Planeettojen magneettikentät

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Maan magneettikenttä muistuttaa sauvamagneetin kaksinapakenttää eli dipolia. Sen syntytapa on erilainen kuin sauvamagneetissa.

Planeettojen magneettikentät ovat maapalloa ja muita planeettoja ympäröiviä suhteellisen voimakkaita magneettikenttiä. Magneettikenttä syntyy melko nopeasti pyörivän planeetan nestemäisessä sähköä johtavassa kerroksessa, jossa tapahtuu konvektiovirtauksia. Planeetan pyöriminen ja konvektiovirtaukset luovat sähkövirtoja dynamoteorian mukaisesti. Sähköä johtava aine voi olla nestemäistä rautaa, metallista vetyä tai ionisoitunutta ainetta.

Planeetan magneettikenttään osuvat aurinkotuulen varatut hiukkaset. Aurinkotuuli puristaa magneettikentän Auringon puolelta kasaan ja venyttää sen toiselta puolelta valtavan pitkäksi pyrstöksi. Magneettikenttään jää vangiksi aurinkotuulen hiukkasia, jotka varastoituvat sinne niin sanottuihin Van Allenin vyöhykkeisiin. Planeetan magneettinen akseli ei ole sama kuin sen pyörimisakseli. Niillä taivaankappaleilla, joilla nestemäinen sähköä johtava kerros puuttuu ja/tai jotka pyörivät nopeasti, on vain heikko magneettikenttä. Esimerkiksi Marsin kuoressa näkyy jäänteitä magneettikentästä, siellä on joskus ollut nopeampia ytimen konvektiovirtoja.

Jos planeetan magneettikenttä on voimakas, se vuorovaikuttaa auringosta virtaavan sähköisesti varattuja hiukkasia sisältävän aurinkotuulen kanssa. Aurinkotuuli törmää planeetan magneettikenttään iskurintamassa.[1]. Magnetopaussi on iskurintaman takana oleva planeetan varsinaisen magneettikentän raja, joka on Auringon puolella melko lähellä planeettaa, mutta Auringon vastakkaisena puolena hyvin kaukana Auringosta. Niinpä aurinkotuuli puhaltaa planeetan magneettikentän komeettamaiseksi pyrstöksi.

Aurinkotuulen hiukkasia joutuu vangiksi planeetan magneettikenttään. Siellä ne liikkuvat valtavilla nopeuksilla, jotka lämpötiloiksi tulkittuna vastaavat jopa satoja miljoonia kelvineitä. Se ei näy lämpötilamittauksissa, sillä hiukkastiheys on harva. Magneettikentän vangitsemat hiukkaset synnyttävät Van Allenin vyöt, säteilyvyöt, jotka ovat Jupiterilla vaarallisen voimakkaat. Kun Auringon purkaus tapahtuu, osa hiukkasista vuotaa maan magneettikentästä ilmakehään, ja synnyttää revontulia, joita on havaittu myös muun muassa Saturnuksella ultraviolettikuvista.

Syntymekanismi[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Planeettojen magneettikentän synnyttää sähköä johtavan nestemäisen osan eri leveysasteiden pyöriminen eri nopeuksilla, ja lämmön vaikutuksesta tapahtuvat virtauksen yhdessä. Tätä mekanismia sanotaan dynamomekanismiksi. Planeettojen magneettikentät eivät ole jäänteitä planeettojen syntyajalta, koska lämpötila planeettojen ytimissä on yli 850  K, jonka yläpuolella ei pysty olemaan kiinteissä aineissa magnetismia. Maan magneettikentän synty vaatii miljardin ampeerin virtoja.[2] Maalla magnetismiaine on nestemäistä rautaa, Jupiterilla ja Saturnuksella metallista vetyä ja Uranuksella ja Neptunuksella mitä luultavimmin veden, ammoniakin ja metaanin seos.

Eri planeettojen magneettikenttiä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Planeetta Magneettikentän
voima, Maa=1
Voima gaussia[3] Magneettisen
akselin
kaltevuus
Merkurius 0,006
Venus 0,00
Maa 1,000
Mars 0,00
Jupiter 19,519
Saturnus 578
Uranus 47,9
Neptunus 27,0

Maan magneettikenttä on suunnilleen kaksinapainen dipolikenttä. Maan dipolimomentti on 7,906 x 1025 Gauss cm³ = 7,906 x 1015 Tesla m³ ja voimakkuus pinnalla 0,3076 gaussia. Planeetan magneettikentän voima = Gaussit*planeetan säde kolmenteen potenssiin. Silloin Maan kentän voimakkuus on 0,3076 gaussia × R Maapotenssiin 3 = 7,981×10E10. Maan magneettikenttä navalla on 0,7 gaussia, Jupiterin 15 gaussia, Uranuksen 1,0 gaussia, ja Neptunuksen 0,8 gaussia.[4]

Taivaankappale Pyörähdysaika
päivää
Magneettimomentti,
Maa=1
Kenttä
päiväntasaajalla
gaussia
Kenttäsuhde
b max/min
Dipolikentän
kaltevuus
astetta
Tyypillinen
magnetopaussin
etäisyys
Plasman
lähde
(Rplanet) (km)
Merkurius 59 0,0007 0,003 2 +14° 1,5 0,04 x 105 W
Venus 243 (R)e <0,0004 <0,0003  ? - - - A, W
Maa 1,00 1 0,305 2,8 +10,8° 11 0,7 x 105 W,A
Mars 1,03 <2,5 x 10E-5 f <5 x 10E-5 f  ? - - - A, W
Jupiter 0,41 20 000 4,2 4,5 -9,6° 80 60 x 10E5 S, A, W
Saturnus 0,44 600 0,20 4,6 -<1° 20 12 x 10E5 S, A, W
Uranus 0,72 (R)e 50 0,23 12 -59° 20 5 x 10E5 A, W
Neptunus 0,74 25 0,14 9 -47° 25 6 x 10E5 S, A, W

W aurinkotuuli, A ilmakehä, S satelliitit tai renkaat.

Magneettikentän voimakkuus vaihtelee pinnalle keskitetylle dipolille kertoimella 2, ja Uranukselle ja Neptunuksella, joilla kentän keskus ei ole planeetan ytimessä 9-12.[4]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Karttunen, Hannu (et al): ”Magnetosfääri”, Tähtitieteen perusteet, s. 227-. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2003.
  2. Karttunen, Hannu (et al): Tähtitieteen perusteet, s. 230. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2003.
  3. Strobel, Nick: Astronomy Notes: kappale Atmospheres, alaotsikko Planet Atmospheres and Magnetic Fields (verkkokirja) 21.5.2001. Primis/McGraw-Hill. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  4. a b Prof. Bagenal, Fran: "3750 - Planets, Moons & Rings, Class 13 - Magnetic Fields" (kurssimateriaali) 2004. University of Colorado at Boulder. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]