Главная >  Природа электромагнитных процессов 

1 [ 2 ] 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84

Br и Вх представляют собой соответственно вертикальную и горизонтальную составляющие поля *. Магнитная силовая линия дается уравнением

г = гсоз2Я, (8)

Ф = const,

где - расстояние от начала координат до точки пересечения силовой линии с экваториальной плоскостью ( = 0).

Угол а между силовой линией и радиусом-вектором определяется из соотношений

tga-lctg, (9)

COS я,

sina = -, (10)

2 sin Я, /114

cosa=:=-(11)

Наклонение поля равно (я/2) -а.

Полную напряженность поля вдоль данной силовой линии можно записать также в виде

==7 = 4-(cosr=-i1, (12)

где

Kl+Ssins

fee- (13)

* Вертикальная составляющая геомагнитного поля считается положительной, если она направлена вниз.

Составляющие поля запишутся в виде

В, == Bp sin I, (3)

В=- Bpcosl, (4)

В = 0,

а полная напряженность поля

В = УЖТЖТв1 = Врф=. (5)

5. = . (6)

ф = /l+3sin2l. (7)



В декартовой системе координат {х, у, г) мы имеем

B=:3xz-. (14)

By = 3yz-. (15)

5, = (3г2-г2)-. (16)

f2 - j2\y2j 2:2.

Геомагнитное поле в первом приближении - это поле диполя. Такой диполь, расположенный в центре Земли и приведенный в соответствие с геомагнитными данными, должен иметь диполь-ный момент с а=8,1 lOs гССМ. В этом случае напряженность у полюса составляет 0,62 гс. Ось такого центрированного диполя пересекает поверхность Земли в двух взаимно противоположных точках с координатами 78,3° с. ш., 69,0° з. д. и 78,3° ю. ш., 111,0° в. д. [5, стр. 645 и 648].

Наилучшее приближение дает эксцентрический диполь, смещенный на 342 км от центра Земли по направлению к точке с координатами 6,5° с. ш., 161,8° в. д. Его ось пересекает поверхность Земли в точках 76,3° ю. ш., 121,2° в. д. и 80,1° с. ш., 82,7° 3. д. [5, стр. 651, 652]. Согласно последним расчетным данным, эксцентрический диполь удаляется от центра Земли [6, стр. 239].

Более строгую аппроксимацию геомагнитного поля можно получить, используя разложение по сферическим гармоникам [5, стр. 639 и далее]. Впервые этот метод применил Гаусс [7]. Анализ, выполненный Гауссом, показал, что с точностью до возмущений , величина которых на поверхности редко превышает 1%, основное поле Земли обусловлено источниками, находящимися внутри нее.

Если пренебречь внешними источниками, то поле можно записать в виде

В = -gradii?, (17)

* = S(vr- (18)

/1-1

=2 иг cos mq> + h;; sin тф) (9). . (19)

В этих выражениях г, 9 и ф определяются в соответствии с рис. 1.1, Re - средний радиус Земли, Ял (9) - присоединенные



функции Лежандра [5, стр. 609], g - коэффициенты, определяющие силу и ориентацию мультиполей. Поскольку основное магнитное поле Земли подвержено медленным (вековым) вариациям, эти коэффициенты несколько меняются со временем. Соответствующий анализ был выполнен для поля эпохи 1945 г. [8-10] и поля эпохи 1955 г. [11]. В настоящее время карты геомагнитного поля составляются при помощи магнитометров, установленных на искусственных спутниках.

! Магнитноеюле меняется под влиянием токов ионосферы и [околоземного пространства, которые вызывают как быстрые из-Г11ёнетая ( магнитные бури ), так и медленные непрерывные / изменения. Вариации поля на поверхности Земли, обусловлен- ные этими токами, редко превышают 1%, но во внешних частях i магнитосферы относительные изменения могут быть значительно I больше.

Другие планеты также, по-видимому, обладают магнитными полями. Радиоизлучение Юпитера [12] указывает на то, что эта планета имеет магнитное поле. Последние космические исследования Венеры, позволившие провести измерения на расстояниях вплоть до 41 ООО км от ее центра, не обнаружили магнитного поля [13].

В соответствии с результатами, полученными при помощи космического корабля Луна-2 , магнитное поле Луны не превышает 10 гс.

Магнитные поля на Солнце впервые были обнаружены в 1908 г. в солнечных пятнах [14]. Десять лет спустя наблюдалось общее магнитное поле [15]. Впоследствии более совершенная методика, наблюдений позволила провести обширные измерения эффекта Зеемана в фотосфере (см. обзор [16]). Было обнаружено три типа полей: 1) общее поле, которое наблюдается в высоких гелиографических широтах; 2) биполярные магнитные области, которые, если напряженность поля велика, связаны с солнечными пятнами, факелами, корональными лучами и т. п.; 3) униполярные магнитные области в низких широтах. Биполярные поля могут быть очень сильными (до 4000 гс). Обработка результатов измерений показала, что общее поле и поля униполярных областей имеют напряженность порядка 1 гс, и общее поле, которое до 1957 г. было антипараллельно геомагнитному, изменило свою полярность, так что с 1958 г. оба поля стали параллельны друг другу [17]. Однако интерпретация измерений слабых магнитных полей по эффекту Зеемана в фотосфере с сильной магнитной турбулентностью представляется сомнительной [18]. Возможно также, что основная часть потока, проходящая через поверхность Солнца, сконцентрирована в волокнах, которые настолько тонки, что их невозможно наблюдать



1 [ 2 ] 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84