지구의 자기권은 태양이 지속적으로 방출하는 것을 대전 된 입자의 현재에 대한 행성의 자기 봉투입니다. 그것은 자기장과 태양풍 사이의 상호 작용에 의해 발생합니다.
목성, 수성, 해왕성, 토성 또는 천왕성과 같은 자체 자기장을 가진 태양계에는 많은 다른 행성이 있기 때문에 지구 고유의 속성이 아닙니다.
그림 1. 지구의 자기권과 태양풍과의 상호 작용. 출처 : Wikimedia Commons.
우리 별의 바깥층에서 흘러 나오는이 물질의 흐름은 플라즈마라고 불리는 희박 물질의 형태로 이루어집니다. 이것은 기체 상태와 유사하지만 고온이 입자에 전하를 제공하는 물질의 네 번째 상태로 간주됩니다. 주로 양성자와 자유 전자로 구성됩니다.
태양 코로나는 이러한 입자를 너무 많은 에너지로 방출하여 연속적인 흐름으로 중력을 벗어날 수 있습니다. 자체 자기장을 가진 이른바 태양풍입니다. 그 영향은 태양계 전체에 확장됩니다.
태양풍과 지 자기장의 상호 작용 덕분에 지구 자기권을 둘러싸는 전이 영역이 형성됩니다.
전기 전도도가 높은 태양풍은 지구의 자기장을 왜곡시켜 태양을 향하는 쪽을 압축하는데이 쪽을 낮 쪽이라고합니다. 반대쪽 또는 밤 쪽에서는 들판이 태양에서 멀어지고 선이 뻗어 일종의 꼬리를 형성합니다.
형질
-자기 영향 영역
태양풍은 지구의 자기장 선을 수정합니다. 그를 위해서가 아니라면 막대 자석처럼 선이 무한대로 확장됩니다. 태양풍과 지구의 자기장 사이의 상호 작용은 세 영역을 생성합니다.
1) 지구 자기장의 영향을 감지 할 수없는 행성 간 영역.
2) Magnetofunda 또는 magnetoenvelope, 지상파와 태양풍 사이의 상호 작용이 발생하는 영역입니다.
3) 자기권은 지구 자기장을 포함하는 공간 영역입니다.
마그네토 커버는 두 개의 매우 중요한 표면 인 마그네 토파즈와 쇼크 프런트로 제한됩니다.
그림 2. 자기권의 구조. 출처 : Wikimedia Commons.
자기권은 자기권의 경계면으로, 낮에는 대략 10 개의 지구 반경이지만, 특히 태양 코로나에서 대량의 질량이 방출 될 때 더욱 압축 될 수 있습니다.
그 부분에서 충격 전면 또는 충격 아크는 행성 간 영역에서 자기 피복을 분리하는 표면입니다. 자기 압력이 태양풍 입자의 속도를 늦추기 시작하는 곳은 바로이 가장자리입니다.
-자기권의 내부
그림 2의 다이어그램에서 지구 자기장을 포함하는 자기권 또는 공동에서 잘 구분 된 영역이 구별됩니다.
-플라스마 스피어
-플라즈마 시트
-자기 접착제 또는 자기 접착제
-중립 점
플라즈마 구
플라즈마 스피어는 전리층 입자의 플라즈마에 의해 형성된 영역입니다. 몰래 들어온 태양 코로나에서 직접 나오는 입자도 거기에서 멈출 것입니다.
그들 모두는 태양풍만큼 에너지가없는 플라즈마를 형성합니다.
이 지역은 지구 표면에서 60km 위에서 시작하여 전리층을 포함하여 지구 반경의 3 ~ 4 배까지 확장됩니다. 플라즈마 스피어는 지구를 따라 회전하며 유명한 Van Allen 방사선 벨트와 부분적으로 겹칩니다.
마그네토 접착제 및 플라즈마 시트
태양풍으로 인한 지구장 방향의 변화는 마그네토 테일과 반대 방향의 자기장 선 사이의 제한된 영역을 발생시킵니다. .
중립 점
마지막으로 중립 점은 자력의 세기가 완전히 상쇄되는 곳입니다. 그중 하나가 그림 2에 나와 있지만 더 있습니다.
자기장의 낮과 밤 부분 사이에는 자력선이 극을 향해 모이는 교두라고하는 불연속성이 있습니다.
태양풍 입자가 자기 선을 따라 나선형으로 회전하기 때문에 오로라의 원인입니다. 따라서 그들은 극의 상층 대기에 도달하여 공기를 이온화하고 밝은 색의 빛과 X- 선을 방출하는 플라즈마를 형성합니다.
가스
자기권에는 상당한 양의 플라즈마가 포함되어 있습니다. 즉, 전체가 거의 중성 인 비율로 양이온과 음이온으로 구성된 저밀도 이온화 된 가스입니다.
플라즈마의 밀도는 면적에 따라 입방 센티미터 당 1 ~ 4000 입자 범위로 매우 다양합니다.
자기권의 플라즈마에서 발생하는 가스는 태양풍과 지상 전리층의 두 가지 소스에서 나옵니다. 이러한 가스는 다음으로 구성된 자기권에서 플라즈마를 형성합니다.
-전자
-양성자와 4 %
-알파 입자 (헬륨 이온)
이러한 가스 내부에는 복잡한 전류가 생성됩니다. 자기권의 플라즈마 전류 강도는 초당 약 2 x 10 26 이온입니다.
마찬가지로 매우 역동적 인 구조입니다. 예를 들어, 플라즈마 구 내에서 플라즈마의 반감기는 며칠이고 운동은 주로 회전입니다.
대조적으로, 플라즈마 시트의 더 많은 외부 영역에서 반감기는 몇 시간이고 그 움직임은 태양풍에 의존합니다.
태양풍의 가스
태양풍은 수백만 켈빈의 온도 인 우리 별의 바깥층 인 태양 코로나에서 발생합니다. 이온과 전자의 제트가 거기에서 튀어 나와 초당 10 9 kg / s 또는 10 36 입자 의 속도로 공간을 통해 흩어집니다 .
태양풍에서 나오는 매우 뜨거운 가스는 수소와 헬륨 이온의 함량으로 인식됩니다. 한 부분은 자기 재 연결이라는 현상을 통해 자기권을 통해 자기권으로 들어갑니다.
태양풍은 별로서의 진화의 일부인 태양의 물질 손실 및 각운동량의 원인을 구성합니다.
전리층의 가스
자기권에서 플라즈마의 주요 소스는 전리층입니다. 주된 가스는 지구 대기에서 나오는 산소와 수소입니다.
전리층에서 그들은 주로 태양에서 나오는 자외선 및 기타 고 에너지 복사로 인해 이온화 과정을 거칩니다.
전리층의 플라즈마는 태양풍의 플라즈마보다 차갑지 만 빠른 입자의 일부는 중력과 자기장을 극복하고 자기권에 들어갈 수 있습니다.
참고 문헌
- ILCE 디지털 도서관. 태양과 지구. 격렬한 관계. 출처 : Bibliotecadigital.ilce.edu.mx.
- 냄비. 자기권의 꼬리. 출처 : spof.gsfc.nasa.gov.
- 냄비. 자기장. 검색 출처 : spof.gsfc.nasa.gov.
- Oster, L. 1984. 현대 천문학. 편집 복귀.
- Wikipedia. 자기권. 출처 : en.wikipedia.org.
- Wikipedia. 태양풍. 출처 : es.wikipedia.org.