Magnetosfeer

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Jump to navigation Jump to search
’n Voorstelling van die megnetieseveldlyne van die Aarde se magnetosfeer.

’n Magnetosfeer is die gebied na aan ’n hemelliggaam waarin gelaaide deeltjies beheer word deur die liggaam se magnetiese veld.[1][2] Naby die oppervlak van die liggaam lyk die magnetieseveldlyne soos dié van ’n ideale magnetiese tweepool. Verder weg word die lyne verwring deur uitwendige strominge, soos die sonwind.[3][4]

By die Aarde word met die "magnetosfeer" gewoonlik bedoel die buitenste laag van die ionosfeer,[3] hoewel sommige bronne die iono- en die magnetosfeer as apart beskou.[2]

Die grootste ioondigtheid kom in die F2-laag op 'n hoogte van 250 tot 300 km voor en die persentasie ionisasie is ongeveer 1. Op groter hoogtes neem die persentasie ionisasie toe, maar die digtheid van die atmosfeer neem sodanig af dat ook die ioondigtheid afneem. Hierdie boonste lae word hoofsaaklik deur middel van satelliete in bane op instrumente ondersoek, wat dan ʼn beeld van bo af op die ionosfeer kry.

Op 'n hoogte van 500 tot 600 km bestaan die atmosfeer hoofsaaklik uit die ligte gasse helium en waterstof, en die ionosfeer gaan op hierdie hoogte geleidelik in die eksosfeer of magnetosfeer oor. Op 'n hoogte van 1 000 km is ongeveer 50 % van die gasse geïoniseer en op 5 000 km feitlik 100%. Die aarde se magnetiese veld speel 'n belangrike rol in die magnetosfeer. As gevolg van die magnetiese Lorentz-krag op bewegende gelaaide deeltjies kan die ione en elektrone nie in 'n rigting loodreg op die magnetiese veldlyne beweeg nie. Dit beweeg dus met ʼn spiraalvormige beweging langs die veldlyne. Die aarde se magnetiese veld is 'n dipoolveld, soortgelyk aan die veld van 'n staafmagneet. Die pole van die aarde se magnetiese dipool vorm 'n klein hoek met die aarde se geografiese as.

By die pole is die rigting van die veld feitlik vertikaal en die veld is hier ook op sy sterkste. By die ewenaar is die veld swakker en horisontaal. Die sterkte van die veld neem af met afstand vanaf die aarde en is omgekeerd eweredig aan die derde mag van die afstand. Die magnetiese dipool is onbeweeglik en draai dus elke 24 uur saam met die aarde in die rondte. In die proses roteer die magnetosfeer ook elke 24 uur. Benewens elektromagnetiese straling stuur die son ook voortdurend 'n stroom geïoniseerde waterstofgas, dit wil sê protone en elektrone, uit. Hierdie stroom staan bekend as die sonwind. In die omgewing van die aarde is die digtheid van die sonwind ongeveer 5 protone en 5 elektrone per cm3 met snelhede van tot 500 km/s. Hierdie gelaaide deeltjies beweeg loodreg op die veldlyne van die aarde se magneetveld en word dus vervorm en om die magnetosfeer gebuig.

