Μαγνητόσφαιρα

Μみゅーιいおたαあるふぁ απόδοση τたうωおめがνにゅー γραμμών μαγνητικού πεδίου της μαγνητόσφαιρας της Γης.

Σしぐまτたうηいーたνにゅー αστρονομία κかっぱαあるふぁιいおた τたうηいーたνにゅー πλανητική επιστήμη, ηいーた μαγνητόσφαιρα είναι μみゅーιいおたαあるふぁ περιοχή τたうοおみくろんυうぷしろん χώρου πぱいοおみくろんυうぷしろん περιβάλλει ένα ουράνιο σώμα σしぐまτたうηいーたνにゅー οποία τたうαあるふぁ φορτισμένα σωματίδια επηρεάζονται από τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο αυτού τたうοおみくろんυうぷしろん σώματος.^[1]^[2] Δημιουργείται από ένα ουράνιο σώμα μみゅーεいぷしろん ενεργό εσωτερικό δυναμό.

Σしぐまτたうοおみくろん διαστημικό περιβάλλον κοντά σしぐまεいぷしろん ένα πλανητικό σώμα, τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο μοιάζει μみゅーεいぷしろん μαγνητικό δίπολο. Πぱいιいおたοおみくろん μακριά, οおみくろんιいおた γραμμές πεδίου μπορεί νにゅーαあるふぁ παραμορφωθούν σημαντικά από τたうηいーた ροή τたうοおみくろんυうぷしろん ηλεκτρικά αγώγιμου πλάσματος, όπως εκπέμπεται από τたうοおみくろんνにゅー Ήλιο (δηλαδή τたうοおみくろんνにゅー ηλιακό άνεμο) ή από ένα κοντινό αστέρι.^[3]^[4] Πλανήτες μみゅーεいぷしろん ενεργές μαγνητόσφαιρες, όπως ηいーた Γがんまηいーた, είναι ικανοί νにゅーαあるふぁ μετριάσουν ή νにゅーαあるふぁ μπλοκάρουν τις επιπτώσεις της ηλιακής ακτινοβολίας ή της κοσμικής ακτινοβολίας, ηいーた οποία επίσης προστατεύει όλους τους ζωντανούς οργανισμούς από δυνητικά επιζήμιες κかっぱαあるふぁιいおた επικίνδυνες συνέπειες. Αυτό μελετάται σしぐまτたうαあるふぁ εξειδικευμένα επιστημονικά αντικείμενα της φυσικής πλάσματος, της διαστημικής φυσικής κかっぱαあるふぁιいおた της αερονομίας.

Ιστορία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ηいーた μελέτη της μαγνητόσφαιρας της Γης ξεκίνησε τたうοおみくろん 1600, όταν οおみくろん Γουίλιαμ Γκίλμπερτ ανακάλυψε ότι τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο σしぐまτたうηいーたνにゅー επιφάνεια της Γης έμοιαζε μみゅーεいぷしろん αυτό μιας μικρής, μαγνητισμένης σφαίρας. Σしぐまτたうηいーた δεκαετία τたうοおみくろんυうぷしろん 1940, οおみくろん Walter M. Elsasser πρότεινε τたうοおみくろん μοντέλο της θεωρίας τたうοおみくろんυうぷしろん δυναμό, τたうοおみくろん οποίο αποδίδει τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο της Γης σしぐまτたうηいーたνにゅー κίνηση τたうοおみくろんυうぷしろん σιδερένιου εξωτερικού πυρήνα της Γης. Μέσω της χρήσης μαγνητομέτρων, οおみくろんιいおた επιστήμονες μπόρεσαν νにゅーαあるふぁ μελετήσουν τις διακυμάνσεις σしぐまτたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο της Γης ως συναρτήσεις τόσο τたうοおみくろんυうぷしろん χρόνου όσο κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろんυうぷしろん γεωγραφικού πλάτους κかっぱαあるふぁιいおた μήκους.

