Ziemskie pole magnetyczne.
W dobie oświecenia badacze założyli, że we wnętrzu Ziemi znajduje się ogromny magnes nadający określone położenie niektórym przedmiotom metalowym na jej powierzchni. W wieku XIX pogląd znów się zmienił, za sprawą:
- Hans Chrystian Oerstedt – w 1820r. wykazał, że przepływ prądu w przewodniku wzbudza pole magnetyczne wokół niego.
- Michael Faraday – w 1831r. zademonstrował przepływ prądu elektrycznego w przewodniku poruszającym się w zasięgu pola magnetycznego.
- Klerk Maxwell – w 1864r. połączył oba zjawiska w swojej teorii elektromagnetyzmu.
Dzięki dokładnym pomiarom odchylenia igły magnesu od poziomu w roku 1831 ang. podróżnik James Clarke Ross zlokalizował jeden z biegunów magnetycznych – ten leżący na północy (północna Kanada) oraz obliczył miejsce położenia drugiego bieguna magnetycznego – Ziemia Wiktorii na Antarktydzie (dotarł tam w 1909r. Ernest Henry Shackelton). Okazuje się, że bieguny magnetyczne nie pokrywają się z geograficznymi. Na skutek przyjętej konwencji, określającej biegun igły magnetycznej skierowany na północ jako północny, północny biegun magnetyczny Ziemi znajduje się na południu, a południowy na północy.
W drugiej połowie XIX wieku Włoch Macedonio Melloni odkrył różnorodność orientacji własności magnetycznych law pochodzących z Wezuwiusza, z różnych okresów aktywności wulkanu. To odkrycie rozpoczęło erę badań „zapisu” pola magnetycznego w skałach (tzw. magnetyzm szczątkowy) i położenia jego biegunów na przestrzeni geologicznych dziejów. Pojawiła się teza o wędrówce biegunów magnetycznych. To stwierdzenie zostało rozwinięte w XX wieku w teorii o okresowych rewersjach (odwróceniach) biegunów.. Zakłada ona, że średnio co 700 tys. lat pole magnetyczne zmienia swój kierunek, czyli oba bieguny zamieniają się położeniem. Co więcej! Krótko przed i po zamianie biegunów pole magnetyczne Ziemi zanika. Ziemskie pole magnetyczne wytwarza wokół naszego globu magnetosferę, czyli strefę oddziaływania magnetycznego (strefę, w której cząstki naładowane elektrycznie pozostają pod dominującym wpływem pola magnetycznego Ziemi). Granica magnetosfery od strony Słońca przebiega niezbyt daleko od Ziemi zaledwie 64tys. km. – jest to wynikiem naporu wiatru słonecznego, który równoważy ciśnienie wytwarzane przez ziemskie pole magnetyczne. W kierunku przeciwnym magnetosfera nie ma tak wyraźnej granicy i jej zasięg obejmuje wiele milionów km. – wiatr słoneczny odpycha linie sił ziemskiego pola od Słońca.
Magnetosfera obejmuje całą atmosferę ziemską, a także przyczynia się do powstawania radiacyjnych pasów wokół Ziemi,
tzw. pasów Van Allena , zwanych też pasami radiacyjnymi, są obszarami intensywnego promieniowania. Otaczają Ziemię i składają się z naładowanych cząstek o wielkiej energii - głównie elektronów i protonów - schwytanych w pułapkę przez ziemskie pole magnetyczne, w którym poruszają się one po trajektoriach zbliżonych do spiralnych. Pasy odkrył w 1958 r. amerykański astronom i badacz przestrzeni kosmicznej, James Alfred Van Allen (ur. w 1914 r.), za pomocą detektora promieniowania, umieszczonego na pokładzie sztucznego satelity Ziemi o nazwie Explorer 1. Wewnętrzny pas Van Allena rozciąga się od wysokości 1000 do 5000 km nad równikiem ziemskim, natomiast pas zewnętrzny: 15 000-25 000 nad równikiem.
Magnetosfera „przechwytuje” wiatr słoneczny.Fakty wskazujące na to, że z aktywnych rejonów Słońca wyrzucana jest materia, znane były od dawna. W XIX w. odkryto, że mniej więcej w jeden dzień po przejściu przez centralny południk Słońca dużej grupy plam - na Ziemi obserwuje się burzę magnetyczną. Jednakże ciągłe korpuskularne promieniowanie ze Słońca przewidział dopiero niemiecki astronom L. Bierman w 1951. Hipotezę tę oparł na obserwacjach warkoczy komet, zawsze skierowanych od Słońca. W 1958r. fizyk amerykański E. N. Parker wykazał teoretycznie, iż korona słoneczna nie może być tworem statycznym, ale ekspanduje w sposób ciągły, osiągając w pewnej odległości od Słońca prędkość większą od lokalnej prędkości dźwięku, tak że w okolicach orbity Ziemi szybkość wiatru słonecznego powinna wynosić ok. 300 km/s. Istnienie wiatru słonecznego potwierdziły obserwacyjne próbniki radzieckie Łuna 2 i Łuna 3 1959-60, a pierwszych pomiarów dokonał w 1962r. amerykański próbnik Mariner 2. Już pierwsze dane wykazały zadziwiającą zgodność z przewidywaniami Biermana i Parkera. W szczególności potwierdziły przewidywane ogromne prędkości wiatru słonecznego w okolicach Ziemi.
