자석파기

자석회전은 자기권과 주변 플라스마 사이의 갑작스러운 경계선이다. 행성 과학의 경우, 자기장이란 행성의 자기장과 태양풍 사이의 경계선이다. 자석회전의 위치는 동적 행성 자기장의 압력과 태양풍의 동적 압력 사이의 균형에 의해 결정된다. 태양풍압이 증가하거나 감소함에 따라 자석회전은 반응에 따라 안쪽으로 바깥쪽으로 이동한다. 자기장을 따라 파동(리플과 펄럭이는 움직임)은 태양풍압의 작은 변화에 반응하여 태양풍 흐름 방향으로 움직이며 켈빈–헬름홀츠 불안정.

태양풍은 초음속이며 흐름의 방향이 바뀌는 활 충격을 통과하여 대부분의 태양풍 플라즈마가 배의 활 앞에 물이 굴절되는 것과 같이 자석회전의 양쪽으로 기울어지게 된다. 충격을 받은 태양풍 플라즈마의 영역은 자기장이다. 지구와 내적인 자기장을 가진 다른 모든 행성에서, 일부 태양풍 플라즈마는 자기권 내에 들어가 갇히는 데 성공한다. 지구에서는 자기권에 들어가는 태양풍 플라즈마가 플라즈마 시트를 형성한다. 태양풍 플라즈마와 자기권에 들어가는 에너지의 양은 태양풍에 내장된 행성간 자기장의 방향에 의해 조절된다.

태양과 자기장과 항성 바람을 가진 다른 별들은 항성간 환경에 의해 항성 환경이 경계되는 태양 자석파기 또는 나선파기를 가진다.

특성.

우주 탐사 시대 이전에는 행성간 공간이 진공으로 간주되었다. 카링턴 슈퍼 플레어와 1859년의 초지자기 사건의 우연은 플레어 이벤트 도중 플라즈마가 태양에서 방출되었다는 증거였다. 채프먼과 페라로는 지구자기 폭풍이라고 알려진 방식으로 행성의 자기장을 교란시키는 플레어 이벤트의 일부로 태양에 의해 플라스마가 폭발적으로 방출되었다고 제안했다. 행성간 매체에 있는 플라즈마 입자의 충돌 빈도는 매우 낮고 전기 전도도가 너무 높아 무한도체에 근사치를 낼 수 있다. 진공 속의 자기장은 무한 전도성을 가진 볼륨을 통과할 수 없다. 채프먼과 바텔스(1940년)^[1]는 도식도에 나타난 것처럼 행성의 쌍극자 일면에 놓인 무한 전도성을 가진 판을 가정하여 이 개념을 설명했다. 낮의 야전선이 휘어져 있다. 낮은 위도에서는 자기장 선이 안쪽으로 밀린다. 높은 위도에서 자기장 선은 극지방 위로 뒤로 밀린다. 행성의 자기장(즉, 자기권)이 지배하는 지역과 행성간 매체에 있는 플라즈마 사이의 경계는 자석분열이다. 평평하고 무한히 전도성 판에 해당하는 구성은 행성의 쌍극선에서 태양선을 따라 자석모서리까지의 거리의 두 배 거리에 이미지 쌍극(도식도 왼쪽의 녹색 화살표)을 배치함으로써 달성된다. 태양풍은 계속해서 바깥쪽으로 흐르기 때문에, 화가의 개념에서 볼 수 있는 것처럼 위, 아래, 그리고 행성의 측면까지 자석분열은 지자기 꼬리 속으로 거꾸로 휩쓸려 들어간다. 극지방 위로 뒤로 밀리는 것과 안쪽으로 밀리는 행성과 자기장을 분리하는 영역(개략도에 분홍색으로 표시됨)은 자기장이 약한 영역 또는 주간측 정지의 영역이다. 태양풍 입자는 정점 지역을 통해 행성의 자기권으로 들어갈 수 있다. 태양풍은 태양 플레어뿐만 아니라 항상 존재하기 때문에 자기장이 있는 행성 근처 공간의 영구적인 특징이다.

행성 자기장의 자기장 선이 정지해 있지 않다. 그들은 행성간 자기장의 자기장 라인과 지속적으로 결합하거나 융합하고 있다. 결합된 자기장 선은 극성을 넘어 행성 자기 꼬리 속으로 다시 쓸려 들어간다. 꼬리 부분에서는 행성의 자기장에서 나오는 자기장 선이 다시 결합되어 행성의 야경을 향해 움직이기 시작한다. 이 과정의 물리학은 던지(1961년)에 의해 처음 설명되었다.^[6]

만일 자석회전이 진공에서 자기장과 그 안에 약한 자기장이 내장된 플라스마 사이의 경계일 뿐이라고 가정한다면, 자석회전은 전자와 이온이 하나의 자석영역에 침투하여 정의될 것이다. 전자와 이온의 자이로 모션이 반대 방향에 있기 때문에 경계를 따라 전류가 흐른다. 실제 자기공포증은 훨씬 더 복잡하다.^[7]

자기장 정지 거리 추정

만약 자력권 내의 입자로부터의 압력을 무시한다면, 태양을 향하는 자력권의 부분까지의 거리를 추정할 수 있다. 이 위치를 지배하는 조건은 태양풍으로부터의 동적 램 압력이 지구의 자기장으로부터의 자기압력과 동일하다는 것이다.

