Magnetopausa

Límite abrupto entre una magnetosfera y el plasma circundante

Representación artística de la magnetopausa de la Tierra. La magnetopausa es el punto donde la presión del viento solar y el campo magnético del planeta son iguales. La posición del Sol estaría muy a la izquierda en esta imagen.

La magnetopausa es el límite abrupto entre una magnetosfera y el plasma circundante . Para la ciencia planetaria , la magnetopausa es el límite entre el campo magnético del planeta y el viento solar . La ubicación de la magnetopausa está determinada por el equilibrio entre la presión del campo magnético planetario dinámico y la presión dinámica del viento solar. A medida que la presión del viento solar aumenta y disminuye, la magnetopausa se mueve hacia adentro y hacia afuera en respuesta. Las ondas (ondulaciones y movimiento de aleteo) a lo largo de la magnetopausa se mueven en la dirección del flujo del viento solar en respuesta a variaciones a pequeña escala en la presión del viento solar y a la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz .

El viento solar es supersónico y pasa a través de una onda de choque donde la dirección del flujo cambia de modo que la mayor parte del plasma del viento solar se desvía hacia ambos lados de la magnetopausa, de forma muy similar a como el agua se desvía ante la proa de un barco. La zona de plasma del viento solar en choque es la magnetosvaina . En la Tierra y en todos los demás planetas con campos magnéticos intrínsecos, parte del plasma del viento solar logra ingresar y quedar atrapado dentro de la magnetosfera. En la Tierra, el plasma del viento solar que ingresa a la magnetosfera forma la lámina de plasma . La cantidad de plasma y energía del viento solar que ingresa a la magnetosfera está regulada por la orientación del campo magnético interplanetario , que está incrustado en el viento solar.

El Sol y otras estrellas con campos magnéticos y vientos estelares tienen una magnetopausa o heliopausa solar donde el entorno estelar está delimitado por el entorno interestelar.

Características

Representación esquemática de un campo magnético dipolar planetario en el vacío (lado derecho) deformado por una región de plasma con conductividad infinita. El Sol está a la izquierda. La configuración es equivalente a un dipolo de imagen (flecha verde) colocado a una distancia dos veces mayor que la del dipolo planetario y el límite de interacción. ^[1]

Antes de la era de la exploración espacial, se consideraba que el espacio interplanetario era un vacío. La coincidencia de la primera observación de una llamarada solar y la tormenta geomagnética de 1859 fue evidencia de que el plasma fue expulsado del Sol durante el evento de la llamarada. Chapman y Ferraro ^{[2] [3] [4] [5]} propusieron que el plasma fue emitido por el Sol en una explosión como parte de un evento de llamarada que perturbó el campo magnético del planeta de una manera conocida como tormenta geomagnética. La frecuencia de colisión de partículas en el plasma en el medio interplanetario es muy baja y la conductividad eléctrica es tan alta que podría aproximarse a un conductor infinito. Un campo magnético en el vacío no puede penetrar un volumen con conductividad infinita. Chapman y Bartels (1940) ^[1] ilustraron este concepto postulando una placa con conductividad infinita colocada en el lado diurno del dipolo de un planeta como se muestra en el esquema. Las líneas de campo en el lado diurno están dobladas. En latitudes bajas, las líneas de campo magnético son empujadas hacia adentro. En latitudes altas, las líneas de campo magnético son empujadas hacia atrás y sobre las regiones polares. El límite entre la región dominada por el campo magnético del planeta (es decir, la magnetosfera ) y el plasma en el medio interplanetario es la magnetopausa. La configuración equivalente a una placa plana, infinitamente conductora, se logra colocando un dipolo de imagen (flecha verde a la izquierda del esquema) al doble de la distancia desde el dipolo del planeta hasta la magnetopausa a lo largo de la línea planeta-Sol. Dado que el viento solar fluye continuamente hacia afuera, la magnetopausa por encima, por debajo y a los lados del planeta es arrastrada hacia atrás hacia la cola geomagnética como se muestra en el concepto del artista. La región (mostrada en rosa en el esquema) que separa las líneas de campo del planeta que son empujadas hacia adentro de aquellas que son empujadas hacia atrás sobre los polos es un área de campo magnético débil o cúspide del lado diurno. Las partículas del viento solar pueden ingresar a la magnetosfera del planeta a través de la región de la cúspide. Debido a que el viento solar existe en todo momento y no sólo en los momentos de erupciones solares, la magnetopausa es una característica permanente del espacio cerca de cualquier planeta con un campo magnético.

