Читать «Большая Советская Энциклопедия (ЗЕ)» онлайн - страница 100

  Б. Ю. Левин.

  См. илл.

  III. Строение Земли

  Магнитосфера

  Самой внешней и протяжённой оболочкой З. является магнитосфера — область околоземного пространства, физические свойства которой определяются магнитным полем З. и его взаимодействием с потоками заряженных частиц.

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

  При столкновении потока солнечной плазмы с препятствием — магнитным полем З. — образуется распространяющаяся навстречу потоку (рис.), фронт которой со стороны Солнца в среднем локализован на расстоянии 13—14 радиусов З. (R_Å) 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. температура плазмы в этой области повышается примерно с 200 тыс. градусов до ~ 10 млн. градусов.

  Переходная область примыкает непосредственно к магнитосфере З., граница которой — магнитопауза — проходит там, где динамическое давление солнечного ветра уравновешивается давлением магнитного поля З.; она расположена со стороны Солнца на расстоянии ~ 10—12 R (_Å) (70—80 тыс. км) от центра З., её толщина ~ 100 км. Напряжённость магнитного поля З. у магнитопаузы ~ 8·10^-2а/м (10^-3э), т. е. значительно выше напряжённости поля солнечной плазмы на уровне орбиты З. Потоки частиц солнечной плазмы обтекают магнитосферу и резко искажают на значительных расстояниях от З. структуру её магнитного поля. Примерно до расстояния 3 R_Å от центра З. магнитное поле ещё достаточно близко к полю магнитного диполя (напряжённость поля убывает с высотой ~¹/_R3Å). Регулярность поля здесь нарушают лишь (влияние наиболее крупных аномалий сказывается до высот ~0,5R_Å) над поверхностью З.). На расстояниях, превышающих 3 R_Å), магнитное поле ослабевает медленнее, чем поле диполя, а его силовые линии с солнечной стороны несколько прижаты к З. Линии геомагнитного поля, выходящие из полярных областей З., отклоняются солнечным ветром на ночную сторону З. 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.