[科普中國]-磁層

結(jié)構(gòu)

因為太陽風(fēng)是一種等離子體，所以它也有磁場，太陽風(fēng)磁場對地球磁場施加作用，好像要把地球磁場從地球上吹走似的。盡管這樣，地球磁場仍有效地阻止了太陽風(fēng)長驅(qū)直入。在地球磁場的反抗下，太陽風(fēng)繞過地球磁場，繼續(xù)向前運動，于是形成了一個被太陽風(fēng)包圍的、慧星狀的地球磁場區(qū)域，這就是磁層。在日地連心線向陽的一側(cè)，磁層頂距地心約為10個地球半徑。當(dāng)太陽激烈活動時，則磁層頂被突然增強(qiáng)的太陽風(fēng)壓縮為6～7個地球半徑。在日地連心線背陽的一側(cè)，磁層形成一個圓柱狀的長尾，即磁尾，圓柱半徑約等于20個地球半徑，其長度至少等于幾百個地球半徑。遙遠(yuǎn)看去，磁層好像彗星一樣。2

磁層由磁層頂、等離子體幔、磁尾、中性片、等離子體層 、等離子體片等組成 。在磁層頂外還存在磁鞘和弓激波。地球磁層始于距地面約1000千米處，向外延伸至磁層頂。磁層頂為磁層的外邊界，向陽側(cè)呈一橢球面，地球位于它的一個焦點上；背陽側(cè)是略扁向外略張開的圓筒形，該圓筒所圍成的空腔稱磁尾。在平靜的太陽風(fēng)中，磁層頂在向陽側(cè)距地心約為10個地球半徑，在兩極約為13～14個地球半徑，在背陽側(cè)最遠(yuǎn)處可達(dá)1000個地球半徑。太陽激烈擾動時，導(dǎo)致太陽風(fēng)密度和速度大為增大，磁層也隨之大大被壓縮，這時向陽側(cè)的磁層頂可能離地心只有6～7個地球半每項。即使在太陽寧靜時，地球軌道附近的太陽風(fēng)平均速度也高達(dá)300～400千米/秒，當(dāng)受到磁層阻擋時，在磁層的上游方向約幾個地球半徑處，形成一個相對磁層頂靜止的弓激波與磁層頂之間的空間，形成磁鞘，其厚度為3～4個地球半徑。在磁尾中存在著一個特殊的界面，在界面兩邊，磁力線突然改變方向，此界面稱中性片（電流片）。在向陽側(cè)正子午面上，有兩個點叫中性點，南北半球各一個，位于緯度約60°處。在中性點附近，由于磁場比較弱，磁鞘內(nèi)的帶電粒子可一直深入到地球附近，形成漏斗狀的極尖區(qū)或稱極隙區(qū)。地球磁層內(nèi)充滿著等離子體，比較密集的區(qū)域有中性片兩側(cè)的等離子體片、磁層頂內(nèi)側(cè)的等離子體幔、等離子體層以及由高能帶電粒子組成的輻射帶。太陽有時噴發(fā)密度和速度都比太陽寧靜時大得多的等離子體流，它引起地球磁層劇烈的擾動，即磁層星期暴 。這時磁層被壓縮 ，地磁場也隨之發(fā)生劇烈的變化，即發(fā)生磁暴或磁層亞暴。磁擾時導(dǎo)致電離層電子密度異常，稱電離層暴，此時短波無波無線電通訊受到嚴(yán)重干擾。1

磁層分類地球磁層地球磁層位于地面600～1000公里高處，磁層的外邊界叫磁層頂，離地面5～7萬公里。在太陽風(fēng)的壓縮下，地球磁力線向背著太陽一面的空間延伸得很遠(yuǎn)，形成一條長長的尾巴，稱為磁尾。在磁赤道附近，有一個特殊的界面，在界面兩邊，磁力線突然改變方向，此界面稱為中性片。中性片上的磁場強(qiáng)度微乎其微，厚度大約有1000公里。中性片將磁尾部分成兩部分：北面的磁力線向著地球，南面的磁力線離開地球。

1967年發(fā)現(xiàn)，在中性片兩側(cè)約10個地球半徑的范圍里，充滿了密度較大的等離子體，這一區(qū)域稱作等離子體片。當(dāng)太陽活動劇烈時，等離子片中的高能粒子增多，并且快速地沿磁力線向地球極區(qū)沉降，于是便出現(xiàn)了千資百態(tài)、絢麗多彩的極光。由于太陽風(fēng)以高速接近地球磁場的邊緣，便形成了一個無碰撞的地球弓形激波的波陣面。波陣面與磁層頂之間的過渡區(qū)叫做磁鞘，厚度為3～4個地球半徑。

