Magnetosfera Terestră

INSTITUTUL DE GEODINAMICĂ „SABBA S. ȘTEFĂNESCU”

Școala de Studii Avansate a Academiei Române

Referat

Magnetosfera terestră

Conducător Științific

Dr. Crișan Demetrescu

Membru Corespondent al Academiei Române

[anonimizat]

București

2015

Cuprins

Introducere………………………………………………………………………………..……3

Magnetosfera terestră și Ionosfera

Structura magnetosferei

Ionosfera

Curentul inelar

Indicele Dst

Interacțiunea macroscopică dintre vântul solar și magnetosferă

Mișcarea unei singure particule

Ciocniri și conductivitate

Convecție și contopire

Sisteme de curenți

Curenții de latitudine mică și mijlocie

Curenții Sq

Electrojetul ecuatorial

Curenți la latitudini mari

Convecție magnetosferică

Convecție ionosferică

Electrojeturi aurorale

Furtuni magnetice

Subfurtuni

Furtuni și începuturi bruște

Concluzii

Bibliografie

Introducere

Magnetopauza terestră și straturile limită planetare au fost studiate la scară largă de-a lungul ultimelor decenii și reprezintă obiective majore de cercetare ale multor misiuni satelitare în vederea obținerii de noi perspective și aspecte globale ale interacției vânt solar-magnetosferă și traiectoria vântului solar către coada magnetosferei.

În acest referat este prezentată structura și dinamica magnetosferei terestre interne, care este compusă din: magnetopauză, teacă magnetică, unda de șoc, stratul de plasmă, ovalele aurorale, pâlniile polare, centurile de radiații Van Allen, curentul inelar, coada magnetosferei. Pentru a studia interacțiunea macroscopică dintre vântul solar și magnetosfera Pământului, sunt folosite două abordări și anume:

Abordarea elementară a mișcării unei singure particule, sau descrierea cu

ajutorul mișcării centrului reprezentativ. Aceasta descrie mișcarea unei particule sub influența câmpurilor electric și magnetic, neglijând comportamentul întregii plasme, util atunci când se studiază o plasmă cu densitate foarte mică, cu câmp magnetic puternic, precum în curentul inelar.

Abordarea magnetohidrodinamică ce neglijează aspectele legate de

particula izolată, dar cuprinde efectele colective. Plasma se consideră un fluid conductor, cu variabile macroscopice, cum ar fi densitatea medie, viteza și temperatura. Abordarea presupune că plasma este capabilă să mențină un echilibru local și este potrivită pentru studiul fenomenelor ondulatorii de frecvențe mici în fluide puternic conductoare aflate în câmpuri magnetice. Datele furnizate de constelațiile de sateliți împreună cu datele înregistrate de observatoarele geomagnetice și simulările comprehensive sunt o cale de îmbinare a celor două abordări ce tratează magnetosfera terestră ca un sistem neliniar, compus.

Capitolul 1. Magnetosfera terestră

Magnetosfera internă a unei planete reprezintă o cavitate naturală în care diverse tipuri de particule încărcate cu sarcină electrică sunt captate de către câmpul magnetic intrinsec al planetei respective.

Pământul are un câmp magnetic, numit adesea câmp dipolar, din cauză ca seamănă cu câmpul magnetic al unui magnet în formă de bară cu doi poli magnetici, unul nord și unul sud, ca în Figura 1.1.

Figura 1.1 Dipol magnetic

Câmpul magnetic terestru este format dintr-o forță magnetică care se află în nucleul lichid exterior. Liniile câmpului magnetic ies din Pământ la polul sud magnetic, localizat lângă strâmtoarea McMurdodin Antarctica, și reintră la polul nord magnetic de lângă insula Prince of Wales din Arctica canadiană. Polii magnetici sunt situați în apropierea celor geografici (fără să se suprapună cu aceștia), ca în Figura 1.2, iar poziția lor se modifică în timp. În prezent, polul nord magnetic se deplasează spre vest cu o viteză de 0,2° pe an. La fiecare aproximativ jumătate de milion de ani câmpul magnetic al Pământului se inversează. Procesul de inversare propriu-zis poate dura 1.000-1.500 ani, timp în care câmpul magnetic slăbește, iar polii se deplasează spre pozițiile inversate, revenind și la intensitatea lor magnetică anterioară.

Fig. 1.2 Poziția pe glob a polului nord geomagnetic și geografic (http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/)

Câmpul magnetic terestru este produs atât de surse din interiorul cât și de surse din exteriorul Pământului, localizate în nucleu, crustă, ionosferă și magnetosferă. În Figura 1.3 avem reprezentarea schematică a diferitelor surse care contribuie la câmpul geomagnetic.

Câmpul magnetic produs de sursele din nucleul Pământului se numește câmp magnetic principal. Intensitatea acestuia variază între 60000 nT la poli și aproximativ 30000 nT la ecuator. Câmpul magnetic principal este generat în nucleul extern printr-un mecanism de tip dinam și prezintă o variație lentă în timp, cunoscută sub numele de variație seculară. Variația seculară a câmpului magnetic principal este caracterizată de producerea unor modificări relativ bruște, care se produc în intervale scurte, de 1-3 ani, care separă perioadele de constanță relativă a acesteia. Aceste variații au fost denumite „impulsuri de variație seculară” sau „jerkuri geomagnetice”.

Câmpul crustal este câmpul magnetic produs de surse localizate în crusta Pământului. Aceste câmpuri magnetice variază de la zeci la sute de nT, uneori chiar la mii de nT. Ele sunt asociate cu variații în proprietățile fizice ale rocilor crustale și sunt atribuite magnetismului indus de câmpul principal și magnetismului remanent al rocilor din crusta Pământului. Sursele se află în primii câțiva zeci de kilometri sub suprafața Pământului, unde rocile sunt sub temperatura Curie.

Figura. 1.3 Sursele care contribuie la câmpul geomagnetic (Hulot et al., 2007)

Câmpul magnetic principal împreuna cu cel crustal alcătuiesc câmpul intern. Câmpul magnetic are însă și surse deasupra atmosferei neutre, în ionosferă și magnetosferă (curenți electrici care apar ca urmare a interacției emisiei radiative a Soarelui cu atmosfera înaltă, pe de o parte, și curenți electrici care apar în magnetosferă ca urmare a interacției vântului solar cu aceasta, pe de alta). Câmpul produs de sursele externe se numește câmp extern. Amplitudinea câmpurilor magnetice externe variază de la zeci la sute și mii de nT. Aceste câmpuri externe induc curenți în Pământ, care, la rândul lor, dau naștere unui câmp indus. Sistemele de curenți din ionosferă variază pe o scară de la secunde la zile.

Structura magnetosferei

Aproximativ 90% din câmpul magnetic produs de sursele interne, la suprafața Pământului, poate fi reprezentat de câmpul magnetic dat de un dipol geocentric înclinat cu 11,5º față de axa de rotație a Pământului, numit câmpul dipolar. Restul de 10% este numit câmp nedipolar. Câmpul magnetic dipolar se manifestă în exteriorul globului terestru, în magnetosferă (Figura 1.4).

