Полярные сияния

Подведем итог возможных ситуаций в околоземном космическом пространстве. Заряженные частицы вращаются вдоль магнитных силовых линий и одновременно смещаются вдоль силовой линии, т. е. движутся по спиралям. Попадая в области более интенсивного магнитного поля, они отражаются и, продолжая двигаться по спирали, дрейфуют в противоположное полушарие. Затем, отразившись и там, снова возвращаются и т. д. За счет неоднородности геомагнитного поля одновременно с описанным движением, частицы постепенно дрейфуют от одной силовой линии к другой в направлении восток—запад. Этот азимутальный дрейф создает электрический ток, окружающий Землю.

Законы движения заряженных частиц в геомагнитном поле состоят в сохранении трех физических величин: магнитного момента частицы, интеграла действия вдоль силовой линии и магнитного потока через оболочку. Движение заряженных частиц по окружности (вокруг силовой линии магнитного поля) эквивалентно круговому току. Магнитное поле этого кругового тока может быть представлено как поле точечного диполя с магнитным моментом :

Магнитный момент определяется отношением «поперечной» кинетической энергии частицы к величине магнитного поля. Можно показать, что величина магнитного момента при движении заряженной частицы в магнитном поле остается постоянной. Другими словами, магнитный момент является адиабатическим инвариантом.

Второй, продольный инвариант I равен интегралу (сумме) действия (т. е. mV_s) вдоль силовой линии между точками отражения.

Сохранение и I позволяет объяснить образование пояса захваченных вокруг Земли заряженных частиц. Положим, что нам известна величина магнитного поля в данной точке на экваторе, равная B₀, угол между направлением движения частицы и этим полем в данной точке (питч-угол) ₀ и значение I для данной частицы. Рассмотрим, где может оказаться эта частица при последующем движении.

Первый инвариант дает нам, что частица всегда будет отражаться на поверхности В = В_m, которая определяется из условия (sin²)/B = 1/B_m. Однако это еще не означает, что частица всегда будет оставаться на силовой линии, для которой значение поля на экваторе равно В₀. Первый инвариант не накладывает в этом отношении никаких ограничений, и в частности не препятствует тому, чтобы частица вследствие дрейфа изменила долготу и отразилась на экваторе, т. е. при В_т = В₀.

Второй инвариант полагает дополнительное требование на движение частицы. Она не только должна иметь точки отражения на поверхности В = В_m, но и интеграл вдоль силовой линии должен оставаться величиной постоянной. На заданной долготе это условие определяет одну единственную силовую линию, вдоль которой частица должна совершать колебания по широте. Закон сохранения второго адиабатического инварианта позволяет установить, вокруг какой силовой линии будет происходить движение частицы при ее азимутальном дрейфе.

Третьим инвариантом движения частицы является инвариант потока. Он связан с долготным азимутальным дрейфом и наиболее легко нарушается. Этот инвариант равен полному потоку вектора магнитного поля В через поверхность, ограниченную поверхностью дрейфа частицы по долготе, т. е. поверхностью одинаковых величин второго инварианта.

Все описанные инварианты в общем случае позволяют предсказать движение частицы.

Спокойная магнитосфера

До прямых исследований магнитного поля Земли с помощью ИСЗ было принято считать, что оно представляет собой поле диполя. Первые же измерения показали: магнитное поле Земли несимметрично в экваториальной плоскости в направлении день—ночь. С дневной стороны магнитосфера Земли ограничена расстояниями около 10R₃ (в спокойных условиях). С ночной стороны остатки магнитосферы были зарегистрированы спутниками на удалениях в сотни радиусов Земли. Как видим, магнитосфера не является сферой. Это скорее «груша», повернутая своим хвостиком в антисолнечном направлении.

Решающую роль в образовании реальной магнитосферы Земли играет взаимодействие магнитного поля Земли с потоками солнечной плазмы — солнечным ветром. С дневной стороны (т. е. со стороны Солнца) граница магнитосферы, т. е. магнитопауза, образуется на расстоянии, где давление солнечного ветра равно давлению магнитного поля Земли. Поэтому во время солнечных бурь, когда давление солнечного ветра существенно увеличивается, магнитопауза на дневной стороне приближается по направлению к Земле.

Магнитосфера с дневной стороны поджимается солнечным ветром. При очень интенсивных бурях удаление магнитопаузы может сократиться от десяти до трех радиусов Земли.

Рис. 20. Структура переходного слоя в присутствии направленного к югу межпланетного магнитного ноля