Gezegenler arası manyetik alan - Interplanetary magnetic field
Gezegenlerarası manyetik alan ( IMF artık daha yaygın olarak anılacaktır), Heliosferik manyetik alan ( HMF ), bileşeni olan güneş manyetik alanın güneş dışarı sürüklendiğinde Koronanın tarafından güneş rüzgarı doldurmak için akış Güneş Sistemi .
Koronal ve güneş rüzgar plazması
Koronal ve güneş rüzgar plazmaları yüksek olan elektriksel olarak iletken , yani, manyetik alan çizgileri ve plazma akışlarıdır birlikte etkili bir şekilde "dondurulmuş" ve manyetik alan olamaz yaygın ilgi zaman ölçeklerinde plazmadan. Güneş koronasında, manyetik basınç plazma basıncını büyük ölçüde aşar ve bu nedenle plazma öncelikle manyetik alan tarafından yapılandırılır ve sınırlandırılır . Bununla birlikte, korona boyunca artan yükseklikle, güneş rüzgarı, Lorentz kuvvet etkileşimi yoluyla manyetik alandan enerji çekerken hızlanır, bu da akış momentumunun sınırlayıcı manyetik gerilim kuvvetini aşmasına neden olur ve koronal manyetik alan güneş rüzgarı tarafından dışarı çekilir. HMF'yi oluşturmak için.
Rüzgarın dinamik basıncı , Güneş Sistemi'nin (veya heliosfer ) çoğu boyunca manyetik basınç üzerinde baskındır , böylece manyetik alan, dışa doğru hareket ve Güneş'in dönüşünün birleşimi ile bir Arşimet spiral modeline ( Parker spirali ) çekilir. . Dünyaya yakın uzayda, HMF nominal olarak Dünya-Güneş çizgisine yaklaşık 45°'lik bir açı yapar, ancak bu açı güneş rüzgar hızına göre değişir. HMF'nin radyal yöne açısı, fotosferik ayak noktasının hızı azaldıkça helio-enlem ile azalır.
Fotosferik ayak noktasının polaritesine bağlı olarak, heliosferik manyetik alan içe veya dışa doğru spiraller; manyetik alan, heliosferin kuzey ve güney kısımlarında aynı spiral şeklini takip eder, ancak alan yönü zıttır. Bu iki manyetik alan, iki akım levhası ( kavisli bir düzlemle sınırlı bir elektrik akımı) ile ayrılır . Bu heliosferik akım tabakası , kıvrılmış bir balerin eteğine benzer bir şekle sahiptir ve Güneş'in manyetik alanı yaklaşık her 11 yılda bir tersine döndüğü için güneş döngüsü boyunca şekil değiştirir.
Dünya yörüngesindeki manyetik alan
Plazma içinde gezegenlerarası ortamda da başlangıçta beklenen 100 kat daha üzerinde olmak Dünya'nın yörüngesinde Güneş'in manyetik alanın gücü sorumludur. Eğer uzay bir boşluk olsaydı, o zaman Güneş'in manyetik dipol alanı -Güneş'in yüzeyinde yaklaşık 10 −4 teslas- uzaklığın ters küpü ile yaklaşık 10 −11 tesla'ya düşerdi. Ancak uydu gözlemleri, 10-9 teslas civarında bunun yaklaşık 100 kat daha büyük olduğunu gösteriyor . Manyetohidrodinamik (MHD) teorisi, manyetik bir alandaki iletken bir sıvının (örneğin gezegenler arası ortam) hareketinin elektrik akımlarını indüklediğini ve bunun da manyetik alanlar oluşturduğunu ve bu açıdan bir MHD dinamo gibi davrandığını tahmin eder .
Dünya'nın yörüngesindeki gezegenler arası manyetik alan, " uzay havası " olarak bilinen güneş rüzgarındaki dalgalara ve diğer rahatsızlıklara göre değişir . Alan, radyal ve azimut yönlerde bileşenlerinin yanı sıra ekliptiğe dik bir bileşeni olan bir vektördür. Alanın gücü Dünya'nın yakınında 1 ila 37 nT arasında değişir ve ortalama yaklaşık 6 nT'dir. 1997'den beri, güneş manyetik alanı, Güneş-Dünya Lagrange Noktası L1'de bir hale yörüngesinde bulunan Advanced Composition Explorer (ACE) uydusu tarafından gerçek zamanlı olarak izlenmektedir ; Temmuz 2016'dan bu yana, Derin Uzay İklim Gözlemevi (DSCOVR) uydusu ve ayrıca Sun-Earth L1'de (ACE yedek ölçüm olarak hizmet etmeye devam ediyor) izleniyor .