میدان مغناطیسی

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد.

در الکترو مغناطيس کلاسيک تعريف ميدان مغناطيسی به صورت "ميدان حاصل از بار الکتريکی در حال حرکت در اطراف آن" ميباشد.

ميدان مغناطيسی از تک بار ها ، سيمهای حامل جريان ، جهتگيری دوقطبی های مغناطيسی (آهنرباهای دايمی)، جريان سيال رسانا (ميدان مغناطيسی زمين) ايجاد ميشوند.

در الکترو ديناميک نسبيتی بين ميدان الکتريکی و ميدان مغناطيسی تفاوتی وجود ندارد و تعريف ميدان الکترو مغناطيسی به صورت " اثر بار الکتريکی در اطراف آن " تعريف ميشود . چون حرکت کاملاً نسبی در نظر گرفته ميشود و نميتوان بين بار ثابت و بار متحرک تفاوتی قايل شد. ( متحرک بودن يا ثابت بودن برای ناظر های مختلف تفاوت ميکند ) نيروی حاصل از اين ميدان را نيروی لورنتس ميخوانند

باد خورشيدي





1-1- باد خورشيدي خورشيد كه ستارة معمولي با اندازه و دماي متوسط است و بخاطر نزديكي آن به زمين مي‌توانيم دربارة جزئيات ساختمان و ديناميك آن مطالعه كنيم ؛ كه اين نوع مطالعه براي ستارة ديگري امكان‌پذير نيست. خورشيد حدود 6/4 میلیارد سال عمر دارد و انتظار مي‌رود كه در حدود 5 میلیارد سال ديگر نيز دوام داشته باشد. اين ستاره تقريباً از 90% هيدروژن، 10% هليم و 1/0 درصد ساير تركيبات مثل كربن، نيتروژن و اكسيژن تشكيل شده است. اين تركيبات يونيزه شده هستند زيرا واكنشهاي هسته‌اي و اندركنشهاي الكتروديناميكي باعث توليد ذراتي با دماهاي بسيار بالا و طيف انرژي وسيعتر مي‌شود. دماي هستة مركزي خورشيد را بيش از ده ميليون كلوين تخمين زده مي‌زنند. به خاطر ،فراصوتي تاج خورشيدي، خورشيد پلاسمايي با رسانش بالا در سرعتهاي فراصوتي، حدود 500 به درون فضاي بين سياره‌اي گسيل مي‌كند. اين پلاسما باد خورشيدي ناميده مي‌شود و عمدتاً شامل الكترونها و پروتونها و مخلوطي از 5% يونهاي هليم مي‌باشد. به علت رسانش بالا، ميدان مغناطيسي خورشيدي در پلاسما منجمد مي‌شود و توسط باد خورشيدي در حال گسترش به سمت بيرون كشيده مي‌شود. مقادير نوعي اضافه چگالي الكتروني و دما در باد خورشيدي در نزديكي زمين به ترتيب 5 ذره بر سانتي‌مترمكعب و 105 كلوين مي‌باشد. ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي در حدود 5 نانوتسلا است. باد خورشيدي در برخوردش با ميدان دوقطبي مغناطيسي زمين نمي‌تواند به سادگي در آن نفوذ كند ؛ ولي به مقدار زيادي حول آن منحرف مي‌شود، چون باد خورشيدي با سرعت فراصوتي به مانع (ميدان مغناطيسي زمين) برخورد مي‌كند يك موج ضربة كماني توليد مي‌شود كه در اثر اين ضربه كسر مهمي از انرژي جنبشي ذرات به انرژي گرمايي تبديل مي‌شود. ناحيه پشت ضربه كه در آن پلاسماي فروصوتي قرار دارد غلاف مغناطيسي ناميده مي‌شود. در اين ناحيه پلاسما چگالتر و گرمتر از پلاسماي باد خورشيدي بوده و مقادير شدت ميدان مغناطيسي در اين ناحيه بالاترند. چون جو خورشيدي كه باد خورشيدي از آنجل چشمه مي‌گيرد ناحيه كند خاموشي با دماي پايين حدود K6000 است لذا باد خورشيدي مي‌بايد براي رسيدن به سرعتهاي جرياني بين سياره‌اي بالا در «تاج خورشيدي» شتاب گيرد. تاج خورشيدي ناحيه‌اي داغ با دماي حدود K 1066/1 و با چگالی حدود 107×5 ذره بر سانتي‌‌متر مكعب است. شدت ميدان مغناطيسي در تاج خورشيدي به خوبي معلوم نيست ولي در ته آن ممكن است مقدارش به حدود T 2-10 برسد، كه با افزايش فاصله كاهش مي‌يابد. بيشتر مسائل ديناميك باد خورشيدي با اين ميدان مشخص مي‌شود وقتي كه اين ميدان در هر دو انتهايش روي خورشيد بسته مي‌شود، جو خورشيدي به تله مي‌افتد. ليكن در نواحي كه خطوط ميدان تا درون فضای بين سياره‌اي، موسوم به حفره‌هاي تاجي كشيده شده‌اند، پلاسماي جو خورشيدي بطرف بيرون شارش می كند.

