Welchen Einfluss hat das interplanetare Magnetfeld auf die Umlaufbahnen der Planeten?

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KONTEXT

Die gleichung $F_D=frac{GMm}{D^2}$ ist eine Standardgleichung der Newtonschen Gravitation. Sie beschreibt die von einer Quellmasse ausgeübte Zentripetalkraft$M$, auf einem Zielteilchen der Masse $m$ entfernt gelegen $D$. Hier $G$ ist Newtons universelle Gravitationskonstante.

Die in Planetenbahnen beobachteten nicht-newtonschen Apsiden-Rotationsanomalien (auch bekannt als "Perihel-Präzession", zuerst von LeVerrier für Merkur beobachtet) werden durch die Allgemeine Relativitätstheorie erklärt. Zum Beispiel die Formel $F_D=frac{GMm}{D^2}*left(1 + frac{3GM.P}{C^2}frac{1}{D^2} ight)$ wo $P$ ist der Semilatus Rektum der elliptischen Umlaufbahn des Ziels und $C$ ist die Lichtgeschwindigkeit.

Es ist jedoch bekannt (z. B. Wells 2011 ), dass Anomalien der Apsides-Rotation (im Kontext der Perihelpräzession, sehr ähnlich denen von GR) auch aus einem alternativen, hypothetischen Modell generiert werden können, indem ein Supra-Newton- invers-distanz-würfelförmig Kraft, unabhängig von $P$; nach der folgenden Gleichung:- $F_D=frac{GMm}{D^2} *left(1 + frac{K}{D} ight)$ wo $K=frac{6.GM}{C^2}$. Im Erdabstand beträgt die zusätzliche Kraft ~ $6*10^{-11}$ mal die Newtonsche Kraft.

Laut Wikipedia:-

Das Dipolmagnetfeld der Sonne von 50-400 μT (an der Photosphäre) verringert sich mit dem inversen Würfel der Entfernung auf etwa 0,1 nT in der Entfernung von der Erde. Laut Beobachtungen von Raumfahrzeugen beträgt das interplanetare Magnetfeld am Standort der Erde jedoch etwa 5 nT, etwa hundertmal größer (siehe Abb. 11,12 in Svalgaard & Cliver 2010). Der Unterschied ist auf Magnetfelder zurückzuführen, die durch elektrische Ströme im die Sonne umgebenden Plasma erzeugt werden.

Ein Artikel von Laine & Lin 2011 betrachtet den langfristigen Bahndrehimpulstransfer durch elektromagnetische Wechselwirkungen zwischen stellaren Magnetfeldern und nahen Supererden.

Die Energiequelle ist die Differenzbewegung zwischen dem (nahen Super-Erde) Planeten und der Magnetosphäre seines Muttersterns. Die Lorentzkraft auf dem Planeten und seinem Wirtsstern führt zu einer Entwicklung hin zu einem Zustand synchroner Rotation. Innerhalb des Mitrotationsradius neigen Planeten dazu, Drehimpuls zu verlieren und nach innen zu wandern, und der entgegengesetzte Trend tritt außerhalb des Mitrotationsradius auf. Folglich wandern Planeten innerhalb der Corotation nach innen und diejenigen außerhalb der Corotation nach außen.

Ihre Analyse geht zu weit über meine derzeitigen Kenntnisse der Physik hinaus, als dass ich sie auf den Fall des modernen Sonnensystems extrapolieren könnte. Aber es deutet für mich darauf hin, dass elektromagnetische Wechselwirkungen zwischen der Sonne und ihren Gesteinssatelliten zu einer Übertragung des Drehimpulses von der ersteren auf die letzteren führen können.

FRAGE

(a) Wie verändert sich das interplanetare Magnetfeld (IMF) mit der Entfernung von der Sonne (z. B. nimmt seine Stärke mit der Entfernung proportional zu . ab? $1/T^3$ ?, was ist die Ausrichtung von $B$?,… )

(b) Welche quantitativen Auswirkungen hat der gegenwärtige IMF des Sonnensystems auf die Umlaufbahnen der Planeten und Asteroiden?