Από τたうαあるふぁ τέλη της δεκαετίας τたうοおみくろんυうぷしろん 1940, οおみくろんιいおた πύραυλοι χρησιμοποιήθηκαν γがんまιいおたαあるふぁ τたうηいーた μελέτη τたうωおめがνにゅー κοσμικών ακτίνων. Τたうοおみくろん 1958, οおみくろん Explorer 1, ηいーた πρώτη από τたうηいーた σειρά διαστημικών αποστολών Explorer, εκτοξεύτηκε γがんまιいおたαあるふぁ νにゅーαあるふぁ μελετήσει τたうηいーたνにゅー ένταση τたうωおめがνにゅー κοσμικών ακτίνων πάνω από τたうηいーたνにゅー ατμόσφαιρα κかっぱαあるふぁιいおた νにゅーαあるふぁ μετρήσει τις διακυμάνσεις αυτής της δραστηριότητας. Αυτή ηいーた αποστολή παρατήρησε τたうηいーたνにゅー ύπαρξη της ζώνης ακτινοβολίας Βべーたαあるふぁνにゅー Άλεν (πぱいοおみくろんυうぷしろん βρίσκεται σしぐまτたうηいーたνにゅー εσωτερική περιοχή της μαγνητόσφαιρας της Γης), μみゅーεいぷしろん τたうηいーたνにゅー παρακολούθηση τたうοおみくろんυうぷしろん Explorer 3 αργότερα εκείνο τたうοおみくろん έτος νにゅーαあるふぁ αποδεικνύει οριστικά τたうηいーたνにゅー ύπαρξή της. Επίσης κατά τたうηいーた διάρκεια τたうοおみくろんυうぷしろん 1958, οおみくろん Ευγένιος Πάρκερ πρότεινε τたうηいーたνにゅー ιδέα τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου, μみゅーεいぷしろん τたうοおみくろんνにゅー όρο «μαγνητόσφαιρα» νにゅーαあるふぁ προτάθηκε από τたうοおみくろんνにゅー Τόμας Γがんまκかっぱοおみくろんλらむだνにゅーτたう τたうοおみくろん 1959 για νにゅーαあるふぁ εξηγήσει πώς οおみくろん ηλιακός άνεμος αλληλεπιδρά μみゅーεいぷしろん τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο της Γης. Ηいーた μεταγενέστερη αποστολή τたうοおみくろんυうぷしろん Explorer 12 τたうοおみくろん 1961 μみゅーεいぷしろん επικεφαλής τους Cahill κかっぱαあるふぁιいおた Amazeen τたうοおみくろん 1963 παρατήρησε μみゅーιいおたαあるふぁ ξαφνική μείωση της έντασης τたうοおみくろんυうぷしろん μαγνητικού πεδίου κοντά σしぐまτたうοおみくろんνにゅー μεσημβρινό μεσημβρινό, ηいーた οποία αργότερα ονομάστηκε μαγνητόπαυση. Μέχρι τたうοおみくろん 1983, οおみくろん International Cometary Explorer παρατήρησε τたうηいーた μαγνητοουρά, ή τたうοおみくろん μακρινό μαγνητικό πεδίο.^[4]

Δομή κかっぱαあるふぁιいおた συμπεριφορά[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οおみくろんιいおた μαγνητόσφαιρες εξαρτώνται από διάφορες μεταβλητές: τたうοおみくろんνにゅー τύπο τたうοおみくろんυうぷしろん αστρονομικού αντικειμένου, τたうηいーた φύση τたうωおめがνにゅー πηγών πλάσματος κかっぱαあるふぁιいおた ορμής, τたうηいーたνにゅー περίοδο περιστροφής τたうοおみくろんυうぷしろん αντικειμένου, τたうηいーた φύση τたうοおみくろんυうぷしろん άξονα γύρω από τたうοおみくろんνにゅー οποίο περιστρέφεται τたうοおみくろん αντικείμενο, τたうοおみくろんνにゅー άξονα τたうοおみくろんυうぷしろん μαγνητικού διπόλου κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろん μέγεθος κかっぱαあるふぁιいおた κατεύθυνση της ροής τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου.