1-2- شارش رو به بيرون تاج خورشيدي با چشم‌پوشي از تأثير كم ميدان مغناطيسي، گسترش باد خورشيدي از يك چاله تاجي را مي‌توان به صورت يك مسئله شارش هيدروديناميكي شعاعي تك بعدي تلقي كرد. پايستاري شار شعاعي ايجاب مي‌كند كه (1-1) كه در آن سرعت V سرعت شارش خالص و n چگالي پلاسماي تاجي است كه به طور شعاعي تغيير مي‌كند. از پايستاري اندازه حركت ايستايي نتيجه مي‌شود.

                      (1-2)

كه در آن G ثابت گرانش، جرم خورشيديي، و P فشار حرارتي پلاسماي تاج خورشيدي است. به جاي يك قانون انرژي، يك رابطة ساده چند بر پذيرفته مي‌شود. (1-3) كه در آن شرايط بي در رو با منطبق بوده و در شارشهاي تكدمايي و متلاطم است. مقادير ميانة وجود گرمايش تاجي را نشان مي‌دهند. دو معادله اخير را مي‌توان انتگرال‌گيري كرد، و نتيجه گرفت:

                                   (1-4)

كه در آن K يك ثابت است. با مشخص‌كردن ، به عنوان «سرعت صوت»، (1-5) مجاز مي‌دارد كه وابستگي آشكار به فشار و به سرعت شعاعي را از معادله (1-4) با تعريف زير از يك «عدد ماخ صوتي»، ، به صورت نسبت سرعت شارش به سرعت صوت، حذف كرد. (1-6) با واردكردن پتانسيل گرانش خورشيد در سطح آن، در شعاع (1-7) و با انتگرال‌گيري از معادلة (1-1) و كمك گرفتن از معادلات (1-4) و (1-6) براي نتيجة زير به دست مي‌آيد: (1-8)

حل تحليلي اين معادله غيرممكن است، ولي مي‌توان چند نتيجه كيفي را از آن درآورد. براي ، سمت چپ اين معادله حذف مي‌شود. چون سمت راست آن نيز بايد حذف شود، لذا شاخص چند سانگردي بايد در گستره ، قرار گيرد. كه مستلزم گرمايش تاج است. براي اين مقدار از ، «نقطه صوتي»، ، در يك فاصله شعاعي بحراني قرار دارد. (1-9) براي آنكه نقطه صوتي در خارج از سطح خورشيدي باشد، ، و بنابراين داریم: (1-10) جوابهايي كه در اين رابطه مصداق مي‌يابند، شارشهاي رو به بيرون پلاسماي تاج خورشيدي را وصف مي‌كنند، كه از سرعتهاي شارش كوچكتر از سرعت صوت گذشته به سرعت بزرگتر از سرعت صوت مي‌رسد. اينها جوابهاي بسيار ويژه‌اي هستند كه فضاي جوابهاي ممكن را به چهار بخش تقسيم مي‌كنند. دو منحني تيره‌تر، در شكل (1-1)، بر دو جواب گذرا از نقطه منطبق است. فقط دو ناحيه از چهار ناحيه در صفحه با جوابهاي فيزيكي انطباق دارند. اينها عبارت از نواحي (1) و (4) اند. در ناحية (1) شارش كند روي باد خورشيدي تندتر شده و سپس باز از سرعت آن كاسته مي‌شود، ولي در طي گريزش از تاج خورشيدي به درون اعماق فضاي بين سياره‌اي مقدار آن هرگز به سرعتهاي فراصوتي نمي‌رسد. در ناحيه (4) شارش با سرعتهاي كم به راه مي‌افتد، و تا سرعتهاي فراصوتي افزايش مي‌يابد، ولي نمي‌تواند تاج خورشيدي را ترك كند، بلكه به داخل جو خورشيد پس مي‌زند. چون باد خورشيدي، يك جريان با سرعت بالا است، لذا مي‌بايد بر جواب بحراني در حال گذر از نقطه صوتي منطبق باشد.



شكل 1-1: چهار نوع جواب شارش رو به خارج در صفحة(M,R) 1-3- خواص باد خورشيدي وقتي باد خورشيدي ايجاد مي‌شود، پلاسمايش به داخل فضاي بين سياره‌اي گسترش مي‌يابد. اين انبساط عبارت از، انتشار شعاعي سيال پلاسمايي باد خورشيدي به دور از خورشيد است كه در طول زمان مي‌بايد رقيق شده و در عين حال سرد شود. اندازه‌گيريها نشان داده‌اند كه چگالي باد خورشيدي در خارج از تاج خورشيدي تا به فاصلة چند AU، تقريباًتحت رابطه كاهش مي‌يابد (شكل 1-2 را ببينيد). در نزديكي زمين، باد خورشيدي پلاسمايي كاملاً يونيده بوده، متشكل از الكترونها، پروتونها و ذرات است. چون فراواني فقط حدود 3% چگالي و در حدود 5 است لذا مي‌توان از وجود آنها نوعاً چشم‌پوشي كرد.