AKTUALISIEREN

Nach etwas mehr Durchforsten von Wikipedia vermute ich, dass das Problem (zunächst) in Bezug auf die Kraft zwischen zwei magnetischen Dipolen modelliert werden kann. Die auf ausgeübte Kraft $m_2$ wird gegeben durch:- $$F = frac{3mu_0}{4pi |r|^4}((hat{r}*m_1)*m_2+(hat{r}*m_2)*m_1-2hat{r }(m_1. m_2)+5hat{r}((hat{r}*m_1).(hat{r}*m_2))$$ wo $r$ ist der relative Positionsvektor, $m_1,m_2$ sind die magnetischen Momentenvektoren und $mu_0$ ist die Vakuumpermeabilität oder magnetische Konstante.

Eine alternative, äquivalente Formel von Yung et al., Gleichung 37, 1998 für die ausgeübte Kraft von $m_1$ auf $m_2$ ist:-

$$F = frac{3mu_0 |m_1| |m_2|}{4pi |r|^4}left(hat{r}(hat{m_1}.hat{m_2}) +hat{m_1}(hat{r}.hat {m_2}) +hat{m_2}(hat{r}.hat{m_1}) -5hat{r}(hat{r}.hat{m_1}).(hat{r} .hat{m_2}) ight)$$

Beachten Sie, dass die Größe der Dipol-zu-Dipol-Kraft proportional zu variiert $1/r^4$.

Die Dipole üben auch Drehmomente aufeinander aus. Das von Dipol 1 auf Dipol 2 ausgeübte Drehmoment ist gegeben durch: $$ au = m_2 * B_1$$.

Magnetische Dipolmomente für einige Sonnensystemobjekte System

0 3,5 * 10^29 Nm/T Sol

1 3,8 * 10^19 Nm/T QuecksilberT

2 8,0 * 10^17 N-m/T Venus

3 7,98 * 10^22 Nm/T Erde

4 2,1 * 10^18 N-m/T Mars

5 N/A Ceres

6 1,55 * 10^27 N-m/T Jupiter

7 4,6 * 10^25 N-m/T Saturn

8 3,0 * 10^24 N-m/T Uranus

9 1,5 * 10^24 N-m/T Neptun

Quelle https://www.physicsforums.com/threads/dipole-moments-of-the-planets-and-the-sun.268157/

Klassifizierung der Hauptplaneten der Sonne

Die großen Planeten werden entweder als untergeordnet eingestuft, mit einer Umlaufbahn zwischen der Sonne und der Erdumlaufbahn (Mercury Merkur,
in der Astronomie, dem sonnennächsten Planeten, bei einer mittleren Entfernung von 58 Millionen km beträgt seine Umlaufdauer 88 Tage. Merkur durchläuft bei jeder Umdrehung um die Sonne ähnliche Phasen wie der Mond, obwohl die sichtbare Scheibe variiert
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. und Venus Venus,
In der Astronomie wird der 2D-Planet von der Sonne oft als Abendstern oder Morgenstern bezeichnet und ist heller als jedes Objekt am Himmel außer Sonne und Mond. Da ihre Umlaufbahn zwischen der Sonne und der Erdumlaufbahn liegt, durchläuft die Venus Phasen wie die von
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. ) oder als überlegen, mit einer Umlaufbahn jenseits der Erde (Mars Mars,
in der Astronomie, 4. Planet von der Sonne, mit einer nächsten Umlaufbahn, die über der der Erde liegt. Physikalische Eigenschaften

Der Mars hat ein auffallend rotes Aussehen und ist in seiner günstigsten Position für die Beobachtung, wenn er der Sonne gegenübersteht, doppelt so hell wie
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , Jupiter Jupiter
, in der Astronomie, 5. Planet von der Sonne und größter Planet des Sonnensystems. Astronomische und physikalische Eigenschaften

Jupiters Umlaufbahn liegt jenseits des Asteroidengürtels in einer mittleren Entfernung von 483,6 Millionen Meilen (778.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , Saturn Saturn,
in der Astronomie, 6. Planet von der Sonne. Astronomische und physikalische Eigenschaften von Saturn