Die magnetosfeer word dus aan die sonkant feitlik saamgedruk tot 'n vaartbelynde druppelvorm met 'n stert wat weggekeer is van die son. Hierdie buitegrens van die magnetosfeer staan as die magnetopouse bekend en word met behulp van satelliete bepaal. Aan die sonkant is die magnetopouse ongeveer 60 000 km (5 keer die deursnee van die aarde) van die aarde af, en die skadukant ongeveer 360 000 km (30 keer die deursnee van die aarde). Die aarde se dipoolmagneetveld bly tot by die magnetopouse bestaan, maar daal daarbuite tot 'n baie lae waarde. Die rigting wissel ook op 'n baie onreëlmatige wyse. In die magnetosfeer kom 'n sterk stralingsgordel, die Van Allen-gordel, voor. Die gordel is met behulp van stralingsmeetapparaat aan boord van die eerste Amerikaanse satelliet ontdek. Die straling is nie elektromagneties nie, maar bestaan uit protone en elektrone wat met hoë snelhede spiraalvormig langs die magnetiese veldlyne beweeg. Die deeltjies beweeg heen en weer tussen die twee magnetiese pole. As gevolg van die vorm van die aarde se magnetiese veld, word dit by die pole tot stilstand gebring en die bewegingsrigting omgekeer. Elektrone maak tussen 1 000 en 1 000 000 omwentelings per sekonde en beweeg in 'n paar tiendes van 'n sekonde heen en weer tussen die noordelikste en die suidelikste pool. Afhangende van hul lading, kan die elektrone ook nog in 'n oostelike of westelike rigting om die aarde, beweeg. Dit neem enkele ure om een keer om die aarde te beweeg, en hierdie beweging, bekend as die ringstroom, vorm 'n geslote elektriese baan om die aarde. Twee gebiede kan in die Van Allen-gordel onderskei word. Die binnesone op 'n hoogte van 10 000 tot 20 000 km bevat elektrone en protone wat met snelhede van tot 100000 km/ s (een derde van Hgsnelheid) beweeg. Hierdie hoë-energiedeeltjies het 'n sterk deurdringingsvermoë en is vir die mens en vir gevoelige instrumente baie gevaarlik. Die buitesone op ʼn hoogte van 20 000 101 50 000 km bevat protone en elektrone wat met laer snelhede beweeg. Die konsentrasie van deeltjies in die binnesone is betreklik bestendig, maar die konsentrasie in die buitesone wissel met sonaktiwiteit. Die deeltjies met baie hoë snelhede is waarskynlik van kosmiese strale afkomstig, en die met laer snelhede van die sonwind af. Daar bestaan nog nie duidelikheid oor hoe die deeltjies deur die magnetosfeer dring of van waar die besondere hoë snelhede verkry word nie.

Ionosferiese en magnetosferiese storms[wysig | wysig bron]

Die sonaktiwiteit toon 'n reëlmatige siklus van 11 jaar, maar daar is. Ook onreëlmatige wisselinge oor kort tydperke van slegs 'n paar dae. Die sonvlekgetal is 'n maatstaf van die sonaktiwiteit. 'n Sonvlek is 'n donker vlek op die oppervlak van die son wat 'n laer temperatuur as ander gebiede van die son het, en hulle kom dikwels in groepe voor. Dit is ook 'n aanduiding van onrus op die son. 'n Ander maatstaf is die songeruis, wat bestaan uit elektromagnetiese strale met baie lang golflengtes ('n paar cm). Die aktiwiteit van die son in die omgewing van sonvlekke word soms in die vorm van 'n sonvlam bewys.

Dit is 'n proses waar massas baie warm gas uit die son se binnekant hoog uitgeblaas word. So ʼn sonvlam kan met behulp van ʼn verkyker met geskikte filters in die omgewing van sonvlekke waargeneem word. So 'n uitbarsting duur slegs 'n paar minute, maar verskeie uitbarstings kan kort na mekaar voorkom. Die songeruis asook die intensiteit van X-strale en ultraviolet strale neem gedurende ʼn uitbarsting toe. Die ioniserende effek van die son se strale is nou sterker en dit dring die atmosfeer dieper binne. Dit het veral 'n effek op die onderste D-Iaag, wat sterk geïoniseer word en waarvan die hoogte tot 50 km kan daal. Die absorpsie van radiogolwe neem gedurende so 'n ionosferiese storm sterk toe, en met baie sonvlamme kan radiokommunikasie heeltemal onmoontlik word.

