Magnetopausia

Rendición artística de la magnetopausia de la Tierra. La magnetopausia es donde la presión del viento solar y el campo magnético del planeta son iguales. La posición del Sol estaría lejos de 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 movimientos 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 un arco de choque en el que 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 parecida a como se desvía el agua delante de la proa de un barco. La zona de plasma de viento solar impactado es la magnetoenvoltura. En la Tierra y en todos los demás planetas con campos magnéticos intrínsecos, algo de plasma de viento solar logra entrar 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 solar o heliopausa donde el entorno estelar está delimitado por el entorno interestelar.

Características

Representación esquemática de un campo magnético dipolo planetario en un vacío (lado derecho) deformado por una región de plasma con conductividad infinita. El Sol está a la izquierda. La configuración equivale a un dipolo de imagen (flecha verde) que se coloca al doble de la distancia del dipolo planetario al límite de interacción.

Antes de la era de la exploración espacial, el espacio interplanetario se consideraba un vacío. La coincidencia de la primera observación de una llamarada solar y la tormenta geomagnética de 1859 fue evidencia de que el Sol expulsó plasma durante el evento de la llamarada. Chapman y Ferraro propusieron que el Sol emitió un plasma en un estallido 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 del 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) ilustraron este concepto al postular una placa con conductividad infinita ubicada 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 del campo magnético son empujadas hacia adentro. En latitudes altas, las líneas del campo magnético se empujan 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 del dipolo del planeta a la magnetopausa a lo largo de la línea planeta-Sol. Dado que el viento solar fluye continuamente hacia afuera, la magnetopausa arriba, abajo y a los lados del planeta son arrastrados hacia atrás en 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 solo en los momentos de las erupciones solares, la magnetopausa es una característica permanente del espacio cerca de cualquier planeta con un campo magnético.

Las líneas de campo magnético del campo magnético del planeta no son estacionarias. Se unen o fusionan continuamente con líneas de campo magnético del campo magnético interplanetario. Las líneas de campo unidas son arrastradas hacia atrás sobre 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).

Si se supusiera que la magnetopausa era solo un límite entre un campo magnético en el vacío y un plasma con un campo magnético débil incrustado, entonces la magnetopausa estaría definida por electrones e iones que penetran un radio de giro en el dominio del campo magnético. Dado que el movimiento giroscópico de electrones e iones tiene direcciones opuestas, una corriente eléctrica fluye a lo largo del límite. La magnetopausa real es mucho más compleja.

Estimación de la distancia de separación a la magnetopausa

Si se desprecia 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 rige esta posición es que la presión dinámica del viento solar es igual a la presión magnética del campo magnético de la Tierra:

()*** *** v2)sw.. ()4B()r)22μ μ 0)m{displaystyle (rho v^{2})_{sw}approx left({frac {4B(r)^{2}{2mu - Sí.

Donde *** *** {displaystyle rho } y v{displaystyle v} son la densidad y velocidad del viento solar, y B()r) es la fuerza de campo magnético del planeta en unidades SI (B en T, μ0 en H/m).

Puesto que la fuerza del campo magnético dipole varía con la distancia como 1/r3{displaystyle 1/r^{3} la fuerza del campo magnético se puede escribir como B()r)=B0/r3{displaystyle B(r)=B_{0}/r^{3}, donde B0{displaystyle B_{0} es el momento magnético del planeta, expresado en [T⋅ ⋅ m3]{displaystyle [Tcdot m^{3}}.

*** *** v2.. 2B02r6μ μ 0{displaystyle rho v^{2}approx {2B_{0}{2}{6}mu} ♪♪.

Resolver esta ecuación para r conduce a una estimación de la distancia

r.. 2B02μ μ 0*** *** v26{displaystyle rapprox {sqrt}{6}{frac {2B_{0}{2}{mu} {m}} {fn}} {fn}}}} {fn}}}}} {fn}}}}} {f}}}}}} {m}}}}} { ¿Qué?

La distancia de la Tierra a la magnetopausia 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 que utilizan datos de viento solar en tiempo real pueden proporcionar una estimación en tiempo real de la ubicación de magnetopausia. Una conmoción de arco se eleva por la magnetopausia. Sirve para desacelerar y desviar el flujo de viento solar antes de llegar a la magnetopausia.

Magnetopausas del Sistema Solar

Reseña de los magnetopáusicos del Sistema Solar

Planeta	Número	Momento magnético	Distancia Magnetopause	Tamaño observado de la magnetosfera	varianza de la magnetosfera
Mercurio	1	0,0004	1,5	1.4	0
Venus	2	0	0	0	0
Tierra	3	1	10	10	2
Marte	4	0	0	0	0
Júpiter	5	20000	42	75	25
Saturno	6	600	19	19	3
Urano	7	50	25	18	0
Neptuno	8	25	24	24,5	1,5

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 el exterior de la magnetoenvoltura, 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 y no tienen magnetopausa. El viento solar interactúa con la atmósfera del planeta y se crea un vacío detrás del planeta. En el caso de la luna de la Tierra y otros cuerpos sin campo magnético o atmósfera, la superficie del cuerpo interactúa con el viento solar y se crea un vacío detrás del cuerpo.