Magnetosfera se află în câmpul magnetic interplanetar (IMF = Interplanetary Magnetic Field) produs de Soare și transportat de vântul solar și absoarbe particulele încărcate cu energie provenite din Soare și le fixează în 2 centuri numite după descoperitorul lor, James van Allen. Centurile Allen înconjoară Pământul deasupra ecuatorului. Magnetosfera este comprimată în partea dinspre Soare datorită forței particulelor ce vin dinspre acesta, și este mai extinsă în partea opusă Soarelui.

Figura. 1.4 Imaginea magnetosferei Pământului (www.nasa.gov)

Soarele emite mari cantități de plasmă cu conductivitate mare în spațiul interplanetar, ca rezultat al expansiunii la viteze supersonice a coroanei solare. Această plasmă poartă numele de vânt solar. El curge cu viteze foarte mari de aproximativ 500 km s -1 și conține în principal electroni și protoni, cu un adaos de 5% de ioni de heliu. Din cauza conductivității mari, câmpul magnetic solar este înghețat în plasmă (ca în cazul unui superconductor) și transportat spre exterior de către vântul solar. Valorile obișnuite pentru densitatea de electroni și temperatură în vântul solar în apropierea Pământului sunt de 5 cm-3, respectiv 105 K. Intensitatea câmpului magnetic interplanetar este de ordinul 5-10 nT în zona orbitei Pământului. Când vântul solar acționează asupra câmpului magnetic dipolar al Pământului, nu poate pătrunde pur și simplu în acesta, ci este încetinit și deviat în jurul acestuia în mare măsură. Vântul solar lovește obstacolul cu viteze supersonice, ceea ce generează o undă de șoc arcuită (Figura 1.4) unde plasma este încetinită și o parte importantă a energiei cinetice a particulelor este transformată în energie termică. Regiunea de plasmă subsonică termalizată din spatele șocului se numește teacă magnetică. Plasma ei este mai densă și mai fierbinte decât plasma vântului solar, iar intensitatea câmpului magnetic are valori mai mari în aceste regiuni.

Figura 1.5 Interacțiunea vântului solar cu câmpul magnetic terestru

(Baumjohan W. și Treumann R.A., 1996)

Ovalele aurorale sunt regiuni localizate deasupra polilor geomagnetici, în formă de bandă ovală, unde se pot observa aurorele. Ovalele se află în continuă mișcare, se extind spre ecuator și se contractă spre poli, și își schimbă luminozitatea în mod constant. Figura 1.6 prezintă ovalul auroral din emisfera nordică.

Figura 1.6 Oval auroral (emisfera nordică); (www.nasa.gov)

Pâlniile polare (Figura 1.4) sunt regiuni de câmp magnetic ce separă liniile de câmp din partea terestră luminată de cele aflate în partea întunecată a Pământului. Ele constituie porți sigure de intrare a plasmei din teaca magnetică în magnetosferă. Sunt structuri bine definite ce se extind cam 2,5 ore în timp local (dar mai puțin de un grad în latitudine), iar poziția lor depinde foarte mult de condițiile din câmpul magnetic interplanetar.

Așa cum este ilustrat în Figura 1.4 plasmasfera are o formă de tor în interiorul curentului inelar. Conține o plasmă rece dar densă, de origine ionosferică, care se învârte împreună cu Pământul. În plan ecuatorial, plasmasfera se extinde la aproximativ 4 RE, unde densitatea scade brusc la aproape 1 cm-3. Această limită se numește plasmapauză.

La latitudini mari, electronii din stratul central de plasmă pot precipita de-a lungul liniilor de câmp în jos, până la nivelul ionosferei, unde se ciocnesc cu particule neutre din atmosferă pe care le ionizează. Ca efect secundar, fotonii emiși în acest proces produc lumină polară numită auroră. Aceste aurore se pot observa în interiorul ovalului auroral, o centură lată de 5-100 în jurul valorii de 700 latitudine magnetică nordică sau sudică, care conține picioarele liniilor de câmp orientate în lungul stratului central de plasmă.

Plasma în magnetosferă este alcătuită în principal din protoni și electroni. Sursele acestor particule sunt vântul solar și ionosfera terestră. În plus, există o cantitate mică de ioni de He+ și O+ de origine ionosferică (mai mare la altitudini scăzute), precum și ioni de He2+ de origine solară. Plasma din interiorul magnetosferei nu este distribuită uniform, ci este grupată în regiuni diferite cu densități și temperaturi destul de diferite. Figura 1.6 descrie topografia unor astfel de regiuni.

Majoritatea plasmei din coada magnetosferei este concentrată în jurul planului mijlociu al cozii, într-un strat de plasmă de circa 5-10 RE grosime. În apropierea Pământului aceasta ajunge până la ionosfera aurorală de mare altitudine de-a lungul liniilor de câmp magnetic. Densitatea medie de electroni și temperatură în stratul central de plasmă este de 0.5 cm-3 și 5 x 106 K, la valori de câmp magnetic de 10-20 nT.

Partea exterioară a cozii magnetosferei se numește lob. Acesta este străbătut de linii de câmp magnetic cu originea în calotele polare și conține plasmă puternic rarefiată. Valorile caracteristice pentru densitatea de electroni, temperatură și intensitatea câmpului magnetic sunt 10-2 cm-3 , 5 x 105 K , respectiv 30 nT.

Ionosfera

Ionosfera este regiunea în care densitatea plasmei este maximă în atmosfera superioară a Pământului și se extinde la altitudini de circa o mie de km, iar la latitudini mici și mijlocii formează treptat plasmasfera.

Figura. 1.6 Regiunile plasmei în magnetosfera Pământului. Se observă faptul că o parte din plasmasferă și curentul inelar se suprapun în realitate

(Baumjohan W. și Treumann R.A., 1996)

Ionosfera nu acționează numai ca strat de reflexie sau absorbție a undelor radio, ci și ca un strat de curent electric. Curenții ionosferici provocă o mare parte a variației câmpului geomagnetic, deși cea mai mare a câmpului geomagnetic în sine este generat de un mecanism de dinam în centrul Pământului. Curenții se supun legii lui Ohm, dar conductivitatea electrică este anizotropă datorită efectului câmpului geomagnetic, și apar trei tipuri de conductivități diferite. Acestea sunt conductivitatea paralelă, Pedersen și Hall. Unitatea de măsură a conductivității este S / m (= 1 / (Wm)).

1.3 Curentul inelar

Curentul inelar se află pe linii de câmp dipolar între aproximativ 4 și 6 RE (1 Raza Pământului (RE)=6371 km). El este alcătuit din electroni de energie mare și ioni care se mișcă de-a lungul liniilor de câmp și oscilează înainte și înapoi între cele două emisfere. Valorile obișnuite ale densității și temperaturii electronilor în curentul inelar sunt 1 cm-3 , respectiv 5 x 107 K. Intensitatea câmpului magnetic în această regiune este de câteva sute de nanotesla.

