Магнитосфера

Самой внешней и протяжённой оболочкой 3. является магнитосфера - область околоземного пространства,
физ. свойства к-рой определяются магнитным полем 3. и его взаимодействием с потоками заряженных
частиц.

Исследования, проведённые при помощи космич. зондов и искусственных спутников 3., показали, что 3.
постоянно находится в потоке корпускулярного излучения Солнца (т. н. солнечный ветер). Он образуется
благодаря непрерывному расширению (истечению) плазмы солнечной короны и состоит из заряженных
частиц (протонов, ядер и ионов гелия, а также более тяжёлых положит. ионов и электронов). У орбиты 3.
скорость направленного движения частиц в потоке колеблется от 300 до 800 км/сек. Солнечная плазма несёт
с собой магнитное поле, напряжённость к-рого в ср. равна 4,8*10-3 а/м (6*10-5 э).

При столкновении потока солнечной плазмы с препятствием - магнитным полем 3.- образуется
распространяющаяся навстречу потоку ударная волна (рис.), фронт к-рой со стороны Солнца в среднем
локализован на расстоянии 13-14 радиусов 3. () от её центра. За фронтом ударной волны следует
переходная область толщиной ~ 20 тыс. км, где магнитное поле солнечной плазмы становится
неупорядоченным, а движение её частиц - хаотичным. Темп-ра плазмы в этой области повышается
примерно с 200 тыс. градусов до ~ 10 млн. градусов.

Переходная область примыкает непосредственно к магнитосфере 3., граница к-рой - магнитопауза -
проходит там, где динамич. давление солнечного ветра уравновешивается давлением магнитного поля 3.;
она расположена со стороны Солнца на расстоянии ~ 10- 12  (70-80 тыс. км) от центра 3., её толщина ~
100 км. Напряжённость магнитного поля 3. у магнитопаузы ~ 8*10-2 а/м (10-3 э), т. е. значительно выше
напряжённости поля солнечной плазмы на уровне орбиты 3. Потоки частиц солнечной плазмы обтекают
магнитосферу и резко искажают на значит. расстояниях от 3. структуру её магнитного поля. Примерно до
расстояния 3 от центра 3. магнитное поле ещё достаточно близко к полю магнитного диполя
(напряжённость поля убывает с высотой ). Регулярность поля здесь нарушают лишь магнитные
аномалии (влияние наиболее крупных аномалий сказывается до высот над поверхностью 3.). На
расстояниях, превышающих , магнитное поле ослабевает медленнее, чем поле диполя, а его силовые
линии с солнечной стороны несколько прижаты к 3. Линии геомагнитного поля, выходящие из полярных
областей 3., отклоняются солнечным ветром на ночную сторону 3. Там они образуют "хвост", или "шлейф",
магнитосферы протяжённостью более 5 млн. км. Пучки магнитных силовых линий противоположного
направления разделены в хвосте областью очень слабого магнитного поля (нейтральным слоем), где
концентрируется горячая плазма с температурой в млн. градусов .

Магнитосфера реагирует на проявления солнечной активности, вызывающей заметные изменения в
солнечном ветре и его магнитном поле. Возникает сложный комплекс явлений, получивший название
магнитной бури. При бурях наблюдается непосредственное вторжение в магнитосферу частиц солнечного
ветра, происходит нагрев и усиление ионизации верхних слоев атмосферы, ускорение заряженных частиц,
увеличение яркости полярных сияний, возникновение электромагнитных шумов, нарушение радиосвязи на
коротких волнах и т. д. В области замкнутых линий геомагнитного поля существует магнитная ловушка для
заряженных частиц. Нижняя её граница определяется поглощением захваченных в ловушку частиц
атмосферой на высоте неск. сот км, верхняя практически совпадает с границей магнитосферы на дневной
стороне 3., несколько снижаясь на ночной стороне. Потоки захваченных в ловушку частиц высоких энергий
(гл. обр. протонов и электронов) образуют т. н. радиационный пояс Земли. Частицы радиац. пояса
представляют значит. радиационную опасность при полётах в космос.