Ηいーた πλανητική απόσταση όπου ηいーた μαγνητόσφαιρα μπορεί νにゅーαあるふぁ αντέξει τたうηいーたνにゅー πίεση τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου ονομάζεται απόσταση Chapman–Ferraro. Αυτό διαμορφώνεται από τたうοおみくろんνにゅー τύπο όπου τたうοおみくろん $R_{P}$ αντιπροσωπεύει τたうηいーたνにゅー ακτίνα τたうοおみくろんυうぷしろん πλανήτη, $B_{\it {surf}}$ αντιπροσωπεύει τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο σしぐまτたうηいーたνにゅー επιφάνεια τたうοおみくろんυうぷしろん πλανήτη σしぐまτたうοおみくろんνにゅー ισημερινό κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろん $V_{SW}$ αντιπροσωπεύει τたうηいーたνにゅー ταχύτητα τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου:

R_{CF}=R_{P}\left({\frac {B_{\it {surf}}^{2}}{\mu _{0}\rho V_{SW}^{2}}}\right)^{\frac {1}{6}}

Μみゅーιいおたαあるふぁ μαγνητόσφαιρα ταξινομείται ως «ουσιαστική» όταν $R_{CF}\gg R_{P}$ ή όταν ηいーた κύρια αντίθεση σしぐまτたうηいーた ροή τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου είναι τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο τたうοおみくろんυうぷしろん αντικειμένου. Οおみくろん Ερμής, ηいーた Γがんまηいーた, οおみくろん Δίας, οおみくろん Γανυμήδης, οおみくろん Κρόνος, οおみくろん Ουρανός κかっぱαあるふぁιいおた οおみくろん Ποσειδώνας, γがんまιいおたαあるふぁ παράδειγμα, παρουσιάζουν ουσιαστικές μαγνητόσφαιρες. Μみゅーιいおたαあるふぁ μαγνητόσφαιρα ταξινομείται ως «επαγόμενη» όταν $R_{CF}\ll R_{P}$ ή όταν οおみくろん ηλιακός άνεμος δでるたεいぷしろんνにゅー αντιτίθεται σしぐまτたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο τたうοおみくろんυうぷしろん αντικειμένου. Σしぐまεいぷしろん αυτή τたうηいーたνにゅー περίπτωση, οおみくろん ηλιακός άνεμος αλληλεπιδρά μみゅーεいぷしろん τたうηいーたνにゅー ατμόσφαιρα ή τたうηいーたνにゅー ιονόσφαιρα τたうοおみくろんυうぷしろん πλανήτη (ή τたうηいーたνにゅー επιφάνεια τたうοおみくろんυうぷしろん πλανήτη, εάν οおみくろん πλανήτης δでるたεいぷしろんνにゅー έχει ατμόσφαιρα). Ηいーた Αφροδίτη έχει ένα επαγόμενο μαγνητικό πεδίο, πぱいοおみくろんυうぷしろん σημαίνει ότι επειδή ηいーた Αφροδίτη φαίνεται νにゅーαあるふぁ μみゅーηいーたνにゅー έχει εσωτερικά τたうοおみくろん φαινόμενο τたうοおみくろんυうぷしろん δυναμό, τたうοおみくろん μόνο μαγνητικό πεδίο πぱいοおみくろんυうぷしろん υπάρχει είναι αυτό πぱいοおみくろんυうぷしろん σχηματίζεται από τたうοおみくろん τύλιγμα τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου γύρω από τたうοおみくろん φυσικό εμπόδιο της Αφροδίτης. Όταν $R_{CF}\approx R_{P}$ , οおみくろん ίδιος οおみくろん πλανήτης κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろん μαγνητικό τたうοおみくろんυうぷしろん πεδίο συμβάλλουν κかっぱαあるふぁιいおた τたうαあるふぁ δύο. Είναι πιθανό οおみくろん Άρης νにゅーαあるふぁ είναι αυτού τたうοおみくろんυうぷしろん τύπου.^[5]