شكل 1-2: تغييرات شعاعي چگالي و دماي باد خورشيدي كاهش در دما چندان جدي نيست (شكل 1-2 را ببينيد). دما، تقريباً با يك ضريب 20 از دماي چند ميليون درجه كلوين تا به دماهاي الكترون و پروتون، به ترتيب برابر حدود و در فاصله AU1، كاهش مي‌يابد. عدم قطعيت زياد در دما، كه در شكل (1-2) نشان داده شده است، ناشي از افت خيزها در تاج خورشيدي و هنوز ناشناخته ماندن سازوكار گرمايش باد خورشيدي است. هر چند دماهاي الكتروني و يوني خيلي متفاوت نيستند، ولي در فاصلة، AU1، سرعتهاي حرارتي كاملاً متفاوتي برابر با و دارند. سرعت حرارتي الكتروني نوعاً بزرگتر از سرعت شارش است، در حالي كه سرعت حرارتي يون پيوسته در مقايسه با سرعت شارش، خيلي كوچك است. آگاهي بيشتر از طبيعت باد خورشيدي، مانسته با معادله (1-5) با تعريف صوت مغناطيسي يا «سرعت آلفون» ، بدست مي‌آيد، كه در آنجا دو برابر فشار مغناطيسي، ، به جاي فشار حرارتي، ظاهر مي‌شود. (1-11) سرعت آلفون يك پارامتر مهم پلاسما است، اين يك سرعت بنيادي است كه در آن علامات مغناطيسي در يك پلاسما مي‌توانند توسط امواج انتقال يابند. با استفاده از چگاليهاي نوعي داده شده در بالا، و يك دامنه مغناطيسي حدود ، درمي‌‌يابيم كه با سرعتهاي صوت و آلفون، فقط حدود 50-30، باد خورشيدي يك شارش فراصوتي و فوق آلفوني است.


1-4- ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي خورشيد يك ستاره مغناطيسي است ميدانهاي مغناطيسي اولين بار در لكه‌هاي خورشيدي توسط جي.‌اي.‌هال در سال 1908 شناخته شد لكه‌هاي خورشيدي ابعادي در حدود كيلومتر دارند و شامل ميدانهاي مغناطيسي در حدود يك تسلا يا كسري از يك تسلا مي‌باشند. شدت ميدان مغناطيسي متوسط خورشيد در حدود تسلا است. ميدانهاي مغناطيسي در رساناهاي الكتريكي خوب به كندي پخش مي‌شوند بنابراين باد خورشيدي كه يك رساناي الكتريكي خوب محسوب مي‌شود ، كسر بزرگي از ميدانهاي مغناطيسي تاج خورشيدي را با خود بطرف فضاي بين سياره‌اي حمل مي‌كند و اين ميدانهاي مغناطيسي تا دورترين نقاط سيارة منظومة شمسي امتداد يافته‌اند كه اين موضوع با اندازه‌گيري مستقيم ميدانهاي مغناطيسي بين سياره‌اي در باد خورشيدي به اثبات رسيده است. يك خاصيت مهم باد خورشيدي، حالت مغناطيس‌سازي آن است. اين حالت را مي‌توان با درنظرگرفتن بتاي پلاسما يعني نسبت چگاليهاي انرژي حرارتي به انرژي مغناطيسي كه توسط معادله كه در آن فشار مغناطيسي مي‌باشد، داده مي‌شود ، توصيف كرد. در حواليAU 1 ميدان مغناطيسي باد خورشيدي از مرتبه بوده، و بدين ترتيب بزرگ است. شارش باد خورشيدي، كل رفتار ميدان را مشخص مي‌كند، واقعيتي كه نتيجة مهمي براي ساختار آن دارد. شارش شعاعي و رو به بيرون باد خورشيدي، ميدان مغناطيسي را از تاج خورشيدي به فضاي بين سياره‌اي انتقال مي‌دهد، در حالي كه جاي پاي آن در جو خورشيد ثابت مي‌ماند. به دليل زمان تناوب 27 روزه خورشيد، «ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي» نمي‌تواند شكل خود را به صورتي كه در تاج خورشيدي داشت، نگه دارد. شكل (1-3) به صورت طرح واره نشان مي‌دهد كه براي يك خط ميدان چه اتفاقي مي‌افتد كه طي آن در درون شارش پلاسماي باد خورشيدي منجمد مي‌شود، و در حين چرخش خورشيد، با يك سرعت شعاعي ثابت، در راستاي شعاع رو به بيرون انتقال مي‌يابد. به عنوان نتيجه‌اي از حركت تركيبي شارش رو به بيرون، و دوران، خط ميدان به شكل يك «مارپيچ ارشميدسي » رو به داخل خم مي‌شود.



شكل 1-3: شكل پيچواره خط ميدان مغناطيسي از دوران خورشيدي در فاصله 1AU، اين مارپيچ يك زاويه تقريبي 45 با خط خورشيد- زمين مي‌سازد، به گونه‌اي كه در راستاي صبح دير هنگام به زمين برمي‌خورد. شدت ميدان مغناطيسي در اين وضعيت در حدود است. هم چنان كه در شكل (1-4) نشان داده شده است، راستاي ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي در صفحة دايره البروج، منطبق بر جهت‌هاي خورشيدي و مخالف خورشيدي به قطعاتي تقسيم مي‌شود. كرانه‌هاي بين قطعات در مقابل جهت ميدان، عبارت از، نواحي با ميدان مغناطيسي صفر، و بنابراين برگه‌هاي جريانند. براي بازآفريني جهت ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي، برگه جريان باد خورشيدي مي‌بايد يك كمي نسبت به صفحة دايره‌البروج در كرانه‌هاي قطاعي كج شو، در حالي كه خيلي بالا و پايين صفحه دايره‌البروج به سوي راستاي افقي مي‌چرخد. اين حال برگه جريان، مطابق طرحوارة شكل (1-5) به دامن يك بالرين مي‌ماند.