地球磁層是一個頗為復(fù)雜的問題，其中的物理機(jī)制有待于深入研究。磁層研究雖已由地球磁層擴(kuò)展到行星磁層，但地球磁層還是人類有能力直接探測并詳細(xì)研究的唯一空間區(qū)域，是研究的重點，地球磁層具有很復(fù)雜的磁層結(jié)構(gòu)和密度變化范圍很寬的等離子體。研究地球磁層，有助于對其他天體磁層的了解。3

行星磁層與地球磁層類似，在行星周圍也會形成磁層，稱行星磁層，如木星磁層、土星磁層、金星磁層、水星磁層、火星磁層等。行星磁層的形成和結(jié)構(gòu)形態(tài)，主要取決于行星磁場的強(qiáng)弱、分布及其與太陽風(fēng)的相互作用。在天體周圍被空間等離子體包圍并受天體磁場控制的區(qū)域。許多天體都具有磁場，絕大部分宇宙物質(zhì)以等離子體形式存在，所以磁層在宇宙中是很普遍的。

先驅(qū)者飛船首先觀測到木星磁層和土星磁層，后來旅行者號又進(jìn)行了探測,取得了大量有科學(xué)價值的數(shù)據(jù)，促使對行星磁層的研究活躍起來，成為當(dāng)前國際磁層物理學(xué)研究的熱點之一。我國學(xué)者在木星磁層研究方面也開展了一些工作，木星磁層研究的重要問題之一是木星磁層的磁盤結(jié)構(gòu)。研究學(xué)者建立了一個新的木星磁層的磁盤結(jié)構(gòu)模式，這個模式考慮了磁盤的波狀結(jié)構(gòu)及等離子體的轉(zhuǎn)速隨徑向距離的變化，發(fā)現(xiàn)等離子體的旋轉(zhuǎn)能量和熱能之比，是影啊木星磁盤結(jié)構(gòu)的主要參數(shù)，它決定著各物理量的分布和等離子體厚度的變化。木星Io通量管是木星磁層中的重要區(qū)域，對木星磁層動力學(xué)有重要的調(diào)制作用，是木星磁層中粒子的主要源區(qū)。同時對土星磁層頂處的K一H不穩(wěn)定性和磁流體力學(xué)表面波也進(jìn)行了研究。結(jié)果表明，土星磁層隨星體自轉(zhuǎn)以及磁鞘之間的速度差，可以在午前、中午、午后的磁層頂區(qū)激發(fā)不穩(wěn)定性，計算所得到的波的特性與觀測相符。4

磁層磁場模型分類磁層模型按其性質(zhì)，可以分為4類：

(1)原理模型：顯示太陽風(fēng)與地磁場相互作用而生成磁層的定性模型；

(2)經(jīng)驗?zāi)Ｐ停翰桓郊游锢硐拗疲瑑H用圖形或數(shù)學(xué)表達(dá)式擬合觀測資料所得到的模型；

(3)半經(jīng)驗?zāi)Ｐ停焊鶕?jù)一些基本的物理考慮組織觀測資料，用觀測資料確定模型中的參數(shù)，根據(jù)對邊界面電流處理方法不同，可進(jìn)一步分為鏡像偶極子模型和邊界面模型；

(4)物理模型：在合理的邊界條件下，求解太陽風(fēng)———磁層相互作用的磁流體力學(xué)方程，其中，太陽風(fēng)和磁層的基本參數(shù)來自觀測。

Chapman-Ferraro模型是最早的磁層模型，雖是定性模型，但是它給出了后來各種磁層模型的基本特性，可以作為各種磁層模型的參照。

在諸多磁層模型中，使用最多的是Tyganenko模型。Tyganenko模型是根據(jù)衛(wèi)星的磁場觀測資料和一定的物理考慮建立起來的半經(jīng)驗?zāi)Ｐ?。利用Tyganenko模型，可以研究磁層各個區(qū)域的復(fù)雜問題：計算磁層中每一點的矢量磁場和IG-RF磁場，在不同地磁活動狀態(tài)下追蹤磁力線，畫出磁層形狀，計算磁尾等離子體片的動力學(xué)變化和亞暴電流楔，計算環(huán)電流及其對磁場的貢獻(xiàn)。5