${\displaystyle (\rho v^{2})_{sw}\에 대한 \좌측({\frac {4B(r)^{2}}:{2\mu_{0}\오른쪽)_{m}}}}}}$^{[주 1]}

여기서 $\rho {\displaystyle }$ ${\displaystyle \rho }$ 및 v ${\displaystyle v}$은 태양풍의 밀도와 속도이며, B(r)는 SI 단위로 행성의 자기장 강도(B₀ in T, μ in H/m)이다.

쌍극자 자기장 강도는 $거리$에 따라 1${\displaystyle }$/ ${\displaystyle {r\mathrm{}}^{}}$ ${\displaystyle 3{}^{}}$ ${\$ 1$/r^{3}$만큼 다르므로 자기장$$ 강도는 $B{\displaystyle }$ (${\displaystyle }$r${\displaystyle }$)${\displaystyle }$= ${\displaystyle B}$ ${\displaystyle {}_{}}$ /${\displaystyle {}_{}{r\mathrm{}}_{}}$ ${\displaystyle {3\mathrm{}}^{}}$ ${\$로 기록할 수 있다.$B_{0}/r^{3$ 여기서 B ${\displaystyle {0\mathrm{}}_{}}$ ${\$은(는) 행성의 자기 모멘트로서$$, $[{\displaystyle T}$ ⋅${\displaystyle }$m $3$ ${\displaystyle {}^{}}$ ${\displaystyle [T\cdot$ m$^{3}]}$에 표현된다$.$

${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle {}^{}}$ ${\displaystyle {2\mathrm{}}^{}}$ ${\displaystyle {}^{}}$ ${\displaystyle 2\frac{\mathrm{}}{}}$ b ${\displaystyle \frac{{0\mathrm{}}_{}^{}}{}}$ ${\displaystyle \frac{{}_{}^{}}{{}^{}}}$ r ${\displaystyle \frac{{6\mathrm{}}^{}}{}}$ ${\displaystyle \frac{{\mu \mathrm{}}_{}}{}}$ 0 ${\$

r에 대해 이 방정식을 풀면 거리의 추정치가 나온다.

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

지구에서 태양열 자석회전의 거리는 태양활동으로 인해 시간에 따라 달라지지만, 일반적인 거리는 6–15 R$⊕{\$ $\}\}\}\}$실시간 태양풍 데이터를 이용한 실증모델은^[8][9] 자석회석 위치의 실시간 추정치를 제공할 수 있다. 자석파열에서 상향으로 활 쇼크가 서 있다. 그것은 태양풍 흐름이 자석회전에 도달하기 전에 그것을 감속하고 비껴가는 역할을 한다.^[10]

태양계 자석학

태양계 자기공명체^[11] 개요

행성	숫자	자기 모멘트	자기장파장 거리	관측된 자기권의[note 4] 크기	자기권의[note 5] 분산
수성.	1	0.0004	1.5	1.4	0
금성	2	0	0	0	0
지구	3	1	10	10	2
화성	4	0	0	0	0
목성	5	20000	42	75	25
토성	6	600	19	19	3
천왕성	7	50	25	18	0
해왕성	8	25	24	24.5	1.5

자석회전에 관한 연구는 LMN 좌표계(XYZ와 같은 축의 집합체)를 이용하여 실시한다. N은 자석회전을 자석회로로 바깥쪽으로 정상으로 가리키고, L은 쌍극자 축의 투영을 따라 자석회오열(북극 양)에 놓여 있으며, M은 새벽을 가리켜 3중주를 완성한다.

금성과 화성은 행성 자기장이 없고 자석회전이 없다. 태양풍은 행성의 대기와^[12] 상호작용을 하며 행성 뒤에 공허함이 생긴다. 지구 달과 자기장이나 대기권이 없는 다른 육체의 경우, 신체의 표면은 태양풍과 상호작용을 하며 신체의 뒤쪽에 빈 공간이 생긴다.

참고 항목

• 헬리오포스먼트
• 지오포아시스
• 충격파
• 솔라 시스템
• 우주선 추진에 대한 애플리케이션은 자기 돛을 참조하십시오.
• 플라스마 물리학 논문 목록

메모들

참조

• Planetary Atmospheres.