شكل 1-4: ساختار قطاعي ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي




شكل 1-5: توپولوژي سه بعدي برگه جريان باد خورشيدي با درنظر گرفتن سرعت سمتي زمين در حدود 30، باد خورشيدي، با يك ابيراهي (زاويه انحراف) نوعاً حدود 5 از راستاي شعاعي به مغناطوسفر برخورد مي‌كند. اين زاويه براي سرعتهاي بالاي باد خورشيدي، كاهش مي‌يابد. در جريانهاي با سرعت بالاي، گاه و بيگاه باد خورشيدي و در سرعتي نزديك به يا بيشتر از 1000، راستاي باد خورشيدي عملاً شعاعي است. براي تكميل مطلب، يادآوري مي‌كنيم كه باد خورشيدي (به هيچ وجه) هرگز شارش لايه‌اي آرامي نيست. تغييرات زيادي در چگالي، سرعت شارش، دما، فشار، ميدان مغناطيسي و جهت ميدان مغناطيسي مطرح است. قسمتي از اين تغييرات از جو خورشيدي سرچشمه مي‌گيرند، و فضاي بين سياره‌اي را همراه با باد خورشيدي و در راستاي آن مي‌روبند. با وجود اين، قسمت بزرگي از آنها در خود باد خورشيدي توليد مي‌شوند. چنين تغييراتي يا امواجي هستند كه در باد خورشيدي منتشر مي‌شوند؛ يا عبارت از آشفتگي‌هاي موضعي، نظير كرانه‌هاي باريكند. 1-5- ميدان الكتريكي بين سياره‌اي باد خورشيدي يك رساناي الكتريكي خوب است و به اندازة رساناهاي معمولي بار اضافي به طور موضعي در داخل پلاسماي باد خورشيدي انباشته نمي‌شود. بار اضافي كه در باد خورشيدي ظاهر شود با شار بارهاي آزاد خنثي مي‌شود. بنابراين پلاسماي باد خورشيدي از لحاظ الكتريكي خنثي است. باد خورشيدي در طول حركتش ميدانهاي مغناطيسي تاج خورشيدي را با خود حمل كرده و اين ميدانهاي مغناطيسي متغير با زمان يك نيروي محركة حركتي را در چهارچوب مرجع لخت توليد مي‌كنند و اين ميدان الكتريكي به فضا ارجاع داده مي‌شود. 1-6- فعاليت خورشيدي فعاليت خورشيدي در يك دورة تناوب تقريباً 22 سال تغيير مي‌كند. شعله‌هاي خورشيدي نمونه‌هايي از فعاليت خورشيدي هستند كه در طول سالها فعاليت خورشيدي رخ مي‌دهند شعله‌هاي خورشيدي مكانيسمي هستند كه تاكنون كاملاً شناخته نشده‌اند اما ثابت شده كه اين شعله‌ها، ذراتي با انرژي بسيار بالا توليد مي‌كنند. ذرات خورشيدي با انرژي بسيار بالا اتمسفر بين سياره‌اي را بمباران مي‌كنند و مي‌توانند باعث اثراتي از قبيل محوشدن امواج راديويي در مناطق قطبي زمين شوند. مثال ديگر فعاليت خورشيدي دفع جرم تاج خورشيدي است. شكل زير فعاليت تاج خورشيدي جذب‌شده در يك سري تصاويري كه توسط ماهواره گرفته شده است را نشان مي‌دهد.






شكل 1-6: رهاسازي ماده از تاج خورشيدي كه توسط يك سفينه فضايي مشاهده شده است .شكل حلقه مانند روشن، ميدان مغناطيسي نشان مي دهد. ماده رها شده از تاج خورشيدي به فضا تزريق مي شود. حلقة درخشاني كه در شكل فوق در اطراف خورشيد مشاهده مي‌شود توسط ميدان مغناطيسي تاج خورشيدي محدود مي‌شود. سرعت خارج‌شدن ذرات جرم تاج به سمت خارج در حدود 270 كيلومتر بر ثانيه است. باد خورشيدي از ناخوشايندترين فعاليت خورشيدي در طي سالها فعاليت آن است. باد خورشيدي همراه با نوسانات بزرگ ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي است. 1-7- ضربه‌هاي بدون برخوردي همان طوري كه تاج خورشيدي به داخل فضا گسترش مي‌يابد، سرعت انبساط افزايش يافته و به اندازة ‌سرعت فراصوتي مي‌رسد. بنابراين موج ضربه توليد مي‌شود درست به همان طريقي كه وقتي يك جت ماوراء‌صوتي حركت مي‌كند ديوارة صوتي را مي‌شكند و يك موج ضربه توليد مي‌شود عدد ماخ باد خورشيدي نوعاً 5 الي 10 است. همانطوريكه مي‌دانيم وقتي سرعت سيال از سرعت مغناطوصوتي فراتر رود يك موج ضربه بوجود مي‌آيد:

كه در آن سرعت مغناطوصوتي و سرعت صوت و سرعت آلفوني است. اين سرعت مغناطوصوتي، جايگزين سرعت صوت در يك سيال عادي مي‌شود. در اين مورد، شارش پلاسما ابرمغناطوصوتي نام مي‌گيرد که همانند سيالهاي عادي، يك مانع غيرمتحرك برای تشكيل يك جبهه ضربه پلاسمايي مي‌شود، يك عدد ماح مغناطوصوتي را مي‌توان به صورت زير تعريف كرد:

