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磁層

在天文學和行星科學中，磁層 (英語：Magnetosphere) 是一個天體周圍的空間區域，其中帶電粒子受到該物體磁場的影響。[1][2]它是由具有活躍內部發電機的天體創建的。

在靠近地球等具有偶極磁場的行星體的空間環境中，磁力線類似於簡單的磁偶極子。在更遠的地方，太陽（即太陽風）或附近恆星發出的導電等離子體流可能會嚴重扭曲場線。[3][4]具有活躍磁層的行星，如地球，能夠減輕或阻擋太陽輻射或宇宙輻射的影響；就地球而言，這可以保護生物體免受傷害。在等離子體物理學、空間物理學和高層大氣物理學等專業科學科目下研究粒子和大氣與磁層的相互作用。

地球、木星、土星、天王星和海王星的周圍均有磁層。火星僅有局部的磁場，因此不能形成一個磁層。除此之外其它擁有磁場的天體如脈衝星也有磁層。

地球磁層的示意圖，太陽風從左向右吹

學術研究歷史及未來研究方向

1958年探險者一號人造衛星在國際地球物理年的研究範圍內發現了地球的磁層。由於太陽耀斑有時導致「磁暴」，因此科學家在此前就已經知道在太空中有電流流動，但是當時沒有人知道這些電流在哪裏流動和其原理是什麼，當時人們也不知道太陽風的存在。1958年8月和9月美國進行試驗來測試關於輻射帶的理論以及是否能夠在戰爭中利用它。 1959年托馬斯·戈爾德提議使用「磁層」這個名稱。他寫道：

「電離層以上至目前已知的地球半徑十倍的地方地球的磁場對氣體和高速帶電粒子的運動起主要影響；這個區域應該被稱為磁層。」（Journal Geophysical Results，LXIV. 1219/1）

地球磁層

地球磁層的形狀和大小由地球磁場、太陽風離子和行星際磁場決定。在磁層里來自太陽風和地球電離層的自由等離子和電子主要受到磁力和電力的影響，而地球的萬有引力以及這些電荷之間的碰撞則起一個不重要的作用。磁層並不是球狀的，在面對太陽的一面其邊界離地心的距離約為七萬千米（隨太陽風強度的變化而變化）。磁層的邊界稱為磁頂，在對太陽的方向它離地心約為15倍地球半徑，在背着太陽的方向它離地心約為20至25倍地球半徑，而磁尾長度則可以延伸到離地心200倍地球半徑的距離以上，遙遠看去，磁層好像彗星一樣，其具體的距離不明。

地球最外層的中性氣體層被稱為地冕，它主要由最輕的原子如氫和氦組成，它可以延續到離地心四至五地球半徑的地方，其密度逐漸降低。磁層中的高溫等離子可以與這些原子碰撞獲得電子，由此產生高速的逃逸原子，這個過程可以被用來測試和顯示高溫等離子云。地球電離層的最外部分被稱為等離子層，它也可以達到離地心四至五地球半徑的地方，其密度也不斷降低。在此以上被稱為極風（英語：Polar wind）的輕等離子流能夠逃逸出磁層，與太陽風會合。極光所釋放的能量可以強烈地加熱大氣層中的氧和氧氣分子，本來這些粒子太重了，無法逃逸地球引力，但是在太陽活動強烈期間這些被加熱的粒子可以外流到磁層內，這個過程有時甚至能夠將以地球物質為主的地區（也被稱為第四或等離子地層）擴展到磁頂。

