Magnetopausa - Magnetopause

Representação artística da magnetopausa da Terra. A magnetopausa é onde a pressão do vento solar e o campo magnético do planeta são iguais. A posição do Sol estaria bem à esquerda nesta imagem.

A magnetopausa é o limite abrupto entre a magnetosfera e o plasma circundante . Para a ciência planetária , a magnetopausa é a fronteira entre o campo magnético do planeta e o vento solar . A localização da magnetopausa é determinada pelo equilíbrio entre a pressão do campo magnético planetário dinâmico e a pressão dinâmica do vento solar. À medida que a pressão do vento solar aumenta e diminui, a magnetopausa se move para dentro e para fora em resposta. Ondas (ondulações e movimento oscilante) ao longo da magnetopausa movem-se na direção do fluxo do vento solar em resposta a variações em pequena escala na pressão do vento solar e à instabilidade de Kelvin-Helmholtz .

O vento solar é supersônico e passa por um choque de proa, onde a direção do fluxo é alterada, de modo que a maior parte do plasma do vento solar é desviada para ambos os lados da magnetopausa, da mesma forma que a água é desviada antes da proa de um navio. A zona de plasma do vento solar em choque é a bainha do magneto . Na Terra e em todos os outros planetas com campos magnéticos intrínsecos, algum plasma do vento solar consegue entrar e ficar preso na magnetosfera. Na Terra, o plasma do vento solar que entra na magnetosfera forma a folha de plasma . A quantidade de plasma e energia do vento solar que entra na magnetosfera é regulada pela orientação do campo magnético interplanetário , que está embutido no vento solar.

O Sol e outras estrelas com campos magnéticos e ventos estelares têm uma magnetopausa solar ou heliopausa, onde o ambiente estelar é limitado pelo ambiente interestelar.

Características

Representação esquemática de um campo magnético dipolar planetário no vácuo (lado direito) deformado por uma região de plasma com condutividade infinita. O Sol está à esquerda. A configuração é equivalente a um dipolo de imagem (seta verde) sendo colocado a duas vezes a distância do dipolo planetário ao limite de interação.

Antes da era da exploração espacial, o espaço interplanetário era considerado um vácuo. A coincidência da super erupção de Carrington com o evento super geomagnético de 1859 foi a evidência de que o plasma foi ejetado do Sol durante uma explosão. Chapman e Ferraro propuseram que um plasma foi emitido pelo Sol em uma explosão como parte de um evento de erupção que perturbou o campo magnético do planeta de uma maneira conhecida como tempestade geomagnética. A frequência de colisão de partículas no plasma no meio interplanetário é muito baixa e a condutividade elétrica é tão alta que poderia ser aproximada a um condutor infinito. Um campo magnético no vácuo não pode penetrar em um volume com condutividade infinita. Chapman e Bartels (1940) ilustraram esse conceito postulando uma placa com condutividade infinita colocada no lado diurno do dipolo de um planeta, conforme mostrado no esquema. As linhas de campo no lado diurno estão tortas. Em baixas latitudes, as linhas do campo magnético são empurradas para dentro. Em altas latitudes, as linhas do campo magnético são empurradas para trás e sobre as regiões polares. O limite entre a região dominada pelo campo magnético do planeta (ou seja, a magnetosfera ) e o plasma no meio interplanetário é a magnetopausa. A configuração equivalente a uma placa plana e infinitamente condutora é obtida colocando-se um dipolo de imagem (seta verde à esquerda do esquema) duas vezes a distância do dipolo do planeta à magnetopausa ao longo da linha planeta-Sol. Como o vento solar flui continuamente para fora, a magnetopausa acima, abaixo e para os lados do planeta é varrida para trás na cauda geomagnética, conforme mostrado no conceito do artista. A região (mostrada em rosa no esquema) que separa as linhas de campo do planeta que são empurradas para dentro daquelas que são empurradas para trás sobre os pólos é uma área de campo magnético fraco ou cúspide do lado do dia. As partículas do vento solar podem entrar na magnetosfera do planeta através da região da cúspide. Como o vento solar existe o tempo todo e não apenas nos momentos de erupções solares, a magnetopausa é uma característica permanente do espaço próximo a qualquer planeta com um campo magnético.