Mișcarea de drift spre vest a ionilor captați și spre est a electronilor captați în jurul Pământului, descrise în figura 1.7, reprezintă o buclă uriașă de curent de 1-10MA, care poate modifica în mod semnificativ câmpul terestru chiar la suprafața Pământului.

Fig 1.7. Traiectoriile particulelor captate pe liniile închise de câmp dipolar

(Baumjohan W. și Treumann R.A., 1996)

Într-un câmp simetric cilindric, ca acela al unui dipol, deplasarea produsă de gradientul și de curbura câmpului pot fi combinate în

(1)

unde și sunt vitezele de mișcare în condițiile existenței unui gradient și unei curburi a câmpului, ωg este frecvența de girație, iar simbolurile și ║definesc componentele perpendiculare și paralele cu câmpul înconjurător. Curentul transversal asociat acestei mișcări complete în câmp creează curentul magnetosferic inelar.

Aplicând viteza magnetică de drift din ecuația (1) la câmpul dipolar al Pământului, putem calcula densitatea de curent produsă de n particule cu energia W care se mișcă în jurul Pământului la o anumită distanță radială L.

(2)

Unde L se măsoară în RE dar este adimensional, BE este câmpul magnetic ecuatorial la suprafața Pământului, iar jd este un curent azimutal care curge în direcție vestică.

Integrând peste toate energiile, aplicând legea Biot-Savart și apoi integrând peste toate distanțele L, unele simetrii în ecuație conduc la o expresie simplă pentru perturbația câmpului în centrul Pământului,

(3)

unde UR este energia totală a tuturor particulelor din curentul inelar. Semnul minus evidențiază faptul că perturbația câmpului produsă de curentul inelar cu direcție vestică se opune câmpului dipolului magnetic.

Perturbația totală a câmpului magnetic produsă de curentul inelar trebuie să conțină si contribuții diamagnetice datorate mișcării ciclotronice a particulelor de curent inelar. Din nou, urmare a simetriilor prezente, rezultă o expresie simplă

(4)

Această perturbație se adaugă câmpului dipolar terestru, deoarece momentul dipolului Pământului și momentele magnetice ale particulelor de curent inelar sunt co-aliniate. Scăderea câmpului magnetic total produsă de curentul inelar, în centrul Pământului este

(5)

Aceasta este formula Dessler-Sckopke-Parker, care leagă direct energia totală conținută în curentul inelar de variația magnetică măsurată la suprafața Pământului.

Indicele Dst

Curentul inelar este un curent electric care înconjoară Pământul aproape de planul ecuatorial și se intensifică în timpul furtunilor magnetice. Este format din particule de energie mare captate în magnetosfera interioară, supuse gradientului și deplasării produse de curbura liniilor, care determină deplasarea ionilor spre vest și a electronilor spre est. Pentru descrierea perturbației magnetice în timpul furtunii a fost elaborat indicele Dst.

În prezent, indicele Dst este obținut din înregistrările componentei orizontale a câmpului magnetic de la patru observatoare magnetice de latitudine joasă, suficient de depărtate de zonele electrojetului ecuatorial și auroral, uniform distribuite pe longitudine. Acestea sunt: Honolulu (HON), San Juan (SJG), Hermanus (HER), Kakioka (KAK). În Figura 1.8 este prezentată distribuția acestor observatoare la scara globului terestru.

Figura 1.8 Distribuția observatoarelor geomagnetice folosite la determinarea indicelui Dst.

Valoarea indicelui Dst este calculată ca medie a câmpului rezidual pentru fiecare oră de timp universal în rețeaua celor patru observatoare. Câmpul rezidual este obținut prin eliminarea variației seculare a câmpului geomagnetic și apoi a variației diurne calme Sq.

Indicele Dst este disponibil, începând din 1957, la Centrul Mondial de date de Geomagnetism din Kyoto, Japonia, la adresa de web: http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/Dstdir/.

Deși indicele Dst reflectă în principal efectul curentului inelar de furtună, curentul de magnetopauză de pe partea luminată, curentul care traversează coada pe partea întunecată lângă Pământ, și alți curenți magnetosferici pot contribui într-o oarecare măsură la mărimea indicelui Dst. Indicele Dst este un indice orar. Ulterior au fost elaborați indicii de perturbației de mare rezoluție (1 min) asimetric (ASY) și simetric (SYM). Curentul inelar cuprinde, în general, părțile simetrice și asimetrice. Multe studii au demonstrat contribuția semnificativă a curentului inelar parțial la furtunile geomagnetice.

2. Interacțiunea macroscopică dintre vântul solar și magnetosfera

Dinamica plasmei este guvernată de interacțiunea purtătorilor de sarcină cu câmpurile electric și magnetic. În mișcarea lor, particulele pot crea spații cu concentrații de sarcină și, prin urmare, câmp electric. În plus, mișcarea lor poate genera curenți electrici și, prin urmare, câmp magnetic. Aceste câmpuri interne și reacția acestora asupra mișcării particulelor de plasmă fac ca fizica plasmei să fie complexă. Figura 2.1 prezintă simularea interacției între câmpul magnetic terestru și câmpul magnetic interplanetar.

În general, dinamica plasmei poate fi descrisă rezolvând ecuația de mișcare pentru fiecare particulă în parte. Deoarece câmpul electric și magnetic care apar în fiecare ecuație conțin și câmpul magnetic intern generat de fiecare alta particulă în mișcare, toate ecuațiile sunt legate între ele și trebuie rezolvate simultan.

Pentru a studia interacțiunea macroscopică dintre vântul solar și magnetosfera Pământului, sunt utile două abordări (cea mai dezvoltată abordare teoretică, așa-numita teorie cinetică a plasmelor, este necesară pentru aspecte microfizice ale fizicii plasmei din spațiu), și anume:

Abordarea mai simplă este cea a mișcării unei singure particule, sau descrierea cu ajutorul mișcării centrului reprezentativ. Aceasta descrie mișcarea unei particule sub influența câmpurilor electric și magnetic, neglijând comportamentul întregii plasme, util atunci când se studiază o plasmă cu densitate foarte mică, cu câmp magnetic puternic, precum în curentul inelar.

Abordarea magnetohidrodinamică neglijează aspectele legate de particula izolată, dar cuprinde efectele colective. Plasma se consideră un fluid conductor, cu variabile macroscopice, cum ar fi densitatea medie, viteza și temperatura. Abordarea presupune că plasma este capabilă să mențină un echilibru local și este potrivită pentru studiul fenomenelor ondulatorii de frecvențe mici în fluide puternic conductoare aflate în câmpuri magnetice.

Figura 2.1 Simularea interacției între câmpul magnetic terestru și câmpul magnetic interplanetar (https://ro.wikipedia.org/wiki/Geomagnetism)

2.1 Mișcarea unei singure particule

În cazul în care particulele încărcate nu interacționează în mod direct unele cu celelalte și nu afectează câmpul magnetic extern în mod semnificativ, mișcarea fiecărei particule poate fi tratată în mod independent. Această abordare de tip particulă individuală este valabilă numai în cazul unor plasme puternic rarefiate unde efectele colective sunt neglijabile. Mai mult, câmpul magnetic extern trebuie să fie mai mare decât câmpul magnetic produs de curentul electric datorat mișcării particulelor.