特徵

以下兩個因素對地球磁層的結構和性能起決定性作用：地球磁場和太陽風。

  1. 地磁場可能是由地核內通過其內熱所驅動的液態金屬的流動而導致的發電機原理產生的。它近似於一個相對地球的自轉軸傾斜10°的磁棒。卡爾·弗里德里希·高斯是第一位認識到實際上地磁場的結構比一根磁棒的磁場的結構要複雜得多。地磁場在地球表面的強度約為0.3至0.6高斯，其強度隨距離的立方而減小。也就是說在離地球表面一個地球半徑R的地方其強度為地球表面的1/R3。局部的不規則的減弱更加快，因此從太空中來看地磁場非常接近一個偶極磁場。
  2. 太陽風是從太陽表面向外流的快速的熱等離子。在太陽赤道其速度一般為400千米每秒，在太陽極地其速度可以達到這個速度的兩倍之多。這個外流是由日冕的上百萬度的高溫導致的。太陽風的組成與太陽的總體組成類似，約95%的等離子由質子組成，4%是氦原子核、1%是其它比較重的物質（如碳、氮、氧、氖、矽、鎂和鐵等），此外還有相應數量的電子來保持整個太陽風的電中性。在地球軌道處其密度一般為每立方厘米六個離子（這個數據以及其速度的數據隨太陽活動而不斷變化），太陽風中的等離子被束縛在一個不斷變化的行星際磁場，其強度在二至五納特斯拉之間。這個行星際磁場是太陽磁場的延伸，而且不斷受到磁暴和等離子流的影響。

出於物理原因太陽風的等離子與地球磁場導致的等離子不易融合，因此兩個等離子體之間形成一明顯的邊界，即磁頂。地球的等離子體成為被流動的太陽風所包含的一個腔。出於不同的物理原理（比如磁重聯）兩者之間的隔絕不完全，因此太陽風可以將許多能量傳遞給磁層。

在面對太陽的一面，在離地心13.5地球半徑左右的地方磁層與太陽風形成一個無撞擊的弓形激波。這個激波導致的原因是因為太陽風的速度一般為阿爾文波的兩至三倍。在激波背面等離子體的速度迅速降低到阿爾文速度（同時等離子體溫度驟升，來吸收釋放出來的動能）。但是由於周邊太陽風的拉力等離子體的速度很快又恢復到原來的速度。

輻射帶

1958年前半年美國的探險者一號、探險者三號（英語：Explorer 3）和蘇聯的衛星三號（英語：Sputnik 3）等科學衛星被發射後科學家出乎意料地發現了地球周圍強烈的、被地磁場束縛的范艾倫輻射帶（內輻射帶）。這個輻射帶由能量在10至100MeV的質子組成，這些質子是由於宇宙線與地球大氣上層撞擊導致的中子衰變產生的，其中心在赤道離地球中心約1.5地球半徑。

後來人們發現在離地球中心2.5至8個地球半徑的地方還有一層被地磁場束縛的離子和電子。這些等離子中能量比較高的（約1MeV）被稱為外輻射帶，而其主要組成部分則能量比較低（在65keV左右），這些等離子組成環電流等離子。

被束縛在磁場中的離子可以非常穩定，尤其內輻射帶的離子非常穩定，這裏的粒子可以維持數年之久。比如1962年7月美國在這個層里爆炸了一枚氫彈（英語：Starfish Prime），其導致的人工的高能電子帶在四五年後依然存在（今天這樣的試驗通過條約被禁止）。

外輻射帶和環電流不這麼穩定，原因是其粒子與地冕中的粒子的碰撞使得它們不斷喪失。這說明在這裏有一個不斷產生新的等離子的機理。

磁尾

由於太陽風將被束縛在行星磁層中的等離子吹走，因此它們形成一個磁尾。磁尾可以延伸到行星後方非常遠的地方。地球的磁尾一直延伸到月球軌道以外，而木星的磁尾估計一直延伸到土星軌道以外。磁尾中的等離子不斷旋轉，一直達到磁尾終端，然後回流到行星。

在磁尾中也有沒有物質流的中斷區域，這些區域被稱為波谷。這些區域的大小和位置會不斷變化，有時會合併或者消失。有時磁尾甚至會反跳回來，在行星的磁層中釋放大量高溫和高電離的粒子。

太空中的電流

在太空中大多數磁場是由電流導致的。磁層里的電流實際上將地球本來的磁場擴展了許多，這些電流也決定遠離地球的地方的磁場結構。在地磁場中的電荷傾向於環繞地磁場的偶極旋轉。比如從上方看地球北極的話離子呈順時針方向旋轉，而電子則呈逆時針方向旋轉，導致上述的環電流。