As linhas do campo magnético do campo magnético do planeta não são estacionárias. Eles estão continuamente se juntando ou se fundindo com as linhas de campo magnético do campo magnético interplanetário. As linhas de campo unidas são varridas de volta aos pólos até a cauda magnética planetária. Na cauda, ​​as linhas de campo do campo magnético do planeta são reunidas e começam a se mover em direção ao lado noturno do planeta. A física desse processo foi explicada pela primeira vez por Dungey (1961).

Se alguém presumisse que a magnetopausa era apenas uma fronteira entre um campo magnético no vácuo e um plasma com um campo magnético fraco embutido nele, então a magnetopausa seria definida por elétrons e íons que penetram em um girorrádio no domínio do campo magnético. Como o giro-movimento de elétrons e íons está em direções opostas, uma corrente elétrica flui ao longo da fronteira. A magnetopausa real é muito mais complexa.

Estimando a distância de afastamento até a magnetopausa

Se a pressão das partículas dentro da magnetosfera for desprezada, é possível estimar a distância até a parte da magnetosfera que fica de frente para o sol . A condição que regem esta posição é que a dinâmica pressão dinâmica do vento solar é igual à pressão magnética da Terra 's campo magnético :

${\ displaystyle (\ rho v ^ {2}) _ {sw} \ approx \ left ({\ frac {4B (r) ^ {2}} {2 \ mu _ {0}}} \ right) _ {m }}$

onde e são a densidade e velocidade do vento solar , e B ( r ) é a força do campo magnético do planeta em unidades SI ( B em T , μ ₀ em H / m ). ${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle v}$

Uma vez que a força do campo magnético dipolo varia com a distância, conforme a força do campo magnético pode ser escrita como , onde está o momento magnético do planeta, expresso em . ${\ displaystyle 1 / r ^ {3}}$${\ displaystyle B (r) = B_ {0} / r ^ {3}}$${\ displaystyle B_ {0}}$${\ displaystyle [T \ cdot m ^ {3}]}$

${\ displaystyle \ rho v ^ {2} \ approx {\ frac {2B_ {0} ^ {2}} {r ^ {6} \ mu _ {0}}}}$.

Resolver esta equação para r leva a uma estimativa da distância

${\ displaystyle r \ approx {\ sqrt [{6}] {\ frac {2B_ {0} ^ {2}} {\ mu _ {0} \ rho v ^ {2}}}}}$

A distância da Terra ao magnetopausa subsolar varia ao longo do tempo devido à atividade solar, mas distâncias típicas variam de 6-15 R . Modelos empíricos usando dados de vento solar em tempo real podem fornecer uma estimativa em tempo real da localização da magnetopausa. Um arco de choque está a montante da magnetopausa. Ele serve para desacelerar e desviar o fluxo do vento solar antes que ele alcance a magnetopausa. ${\ displaystyle _ {\ oplus}}$

Magnetopausa do sistema solar

Visão geral da magnetopausa do sistema solar

Planeta	Número	Momento magnético	Distância da magnetopausa	Tamanho observado da magnetosfera	variância da magnetosfera
Mercúrio	1	0,0004	1,5	1,4	0
Vênus	2	0	0	0	0
terra	3	1	10	10	2
Marte	4	0	0	0	0
Júpiter	5	20.000	42	75	25
Saturno	6	600	19	19	3
Urano	7	50	25	18	0
Netuno	8	25	24	24,5	1,5

A pesquisa sobre a magnetopausa é conduzida usando o sistema de coordenadas LMN (que é um conjunto de eixos como XYZ). N aponta normal à magnetopausa para fora da magnetosheath, L encontra-se ao longo da projeção do eixo dipolo na magnetopausa (positivo para o norte), e M completa a tríade apontando para o amanhecer.

Vênus e Marte não têm um campo magnético planetário e não têm uma magnetopausa. O vento solar interage com a atmosfera do planeta e um vazio é criado atrás do planeta. No caso da lua da Terra e de outros corpos sem campo magnético ou atmosfera, a superfície do corpo interage com o vento solar e um vazio é criado atrás do corpo.

Veja também

• Heliopausa
• Geopausa
• Onda de choque
• Sistema solar
• Para aplicações em propulsão de espaçonaves , veja vela magnética
• Lista de artigos de física de plasma

Notas

Referências

• Atmosferas Planetárias .