磁层:在地球与太阳的共同作用之下

Encyclopédie environnement - magnétosphère - couverture

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  磁层是位于行星际环境和地球上空大气层之间的分界层,是一个在地球磁场作用下不断演化的广阔区域。磁层中充满了无碰撞的等离子体,热力学持续不平衡。在其中,几乎每日都在进行整体重构,混乱而不定。磁层虽然只有一种视觉上的表现,但具有极高审美价值,这种表现即极光。

1. 太阳风

  太阳的能量多以光的形式照射到地球,其中包括红外光、可见光、紫外线以及含量较少但其占比多变的X光形式。另外,还有极少一部分的太阳光还以十分分散物质风的形式射到地球,该物质风由自由电子、质子和一小部分氦原子核组成。该风组成成分带有电荷,故称其为等离子风,或更简单地,称为太阳风。太阳风的密度极低,通常来说每立方厘米仅有10个粒子,但风速很快,在地球轨道上每秒可达到300至800公里。也就是说,它可在短短三天内从太阳抵达地球轨道。除等离子体外,太阳风还会带来日冕的磁场。据估计,太阳风给地球带来的能量约为100 GW(吉瓦)。通过比较可知,这些能量比法国所有发电厂生产的总发电量还要略高。当然,与地球每秒接收的太阳能总量(1017瓦)相比,这并不多,但足以在地球环境中产生显著的电磁效应。

环境百科全书-磁层-太阳风在磁层影响下发生偏转
图1. 太阳风在磁层影响下发生偏转
(图中solar wind:太阳风;shock wave:冲击波;magnetogain:磁鞘;magnetopause:磁层顶;north lob:北瓣;plasma layer:等离子体层;south lob:南瓣)

  当太阳风到达了一个像水星或月球等没有大气层的星球时,会直接作用于星球表面,尤其会对土壤产生非常缓慢地侵蚀。而对于像金星或火星这样的行星,太阳风侵蚀的是上层大气,并带走了它的一些成分。但对于地球来讲,情况更为复杂,这是因为地球本身是一个磁场,因此其会对太阳风的流动产生明显作用。反过来,太阳风也改变了地球的磁场和等离子体,在太阳风穿过的行星际环境和地球上空的大气层之间形成了一个分界层。该分界层于太空时代之始的1957年开始探索,于1959年命名——即磁层

2. 磁层

  该名称并非想表达这个区域是一个球体的形状,而只是说这个分界层处于地球磁场的作用之下,并且在行星际环境中完全消失。图一显示了地球磁层的横截面:图中,地球即是中心的小白点,太阳风来自左侧,图中深蓝色的线表示的是相应的磁场,浅蓝色的线表示的是磁层顶,红色的线表示的是冲击波,该冲击波会在之后返回至原始位置。

  磁层是动态的,似乎永不会达到平衡状态。由于太阳风推力和磁力的持续变化以及一系列内部过程的影响,磁层的稳定性无法建立,并且几乎每日都会重新构建。有两种方法都运用于地球磁层这一学科。第一种方法旨在描述磁层(科学家实现的目标)并了解控制它的物理机制。另一种方法与第一种方法互补的,通过预测其活动来提示经济运营商(工业、电力网络、运输)其对我们的电磁环境所引起的波动。本文重点介绍第一种方法;第二种方法已在文章《太空天气及其对地球的影响》中阐述。

  离地球最近磁层内部边界是电离层,它是高空大气层(距地面60公里),其中与中性气体、电离原子,即等离子体混合在一起。与中性大气层中的原子不同,这些带电的原子使该电离层成为良好的电导体。在电离层以下,即高度400公里以下,中性气体和等离子体仍相对密集,构成它的粒子(原子、分子、离子和电子)之间的碰撞较为频繁。该碰撞会引起粒子之间脉冲和能量交换,进而促进了整个电离层的局部热力学平衡的快速建立。根据基本的热力学量:包括密度、速度、温度、压力以及电量比如电荷密度和电流等,就可以描述出碰撞所表现出的全部物理性质。

