III. Строение земли магнитосфера

Самой внешней и протяжённой оболочкой 3. является магнитосфера - область околоземного пространства, физ. свойства к-рой определяются магнитным полем 3. и его взаимодействием с потоками заряженных частиц.

Исследования, проведённые при помощи космич. зондов и искусственных спутников 3., показали, что 3. постоянно находится в потоке корпускулярного излучения Солнца (т. н. солнечный ветер). Он образуется благодаря непрерывному расширению (истечению) плазмы солнечной короны и состоит из заряженных частиц (протонов, ядер и ионов гелия, а также более тяжёлых положит. ионов и электронов). У орбиты 3. скорость направленного движения частиц в потоке колеблется от 300 до 800 км/сек. Солнечная плазма несёт с собой магнитное поле, напряжённость к-рого в ср. равна 4, 8*10^-3 а / м (6*10^-5 э).

При столкновении потока солнечной плазмы с препятствием - магнитным полем 3.- образуется распространяющаяся навстречу потоку ударная волна (рис.), фронт к-рой со стороны Солнца в среднем локализован на расстоянии 13-14 радиусов 3. ([ris]) от её центра. За фронтом ударной волны следует переходная область толщиной ~ 20 тыс. км, где магнитное поле солнечной плазмы становится неупорядоченным, а движение её частиц - хаотичным. Темп-ра плазмы в этой области повышается примерно с 200 тыс. градусов до ~ 10 млн. градусов.

Переходная область примыкает непосредственно к магнитосфере 3., граница к-рой - магнитопауза - проходит там, где динамич. давление солнечного ветра уравновешивается давлением магнитного поля 3.; она расположена со стороны Солнца на расстоянии ~ 10- 12 [ris] (70-80 тыс. км) от центра 3., её толщина ~ 100 км. Напряжённость магнитного поля 3. у магнитопаузы ~ 8*10^-2 а / м (10^-3 э), т. е. значительно выше напряжённости поля солнечной плазмы на уровне орбиты 3. Потоки частиц солнечной плазмы обтекают магнитосферу и резко искажают на значит. расстояниях от 3. структуру её магнитного поля. Примерно до расстояния 3 [ris] от центра 3. магнитное поле ещё достаточно близко к полю магнитного диполя (напряжённость поля убывает с высотой [ris]). Регулярность поля здесь нарушают лишь магнитные аномалии (влияние наиболее крупных аномалий сказывается до высот [ris] над поверхностью 3.). На расстояниях, превышающих [ris], магнитное поле ослабевает медленнее, чем поле диполя, а его силовые линии с солнечной стороны несколько прижаты к 3. Линии геомагнитного поля, выходящие из полярных областей 3., отклоняются солнечным ветром на ночную сторону 3. Там они образуют " хвост", или " шлейф", магнитосферы протяжённостью более 5 млн. км. Пучки магнитных силовых линий противоположного направления разделены в хвосте областью очень слабого магнитного поля (нейтральным слоем), где концентрируется горячая плазма с температурой в млн. градусов.

Магнитосфера реагирует на проявления солнечной активности, вызывающей заметные изменения в солнечном ветре и его магнитном поле. Возникает сложный комплекс явлений, получивший название магнитной бури. При бурях наблюдается непосредственное вторжение в магнитосферу частиц солнечного ветра, происходит нагрев и усиление ионизации верхних слоев атмосферы, ускорение заряженных частиц, увеличение яркости полярных сияний, возникновение электромагнитных шумов, нарушение радиосвязи на коротких волнах и т. д. В области замкнутых линий геомагнитного поля существует магнитная ловушка для заряженных частиц. Нижняя её граница определяется поглощением захваченных в ловушку частиц атмосферой на высоте неск. сот км, верхняя практически совпадает с границей магнитосферы на дневной стороне 3., несколько снижаясь на ночной стороне. Потоки захваченных в ловушку частиц высоких энергий (гл. обр. протонов и электронов) образуют т. н. радиационный пояс Земли. Частицы радиац. пояса представляют значит. радиационную опасность при полётах в космос.

Б. А. Тверской, Ю. Н. Дрожжин.