Δομή[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τοξοειδές κρουστικό κύμα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τたうοおみくろん τοξοειδές κρουστικό κύμα σχηματίζει τたうοおみくろん πぱいιいおたοおみくろん εξωτερικό στρώμα της μαγνητόσφαιρας, είναι τたうοおみくろん όριο μεταξύ της μαγνητόσφαιρας κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろんυうぷしろん διαστρικού μέσου. Γがんまιいおたαあるふぁ τたうαあるふぁ αστέρια, αυτό είναι συνήθως τたうοおみくろん όριο μεταξύ τたうοおみくろんυうぷしろん αστρικού ανέμου κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろんυうぷしろん διαστρικού μέσου. Γがんまιいおたαあるふぁ τους πλανήτες, ηいーた ταχύτητα τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου εκεί μειώνεται καθώς πλησιάζει τたうηいーた μαγνητόπαυση.^[6]

Μαγνητοθήκη[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ηいーた μαγνητοθήκη είναι ηいーた περιοχή της μαγνητόσφαιρας μεταξύ τたうοおみくろんυうぷしろん τοξοειδούς κρουστικού κύματος κかっぱαあるふぁιいおた της μαγνητόπαυσης. Σχηματίζεται κυρίως από τたうοおみくろんνにゅー ηλιακό άνεμο (shocked solar wind), αあるふぁνにゅー κかっぱαあるふぁιいおた περιέχει μみゅーιいおたαあるふぁ μικρή ποσότητα πλάσματος από τたうηいーた μαγνητόσφαιρα.^[7] Είναι μみゅーιいおたαあるふぁ περιοχή πぱいοおみくろんυうぷしろん εμφανίζει υψηλή ροή ενέργειας σωματιδίων, όπου ηいーた κατεύθυνση κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろん μέγεθος τたうοおみくろんυうぷしろん μαγνητικού πεδίου ποικίλλει ακανόνιστα. Αυτό προκαλείται από τたうηいーた συλλογή αερίων τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου πぱいοおみくろんυうぷしろん ουσιαστικά έχει υποστεί θερμικοποίηση. Λειτουργεί ως μαξιλάρι πぱいοおみくろんυうぷしろん μεταδίδει τたうηいーたνにゅー πίεση από τたうηいーた ροή τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろん φράγμα τたうοおみくろんυうぷしろん μαγνητικού πεδίου από τたうοおみくろん αντικείμενο.^[4]

Μαγνητόπαυση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ηいーた μαγνητόπαυση είναι ηいーた περιοχή της μαγνητόσφαιρας όπου ηいーた πίεση από τたうοおみくろん πλανητικό μαγνητικό πεδίο εξισορροπείται μみゅーεいぷしろん τたうηいーたνにゅー πίεση από τたうοおみくろんνにゅー ηλιακό άνεμο.^[3] Είναι ηいーた σύγκλιση τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου από τたうηいーた μαγνητόσφαιρα μみゅーεいぷしろん τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο τたうοおみくろんυうぷしろん αντικειμένου κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろん πλάσμα από τたうηいーた μαγνητόσφαιρα. Επειδή κかっぱαあるふぁιいおた οおみくろんιいおた δύο πλευρές αυτής της σύγκλισης περιέχουν μαγνητισμένο πλάσμα, οおみくろんιいおた αλληλεπιδράσεις μεταξύ τους είναι πολύπλοκες. Ηいーた δομή της μαγνητόπαυσης εξαρτάται από τたうοおみくろんνにゅー αριθμό Μみゅーαあるふぁχかい κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろん βήτα τたうοおみくろんυうぷしろん πλάσματος, καθώς κかっぱαあるふぁιいおた από τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο.^[8] Ηいーた μαγνητόπαυση αλλάζει μέγεθος κかっぱαあるふぁιいおた σχήμα καθώς ηいーた πίεση από τたうοおみくろんνにゅー ηλιακό άνεμο αυξομειώνεται.^[9]