در اين صورت شرط مربوط به تشكيل يك موج در يك پلاسما، به صورت زير درمي‌آيد:

هر گاه اين شرط صادق باشد و شارش پلاسما ناشي از حضور يك جسم غيرمتحرك مختل شود، يك جبهة ضربه‌اي تشكيل مي‌شود كه در طول آن كميتهاي سيالي، جهش ناپيوستگي داشته و شارش ابرمغناطوصوتي كندشده و به شارش زيرمغناطوصوتي تبديل خواهد شد. معروفترين مثال موج ضربه پلاسمايي، عبارت از ضربه كماني زمين است. اين موج از برهم‌كنش مغناطوسفر زمين با باد خورشيدي فراصوتي نتيجه مي‌شود. مغناطوسفر يك مانع ضخيم در حال سكون است كه شارش باد خورشيدي را متوقف مي‌سازد و در اثر اين برخورد سرعت باد خورشيدي از فرامغناطوصوتي به فرومغناطوصوتي كاهش مي‌يابد. چگالي باد خورشيدي نزديك به اطراف زمين بسيار كم است ( ذره در هر مترمكعب) و بنابراين مسير برخورد يك ذره در باد خورشيدي بسيار طولاني است (در حدود ) كه اين فاصله معادل فاصلة زمين تا خورشيد است. اين فاصله (فاصلة بين زمين تا خورشيد) را بعنوان يكاي نجومي نيز تعريف مي‌‌كنند و با AU نشان مي‌دهند. بنابراين چون فاصله بين دو برخورد بسيار زياد است مي‌توان از برخوردها صرفنظر كرد و از اين رو پلاسما را بدون برخوردي مي‌نامند. ضربه‌ها نيز در فضا در يك فرآيند بدون برخوردي توليد مي‌شوند. در حاليكه نيروي چسبندگي و رسانايي گرمايي نقش مهمي را در ديناميك ضربه‌هاي معمولي بازي مي‌كنند اما اين موضوع كه چگونه مومنتوم و گرما در ضربه‌هاي بدون برخوردي انتقال داده مي‌شوند هنوز شناخته شده نيست ضربه‌ها از شعله‌هاي خورشيدي و انفجارهاي ستارگان به شكل ابرنواختر ناشي مي‌شوند. اين ضربه‌ها در تئوري تولد و مرگ ستارگان جديد و قديم، سيستمهاي خورشيدي و شتاب اشعه‌هاي كيهاني با انرژيهاي دست‌نيافتني توسط شتابدهنده‌ها در آزمايشگاههاي زميني مهم هستند. همچنين مطالعة ضربه‌هاي كماني زمين مهم است. زيرا ما مي‌توانيم با مطالعة اين نوع ضربه‌ها، سؤالاتي را در زمينة معادلات اساسي الكتروديناميك فضا مطرح كرده و با انجام آزمايشهايي به اين سؤالات جواب دهيم.








فصل دوم: مغناطوسفر





سيارات و قمرهايشان و ستاره‌هاي دنباله‌دار در باد خورشيدي مغناطيده غوطه‌ور هستند. باد خورسيدي با اجسام مغناطيده‌اي مثل عطارد، مشتري، زمين، زحل، اورانوس و نپتون اندركنش كرده و باعث القاي جريانهاي الكتريكي بزرگي شده كه اين جريانها، ميدانهاي مغناطيسي بين سياره‌اي را محدود مي‌كند. ساختار عمدة ميدان مغناطيسي در اطراف چنين سياراتي مغناطوسفر ناميده مي‌شود. همچنين باد خورشيدي با اجسام غيرمغناطيده در فضا مثل مريخ، زهره و ستاره‌هاي دنباله‌‌دار نيز برخورد كرده و با ذرات يونيزه اتمسفرهاي چنين سياراتي اندركنش مي‌كنند و جريانهاي القايي را بوجود مي‌آورند كه بدين ترتيب ميدانهاي مغناطيسي باد خورشيدي در اطراف چنين سياراتي منحرف مي‌شوند و يك حفرة مغناطيسي در اطراف چنين سياراتي تشكيل مي‌شود كه به اين حفره‌ها مغناطوسفر القايي مي‌گويند. سيارات مغناطيده و قمر‌هايشان بدون يك اتمسفر مغناطيده مثل يك دي‌الكتريكي كه در يك باد خورشيدي رسانا قرار دارند عمل مي‌كنند. بعنوان مثال ماه سيارة زمين غير مغناطيده و غير رسانا است. وقتيكه ذرات باد خورشيدي با سطح ماه برخورد مي‌كنند آنها خنثي و جذب مي‌شوند. يك حفره در پشت ماه تشكيل مي‌شود بنابر‌اين ضربة غير كماني يا لاية مغناطوشيت از ضربه‌هاي حرارتي در اطراف ماه وجود دارند. عناصر اصلي يك مغناطوسفر حالت پايا در محيط اطراف زمين و در طي سالها مشاهدات همانند شكل زير است.