Las líneas de campo magnético del planeta no son estacionarias, sino que se unen o fusionan continuamente con las líneas de campo magnético del campo magnético interplanetario. Las líneas de campo unidas retroceden por los polos hacia la cola magnética planetaria. En la cola, las líneas de campo del campo magnético del planeta se vuelven a unir y comienzan a moverse hacia el lado nocturno del planeta. La física de este proceso fue explicada por primera vez por Dungey (1961). ^[6]

Si se supone que la magnetopausa es simplemente un límite entre un campo magnético en el vacío y un plasma con un campo magnético débil incorporado, entonces la magnetopausa estaría definida por electrones e iones que penetran un radio de giro en el dominio del campo magnético. Como el movimiento de giro de electrones e iones es en direcciones opuestas, una corriente eléctrica fluye a lo largo del límite. La magnetopausa real es mucho más compleja. ^[7]

Estimación de la distancia de separación con la magnetopausa

Si se descuida la presión de las partículas dentro de la magnetosfera, es posible estimar la distancia a la parte de la magnetosfera que mira hacia el Sol . La condición que gobierna esta posición es que la presión dinámica del viento solar sea igual a la presión magnética del campo magnético de la Tierra : ^{[nota 1]} donde y son la densidad y la velocidad del viento solar , y B ( r ) es la intensidad del campo magnético del planeta en unidades del SI ( B en T , μ en H /m). $${\displaystyle (\rho v^{2})_{sw}\approx \left({\frac {4B(r)^{2}}{2\mu _{0}}}\right)_{m}}$$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle v}$

Dado que la intensidad del campo magnético dipolar varía con la distancia, la intensidad del campo magnético se puede escribir como , donde es el momento magnético del planeta, expresado en . Resolver esta ecuación para r conduce a una estimación de la distancia ${\displaystyle 1/r^{3}}$ ${\displaystyle B(r)=B_{0}/r^{3}}$ ${\displaystyle B_{0}}$ ${\displaystyle \mathrm {T\cdot m^{3}} }$ $${\displaystyle \rho v^{2}\approx {\frac {2B_{0}^{2}}{r^{6}\mu _{0}}}.}$$ $${\displaystyle r\approx {\sqrt[{6}]{\frac {2B_{0}^{2}}{\mu _{0}\rho v^{2}}}}}$$

La distancia entre la Tierra y la magnetopausa subsolar varía con el tiempo debido a la actividad solar, pero las distancias típicas oscilan entre 6 y 15 R ${\displaystyle _{\oplus }}$ . Los modelos empíricos ^{[8] [9] que utilizan datos} del viento solar en tiempo real pueden proporcionar una estimación en tiempo real de la ubicación de la magnetopausa. Un arco de choque se encuentra aguas arriba de la magnetopausa. Sirve para desacelerar y desviar el flujo del viento solar antes de que llegue a la magnetopausa. ^[10]

Magnetopausias del sistema solar

La investigación sobre la magnetopausa se lleva a cabo utilizando el sistema de coordenadas LMN (que es un conjunto de ejes como XYZ). N apunta normal a la magnetopausa hacia afuera, hacia la magnetovaina, L se encuentra a lo largo de la proyección del eje del dipolo sobre la magnetopausa (positivo hacia el norte) y M completa la tríada apuntando hacia el amanecer.

Venus y Marte no tienen un campo magnético planetario ni magnetopausa. El viento solar interactúa con la atmósfera del planeta ^[12] y se crea un vacío detrás del planeta. En el caso de la Luna de la Tierra y otros cuerpos sin campo magnético ni atmósfera, la superficie del cuerpo interactúa con el viento solar y se crea un vacío detrás del cuerpo.