Die Umlaufbahn des Saturn liegt zwischen denen von Jupiter und Uranus, seine mittlere Entfernung von der Sonne beträgt etwa 886 Millionen Meilen (1.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , und Uranus Uranus
, in der Astronomie, 7. Planet von der Sonne, in einer mittleren Entfernung von 1,78 Milliarden Meilen (2,87 Milliarden km), mit einer Umlaufbahn, die zwischen denen von Saturn und Neptun liegt, seine Umlaufdauer beträgt etwas mehr als 84 Jahre.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , Neptun Neptun,
in der Astronomie, 8. Planet von der Sonne in einer mittleren Entfernung von etwa 2,8 Milliarden Meilen (4,5 Milliarden km) mit einer Umlaufbahn, die zwischen denen des Uranus und des Zwergplaneten Pluto liegt, seine Umlaufdauer beträgt etwa 165 Jahre.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. . Pluto Pluto,
in der Astronomie ein Zwergplanet und das erste von Astronomen entdeckte Kuiper-Gürtel oder transneptunische Objekt (siehe Komet) (1930). Pluto hat eine elliptische Umlaufbahn, die normalerweise über der von Neptun liegt.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , das nach seiner Entdeckung im Jahr 1930 lange als neunter Planet galt, wurde allmählich als Kuipergürtel oder transneptunisches Objekt erkannt (siehe Komet Komet
[Gr.,=langhaarig], ein kleiner Himmelskörper, der hauptsächlich aus Staub und Gasen besteht und sich in einer langgestreckten elliptischen oder fast parabolischen Bahn um die Sonne oder einen anderen Stern bewegt. Von der Erde aus sichtbare Kometen können für Zeiträume von wenigen Tagen bis zu mehreren Monaten beobachtet werden.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. ) und wurde 2006 von Astronomen als Zwergplanet neu klassifiziert. Jeder Zwergplanet jenseits der Neptunbahn wird jetzt als Plutoid klassifiziert.

Aufgrund ihrer physikalischen Eigenschaften werden die Planeten weiter in terrestrisch, Gasriese oder Eisriese eingeteilt. Die terrestrischen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars entsprechen der Erde in Größe, chemischer Zusammensetzung und Dichte. Ihre Rotationsperioden reichen von etwa 24 Stunden für den Mars bis zu 249 Tagen für die Venus. Die Gasriesen Jupiter und Saturn sind viel größer und haben dicke, gasförmige Atmosphären, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen und eine geringe Dichte aufweisen. Die Eisriesen Uranus und Saturn sind nicht so groß wie die Gasriesen, haben eine weniger dicke Atmosphäre und bestehen hauptsächlich aus Elementen, die schwerer als Helium sind und in Form von Verbindungen wie Wasser, Ammoniak und Methan mit Gefrierpunkten vorliegen nahe oder über 100°K haben sie auch geringere Dichten als die terrestrischen Planeten. Die Rotationsperioden für die Riesenplaneten reichen von etwa 10 Stunden für Jupiter bis 15 Stunden für Neptun. Diese schnelle Rotation führt zu einer Polarabflachung von 2 bis 10 %, was den Planeten ein elliptisches Aussehen verleiht.