Ecuația de mișcare pentru o particulă cu sarcina q sub acțiunea forțelor Coulomb și Lorenz se scrie:

(1)

unde m si v reprezintă masa, respectiv viteza particulei.

În absența unui câmp electric și în prezența unui câmp magnetic omogen, ecuația (1) descrie o orbită circulară a particulei în jurul câmpului magnetic, cu sensul de rotație dat de semnul sarcinii. Centrul orbitei se numește centru de ghidaj (guiding center). Raza de girație a orbitei particulei crește cu impulsul particulei și scade în câmpuri magnetice mai puternice.

Atunci când particula are o viteză constantă, paralelă cu câmpul magnetic, traiectoria reală a particulei este tridimensională, de formă helicoidală (Figura 2.2).

Figura 2.2 Orbita unui ion în câmp magnetic uniform

Ținând cont de prezența unui câmp electric, rezultă o mișcare a particulei suprapusă pe mișcarea sa giratorie. Din cauza marii mobilități a electronilor, câmpurile electrice paralele nu pot fi menținute în plasme geofizice. Rezolvând ecuația (1) rezultă

(2)

Driftul nu depinde de semnul sarcinilor, astfel că electronii și ionii se mișcă împreună cu aceeași viteză și în aceeași direcție.

Figura 2.3 ilustrează efectul de accelerare și încetinire al unui câmp electric perpendicular pe câmpul magnetic și explică mișcarea în mod intuitiv. Un ion este accelerat în direcția câmpului electric și îi crește astfel raza de girație, dar este încetinit în a doua jumătate a orbitei sale giratorii, cu o scădere a razei de girație. Schimbarea razei de girație mută poziția centrului de ghidaj în direcția . Electronii sunt accelerați când se deplasează antiparalel cu câmpul electric, și sunt încetiniți când se deplasează paralel cu câmpul electric. Deoarece sensul lor de girație este opus celui din cazul ionilor, centrele lor de ghidaj au aceeași direcție de deplasare.

Până acum am considerat câmpul magnetic omogen. Aceasta nu se întâmplă în cazul magnetosferei, unde câmpul magnetic prezintă gradienții și liniile de câmp curbate. Această neomogenitate a câmpului magnetic duce la o mișcare a particulelor încărcate, denumită drift magnetic. Așa cum se vede în figura 2.4, în situația în care există un gradient al câmpului, raza de girație a unei particule scade pe direcția ascendentă și, astfel, raza de girație a unei particule va fi mai mare în partea de jos a orbitei decât în jumătatea superioară. Rezultă că ionii și electronii se mișcă în direcții opuse, perpendicular atât pe B cât și pe B. Viteza driftului în gradient este proporțională cu energia giratorie a particulei perpendiculară pe spirală, W=(1/2)m. Particulele cu energie mai mare se mișcă mai repede, deoarece au o rază de girație mai mare și, prin urmare, sunt supuse unei neomogenități mai mari a câmpului. Direcțiile opuse de mișcare ale ionilor și electronilor duc la apariția unui curent transversal.

Figura 2.3 Deplasarea particulelor produsă de un câmp electric

Figura 2.4. Deplasarea particulelor produsă de un gradient de câmp magnetic

Mișcarea (driftul) în prezența unui gradient al câmpului magnetic este doar o componentă a deplasării particulelor în câmp magnetic neomogen. Când liniile de câmp sunt curbate apare o deplasare produsă de curbura liniilor. Datorită vitezei lor paralele, particulele suportă o forță centrifugă. Viteza deplasării produsă de curbură este proporțională cu energia pe direcție paralelă și este perpendiculară pe câmpul magnetic și pe curbura acestuia. Se creează din nou un curent transversal deoarece ionii și electronii se mișcă în sensuri opuse.

Într-un câmp simetric cilindric, ca acela al unui dipol, deplasarea produsă de gradientul și de curbura câmpului pot fi combinate în

(3)

unde și sunt vitezele de mișcare în condițiile existenței unui gradient și unei curburi a câmpului, ωg este frecvența de girație, iar simbolurile și ║definesc componentele perpendiculare și paralele cu câmpul înconjurător. Curentul transversal asociat acestei mișcări complete în câmp creează curentul magnetosferic inelar.

2.2 Ciocniri și conductivitate

Până acum a fost luată în considerare doar mișcarea unei singure particule în câmpuri electromagnetice externe ușor variabile, dar s-a neglijat orice interacțiune între particule. Interacțiune în plasmă este inevitabilă, iar efectele colective caracterizează fizica plasmei. Cel mai simplu mod de interacțiune între particule este ciocnirea directă. Plasma parțial ionizată din ionosfera terestră este un bun exemplu pentru o astfel de interacțiune. Aici, ciocnirile între particulele încărcate și cele neutre creează rezistivitate electrică și curent.

În prezența ciocnirilor apare un termen de ciocnire în ecuația de mișcare (1), pentru o particulă încărcată aflată sub acțiunea forțelor Coulomb și Lorentz. Presupunând că toți termenii ciocnirii sunt în stare de repaus, rezultă

(4)

Termenul de ciocnire din partea dreaptă descrie pierderea de impuls în timpul ciocnirii la frecventa υc și se numește termen de frecare, deoarece se opune mișcării.

Termenul de frecare introduce o mișcare diferită între electroni și ioni, apărând astfel un curent chiar și în câmp magnetic omogen. Ecuația de mai sus se reduce la o generalizare a legii lui Ohm

j=σ(E+vB) (5)

valabilă în toate plasmele geofizice unde ciocnirile obișnuite au frecvențe joase, iar σ reprezintă conductivitatea plasmei.

În timp ce considerăm conductivitatea plasmei un scalar –în cazul plasmei magnetosferice rarefiate, există un caz în care trebuie ținut cont de anizotropia produsă de prezența unui câmp magnetic puternic. Aceasta este regiunea numită regiunea E de la baza ionosferei terestre parțial ionizată, la aproximativ 100-130 km înălțime, unde au loc ciocniri abundente între partea ionizată și cea neutră a atmosferei superioare, care pot să întrerupă mișcarea ciclotronică a electronilor și/sau ionilor, conducând la un tensor anizotropic de conductivitate și la o formă diferită a legii lui Ohm:

(6)

Conductivitatea Hall, σH, determină curentul Hall în direcție perpendiculară pe câmpurile magnetic și electric și este maximă la 100 km altitudine unde ionii se ciocnesc frecvent cu atomii neutri care sunt practic în stare de repaus, în timp ce electronii sunt supuși unei mișcări. Conductivitatea Pedersen, σP determină un curent Pedresen în direcția în care componenta câmpului electric E este perpendiculară pe câmpul magnetic. Conductivitatea Pedersen este maximă la aproximativ 125 km înălțime, deoarece ionii sunt împrăștiați aici în direcția câmpului electric înainte ca ei să înceapă să gireze în jurul câmpului magnetic. σII se numește conductivitate paralelă, deoarece guvernează curentul aliniat la câmpul magnetic, produs de component electrică paralelă, EII. Figura 2.5 prezintă relația între câmpul electric și curentul ionosferic iar Figura 2.6 prezintă profilul de înălțime a conductivității ionosferice în timpul zilei.