Véase también

• Heliopausa
• Geopausa
• Onda de choque
• Sistema solar
• Para aplicaciones de propulsión de naves espaciales , véase vela magnética.

Notas

1. La razón del factor 4 es porque la intensidad del campo magnético justo dentro de la magnetopausa es el doble del valor dipolar para una magnetopausa planar.
2. comparado con el momento magnético de la Tierra (7,906 x 10 ³¹ gauss m ³ )
3. distancia típica entre la magnetopausa y la magnetosfera en los radios de los planetas
4. en radios de planetas
5. En los radios de los planetas, la magnetosfera varía principalmente en respuesta a la presión dinámica del viento solar y la orientación del campo magnético interplanetario.

Referencias

• Atmósferas planetarias .

1. Sydney Chapman; J. Bartels (1940). Geomagnetismo, vol. II . Oxford Univ. Press .
2. Chapman, Sidney; VCA Ferraro (1931). "Una nueva teoría de las tormentas magnéticas". Magnetismo Terrestre . 36 (2): 77–97. Bibcode :1931TeMAE..36...77C. doi :10.1029/TE036i002p00077.
3. Chapman, Sidney; VCA Ferraro (1931). "Una nueva teoría de las tormentas magnéticas". Magnetismo Terrestre . 36 (3): 171–186. Código Bibliográfico :1931TeMAE..36..171C. doi :10.1029/TE036i003p00171.
4. Chapman, Sidney; VCA Ferraro (1933). "Una nueva teoría de las tormentas magnéticas, II. La fase principal". Magnetismo Terrestre . 38 : 79. doi :10.1029/TE038i002p00079.
5. Chapman, Sidney; VCA Ferraro (1940). "La teoría de la primera fase de la tormenta geomagnética". Magnetismo Terrestre . 45 (3): 245. Bibcode :1940TeMAE..45..245C. doi :10.1029/te045i003p00245.
6. Dungey, JW (enero de 1961). "Campo magnético interplanetario y zonas aurorales". Phys. Rev. Lett . 6 (2): 47–48. Código Bibliográfico :1961PhRvL...6...47D. doi :10.1103/PhysRevLett.6.47 . Consultado el 12 de julio de 2011 .
7. Física de la magnetopausa, editado por P. Song, BU Ö. Sonnerup, MF Thomsen , American Geophys. Union, Washington, DC, Geophysical Monograph Series, volumen 90, 1995. 447 páginas, ISBN 0-87590-047-X 
8. Roelof, E.; Sibeck, D. (1993). "Forma de la magnetopausa como función bivariada del campo magnético interplanetario Bz y la presión dinámica del viento solar". J. Geophys. Res . 98 (A12): A12. Código Bibliográfico :1993JGR....9821421R. doi :10.1029/93JA02362.
9. Shue, H.; Chao, J.; Fu, H.; Russell, C.; Song, P.; Khurana, K.; Singer, H. (1997). "Una nueva forma funcional para estudiar el control del tamaño y la forma de la magnetopausa por el viento solar". J. Geophys. Res . 102 (A5): A5. Bibcode :1997JGR...102.9497S. doi :10.1029/97JA00196.
10. De Pater, Imke ; Lissauer, Jack J. (2001). Ciencias planetarias . Cambridge: Cambridge University Press. pág. 261. ISBN 0-521-48219-4.OCLC 45283049  .
11. MK Kivelson; F. Bagenal (2006). P. Weissman; L.-A. McFadden; T. Johnson (eds.). 'Magnetosferas planetarias', en La enciclopedia del sistema solar (2.ª ed.). Academic Press . p. 477. ISBN 978-0-12-088589-3.
12. J. Luhmann; M. Tatrallyay; R. Pepin, eds. (1992). Venus y Marte: Atmósferas, ionosferas e interacciones del viento solar, Geophysical Monograph Series, Volumen 66. Washington, DC: Am. Geophys. Union. pág. 448. ISBN 978-0-87590-032-2.