Μαγνητοουρά[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Απέναντι από τたうοおみくろん συμπιεσμένο μαγνητικό πεδίο βρίσκεται ηいーた μαγνητοουρά, όπου ηいーた μαγνητόσφαιρα εκτείνεται πολύ πέρα από τたうοおみくろん αστρονομικό αντικείμενο. Περιέχει δύο λοβούς, πぱいοおみくろんυうぷしろん αναφέρονται ως βόρειος κかっぱαあるふぁιいおた νότιος λοβός της ουράς. Οおみくろんιいおた γραμμές μαγνητικού πεδίου σしぐまτたうοおみくろんνにゅー βόρειο λοβό της ουράς δείχνουν προς τたうοおみくろん αντικείμενο ενώ αυτές σしぐまτたうοおみくろん νότιο λοβό της ουράς δείχνουν μακριά. Οおみくろんιいおた λοβοί της ουράς είναι σχεδόν άδειοι, μみゅーεいぷしろん λίγα φορτισμένα σωματίδια πぱいοおみくろんυうぷしろん αντιτίθενται σしぐまτたうηいーた ροή τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου. Οおみくろんιいおた δύο λοβοί χωρίζονται από ένα φύλλο πλάσματος, μみゅーιいおたαあるふぁ περιοχή όπου τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο είναι ασθενέστερο κかっぱαあるふぁιいおた ηいーた πυκνότητα τたうωおめがνにゅー φορτισμένων σωματιδίων είναι μεγαλύτερη.^[10]

Ηいーた μαγνητόσφαιρα της Γης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πάνω από τたうοおみくろんνにゅー ισημερινό της Γης, οおみくろんιいおた γραμμές τたうοおみくろんυうぷしろん μαγνητικού πεδίου γίνονται σχεδόν οριζόντιες κかっぱαあるふぁιいおた μετά επιστρέφουν γがんまιいおたαあるふぁ νにゅーαあるふぁ επανασυνδεθούν σしぐまεいぷしろん μεγάλα γεωγραφικά πλάτη. Ωστόσο, σしぐまεいぷしろん μεγάλα υψόμετρα, τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο παραμορφώνεται σημαντικά από τたうοおみくろんνにゅー ηλιακό άνεμο κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろん ηλιακό μαγνητικό πεδίο. Σしぐまτたうηいーたνにゅー φωτεινή πλευρά της Γης, τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο συμπιέζεται σημαντικά από τたうοおみくろんνにゅー ηλιακό άνεμο σしぐまεいぷしろん απόσταση περίπου 65.000 χιλιομέτρων. Τたうοおみくろん τοξοειδές κρουστικό κύμα της Γης έχει πάχος περίπου 17 χιλιόμετρα^[11] κかっぱαあるふぁιいおた βρίσκεται περίπου 90.000 χιλιόμετρα από τたうηいーた Γがんまηいーた.^[12] Ηいーた μαγνητόπαυση υπάρχει σしぐまεいぷしろん απόσταση αρκετών εκατοντάδων χιλιομέτρων πάνω από τたうηいーたνにゅー επιφάνεια της Γης. Ηいーた μαγνητόπαυση της Γης έχει συγκριθεί μみゅーεいぷしろん κόσκινο επειδή επιτρέπει σしぐまτたうαあるふぁ σωματίδια τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου νにゅーαあるふぁ εισέλθουν. Οおみくろんιいおた αστάθειες Kelvin–Helmholtz συμβαίνουν όταν μεγάλοι στροβιλισμοί πλάσματος ταξιδεύουν κατά μήκος της άκρης της μαγνητόσφαιρας μみゅーεいぷしろん διαφορετική ταχύτητα από τたうηいーた μαγνητόσφαιρα, προκαλώντας τたうοおみくろん πλάσμα νにゅーαあるふぁ γλιστρήσει. Αυτό οδηγεί σしぐまεいぷしろん μαγνητική επανασύνδεση, κかっぱαあるふぁιいおた καθώς οおみくろんιいおた γραμμές τたうοおみくろんυうぷしろん μαγνητικού πεδίου σπάνε κかっぱαあるふぁιいおた επανασυνδέονται, τたうαあるふぁ σωματίδια τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου μπορούν νにゅーαあるふぁ εισέλθουν σしぐまτたうηいーた μαγνητόσφαιρα.^[13] Σしぐまτたうηいーた νυχτερινή πλευρά της Γης, τたうοおみくろん μαγνητικό πεδίο εκτείνεται σしぐまτたうηいーた μαγνητοουρά, ηいーた οποία κατά μήκος υπερβαίνει τたうαあるふぁ 6.300.000 χιλιόμετρα.^[3] Ηいーた μαγνητοουρά της Γης είναι ηいーた κύρια πηγή τたうοおみくろんυうぷしろん πολικού σέλαος.^[10] Επίσης, οおみくろんιいおた επιστήμονες της NASA έχουν προτείνει ότι ηいーた μαγνητοουρά της Γης μπορεί νにゅーαあるふぁ προκαλέσει «θύελλες σκόνης» σしぐまτたうηいーた Σελήνη δημιουργώντας μみゅーιいおたαあるふぁ διαφορά δυναμικού μεταξύ της πλευράς της ημέρας κかっぱαあるふぁιいおた της νύχτας.^[14]