شكل 2-1:

مغناطوسفرزمين همراه با قسمتهاي مختلف تشكيل دهنده آن ، نمودار ميدان مغناطيسي و ذرات بنيادي تشكيل دهنده مغناطوسفر ساير سياراتبه طور جزئي يا مغناطوسفر زمين متفاوت است

مرز خارجي مغناطوپوز ناميده مي‌شود كه مرز جدا كنندة ميدان مغناطيسي سياره از باد خورشيدي است. داخلي‌ترين مرز كه در پاية يونسفر قرار گرفته است رسانا را از اتمسفر خنثي جدا مي‌كند. اندازة مغناطوسفر با تعادل بين انرژي ميدان مغناطيسي سياره و انرژي جريان باد خورشيدي تعيين مي‌شود. مغناطوسفر‌ها بسيار نا‌متقارن هستند. مغناطوسفر‌ها در سمت رو به باد خورشيدي متراكم و در سمت ديگر به صورت كشيده و دنباله‌دار هستند كه دم مغناطيسي ناميده مي‌شوند. مغناطوپوز رو به خورشيد و در امتداد خط استواي زمين تقريباً ده برابر شعاع زمين است (شعاع زمين تقريباً km6375 است). گشتاور مغناطيسي سيارة مشتري خيلي بزرگ و بنابر‌اين مغناطوسفر اين سياره خيلي بزرگ است. گشتاور‌هاي مغناطيسي زمين، مشتري و زحل تقريباً در امتداد محور مركزي با يك انحنايي نسبت به محور دوران كه كمتر از 12 درجه مي‌باشد ،قرار دارد . گشتاور‌هاي مغناطيسي اورانوس و نپتون از محور مركزي سياره جابجا شده‌اند بطوريكه اين جابجايي براي اورانوس 3/0 شعاع اين سياره و براي نپتون 55/0 شعاع نپتون است (شعاع اورانوس 600/25 كيلومتر و شعاع نپتون 24765 كيلومتر است) و زاوية انحناء بردار گشتاور اورانوس نسبت به محور مركزي 60 و براي نپتون 47 است. پلاسماي باد خورشيدي شوك ديده در غلاف مغناطيسي، نمي‌تواند به سادگي به ميدان مغناطيسي زمين نفود كند، بلكه عموماً حول آن منحرف مي‌شود. اين كار نتيجه‌اي از اين واقعيت است كه خطوط ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي نمي‌تواند به خطوط ميدان زمين نفوذ كند و اينكه ذرات باد خورشيدي نمي‌توانند خطوط ميدان بين سياره‌اي را ناشي از ويژگي انجمادي مذكور در پلاسماي به شدت رسانا، ترك كنند. مرز جدايي دو ناحية مختلف، مغناطوپوز ناميده مي‌شود، و كاواك (حفره) توليدشده توسط ميدان زمين، مغناطوسفر نام گرفته است. فشار جنبشي پلاسماي باد خورشيدي قسمت خارجي ميدان دوقطبي زمين را وامي‌پيچد. باد خورشيدي اين ميدان را در سمت جلو متراكم مي‌كند، در حالي كه همين ميدان مغناطيسي در شب سمت (در پشت) رو به بيرون تا درون يك دم مغناطيسي دراز، كه تا وراي مدار ماده گسترده است، كشيده مي‌شود. پلاسماي داخل مغناطوسفر عمدتاً شامل الكترونها و پروتونها است. توليد اين ذرات از باد خورشيدي و يونسفر زمين سرچشمه مي‌گيرند. بعلاوه مغناطوسفر حاوي درصد كمي از يونهاي و با منشاء يونسفري و تعدادي يونهاي ناشي از باد خورشيدي است. البته پلاسماي داخل مغناطوسفر توزيع يكنواختي ندارد، بلكه به نواحي مختلفي با چگالي‌ها و دماهاي كاملاً متفاوتي گروه‌بندي شده‌اند. شكل (2-2) توپوگرافي برخي از نواحي مزبور را نشان مي‌دهد.




شكل 2-2: ساختار پلاسماي مغناطوسفر زمين

كمربند تشعشعي بر روي خطوط ميدان دوقطبي تقريباً از 2 تا 6 ( ، شعاع زمين مساوي 6371 كيلومتر) قرار دارد. اين كمربند شامل الكترونها و يونهاي پرانرژي است كه در راستاي خطوط ميدان حركت كرده و بين دو نيمكره به جلو و عقب نوسان مي‌كنند. چگالي و دماهاي معمولي الكترون در كمربند تشعشعي برابر و است. دامنه شدت ميدان مغناطيسي تقريباً بين 100 تا nT1000 گسترده است. عمدة پلاسماي دم مغناطيسي در حوالي صفحة مياني دم در برگه پلاسمايي به ضخامت حدود 10، متمركز است. در نزديكي زمين، اين برگة پلاسما به شفق يونسفري به عرض جغرافيايي بالا و در راستاي خطوط ميدان مي‌رسد. چگالي و دماي ميانگين الكترون در برگة پلاسما برابر و و با است. بخش خارجي دم مغناطيسي، «آويز دم مغناطيسي» ناميده مي‌شود. اين ناحيه حاوي پلاسماي بسيار رقيقي با مقادير نوعي براي چگالي الكتروني و دما و شدت ميدان مغناطيسي به ترتيب برابر با و و با ، است. 1-2- دم مغناطيسي شبيه ستاره‌هاي دنباله‌دار در منظومة شمسي ما، مغناطوسفر دنباله‌هاي طويلي در سمتي كه دورتر از خورشيد است، دارند. دمهاي مغناطيسي بعلت اندركنش باد خورشيدي مغناطيده با ميدانهاي مغناطيسي سياره تشكيل مي‌شود. اگرچه اين اندركنش بدون برخوردي است اما مقداري از مومنتوم و انرژي باد خورشيدي را به ميدان مغناطيسي سياره منتقل مي‌كند. كسر بزرگي از اين انرژي ذخيره‌شده در دم در داخل اتمسفر در طي يك شفق قطبي تلف مي‌شود. طول دم بستگي به شدت گشتاور مغناطيسي سياره دارد. دم مشاهده شده در قسمت پشت زمين (دورتر از خورشيد) در حدود 200 برابر شعاع زمين امتداد دارد. دم مغناطيسي سيارة مشتري بسيار طولاني است و احتمالاً تا مدار زحل ادامه دارد. 2-2- مغناطوسفر باز و بسته اغلب تحقيقات پيرامون اين موضوع است كه مغناطوسفر باز است يا بسته. مغناطوپوز يك مغناطوسفر بسته ميدان مغناطيسي سياره را از فضاي بين سياره‌اي محفوظ نگه مي‌دارد. يك مغناطوسفر باز خطوط ميدان مغناطيسي دارد كه يك انتهاي آن در سياره و انتهاي ديگر آن تا خورشيد ادامه دارد. اين موضوع در شكل زير نشان داده شده است.