Informacje o wietrze słonecznym w płaszczyźnie ekliptyki między orbitami Wenus i Marsa uzyskuje się głównie z próbników kosmicznych. Wnioski o nieregularnościach wiatru słonecznego w bezpośrednim sąsiedztwie Słońca można wyciągać z obserwacji zaćmień i scyntylacji punktowych radioźródeł oraz z pomiarów ech radarowych.. Natomiast o właściwościach wiatru słonecznego w bardziej odległych rejonach i z dala od płaszczyzny ekliptyki wnosi się z:
- obserwacji warkoczy kometarnych - strumieni gazu wyrzucanych z jądra komety przez wiatr słoneczny (a więc będących dobrym wskaźnikiem kierunku jego ruchu; stąd m.in. szacowano wartość nieradialnej składowej prędkości wiatru słonecznego),
- modulacji dochodzącego do Ziemi promieniowania kosmicznego (gdyż im wolniej wiatr słoneczny wieje, tym słabiej "wymiata" przestrzeń międzyplanetarną i wówczas nawet niskoenergetyczne promieniowanie kosmiczne jest dopuszczane spoza Układu Słonecznego aż do Ziemi).
Wysoka temperatura korony słonecznej powoduje, iż wypływająca materia jest całkowicie zjonizowana. Temperatury i prędkości jonów i elektronów u podstawy korony są identyczne. Wskutek tego jednak, że przewodnictwo termiczne elektronów jest znacznie wyższe niż jonów (a elektrony i jony ekspandują w przestrzeń międzyplanetarną jednakowo), temperatura elektronów mierzona na orbicie Ziemi jest wyższa niż temperatura jonów. Skład jonowy wiatru słonecznego odpowiada w przybliżeniu składowi chemicznemu Słońca, tzn. obserwuje się głównie protony i cząstki alfa, także jony tlenu, węgla, azotu, neonu, argonu. Ilość jonów helu stanowi średnio 4.5% ilości protonów, a ilość wszystkich innych jonów cięższych - mniej niż 0.5%. W ciągu sekundy wypływa ze Słońca w wietrze słonecznym ok. 5 mln ton materii; jest to jednak ilość zbyt mała, by w.s. mógł mieć wpływ na ewolucję Słońca, gdyż dotychczas utraciło ono w ten sposób nie więcej niż 5·10-4 swej masy.
Wiatr słoneczny można w pierwszym przybliżeniu traktować jako zjawisko mające symetrię sferyczną wokół Słońca. Ponieważ Słońce się obraca, wiatr w rzeczywistości nie wieje radialnie, lecz ma także azymutalną składową prędkości. Dotychczasowe pomiary nie wykazały asymetrii północ-południe, wydaje się więc, że materia nie przepływa z jednej strony płaszczyzny równika słonecznego na drugą.
Wiatr słoneczny unosi w przestrzeń międzyplanetarną słoneczne pole magnetyczne. Dzięki bardzo dużemu przewodnictwu elektrycznemu koronalnej plazmy - pole to wmrożone jest w płonący gaz. Obracanie się Słońca powoduje zawijanie w przestrzeni międzyplanetarnej linii sił pola magnetycznego. W okolicach orbity Ziemi kierunek pola magnetycznego tworzy z kierunkiem radialnym kąt równy 45o lub 225o (tzn. pole zachowując swój kształt zmienia gwałtownie kierunek i powstają jednobiegunowe sektory). Płynący z naddźwiękową prędkością i unoszący słoneczne pole magnetyczne wiatr słoneczny oddziałuje z ziemskim polem magnetycznym i wpływa na kształt magnetosfery Ziemi. Strumień cząstek zderzając się z polem magnetycznym Ziemi produkuje falę uderzeniową. Za tą falą zmienia się kierunek płynących w wietrze słonecznym czątek, maleje ich prędkość (wskutek czego wzrasta kilkakrotnie gęstość) i rośnie o rząd wielkości ich temperatura. Oddziałujac z magnetosferą wiatr słoneczny wywołuje wiele zjawisk obserwowanych bezpośrednio na Ziemi (burze magnetyczne, zorze polarne). Badania wiatru słonecznego oprócz tego, że przyczyniają się do lepszego poznania naszej najbliższej gwiazdy - Słońca - i otaczającej nas przestrzeni międzyplanetarnej, mogą odegrać istotną rolę w poznaniu sposobów tracenia materii przez gwiazdy, gł. przez gwiazdy późnych typów widmowych, i w ten sposób przyczynić się do rozwiązania pewnych problemów związanych z teorią ewolucji tych gwiazd. Najbardziej zewnętrzna warstwa Słońca – Korona przechodzi w wiatr słoneczny, czyli strumień elektronów, protonów i cząstek alfa. Cząstki te poruszają się z prędkościami od 250 do 800 km/słonecznego, wzdłuż linii pola magnetycznego Słońca. „Ilość” wiatru słonecznego zależy od tzw. aktywności Słońca.