Anerkennung der Planeten

Identifizierung der Sonnenplaneten

Die alten Griechen verwendeten den Begriff Planet zu den fünf damals bekannten großen Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn& sowie zu Sonne und Mond wurde beobachtet, dass sich alle diese Körper vor dem Hintergrund der scheinbar Fixsterne hin und her bewegten und mit einem konstanten Licht strahlten. Im ptolemäischen System Ptolemäisches System
, historisch die einflussreichste der geozentrischen kosmologischen Theorien, d. h. Theorien, die die Erde bewegungslos in den Mittelpunkt des Universums stellten, wobei alle Himmelskörper um sie kreisten (siehe Kosmologie).
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. man dachte, die Erde ruht im Zentrum des Universums, während sich die Planeten in einem komplizierten Kreisschema um sie herum bewegten. Das heliozentrische oder sonnenzentrierte kopernikanische System kopernikanisches System,
die erste moderne europäische Theorie der Planetenbewegung, die heliozentrisch war, d. h. die Sonne bewegungslos in den Mittelpunkt des Sonnensystems stellte, wobei alle Planeten, einschließlich der Erde, um sie kreisten.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , im 16. Jh. eingeführt, betrachtete die Planeten, einschließlich der Erde, als um die Sonne kreisend, der Mond als natürlicher Satellit Satellit, natürlich,
Himmelskörper, der einen Planeten, Zwergplaneten, Asteroiden oder Stern größerer Größe umkreist. Der bekannteste natürliche Satellit ist der Erdmond, daher werden Satelliten anderer Planeten oft als Monde bezeichnet.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. der Erde. Zu Beginn des 17. Jh.s. Johannes Kepler Kepler, Johannes
, 1571�, deutscher Astronom. Aus seiner Studienzeit an der Univ. von Tuumlbingen wurde er von der kopernikanischen Lehre beeinflusst. Von 1593 bis 1598 war er Professor für Mathematik in Graz und schrieb dort seine Mysterium cosmographicum (1596).
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. verfeinerte das kopernikanische Modell, indem sie zeigte, dass die Umlaufbahnen der Planeten um die Sonne eher elliptisch als kreisförmig waren.

Mit der Entwicklung des Teleskops wurden andere Planeten sichtbar. Uranus, 1781 von Sir William Herschel entdeckt, war der erste Planet, der in der Neuzeit entdeckt wurde. Neptun wurde 1846 als Ergebnis einer mathematischen Analyse der Unregelmäßigkeiten in der Bewegung von Uranus entdeckt, und der Zwergplanet Pluto, dessen Existenz aus den Störungen von Uranus und Neptun vorhergesagt wurde, wurde 1930 gefunden Planeten hat das Teleskop Tausende von Kleinplaneten oder Asteroiden enthüllt, die die Sonne in einem bandförmigen Haufen zwischen Mars und Jupiter umkreisen Ceres
, in der Astronomie, ein Zwergplanet, der erste entdeckte Asteroid. Es wurde am 1. Januar 1801 von G. Piazzi gefunden. Er machte drei verschiedene Beobachtungen, auf deren Grundlage der Mathematiker Gauß die Umlaufbahn von Ceres so genau berechnete, dass sie ein Jahr später gefunden wurde
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , war auch der erste entdeckte (1801) und galt viele Jahre lang als Planet. Seit 1992 wurden außerhalb der Umlaufbahn von Neptun im Kuiper-Gürtel weitere Kleinplaneten entdeckt, mindestens eines dieser transneptunischen Objekte, Eris, hat einen Durchmesser (1.500 Meilen/2.400 km) etwas größer als der von Pluto. Im Jahr 2016 berichteten Forscher, dass die Besonderheiten der Umlaufbahnen einiger der am weitesten entfernten bekannten Kuipergürtel-Objekte am besten durch die Existenz eines neunten Planeten mit etwa der 10-fachen Masse der Erde und einer Umlaufbahn, die 20-mal weiter von der Sonne entfernt ist, erklärt werden könnten als die von Neptun.

Entdeckung der extrasolaren Planeten

Obwohl Spekulationen über die Existenz extrasolarer Planeten (oder Exoplaneten) und Planetensysteme bis in die Antike zurückreichen, dauerte es erst im letzten Jahrzehnt des 20. dass astronomische Werkzeuge und Techniken ihre Entdeckung ermöglichten. Da Sterne so weit entfernt und hell sind und ein extrasolarer Planet, egal wie groß, relativ klein und dunkel ist, kann er nicht direkt gesehen oder fotografiert werden. Sein Vorhandensein kann aus einem periodischen Wobbeln im Spektrum der Frequenzen eines Zielsterns abgeleitet werden. Dieses durch Gravitationseinflüsse erzeugte Wackeln verursacht winzige Frequenzverschiebungen des Sterns, die von Teleskopen erfasst und analysiert werden, um Informationen über den Körper zu erhalten, der den Stern beeinflusst. Eine weitere Methode, die sich 1999 als erfolgreich erwiesen hat, ist die Verwendung eines Teleskops, um die Abschwächung des Lichts eines Sterns aufzuzeichnen, wenn die Umlaufbahn eines Planeten es zwischen dem Stern und der Erde trägt.