Hierdie verskynsel staan as die Dellinger-effek of kortgolfuitdowing bekend. Dit duur gewoonlik slegs 'n paar minute aangesien die bykomende ionisasie met die verdwyning van die sonvlam ophou. Met sterk son- aktiwiteit kan dit 'n paar uur aanhou. Lang golwe met 'n frekwensie laer as 500 kHz word egter onder hierdie toestande deur die D-Iaag weerkaats en kommunikasie in die golflengtegebied is dan beter. Dit is vanselfsprekend dat kortgolfuitdowing slegs in die dag kan plaasvind. Die gasse wat in 'n sonvlam uitgestuur word, is van wee die hoe temperatuur volledig geïoniseer, en hierdie tone word met snelhede van tot 1 500 km/s die ruimte ingestuur.

Indien die vlam in die rigting van die aarde beweeg, kan die plasmawolk die aarde binne 'n dag bereik en as 'n sterk sonwind optree. Dit word net soos die normale sonwind deur die aarde se magnetiese veld beïnvloed, maar die hoogte van die magnetopouse kan aan die sonkant tot 30 000 km of die helfte van die normale hoogte daal. Die magneetveld binne die magnetosfeer word deur hierdie saampersing versterk. Die verandering in die aarde se magnetiese veld is ook op die oppervlak waarneembaar en staan as 'n magnetiese storm bekend. 'n Gedeelte van die protone en elektrone van hierdie plasmawolk kan deur die magnetosfeer dring. Dit geskied by die pole waar die veldlyne loodreg op die oppervlak van die aarde is (die deeltjies beweeg in 'n spiraalbeweging om die veldlyne).

Die deeltjies beland in die buitesone van die Van AlIen-gordel en die konsentrasie deeltjies asook die ringstroom om die aarde neem toe. Dit veroorsaak na die aanvanklike toename 'n daling in die sterkte van die magnetiese veld op die oppervlak van die aarde. Hierdie proses kan verskeie kere gedurende sterk sonaktiwiteit herhaal word. Indien die deeltjies met neutrale molekules bots, ontstaan X-strale vanweë die deeltjies se hoë snelhede. Hierdie X-strale dring die atmosfeer binne en veroorsaak verdere ionisasie van atmosferiese gasse. Op 'n hoogte van ongeveer 100 km is die deeltjies se snelhede heelwat afgerem. Botsings met atmosferiese gasse veroorsaak poolligte, wat dikwels tydens magnetiese storms in die poolgebiede waargeneem word. Die F2-laag van die ionosfeer is gedurende magnetiese storms by die hoër breedtegrade ook op grater hoogtes en met sterk storms selfs by die gematigde breedtegrade.

Die kritieke frekwensie van die F2-laag verlaag en die MUF is ook laer. Hierdie faktore, tesame met die bykomende ionisasie in die D-Iaag, kan radiokommunikasie heeltemal onmoontlik maak. Dit gebeur soms dat 'n protonuitstraling saam met 'n sonvlam plaasvind. Hier word protone teen snelhede van tot 30 000 km/s uitgestraal, en dit bereik die aarde binne 1 tot 2 uur. Hierdie protone dring die magnetosfeer by die pole binne en veroorsaak ionisasie in die atmosfeer tot op hoogtes van 40 of 30 km. Hierdie verskynsel staan as poolgebiedabsorpsie bekend en kan radiokommunikasie etlike dae lank ontmoontlik maak.

Verwysings[wysig | wysig bron]

Crystal txt.png Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia
  1. Magnetospheres”. NASA Science. NASA.
  2. 2,0 2,1 Ratcliffe, John Ashworth (1972). An Introduction to the Ionosphere and Magnetosphere. CUP Archive. ISBN 978-0-521-08341-6. 
  3. 3,0 3,1 "Ionosphere and magnetosphere". Encyclopedia Britannica. (2012). Encyclopedia Britannica, Inc.. 
  4. Van Allen, James Alfred (2004). Origins of Magnetospheric Physics. Iowa City, Iowa, USA: University of Iowa Press. ISBN 978-0-87745-921-7. OCLC 646887856.