Aktywność słoneczna, to szereg zjawisk połączonych ze sobą w skomplikowany i niejasny dla nas sposób. Te zjawiska to: plamy słoneczne (pociemnienia), pochodnie (jasne miejsca), rozbłyski oraz protuberancje (potężne wybuchy, po których zostaje wyrzucona ogromna ilość plazmy). Cykl aktywności Słońca zmienia się co 11 lat. Okres ten ma związek ze zmianą biegunów na Słońcu (też co 11 lat). Słoneczny wiatr wywołuje zaburzenia pola magnetycznego Ziemi (tzw. burze magnetyczne) i jest odpowiedzialny za powstawanie zórz polarnych.
Zorza polarna (aurora)
Zorza polarna jest to świecenie górnych warstw atmosfery ziemskiej charakterystyczne dla obszarów arktycznych (zorza pn. – aurora borealis) i antarktycznych (zorza pd. – aurora australis). Najczęściej
występuje w odległości 20–25° od bieguna geomagnetycznego Ziemi. Zorze polarne mają bardzo różnorodne formy. Najczęściej są to świecące barwne łuki, smugi albo pasma (wstęgi), jednorodne lub o strukturze promienistej, o wyglądzie draperii, zasłon, koron itp. Zarówno położenie zorzy polarnej na niebie, jak i zabarwienie oraz natężenie świecenia ulegają ciągłym, często bardzo szybkim zmianom. Zorze polarne pojawiają się na wys. 65–140 km, zwykle jednak ich dolna granica leży na wys. ok. 100 km, a rozciągłość pionowa wynosi 100–200 km (niekiedy dochodzi do 1000 km). Zorze polarne powstają w wyniku oddziaływania z atmosferą ziemską schwytanych przez ziemskie pole magnetyczne elektronów i protonów emitowanych przez Słońce. Atomy i cząsteczki (gł. tlenu i azotu) w górnych warstwach atmosfery, wzbudzone wskutek bombardowania ich przez protony, elektrony i jony, emitują promieniowanie o charakterystycznym dla nich widmie (stąd różne barwy zorzy). Silna jonizacja podczas występowania zorzy polarnej powoduje zaburzenia w rozchodzeniu się fal radiowych.
Powstawanie zorzy polarnej.
Pole magnetyczne Ziemi tworzy osłonę ochronną – magnetosferę. Cząstki wiatru słonecznego poruszają się wzdłuż linii słonecznego pola magnetycznego. Wiatr słoneczny spłaszcza czoło magnetosfery i
wyciąga jej tylną część w formę ogona. W punkcie zderzenia pole magnetyczne wiatru słonecznego, jeśli ustawi się odpowiednio, łączy się z polem magnetycznym Ziemi. Tak powstaje zorza widziana pod wysokimi szerokościami północnymi i południowymi (tam ochronna powłoka magnetyczna jest najbardziej otwarta na przestrzeń kosmiczną).
Wiatr słoneczny „wiejąc” koło Ziemi łączy linie ziemskiego pola z własnym. Gdy zagarnięte linie znajdą się w ogonie magnetosfery, odrywają się od wiatru słonecznego i włączają ponownie w pole macierzyste. Naukowcy nie umieją jeszcze w pełni wyjaśnić, jak podczas ponownego włączenia się następuje transformacja energii magnetycznej w kinetyczną, która następnie pcha elektrony i jony dodatnie wzdłuż nowo połączonych linii pola w atmosferę Ziemi. Rozpędzone cząstki wpadając w atmosferę zderzają się z atomami i cząsteczkami gazów: tlenu i azotu. W każdej kolizji atom lub cząsteczka pochłania energię elektronu i uwalnia ją w postaci światła. Tak powstaje zorza. Kolor zależy od rodzaju gazu i wysokości, ma jakiej następuje zderzenie.