Figura 2.5 Relația între câmpul electric și curentul ionosferic

2.3 Convecție și contopire

În timp ce în ionosferă ciocnirile joacă un rol important, majoritatea plasmelor din spațiu nu suferă ciocniri. Astfel conductivitatea în plasma magnetosferică sau în vântul solar este infinită. Ca într-un superconductor, liniile de câmp magnetic sunt înghețate în plasmă și se mișcă împreună sub acțiunea forțelor externe. Sub influența unui câmp electric extern, așa-numitele tuburi de flux, linii de câmp grupate care conțin plasmă, se supun ecuației (2). Pe de altă parte, dacă forțele sunt exercitate asupra liniilor de câmp magnetic, conducând la o mișcare a tuburilor de flux, va fi generat un câmp electric. Acesta se numește câmp electric de convecție. Există totuși și o excepție. În anumite condiții, în special în straturile subțiri de curent intens ale magnetopauzei și în stratul neutru al cozii magnetosferei, unde puternice de plasma sau efecte inerțiale pot înlocui ciocnirile si pot reduce conductivitatea la valori finite. În acest caz, liniile de câmp magnetic se pot împrăștia în plasmă, fără urmări majore, cu excepția situației descrise în figura 2.7.

Considerăm o topologie magnetică cu linii de câmp antiparalele înghețate în plasmă, descrise în Figura 8 în diagrama din partea stângă. Dacă tubul de flux este staționar și nu se mișcă, nu se întâmplă nimic. Când plasma și liniile de câmp de pe ambele părți se mișcă unele spre altele, situația se modifică. Atunci când conductivitatea devine finită într-un volum mic din spațiu, câmpul magnetic poate să dispară din cauza difuziei într-un anumit punct. Acest lucru are ca rezultat o configurație de tip X ilustrată în mijlocul panoul din mijlocul figurii 8, cu câmp magnetic nul în centrul lui X, numit punct magnetic neutru. Rezultatul este descris în partea dreaptă a figurii 8. Plasma și liniile de câmp sunt transportate împreună spre punctul neutru dinspre fiecare parte. În punctul neutru liniile de câmp antiparalele sunt tăiate în jumătăți, iar jumătățile de linii de câmp de pe o parte sunt reconectate cu cele de pe partea cealaltă. Liniile de câmp unite sunt apoi excluse din punctul neutru. Liniile respective vor fi populate cu un amestec de plasmă provenită din ambele părți.

Fig 2.7 Reconectarea liniilor de câmp magnetic

Sisteme de curenți

Figura 3.1 – Sistemele de curenți ionosferici (http://www.gfz-potsdam.de/portal/)

3.1 Curenții de latitudine mică și mijlocie

Ionii și, în mai mică măsură, electronii aflați în regiunea ionosferică E sunt cuplați prin ciocniri cu componentele neutre ale atmosferei superioare și urmează dinamica acesteia. Vânturile atmosferice și oscilațiile mareice ale atmosferei obligă ionii din regiunea E să se deplaseze perpendicular pe liniile de câmp magnetic, în timp ce electronii se mișcă mult mai lent perpendicular atât față de câmp cât și față de vântul neutru. Mișcarea respectivă constituie un curent electric și separarea sarcinilor produce un câmp electric, care la rândul său produce un curent. Din această cauză regiunea E poartă numele de strat cu dinam, generat de mișcarea vântului atmosferic. Zona dinamului produce două sisteme de curenți în ionosfera de la ecuator și de la latitudini mijlocii, ale căror variații ”externe” modifică câmpul geomagnetic măsurat la suprafața Pământului. Un al treilea sistem de curenți rezultă din mișcarea de drift electrică și magnetică a particulelor magnetosferice, -curentul magnetosferic inelar- fiind concentrat în regiunea ecuatorială a magnetosferei Pământului.

3.2 Curenții Sq

Relația dintre curent, conductivitate, câmp electric și vânt neutru se obține înlocuind E cu E+vnB în legea lui Ohm de mai sus. Pentru curenții de tip dinam de latitudini mici și mijlocii, forța dominantă ce produce curentul este de fapt , câmpul indus de mișcarea ionilor care sunt cuplați în atmosfera neutră prin ciocniri, aceștia mișcându-se cu vântul neutru perpendicular pe câmpul magnetic (pentru sistemele de curenți din ovalele aurorale pe care le vom discuta mai târziu, termenul de vânt neutru fiind mai mic decât cel de câmp electric, care poate fi neglijat).

Cel mai important efect de dinam la latitudini mijlocii este variația zilnică a mișcării atmosferei cauzată de mareele atmosferice, care sunt oscilații diurne si semidiurne, provocate de încălzirea atmosferei ca urmare a radiației solare. Sistemul de curenți creat de această mișcare a mareelor atmosferice poartă numele de curent de calm solar sau curent Sq. Acest sistem de curenți produce variații magnetice zilnice, care sunt înregistrate de observatoarele magnetice, distribuite pe tot globul. Aceste înregistrări pot fi folosite la construirea sistemului de curent Sq. Metode mai laborioase folosesc modele de măsurători de vânt, conductivitate și perturbație a câmpului magnetic și calculează câmpurile electrice și curenții electrici pe baza legilor lui Ohm si Biot-Savart.

Figura 3.2 Vedere a sistemului de curent Sq pe partea luminată

Figura 3.2 prezintă o imagine de ansamblu a sistemului mediu de curenți Sq, văzută de deasupra ionosferei terestre: liniile dau direcția curentului iar distanța dintre linii este invers proporțională cu densitatea de curent integrat pe înălțime. Curenții Sq formează două vârtejuri, unul în Emisfera Nordică și altul în Emisfera Sudică, care se ating reciproc la Ecuatorul geomagnetic. În concordanță cu contrastul zi-noapte prezentat de conductivitatea regiunii E de la latitudine mică și mijlocie, curenții Sq sunt concentrați în partea luminată.

3.3 Electrojetul ecuatorial

La ecuatorul geomagnetic vârtejurile de curenți Sq din Emisfera Nordică și Sudică se ating și formează un curent extins în ionosferă, asemănător cu un jet, numit electrojet ecuatorial. Cu toate acestea, electrojetul nu ar fi la fel de puternic dacă ar fi format doar din concentrația de curenți Sq. Geometria specială a câmpului magnetic la ecuator, împreună cu incidența aproape perpendiculară a radiației solare produc o intensificare ecuatorială a conductivității efective care conduce la amplificarea curentului de tip jet.