شكل 3-2: نمودار بالايي مغناطوسفر بسته تشكيل مي دهد كه مانند حفره اي كه توسط ميدان دوقطبي زمين تشكيل شده است و اين خطوط تاثير بار خورشيدي روي ميدان را نيز نشان مي دهد. نمودار پاييني يك مغناطوسفر باز را نشان مي دهد . دراينجا سه نوع خطوط ميدان وجود دارند:(1) ميدان مغناطيسي بين سياره اي كه منشاء آن خورشيد است.(2) ميدان مغناطيسي دوقطبي خود سياره. (3) ادغام خطوط ميدان سياره و بين سياره اي. خطوط خط چين برگه خنثي را نشان مي دهد كه خطوط ميدان صفر است. اين خطوط نيرو برآيند خطوط ميدان مغناطيسي سياره و خطوط ميدان مغناطيسي بين سياره‌اي است كه باعث مي‌شود مغناطوسفر باز شناخته شود. پاسخ به اين سؤال كه آيا مغناطوسفر باز است يا بسته، توسط مشخصات جريان باد خورشيدي در مغناطوپوز سياره تعيين مي‌شود. اين دو نوع مغناطوسفر روشهاي متفاوتي را در انتقال جرم، اندازه حركت و انرژي در طول مرزها ارائه مي‌دهند.


2-3- كمربند تشعشعي وان آلن مغناطوسفرها با ذرات باردار پر شده‌اند و مناطقي كه توسط ذرات انرژي‌زا اشغال شده‌اند، بنام كمربند تشعشعي وان‌ آلن ناميده مي‌شوند. ذرات مغناطوسفري از دو منبع اصلي مي‌آيند كه عبارتند از باد خورشيدي و يونسفر سياره. در هر صورت، انرژي ذرات از يك الكترون ولت الي ميليونها الكترون ولت مي‌باشد. اكثر ذرات پرانرژي مربوط به اشعة كيهاني و حاصل واپاشي نوترونهايي كه توسط اندركنش اشعة كيهاني با اتمسفر ساخته شده اند ، مي‌باشند. برخي از نوترونهايي كه در فضا در طول ميدان مغناطيسي حركت مي‌كنند به الكترونها و پروتونها واپاشيده مي‌شوند و اين ذرات توسط ميدان مغناطيسي به دام مي‌افتند. كمربند تشعشعي وان آلن توسط فرآيندهاي كه بصورت واپاشي نوتروني اشعة كيهاني اتفاق مي‌افتد شناخته مي‌شود. منطقه‌اي كه اكثر ذرات داراي انرژي متوسط و انرژي پايين هستند در قسمت خارجي مغناطوسفر تجمع يافتند كه اين منطقه ناشناخته است. شواهد و دلايلي وجود دارد كه اين ذرات همان ذرات يونسفري هستند كه به دام افتاده‌اند و با فرآيندي شفق قطبي شتاب گرفته‌اند. اين فرآيندها شامل نيروهاي الكتروديناميكي پيچيده هستند كه هنوز بطور كامل شناخته شده نيستند.

2-4- حلقة جريان ذرات گرفتارشده در مغناطوسفر سياره تحت تأثير نيروي لورنتز حركت مي‌كنند. اين ذرات علاوه بر حركت چرخش معمولي در امتداد شمال و جنوب سير مي‌كنند. ميدان مغناطيسي سياره كه غيرهمكن است نيروهايي به ذرات گرفتارشده وارد كرده و اين نيروها باعث حركت سمتي ذرات مي‌شوند. اين حركت سمتي بستگي به نوع بار دارد و بنابراين الكترونها و يونها در دو امتداد متفاوت جرياني در مقياس بزرگ توليد مي‌كنند كه به اين جريانها، حلقة جريان مي‌‌گويند. مقدار قابل ملاحظه‌اي انرژي در حلقة جريان در طي طوفانهاي مغناطيسي ذخيره مي‌شود. بعنوان مثال، شدت جريان حلقة زمين در طول يك طوفان مغناطيسي با اندازة متوسط به چندين ميليون آمپر مي‌رسد. اكثر اين انرژي در داخل يونسفر در طي حوادث شفق تلف مي‌شود. 2-5- طوفانهاي مغناطيسي در زمانهاي مشخصي، ذراتي بيشتر از تعداد معمولي از دم مغناطيسي به داخل جريان حلقه عمدتاً توسط ميدان الكتريكي تقويت‌شدة غربسو تزريق مي‌شوند، از اين طريق، انرژي كل جريان حلقه، افزايش مي‌يابد و همانند شكل (4-2) فرو افت اضافي ميدان مغناطيسي سطح مي‌تواند به طور آشكار در نزديكي مغناطونگارهاي همجوار استوايي ديده شود. در مدت حدود يك روز، ميدان مغناطيسي زمين در استوا به كمتر از nT300، يعني بيشتر از 1% مقدار كل آن، تنزل مي‌يابد. چنين تنزل شديدي ميدان مغناطيسي زمين خيلي پيش از آنكه كسي در مورد حلقه جريان چيزي بداند در مغناطونگارها ديده شده و طوفانهاي مغناطيسي ناميده شده بودند.