  在磁层中,等离子体的密度明显较低,源自太阳等离子体的能量更高。这种混合物的结构有一特性,即粒子之间的碰撞极为罕见。通常来说,一个粒子在与另一个粒子碰撞前必须通过十万公里。而从科学角度讲,平均的无碰撞发生的行程距离也约为100,000公里。由于这也是磁层的特征维数,我们即可推理得出磁层的等离子体是由无碰撞的等离子体组成,因此被称作无碰撞的等离子体。

  这种等离子体并不会在地球上自然产生,是因为无碰撞等离子体无法处于局部热力学平衡之中(文章《热力学》中提及)。例如,当来自电离层温度低的等离子体与来自太阳温度高的等离子体混合时,其粒子的热搅动率并非是电离层的热搅动率和太阳风的热搅动率综合后得到的平均值,故这并不会得到温暖的等离子体。相反,仍然有一些运动范围小的粒子(温度低的那些粒子)和那些向各个方向运动的的粒子(温度高的那些粒子)处在相同的位置。从数学角度来看,温度确实总是可以定义的,但是这个概念却不足以给出磁层等离子体状态的精确定义。对于习惯于在我们的日常环境和实验室中遇到流体的物理学家来说,这令人困惑的现象并不符合常理。

  正是磁层中没有等离子体的碰撞才让其如此特别,因为这让磁层不具粘性,很容易产生湍流。为解释粘度的概念,可以类比地将蜂蜜放入管道中。由于蜂蜜几乎固定在管壁上,蜂蜜在管道中的流动会受到管道边缘的蜂蜜的影响,因而变得十分缓慢。用粘度比蜂蜜低很多的水做同样的实验,流动确实会更快,但仍然不均匀。处于管道中间的水会比管壁边缘的水流动得快很多(我们可以通过观察河流的流动来更好地对水流进行理解)。由于粘度较低,水会比蜂蜜具更多的湍流运动形态。由于磁层的无碰撞等离子体几乎无粘性,湍流效应则进一步被放大。这仍然会阻止它达到平衡状态,即使是最轻微的平衡状态亦或是局部而短暂的平衡状态。

  最后,就像任何等离子体一样,磁层的等离子体也由电粒子所组成,而电粒子的运动受电磁场控制,特别是地球的磁场。反过来,由于带电粒子在运动因此也是电磁场的源,因此,这种等离子体改变了地球的电磁环境。

环境百科全书-磁层-磁场线
图2. 无太阳风的情况下地球磁场的偶极场线。中央的白色球体即为地球的位置。

  如图2中的磁场线所示,如果不存在磁层和太阳风,地球周围的磁场则会成为偶极磁场。它会在空间中无限延伸,并且随着距离逐渐变远而降低强度。由于太阳风的作用,磁场线如图1所示,该图显示了一些信息:磁层具有非常细长的形状。它在太阳一侧(白昼侧)从地球延伸了 60,000 公里,但在另一侧(黑夜侧)则延伸了数十万公里。因此根据场线的地形,可以划分几个区域,它们空间探测中显示出了不同的特性。

3. 磁层区域

  磁层的最外层区域是冲击波,太阳风通过其实现从超音速到亚音速进行传播。冲击波后面是磁鞘,这是一个充满湍流的等离子体区域,并且由于各种各样的极低频电磁波穿过其中,这一区域有较多“噪声”。(然而,该噪声并不是人耳所能听到的声音。)再往后是实际的磁层外边界:磁层顶。在磁鞘中流动的仍是太阳风中的物质,该磁场来源于太阳。但在磁层顶后,我们发现等离子体一部分来自太阳,一部分来自地球,且二者特征非常不同。只有一小部分太阳风能够通过磁层顶进入磁层。通常而言,磁层物质密度低于太阳风物质密度。这一结构就像形状复杂的泡沫,该部分磁层的磁场来源于地球。遵循着磁场线,至少在一个方向上最终总是能够到达地球的电离层。最复杂的区域是黑夜侧的磁层。由图1所示,两个瓣分别向北和向南,其中几乎没有等离子体。