Având în vedere că liniile de câmp magnetic în ionosfera ecuatorială sunt îndreptate spre nord și paralel cu suprafața Pământului, câmpul electric ionosferic estic generează un curent Sq Pedersen estic și un curent Sq Hall care curge vertical în jos la ecuator. Așa cum este ilustrat în Figura 3.3, curentul Hall produce o separare a sarcinii în ionosfera ecuatorială, cu acumulări de sarcini negative în partea de sus a stratului, și cu acumulări de sarcini pozitive în partea de jos a stratului puternic conductor.

Figura 3.3 Intensificarea curentului spre est la ecuatorul magnetic

Această distribuție spațială a sarcinii produce un câmp electric secundar polarizat, îndreptat vertical în sus. Câmpul electric de polarizare verticală produce un curent Pedersen opus curentului Hall, pe care îl compensează. Deoarece conductivitatea Hall este de obicei de aproximativ 4 ori mai mare decât cea Pedersen, câmpul polarizat trebuie sa fie de 4 ori mai puternic decât câmpul electric primar. Mai mult, câmpul electric de polarizare generează o componentă secundară de curent Hall care curge spre est, de aproximativ 16 de ori mai puternică decât curentul Pedersen primar estic, astfel explicându-se amplificarea curentului de electrojet ecuatorial deasupra ecuatorului.

Jetul puternic de curent orizontal produce o perturbație a câmpului magnetic care micșorează componenta orizontală a câmpului terestru la suprafața Pământului pe o distanță de aproximativ 600 km ecuator (asemănător cu efectul câmpului de curent inelar). Perturbația tipică a câmpurilor lângă ecuatorul magnetic la amiază este de ordinul 50-100 nT.

3.4 Curenți la latitudini mari

Sisteme de curenți ionosferici intenși există și în ionosfera de la latitudini mari. În această regiune liniile de câmp magnetic sunt orientate aproape perpendicular pe straturile ionosferei, iar așa numiții curenți aliniați la câmp conectează curenții ionosferici cu cei din magnetosferă. Prin urmare, electrodinamica în regiunea E la latitudini mari este cuplată și chiar condusă de dinamica magnetosferei la scară mare.

3.5 Convecție magnetosferică

Fenomenul curgerii de plasmă și liniile de câmp ca o entitate unică se numește convecție. Datorită conductivității infinite, câmpul electric este nul în sistemul de referință care se mișcă cu plasma la viteza vc. Conform ecuației (2), un observator aflat în cadrul de referință al Pământului va măsura un câmp electric de convecție

Ec= -vcB (11)

Prin urmare, curgerea vântului solar magnetizat în jurul magnetosferei reprezintă un câmp electric în cadrul de referință al Pământului. Deoarece vântul solar nu poate penetra magnetopauza, acest câmp electric nu poate pătrunde direct în magnetosferă. Totuși, în cazul în care câmpul magnetic interplanetar are o componentă sudică, liniile de câmp terestru orientate spre nord pe partea luminată a magnetopauzei pot fuziona cu câmpul magnetic interplanetar.

Așa cum este ilustrat în Figura 3.4, atunci când o linie de câmp interplanetar orientată spre sud întâlnește magnetopauza, ea se poate conecta cu o linie închisă de câmp terestru, care are ambele picioare pe Pământ.

Liniile de câmp conectate se împart în două linii deschise de câmp, fiecare din ele având un capăt conectat la Pământ și pe celălalt întins în vântul solar. Vântul solar va transporta aceste linii de câmp peste calotele polare spre coadă și datorită rigidității liniilor de câmp, așa-numita tensiune magnetică, partea magnetosferică a liniilor de câmp (în interiorul regiunii colorate), va fi, de asemenea, transportată spre coadă.

Figura 3.4 Ciclul de reconectare și convecție in magnetosferă

La capătul din partea întunecată a magnetosferei, cele două jumătăți de linii deschise de câmp se vor întâlni din nou și se vor reconecta, formându-se o linie de câmp terestru închisă, dar tensionată în coada magnetosferei și o linie deschisă de câmp de vânt solar dincolo de coada magnetosferei. Din cauza tensiunii magnetice, liniile de câmp întinse din coada magnetosferei se vor relaxa și scurta pe direcția spre Pământ. În timpul acestei relaxări, plasma înghețată în câmp este transportată înspre Pământ.

Pentru un observator de pe Pământ, transportul plasmei spre Soare în magnetosferă, produs de conexiunea magnetică la magnetopauză, este echivalent cu un câmp electric. Diferența totală de potențial de zori și seară sau echivalent, peste calota polară, corespunde la aproape 50-100 kV. Pentru o secțiune transversală a magnetosferei de aproximativ 30 RE, aceasta înseamnă un câmp electric oreintat de la zi la noapte de circa 0.2-0.5 mVm-1.

3.6 Convecție ionosferică

Mișcarea tuburilor de flux peste calotele polare, datorată conexiunii magnetice descrise în Figura 12, mișcă de asemenea piciorul tubului de flux din ionosferă și plasma legată de acesta peste calotele polare spre partea întunecată. Asemănător, convecția spre Soare a tuburilor de flux magnetosferic conduce la o convecție spre Soare a picioarelor acestor tuburi de flux din zonele de dimineață și seară ale ionosferei de latitudine mare, în interiorul ovalului auroral. Acest lucru conduce la un model cu două celule de convecție în ionosfera polară, prezentat în Figura 3.5.

Figura 3.5 Convecție și câmp electric în ionosfera de la latitudini mari

Modelul de convecție este echivalent cu un model de potențial electric. Particulele reci au o mișcare de drift de-a lungul contururilor de potențial căci un contur echipotențial este echivalent cu traiectorii de drif ale plasmei. Prin urmare, putem considera modelul de convecție cu două celule ca un model cu două celule ale contururilor echipotențiale, care este echivalent cu un câmp electric ionosferic orientat spre partea de seară a calotei polare nordice. În interiorul ovalului auroral din Emisfera Nordică câmpul electric este orientat spre pol pe partea de seară și spre sud în orele dimineții.

Deoarece conductivitatea ionosferică este un tensor cu trei componente diferite, trei tipuri de curenți vor fi generațe de convecția câmpului electric. Primul tip sunt curenții aliniați câmpului care curg paralel cu câmpul magnetic spre interiorul și spre exteriorul ionosferei. Al doilea tip sunt curenții Pedersen care curg perpendicular pe liniile de câmp magnetic și paralel cu câmpul de convecție ionosferic. Cel de-al treilea tip sunt curenții Hall, care curg perpendicular atât pe câmpul magnetic cât și pe câmpul electric.

3.7 Electrojeturi aurorale

Deoarece particulele care precipită în ovalul auroral produc o ionizare semnificativă, conductivitatea zonei este mult mai mare decât cea a calotei polare. Ca o consecință, curentul de latitudine mare este concentrat în interiorul ovalului auroral, unde formează electrojeturile aurorale. Electrojeturile aurorale reprezintă curenți importanți la latitudini aurorale, care transportă un curent total de câteva milioane de amperi. Acesta este același ordin de mărime cu curentul total transportat de curentul inelar, studiat mai sus, dar fiindcă electrojeturile aurorale curg la numai 100 km deasupra suprafeței Pământului, creează o perturbație magnetică terestră mai mare decât toate sistemele de curenți din mediul înconjurător al Pământului. Perturbațiile câmpului au măsuri tipice de 100-1000 nT, dar pot atinge 3000 nT în timpul furtunilor magnetice majore.