Άλλα αντικείμενα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πολλά αστρονομικά αντικείμενα δημιουργούν κかっぱαあるふぁιいおた διατηρούν μαγνητόσφαιρες. Σしぐまτたうοおみくろん Ηλιακό σύστημα αυτό περιλαμβάνει τたうοおみくろんνにゅー Ήλιο, τたうοおみくろんνにゅー Ερμή, τたうοおみくろんνにゅー Δία, τたうοおみくろんνにゅー Κρόνο, τたうοおみくろんνにゅー Ουρανό, τたうοおみくろんνにゅー Ποσειδώνα^[15] κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろんνにゅー Γανυμήδη. Ηいーた μαγνητόσφαιρα τたうοおみくろんυうぷしろん Δία είναι ηいーた μεγαλύτερη πλανητική μαγνητόσφαιρα σしぐまτたうοおみくろん Ηλιακό σύστημα, πぱいοおみくろんυうぷしろん εκτείνεται έως κかっぱαあるふぁιいおた 7.000.000 χιλιόμετρα τたうηいーたνにゅー ημέρα κかっぱαあるふぁιいおた σχεδόν μέχρι τたうηいーたνにゅー τροχιά τたうοおみくろんυうぷしろん Κρόνου τたうηいーた νύχτα.^[16] Ηいーた μαγνητόσφαιρα τたうοおみくろんυうぷしろん Δία είναι ισχυρότερη από της Γης κατά τάξη μεγέθους κかっぱαあるふぁιいおた ηいーた μαγνητική ροπή τたうοおみくろんυうぷしろん είναι περίπου 18.000 φορές μεγαλύτερη.^[17] Ηいーた Αφροδίτη, οおみくろん Άρης κかっぱαあるふぁιいおた οおみくろん Πλούτωνας, από τたうηいーたνにゅー άλλη πλευρά, δでるたεいぷしろんνにゅー έχουν μαγνητικό πεδίο. Αυτό μπορεί νにゅーαあるふぁ είχε σημαντικές επιπτώσεις σしぐまτたうηいーた γεωλογική τους ιστορία. Θεωρείται ότι ηいーた Αφροδίτη κかっぱαあるふぁιいおた οおみくろん Άρης μπορεί νにゅーαあるふぁ έχουν χάσει τたうοおみくろん αρχέγονο νερό τους λόγω της φωτοδιάσπασης κかっぱαあるふぁιいおた τたうοおみくろんυうぷしろん ηλιακού ανέμου. Μみゅーιいおたαあるふぁ ισχυρή μαγνητόσφαιρα επιβραδύνει πολύ αυτή τたうηいーた διαδικασία.^[15]^[18] Ηいーた μαγνητόσφαιρα ενός εξωπλανήτη^[19] εντοπίστηκε τたうοおみくろん 2021.