Angeregt durch die Entdeckung von drei Körpern, die 1992 durch Radioastronomen einen Pulsar umkreisen, wurde 1995 der erste extrasolare Planet entdeckt, der einen sonnenähnlichen Stern umkreist. Er befindet sich im Sternbild Pegasus Pegasus
, in der Astronomie, nördliches Sternbild SW von Andromeda und SE von Cygnus. Es ist nach dem mythologischen geflügelten Pferd Pegasus benannt. Die Konstellation ist leicht am Großen Quadrat zu erkennen, das von den hellen Sternen Markab (Alpha Pegasi) an der südwestlichen Ecke gebildet wird.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , etwa 40 Lichtjahre von der Erde entfernt, hat der Planet&mdash namens 51 Pegasi&mdash etwa die Hälfte der Masse des Jupiter und ist dem Stern so nahe, dass er eine Oberflächentemperatur von etwa 1000 °C hat und seine Umlaufbahn in nur vier Tagen vollendet. Bis zum Ende des Jahrzehnts wurden mehr als zwei Dutzend extrasolare Planeten entdeckt, darunter drei, die den Stern Upsilon Andromedae umkreisten, das erste extrasolare Planetensystem mit mehreren Planeten, das 1999 entdeckt wurde. Bis 2020 überstieg die Zahl der bekannten Exoplaneten 4.100 und mehr als 700 Mehrplanetensysteme identifiziert worden. Es wird heute angenommen, dass Planeten häufiger als Sterne vorkommen, dass etwa 40% der sonnenähnlichen Sterne Planetensysteme haben Planetensystem,
ein Stern und alle Himmelskörper, die durch die Schwerkraft an ihn gebunden sind, insbesondere Planeten und ihre natürlichen Satelliten. Bis in die letzte Dekade des 20. Jahrhunderts war das einzige bekannte Planetensystem das Sonnensystem, das die Sonne und die sie umgebenden Planeten umfasst.
. Klicken Sie auf den Link, um weitere Informationen zu erhalten. , und dass etwa ein Viertel aller Sterne potenziell bewohnbare Planeten haben.

Das CoRoT (gestartet 2006) und Kepler (gestartet 2009) Weltraumteleskope, insbesondere letztere, haben die Zahl der bekannten möglichen Exoplaneten deutlich erhöht. Kepler hatte bis Anfang 2011 mehr als 50 erdnahe Planeten identifiziert, die sich in der bewohnbaren Zone befanden. Im Jahr 2014 kündigten Kepler-Wissenschaftler die Entdeckung eines Planeten der bewohnbaren Zone (Kepler 186f) mit einem geschätzten Radius von 10 % größer als der der Erde an, der aufgrund seiner Größe einen kühlen Zwergstern mit vier anderen Planeten umkreiste, Kepler 186f wurde angenommen ein felsiger Planet mit dem Potenzial, flüssiges Wasser zu haben.

Supererden (1,2𔂿,9-mal so groß wie der Erdradius) oder Sub-Neptune (1,9–,1-mal größer als der Erdradius) machen die überwältigende Mehrheit der von plan entdeckten Exoplaneten aus Kepler Planeten in diesem Bereich sind im Sonnensystem nicht zu finden. Von den entdeckten Gesteinsplaneten, die viel größer als die Erde sind, sind viele bis zu 10-mal massereicher (einer, Kepler 10c, ist 17-mal so massereich). Andere bekannte extrasolare Planeten sind riesige Gasplaneten mit Massen, die zwischen der Hälfte und dem Fünffachen von Jupiter liegen, dem größten der Sonnenplaneten. Viele Exoplaneten haben Umlaufbahnen, die eher stark elliptisch sind als nur geringfügig, sind näher an ihrem Stern als die Erde an der Sonne und haben Umlaufzeiten von drei Tagen bis zu mehr als vier Jahren. Darüber hinaus unterscheiden sich die Alter der extrasolaren Planeten voneinander und der älteste Planet, der 2003 im Kugelsternhaufen M4 entdeckt wurde, soll vor 12,7 Milliarden Jahren entstanden sein, also innerhalb einer Milliarde Jahre nach dem Ursprung des Universums und 8 Milliarden Jahre vor der Erde. Da sich diese Daten so stark von denen der Sonnenplaneten unterscheiden, überdenken Planetenwissenschaftler die akzeptierten Theorien der Planetenentstehung.