4. 磁层活动

  在两个瓣之间,磁场较弱的区域被称作电流层,该区域的磁场可改变方向。这是大部分磁层等离子体聚集的地方。当来自太阳风的等离子体到达磁层时,电流层就会被填满。并且从东到西的电流不断穿过该区域(垂直于图1中的平面)。这也是最不稳定的区域:当等离子体积累偏多时,电流层会变薄(看似很矛盾),电流会增强。最终,整个区域就会瓦解。

  该电流层是如何瓦解的呢?研究人员已经发现了几种机制,比如“磁重联”、“交换不稳定性”,但这仍然是一个正广受关注与讨论且极具争议的研究课题。

  究竟发生了什么?电流层在几十分钟内清空。一些等离子体进入太空,另一些进入地球。这些电流层突然瓦解后的重构事件被称为磁层亚暴。一般来说,每天都会发生一个或多个磁层亚暴或伪触发,根据其强度不同,释放出或多或少的等离子体及能量。这些亚风暴的可见和壮观的表现是极光,我们将在第6节中讨论。

5. 磁层中等离子体的加速

  研究磁层时,我们以电子伏特(eV,读作能量)来测量粒子的能量。太阳风的粒子通常以100电子伏特能量进入磁层,即类似于它们在100伏的电势下降作用下进行了加速一样。电离层中的粒子具有0.1电子伏特的能量,但逃逸到磁层中的粒子通常会多获得几电子伏特的能量。在磁层尾部,可发现10到50000电子伏特的各种能量的粒子。通常,粒子能量约为100电子伏特。在亚风暴期间,能量会增加数百电子伏特。这些与波相关的加速机制具多样性,同时与磁场和相关的电场的变化有关。

6. 极光

环境百科全书-磁层-挪威特罗姆瑟极光
图3. 挪威特罗姆瑟拍摄到的极光。[图片来源:©法布里斯·莫特兹]

  等离子体经过重构后,在几千公里的高度朝向地球实现另一轮加速。这是由磁层尾部重构过程中产生的电磁波和电结构引起的。最适合的加速粒子是来自等离子体层的电子,其能量达到几千电子伏特。当它们到达电离层(该层比磁层密度稍高并且存在粒子间碰撞)时,会在失去动能和速度之前挤掉几十个原子和分子。这些加速粒子通过碰撞被“激发”,然后通过发射光子重回原态。这些光子根据与其碰撞的原子特性,具有相应能量。例如,极光的典型绿色(如图3所示)是与氧原子碰撞造成的。其他的颜色也可由此原理产生,包括红色、紫色、蓝色。因此,这样的光是磁层唯一可见的表现形式,并且呈现出壮观的景象,即极光

  最为明亮的极光都与磁层等离子体层的重构有关,故均发生在亚暴期间。在亚暴发生前的短暂时间里,我们也可以观察到极光,但它们不那么明亮并且呈现出十分平静的形态。通常,这个时期是处在电流层的填充刚结束,而“泄漏”刚刚开始发生的时候。

  同任何风一样,太阳风也会呈现风暴,每年都会发生几十次,但这些风暴强度各不相同。这些风暴不仅会影响太阳风的密度和速度,还会引起磁场方向和强度的变化,并且有时还会压缩地球的磁层。地球的磁层一旦被压缩就会进入弛豫阶段,在两三天内,磁层的活动比平常要强烈。这会导致更强、更频繁的亚暴,因此,这时在极光很少见的地方(例如法国)也能看到极光。这些即为磁暴。空间天气(参见《太空天气及其对地球的影响》)的目的即是预测那些可能对人类活动产生重大影响的磁暴。

 


译者:刘林林          编审:谭吉华教授          责任编辑:胡玉娇


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引用这篇文章: MOTTEZ Fabrice (2022), 磁层:在地球与太阳的共同作用之下, 环境百科全书,[在线ISSN 2555-0950]网址: https://www.encyclopedie-environnement.org/zh/air-zh/magnetosphere-under-influence-earth-and-sun/.

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