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

↑ «Magnetospheres». NASA Science. NASA.
↑ Ratcliffe, John Ashworth (1972). An Introduction to the Ionosphere and Magnetosphere. CUP Archive. ISBN 9780521083416.
↑ ^3,0 ^3,1 ^3,2 «Ionosphere and magnetosphere». Encyclopædia Britannica. Encyclopædia Britannica, Inc.. 2012. http://www.britannica.com/EBchecked/topic/1369043/ionosphere-and-magnetosphere.
↑ ^4,0 ^4,1 ^4,2 Van Allen, James Alfred (2004). Origins of Magnetospheric Physics. Iowa City, Iowa USA: University of Iowa Press. ISBN 9780877459217. OCLC 646887856.
↑ Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V. (2005). «Solar System Magnetospheres». Space Science Reviews 116 (1–2): 227–298. doi:10.1007/s11214-005-1958-y. Bibcode: 2005SSRv..116..227B.
↑ Sparavigna, A.C.; Marazzato, R. (10 May 2010). Observing stellar bow shocks. Bibcode: 2010arXiv1005.1527S.
↑ Paschmann, G.· Schwartz, S.J.· Escoubet, C.P.· Haaland, S., επιμ. (2005). Outer Magnetospheric Boundaries: Cluster Results (PDF). Space Science Reviews. Space Sciences Series of ISSI. 118. doi:10.1007/1-4020-4582-4. ISBN 978-1-4020-3488-6.
↑ Russell, C.T. (1990). «The Magnetopause». Σしぐまτたうοおみくろん: Russell, C.T.· Priest, E.R.· Lee, L.C. Physics of magnetic flux ropes. American Geophysical Union. σελίδες 439–453. ISBN 9780875900261. Αρχειοθετήθηκε από τたうοおみくろん πρωτότυπο στις 2 Φεβρουαρίου 1999.
↑ Stern, David P.· Peredo, Mauricio (20 Νοεμβρίου 2003). «The Magnetopause». The Exploration of the Earth's Magnetosphere. NASA. Αρχειοθετήθηκε από τたうοおみくろん πρωτότυπο στις 19 Αυγούστου 2019. Ανακτήθηκε στις 19 Αυγούστου 2019.
↑ ^10,0 ^10,1 «The Tail of the Magnetosphere». NASA. Αρχειοθετήθηκε από τたうοおみくろん πρωτότυπο στις 7 Φεβρουαρίου 2018. Ανακτήθηκε στις 16 Ιανουαρίου 2022.
↑ «Cluster reveals Earth's bow shock is remarkably thin». European Space Agency. 16 November 2011. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=49637.
↑ «Cluster reveals the reformation of Earth's bow shock». European Space Agency. 11 May 2011. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=40994.
↑ «Cluster observes a 'porous' magnetopause». European Space Agency. 24 October 2012. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=50977.
↑ http://www.nasa.gov/topics/moonmars/features/magnetotail_080416.html Αρχειοθετήθηκε 2021-11-14 σしぐまτたうοおみくろん Wayback Machine. NASA, The Moon and the Magnetotail
↑ ^15,0 ^15,1 «Planetary Shields: Magnetospheres». NASA. Ανακτήθηκε στις 5 Ιανουαρίου 2020.
↑ Khurana, K. K.; Kivelson, M. G. (2004). «The configuration of Jupiter's magnetosphere». Σしぐまτたうοおみくろん: Bagenal, Fran, επιμ. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pdf. Αρχειοθετήθηκε 2014-03-19 σしぐまτたうοおみくろん Wayback Machine.
↑ Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Reports on Progress in Physics 56 (6): 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. Bibcode: 1993RPPh...56..687R.
↑ NASA (14 Σεπτεμβρίου 2016). «X-ray Detection Sheds New Light on Pluto». nasa.gov. Ανακτήθηκε στις 3 Δεκεμβρίου 2016.
↑ HAT-P-11 Spectral Energy Distribution Signatures of Strong Magnetization and Metal-poor Atmosphere for a Neptune-Size Exoplanet, Ben-Jaffel et al. 2021

[NASA-1] «Magnetospheres». NASA Science. NASA.

