άκρης της μαγνητόσφαιρας με διαφορετική ταχύτητα από τη μαγνητόσφαιρα, προκαλώντας το πλάσμα να γλιστρήσει. Αυτό οδηγεί σε μαγνητική επανασύνδεση, και καθώς οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου σπάνε και επανασυνδέονται, τα σωματίδια του ηλιακού ανέμου μπορούν να εισέλθουν στη μαγνητόσφαιρα.^[13] Στη νυχτερινή πλευρά της Γης, το μαγνητικό πεδίο εκτείνεται στη μαγνητοουρά, η οποία κατά μήκος υπερβαίνει τα 6.300.000 χιλιόμετρα.^[3] Η μαγνητοουρά της Γης είναι η κύρια πηγή του πολικού σέλαος.^[10] Επίσης, οι επιστήμονες της NASA έχουν προτείνει ότι η μαγνητοουρά της Γης μπορεί να προκαλέσει «θύελλες σκόνης» στη Σελήνη δημιουργώντας μια διαφορά δυναμικού μεταξύ της πλευράς της ημέρας και της νύχτας.^[14]

Πολλά αστρονομικά αντικείμενα δημιουργούν και διατηρούν μαγνητόσφαιρες. Στο Ηλιακό σύστημα αυτό περιλαμβάνει τον Ήλιο, τον Ερμή, τον Δία, τον Κρόνο, τον Ουρανό, τον Ποσειδώνα^[15] και τον Γανυμήδη. Η μαγνητόσφαιρα του Δία είναι η μεγαλύτερη πλανητική μαγνητόσφαιρα στο Ηλιακό σύστημα, που εκτείνεται έως και 7.000.000 χιλιόμετρα την ημέρα και σχεδόν μέχρι την τροχιά του Κρόνου τη νύχτα.^[16] Η μαγνητόσφαιρα του Δία είναι ισχυρότερη από της Γης κατά τάξη μεγέθους και η μαγνητική ροπή του είναι περίπου 18.000 φορές μεγαλύτερη.^[17] Η Αφροδίτη, ο Άρης και ο Πλούτωνας, από την άλλη πλευρά, δεν έχουν μαγνητικό πεδίο. Αυτό μπορεί να είχε σημαντικές επιπτώσεις στη γεωλογική τους ιστορία. Θεωρείται ότι η Αφροδίτη και ο Άρης μπορεί να έχουν χάσει το αρχέγονο νερό τους λόγω της φωτοδιάσπασης και του ηλιακού ανέμου. Μια ισχυρή μαγνητόσφαιρα επιβραδύνει πολύ αυτή τη διαδικασία.^[15][18] Η μαγνητόσφαιρα ενός εξωπλανήτη^[19] εντοπίστηκε το 2021.