環電流加強其外部的磁場，擴展地球的磁層，同時削弱其內部的磁場。在磁暴時環電流中的等離子數目增高，使得它變強，同時地球表面的磁場會被削弱1%至2%。

磁場的變形和其中的電流的流動相互作用，相互影響，因此很難說雙方哪個是起因，哪個是結果。

除了這個水平的環流外還有在極地附近從遠太空進入電離層，然後又被反彈回太空的電流（伯克蘭流）。這個電流的細節還不很明確，還在研究中。

由於電離層是有電阻的，因此這個電流會加熱電離層，此外它會導致霍爾效應，加速磁層里的粒子，電離氧原子，使它進入環電流。

磁場的分類

通過分析不同電流所導致的磁場或者由不同磁場產生的電流可以將磁層分為以下五個部分：

  1. 地磁場是由地核內的電流產生的，它主要類似於一個偶極。
  2. 環電流場，這個場是由束縛在地球的磁偶極中的等離子導致的，這個電流一般離地心三至八地球半徑（強流時比較接近地面），其電流約沿地磁赤道流動，從北極看流向為順時針方向（在主流內有一個小的逆時針流）。
  3. 磁層內束縛地球等離子和磁場的場。導致這個場的電流沿磁頂流動。這個電流是由磁頂的突然磁場變化（磁頂外太陽風的磁場，磁頂內地球磁場）導致的（安培定律）。
  4. 尾流系統。在磁尾中有兩束相對的磁場，北極的磁場指向地球，南極的磁場從地球指離磁尾。在這兩個磁場之間是一層密集的等離子（約每立方厘米0.3至0.5個離子，在磁場內的離子密度僅每立方厘米0.01至0.02個離子）。由於在這裏磁場也突然變化，因此出於同樣的安培原理這裏也有電流。這個電流從日出面流向日落面。這個電流在磁頂的尾部合流。
  5. 伯克蘭流場。這個場需要一個能量源來保持其加熱電離層的損失。這個能量源可能也是由發電機原理導致的。這說明伯克蘭流中至少有部分區域相對於地球運動。

磁暴和磁亞暴

美國太空總署發射了西彌斯衛星來研究外部太陽風對磁層的影響和磁亞暴的形成原理。

假如行星際磁場的磁場方向是指向南方的話，那麼磁層內的磁場方向與行星際磁場方向相反，這導致雙方比較容易聯繫到一起，使得太陽風內的能量和物質比較容易進入磁層。其結果是磁尾擴展和變得不穩定。磁尾的結構會突然地和強烈地變化，導致所謂的磁亞暴。

這個過程的原理還在研究中。一個推測是由於磁尾擴張，它對周邊的太陽風形成了一個比較大的阻力，而周邊的太陽風對它的壓力也增高。最後等離子層中的磁場線被中斷（磁場重聯），遠離地球的磁尾形成一個獨立的環，被太陽風吹走（等離子體團），而離地球近的部分則反彈回來，加速其中的粒子，導致伯克蘭流和明亮的極光。1970年代裏衛星在離地心6.6地球半徑的地方觀測到了這個現象。在良好的條件下這個現象可以每天多次發生。

磁亞暴不明顯加強環電流。但是磁暴會顯着地加強環電流。磁暴是在太陽日冕物質拋射或者耀斑發生後高速等離子體雲衝擊地球。假如這個時候行星際磁場的方向指向南方的話，這不但會使得磁層的邊界向地球方向移動，而且會導致磁尾等離子體劇烈進入磁層。

其結果是環電流中的等離子粒子數目劇增，其中相當多的一部分是電離層中極光現象釋放出的氧離子。此外環電流被逼近地球，進一步加強了其粒子能量，暫時地改變地球附近的磁場，使得極光（及其電流系統）向赤道靠近。由於許多離子在短時間內通過電荷交流消失，因此磁場騷擾在一至三日內就消失了，但是環電流中的高能會持續相當長的時間。

參見

參考資料

  1. ^ Magnetospheres. NASA Science. NASA. [2024-09-30]. （原始內容存檔於2022-08-13）. 
  2. ^ Ratcliffe, John Ashworth. An Introduction to the Ionosphere and Magnetosphere . CUP Archive. 1972. ISBN 9780521083416. 
  3. ^ Ionosphere and magnetosphere. Encyclopædia Britannica. Encyclopædia Britannica, Inc. 2012 [2024-09-30]. （原始內容存檔於2013-03-09）. 
  4. ^ Van Allen, James Alfred. Origins of Magnetospheric Physics. Iowa City, Iowa USA: University of Iowa Press. 2004. ISBN 9780877459217. OCLC 646887856. 

外部連結


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