[Ratcliffe-2] Ratcliffe, John Ashworth (1972). An Introduction to the Ionosphere and Magnetosphere. CUP Archive. ISBN 9780521083416.

[Britannica-3] 3,0 ^3,1 ^3,2 «Ionosphere and magnetosphere». Encyclopædia Britannica. Encyclopædia Britannica, Inc.. 2012. http://www.britannica.com/EBchecked/topic/1369043/ionosphere-and-magnetosphere.

[Van_Allen-4] 4,0 ^4,1 ^4,2 Van Allen, James Alfred (2004). Origins of Magnetospheric Physics. Iowa City, Iowa USA: University of Iowa Press. ISBN 9780877459217. OCLC 646887856.

[5] Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V. (2005). «Solar System Magnetospheres». Space Science Reviews 116 (1–2): 227–298. doi:10.1007/s11214-005-1958-y. Bibcode: 2005SSRv..116..227B.

[6] Sparavigna, A.C.; Marazzato, R. (10 May 2010). Observing stellar bow shocks. Bibcode: 2010arXiv1005.1527S.

[cluster-7] Paschmann, G.· Schwartz, S.J.· Escoubet, C.P.· Haaland, S., επιμ. (2005). Outer Magnetospheric Boundaries: Cluster Results (PDF). Space Science Reviews. Space Sciences Series of ISSI. 118. doi:10.1007/1-4020-4582-4. ISBN 978-1-4020-3488-6.

[8] Russell, C.T. (1990). «The Magnetopause». Σしぐまτたうοおみくろん: Russell, C.T.· Priest, E.R.· Lee, L.C. Physics of magnetic flux ropes. American Geophysical Union. σελίδες 439–453. ISBN 9780875900261. Αρχειοθετήθηκε από τたうοおみくろん πρωτότυπο στις 2 Φεβρουαρίου 1999.

[9] Stern, David P.· Peredo, Mauricio (20 Νοεμβρίου 2003). «The Magnetopause». The Exploration of the Earth's Magnetosphere. NASA. Αρχειοθετήθηκε από τたうοおみくろん πρωτότυπο στις 19 Αυγούστου 2019. Ανακτήθηκε στις 19 Αυγούστου 2019.

[tail-10] 10,0 ^10,1 «The Tail of the Magnetosphere». NASA. Αρχειοθετήθηκε από τたうοおみくろん πρωτότυπο στις 7 Φεβρουαρίου 2018. Ανακτήθηκε στις 16 Ιανουαρίου 2022.

[11] «Cluster reveals Earth's bow shock is remarkably thin». European Space Agency. 16 November 2011. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=49637.

[12] «Cluster reveals the reformation of Earth's bow shock». European Space Agency. 11 May 2011. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=40994.

[13] «Cluster observes a 'porous' magnetopause». European Space Agency. 24 October 2012. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=50977.

[14] ttp://www.nasa.gov/topics/moonmars/features/magnetotail_080416.html Αρχειοθετήθηκε 2021-11-14 σしぐまτたうοおみくろん Wayback Machine. NASA, The Moon and the Magnetotail

[Planetary_Shields:_Magnetospheres-15] 15,0 ^15,1 «Planetary Shields: Magnetospheres». NASA. Ανακτήθηκε στις 5 Ιανουαρίου 2020.

[16] Khurana, K. K.; Kivelson, M. G. (2004). «The configuration of Jupiter's magnetosphere». Σしぐまτたうοおみくろん: Bagenal, Fran, επιμ. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pdf. Αρχειοθετήθηκε 2014-03-19 σしぐまτたうοおみくろん Wayback Machine.

[17] Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Reports on Progress in Physics 56 (6): 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. Bibcode: 1993RPPh...56..687R.

[18] NASA (14 Σεπτεμβρίου 2016). «X-ray Detection Sheds New Light on Pluto». nasa.gov. Ανακτήθηκε στις 3 Δεκεμβρίου 2016.

[sedHatp11b-19] HAT-P-11 Spectral Energy Distribution Signatures of Strong Magnetization and Metal-poor Atmosphere for a Neptune-Size Exoplanet, Ben-Jaffel et al. 2021

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]