Este important să se facă distincția între electrojeturile aurorale de convecție, prezentate în panoul din partea stângă a Figurii 3.6, și electrojetul de subfurtună din partea dreaptă. Electrojeturile de convecție constau în electrojeturi estice și vestice. Acestea sunt în primul rând curenți Hall care își au originea în zona de amiază unde sunt alimentați de curenți aliniați la câmp cu direcția în jos. Densitățile de curent tipice ale straturilor de curent variază între 0,5 și 1Am-1. Electrojetul estic curge în sectorul de după-amiază și se termină în regiunea de dinainte de miezul nopții, unde o parte o parte o ia în lungimea liniilor de câmp și parțial se rotește spre nord, întâlnindu-se cu electrojetul vestic. Electrojetul vestic curge prin sectorul de dimineață și de la miezul nopții și în mod tipic se extinde în sectorul de seară de-a lungul limitei dinspre pol a ovalului auroral, unde o ia în sus sub forma curenților aliniați câmpului.

Asemănător curentului inelar, care este măsurat cu ajutorul indicelui Dst, indicii electrojetului auroral AE, AU și AL sunt introduși ca o măsură a activității la nivel global a electrojetului auroral. Indicii sunt creați pe baza datelor la 1 minut privind componenta nordică furnizată de observatoarele aflate la latitudinea magnetică de 65-700 în zona aurorală cu o spațiere longitudinală de 10-400. Datele tuturor observatoarelor în raport cu un nivel corespunzător zilelor calme sunt reprezentate grafic ca o funcție de timp universal.

Figura 3.6 Electrojeturi aurorale. Linia verde și săgețile în panoul din partea dreaptă indică limita nordică și vestică a extinderii subfurtunii aurorale mărite

Înfășurătoarele superioare și inferioare sunt definite ca AU și AL, în timp ce AE este definit ca distanța între înfășurătoarea superioară și cea inferioară. Cele două înfășurători reprezintă curentul maxim spre est și curentul de electrojet spre vest, în timp ce AE reprezintă curentul total maxim de electrojet.

4. Furtuni magnetice

4.1 Subfurtuni

Convecția nu este un proces staționar: fuziunea magnetică între liniile de câmp interplanetar și liniile de câmp terestru pe partea luminată a magnetosferei nu se produce tot timpul, ci doar în cazul liniilor de câmp interplanetar orientate spre sud și de obicei nu este în echilibru cu reconexiunea în coada magnetosferei. Numai o parte din fluxul transportat în coadă este reconectat instantaneu în coadă și trimis înapoi spre partea luminată. Liniile de câmp rămase sunt adăugate lobilor cozii, unde fac să crească densitatea de flux magnetic și, prin urmare, crește curentul transversal din stratul neutru. După câteva zeci de minute, aceste linii de câmp stocate temporar sunt reconectate brusc la o distanță de 20-25 raze terestre și energia lor magnetică este eliberată în mod exploziv. Reconectarea bruscă a tuburilor de flux stocate anterior are efecte puternice asupra plasmei magnetosferice și asupra fenomenelor asociate, precum aurore și curenții ionosferici și magnetosferici. Aceste efecte, care durează 1-2 ore, produc subfurtunile magnetosferice.

O subfurtună începe atunci când rata de conexiune în partea luminată crește evident, de obicei datorită rotirii spre sud a câmpului magnetic interplanetar. Fluxul erodat din partea luminată a magnetopauzei este transportat în coada. Fluxul este reconectat și trimis înapoi spre partea luminată a magnetosferei. Convecția intensificată produce flux de curent mărit în electrojeturile de convecție și o creștere asociată a indicelui AE.

4.1.1 Indicele AE

Indicele de electrojet auroral AE fost introdus inițial de Davis și Sugiura în 1966 ca o măsură a activității electrojetului la nivel global, în zona aurorală. În prezent Indicele AE este utilizat la scară largă pentru cercetări în geomagnetism, aeronomie și fizica solar-terestră. După dezvoltarea inițială la NASA, calculul indicelui a fost efectuat prima dată la Institutul geofizic din Alaska, care a publicat valorile orare ale indicelui pentru anii 1957-1964. Valorile la 2,5 minute au fost făcute apoi la Centrul Goddard Space Flight, NASA, pentru perioada septembrie 1964 – iunie 1968. Începând cu anul 1991 datele sunt înregistrate la minut la 12 observatoare prezentate în Tabelul 4, iar distribuția acestor observatoarea este prezentată în Figura 4.1, distribuție neuniformă de-a lungul zonei aurorale.

Figura 4.1 Distribuția observatoarelor care înregistrează indicele AE

( http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp)

Indicele AE este derivat din variațiile geomagnetice ale componentei orizontale H înregistrată la observatoarele situate de-a lungul zonei aurorale în emisfera nordică și reprezintă activitatea de ansamblu a electrojetului auroral.

Cealaltă parte a fluxului este adăugată lobilor din coadă. După 30-60 de minute, se acumulează prea mult flux magnetic și implicit mai multă energie magnetică în coadă. Coada devine instabilă și trebuie să elibereze surplusul de energie. Acesta este momentul de debut al subfurtunii și începutul fazei de expansiune a subfurtunii. La începutul subfurtunii, apare aurora și umple brusc tot cerul. Pe durata următoarelor 30-60 minute, schimbări destul de dramatice sunt observate la curenții din zona aurorală.

Forma ascuțită a indicelui AE, cu valori de aproape 500 nT din figura 4.2 ne arată ca fluxul de curent ionosferic este puternic intensificat. Descărcarea fluxului magnetic stocat anterior în coada magnetosferei conduce la formarea unui electrojet de subfurtună cu un curent vestic intensificat în sectorul de miază-noapte. Elelectrojetul subfurtunii este concentrat în regiunea unde aurora este activă și se extinde spre vest în timpul fazei de expansiune. În contrast cu electrojetul de convecție, unde orice creștere este cauzată în principal de o creștere a câmpului electric de convecție, intensitatea electrojetului de subfurtună este determinată în principal de o creștere puternică a conductanței ionosferice datorată precipitării puternice a particulelor în aurora luminoasă de subfurtună.

Fig. 4.2 Variația indicelui AE în timpul unei subfurtuni

(Baumjohann, W., Nakamura, R., 2007.)

Deoarece electrojetul de subfurtună este produs de creșterea puternică a conductivității în interiorul zonei aurorale luminoase, situația este asemănătoare (cu excepția direcției) cu electrojetul ecuatorial descris anterior. Totuși, în cazul de față, câmpul electric de polarizare și, deci intensificarea curentului spre vest, nu este atât de puternic, deoarece curenții aliniați la câmp elimină o parte din sarcina spațială depusă la limitele canalului conductor.