شكل 4-2: فروافت ميدان مغناطيسي به هنگام يك طوفان مغناطيسي بزرگ يك طوفان مغناطيسي دوفاز متمايز دارد. براي چند ساعت يا چند روز، يك ميدان الكتريكي تقويت‌شده، تعداد هر چه بيشتري از ذرات را به داخل مغناطوسفر تزريق كرده، و بدين ترتيب، جريان قوي حلقه، زمان طوفان با ميدان آشفته مغناطيسي وابسته را به وجود مي‌آورد. پس از يك يا دو روز دامنة ميدان الكتريكي و آهنگ تزريق تا تراز عادي برمي‌گردد. حال ميدان آشفته شروع به بازيابي مي‌كند زيرا جريان حلقه بيش از پيش ذرات زمان- طوفان را ناشي از تبادل بار و پراكندگي زاويه حمله، از دست مي‌دهد. چنان كه در شكل (4-2) مي‌توان ديد، اين فاز بازيابي معمولاً چندين روز دوام مي‌يابد. فرو افت ميدان دوقطبي زميني داده شده كه توسط معادلة زير توصيف مي‌شود، را مي‌توان براي ارزيابي مقدار انرژي اضافي ذخيره شده در حلقه جريان، در حين طوفان مغناطيسي استفاده كرد.

كه در آن U انرژي كل و ميدان مغناطيسي كل در مركز زمين است. در صورتي كه بتوان را با فروافت ميدان مغناطيسي ميانگين بر روي سطح زمين در نزديكي استوا كه معمولاً از شاخص برداشته شود، تقريب بزنيم. نمايه Dst نشان‌دهندة شدت ميدان آشفته ميانگين در استواي زمين بوده و براساس داده‌هاي ثبت‌شده از مشاهدات مغناطيسي در چهار عرض جغرافيايي پايين محاسبه مي‌شود. چون Dst توسط منابعي به غير از جريان حلقه نيز تحت تأثير قرار مي‌گيرد (اثرات القايي، تغييرات در توپولوژي مغناطوپوز و غيره ...) كه ممكن است در بيش از 30% مقدار خودش باشد، لذا مي‌توان از نصف مقدار Dst براي دستيابي به يك حد پايين براي استفاده كرد. (2-1) با قراردادن اعداد در معادله (2-1) مي‌توان دريافت كه كاهش باندازه nT1 ناشي از افزايش انرژي حلقه جريان به بيش از است. با فرض اين كه كل جريان در متمركز باشد، و با استفاده از معادله درمي‌يابيم كه جريان حلقه‌اي حدود ، سبب كاهش يك nT مي‌شود. در حين طوفان مغناطيسي بزرگ كه در شكل (4-2) نشان داده شد، انرژي جريان حلقه تا بيش از افزايش مي‌يابد، و جريان كل به بيش از مي‌رسد. به عبارت ديگر مي‌توان گفت كه معادل ذره بوده و بالغ بر ذره متناظر با انرژي كه به هنگام طوفان مغناطيسي خاصي، به درون جريان حلقه تزريق شده‌اند.

منابع 1) Akasofu, S.I. and L.J. Lanzerotti, the earth’s Magnetosphere,physics today, 28,12,1975 2) Alfven, H,The Theory of Magnetic stoms and Auroras, Nature,167,984,1951. 3) Alfven, H. on the importance of Electric fields in the magnetosphere and interplanetary space, space sci .rew.7,140,1967. 4) Alfven,H. plasma physics,space research, and the origin of the solar system, science, 172,991,1971.nobel lecture delivered on 11 december,1970. 5) Alfven ,H. the plasma universe, physics today, 22 ,September, 1986. anther article in which the importance of plasma in the universe is emphasized. 6) Anderson,k.A. and R.P lin, observations of interplanetary field lines in the magnetotail, j . geophys.res.,74,3953 ,1969 7) Biemann, l , observed dynamical processes in interplanetary space, in palasma dynamics,F.H clauser, ed., Addison-wesley publishing co.,reading,MA,1960.An article that summarizes observational results of comets observed in space. 8) Chapman, S., Historical introduction to aurora and magneti storms,annals de geophysique,24,497,1968. A good ,readable article for beginners. 9) مباني فيزيك پلاسماي فضايي . تاليف و.بم جوهان_ ر.آ.ترومن _ترجمه دكتر محمود مصلحي فرد _ دكتر بهروز صالح پور _ انتشارات تبريز