O altă diferență între electrojeturile de convecție și cele de subfurtună este că în cazul electrojetului de convecție curenții aliniați la câmp sunt distribuiți într-o bandă largă de timp local. În cazul electrojetului de subfurtună, jetul în sine și curenții săi aliniați la câmp sunt mult mai concentrați în sectorul de la miezul nopții, formând o prismă de curent. Efectele acestui curent, în particular perturbațiile magnetice asociate curenților aliniați la câmp, pot fi văzute, de asemenea, la latitudini mijlocii.

4.2 Furtuni și începuturi bruște

Curentul inelar și perturbația câmpului asociată lui nu este o caracteristică staționară. Uneori mai multe particule decât de obicei sunt injectate din coada magnetosferei în curentul inelar, în principal de către un câmp electric orientat spre partea întunecată, indus în coada magnetosferei. Astfel, energia totală a curentului inelar crește, iar micșorarea suplimentară a câmpului magnetic la suprafață poate fi văzută în mod clar în magnetograme din zone apropiate de ecuator, ca în Figura 4.3. Timp de aproximativ 1 zi, câmpul terestru ecuatorial a fost perturbat cu peste 150 nT. Scăderi puternice ale câmpului terestru, de până la 2-3% din câmpul total de suprafață în cazuri extreme, au fost observate în magnetograme cu mult înainte de a se afla despre curentul inelar și au fost numite furtuni magnetice.

Fig. 4.3 Variația câmpului magnetic în timpul unei furtuni magnetice

(Baumjohan W. și Treumann R.A., 1996)

Magnetogramele prezintă adesea o variație pozitivă a mărimii câmpului orizontal, chiar la începutul furtunii. Aceasta variație este semnătura vântului solar care acționează mai repede decât de obicei asupra magnetopauzei. Poziția magnetopauzei în partea luminată este determinată în principal ca suprafața de echilibru între presiunea magnetică a câmpului terestru și energia cinetică a vântului solar. Atunci când viteza vântului solar crește, câmpul terestru este comprimat și astfel magnetopauza se retrage într-o nouă poziție de echilibru. Dacă o astfel de comprimare bruscă a câmpului magnetosferic de pe partea luminata are loc la începutul unei furtuni magnetice se numește început brusc al furtunii (SSC-storm sudden commencement), iar dacă nu este urmată de o furtună poartă numele de impuls brusc (SI-sudden impulse).

Furtunile geomagnetice sunt formate din 3 faze:

faza inițială (primară) – furtuna poate să aibă un început lent sau poate să

prezinte un implus brusc, atunci când unda șoc ajunge la magnetosferă.

faza principală – în care, componenta orizontală a câmpului magnetic

descrește, prezentând fluctuații majore pentru o perioadă mare de timp.

faza de revenire (de recuperare) – în care se revine la un nivel neperturbat;

durata de revenire poate dura de la câteva ore la zile.

Începutul brusc al furtunii este cauzat de unda de șoc ajunsă la magnetosferă, formată de sosirea plasmei și poate fi urmat de creșterea generală a intensității câmpului magnetic pe direcția nord, fază numită „faza inițială”, un efect de comprimare, care poate dura până la câteva ore (multe furtuni au loc fără această fază inițială).

Următoarea etapă a furtunii o reprezintă „faza principală” (main phase) sau „faza de creștere” (growth phase), în care, componenta orizontală a câmpului magnetic descrește, prezentând fluctuații majore pentru o perioadă lungă de timp.

În faza finală, denumită „faza de revenire” (recovery phase), se revine treptat la un nivel neperturbat, cu o durată de timp ce poate varia de la câteva ore până la câteva zile.

Furtunile geomagnetice sunt definite ca perturbări temporare ale magnetosferei terestre care interacționează cu câmpul magnetic al Pământului. Furtuna solară reprezintă o accentuare bruscă a activității solare, însoțită de intensificarea emisiei corpusculare și a celei electromagnetice. În timpul unei furtuni geomagnetice curentul inelar produs de câmpul electic de convecție interplanetar depășește valoarea limită a indicelui Dst. Acest indice oferă informații despre energia totală a particulelor ce formează curentul inelar.

În funcție de valoarea indicelui Dst (Yokoyama and Kamide, 1997), furtunile geomagnetice se clasifică în :

super intense Dst<-150 nT

intense Dst<-100 nT

moderate (-100<Dst<-50) nT

slabe (-50<Dst<-30) nT

O importanță deosebită o reprezintă furtunile geomagnetice super intense, care afectează întreg spațiul terestru și periterestru.

Concluzii

Prezentul referat are scopul de a prezenta regiunile plasmatice din apropierea Pământului și modificările care au loc în spațiul cosmic învecinat. Studierea spațiului din zonele învecinate Pământului permite determinarea schimbărilor care au loc în magnetosferă, ionosferă și atmosfera superioară a Pământului, permițând anticiparea și atenuarea efectelor acestor modificări.

Această zonă din apropierea Pământului adăpostește aparatura spațială de comunicații, navigare și teledetecție; condițiile de acolo pot afecta grav funcționarea acestor sisteme. Sistemele de la sol cum ar fi rețeaua de distribuție a energiei electrice, de asemenea pot fi afectate de modificările din ionosferă și atmosfera superioară. Investigații cheie pe termen scurt ajută la înțelegerea relațiilor dintre componentele sistemului, a modului în care regiunile din imediata vecinătate a atmosferei terestre răspund la stimuli externi și interni, precum și a legăturilor dintre atmosfera mijlocie și cea superioară și a modului în care acestea reacționează la stimulii exteriori.

Forma magnetosferei terestre este rezultatul direct al interacției cu vântul solar. Ea previne majoritatea particulelor provenite de la Soare și transportate de vântul solar să ajungă pe Terra. Atât Soarele cât și alte planete au magnetosfere, dar Pământul are cea mai puternică magnetosferă dintre toate planetele telurice. Magnetosfera Pământului este o structură destul de dinamică și oferă răspuns la variațiile solare. Viața pe Pământ s-a dezvoltat și este susținută în continuare de protecția conferită de această magnetosferă variabilă. Acest sistem complex protejează Pământul de cele mai periculoase tulburări generate de Soare prin redistribuirea energiei și masei în întreaga regiune.

Magnetosferă protejează suprafața Pământului de particulele încărcate electric din vântul solar și e generată de curenții electrici localizați în diverse părți ale suprafeței planetei.

Bibliografie

Baumjohann, W., Nakamura, R., 2007. Magnetospheric Contributions to the Terrestrial

Magnetic Field, Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences, Graz, Austria

Liu, W., Fujimoto, M., 2011. The Dynamic Magnetosphere, IAGA Special Sopron

Book Series, Volume 3

Panaiotu, G. C., “Geomagnetism”, Editura Ars Docendi, 2006

Schwenn, R., 2006. Space Weather: The Solar Perspective, Living Rev. Solar Phys., 3,

(2006), 2

www.nasa.gov

www.wikipedia.com

www.swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp

http://www.mssl.ucl.ac.uk