Literaturverzeichnis

Siehe P. Halpern, Die Suche nach fremden Planeten: Erforschung von Welten außerhalb des Sonnensystems (1997) J. R. Gribbin und S. Goodwin, Reich der Sonne: Planeten und Monde des Sonnensystems Solar (1998).

Kometenphysik

VIII.D Der Ionenschweif

Kombiniert man die Plasmamessungen am Kometen Giacobini-Zinner auf der Heckseite des Kometen in einer kometozentrischen Entfernung von 7800 km, könnte man ein schematisches Modell für die kometäre Magnetfeldkonfiguration wie folgt erstellen (siehe Abb. 36):

ABBILDUNG 36 . Die allgemeine Natur der Magnetfeldkonfiguration, wie sie von der ICE-Raumsonde am Kometen Giacobini-Zinner beobachtet wurde. Die verworrene Struktur der magnetischen Feldlinien an der „Magnetopause“ wird durch eine Stromschicht erzeugt, die benötigt wird, um das sich langsam bewegende Kometenplasma mit dem äußeren Sonnenwind zu koppeln.

Das Felddrapierungsmodell ist bis auf den Nachweis der Bildung einer Magnethülle an der Ionenschwanzgrenze grundsätzlich bestätigt. Die magnetische Feldstärke in den Keulen des Ionenschweifs liegt in der Größenordnung von 60 nT. Dieses relativ hohe Feld kann mit dem Druckausgleich an der Schwanzgrenze erklärt werden, wo der gesamte Außendruck der Kometenionen so groß war wie der Sonnenwind-Staudruck.

Im Zentrum des Ionenschweifs wurde ein dünnes Plasmablatt mit einer Gesamtdicke von etwa 2000 km und einer Breite von etwa 1,6 × 10 4 km gefunden. Die Spitzenelektronendichte und eine Elektronentemperatur wurden bestimmt zu nein_e = 6.5 × 10₂ cm −2 und T_e = 1,3 × 10 4 K durch das Plasmawelleninstrument.

Die Plasmaströmungsgeschwindigkeit nahm im Zentrum des Ionenschweifs allmählich auf Null ab. Zwischen dem Ionenschweif und dem Bugstoß wurde eine erhebliche Elektronenerwärmung beobachtet.

Wir erwarten, dass nach entsprechenden räumlichen Skalierungen ähnliche Morphologien in der Plasmaumgebung des Kometen Halley gefunden werden. Schnappschüsse von Vorbeiflugbeobachtungen von Raumfahrzeugen spiegeln jedoch nicht die vielen zeitvariablen Merkmale wider, die in den Ionenschweifen heller Kometen zu sehen sind. Zum Beispiel ist die Struktur des Ionenschweifs oft durch das Auftreten eines Systems symmetrischer Paare von Ionenstrahlen mit Durchmessern zwischen 10 3 und einigen 10 4 km gekennzeichnet, die sich zur Mittelachse hin falten. Bei der ersten Bildung der Ionenstrahlen mit einer Neigung von etwa 60° gegenüber der Mittelachse ist die Winkelgeschwindigkeit mit einer Lineargeschwindigkeit ≈ 50 km s –1 hoch. Aber gegen Ende der Sperrung ist die senkrechte Geschwindigkeit extrem niedrig, nicht mehr als einige Kilometer pro Sekunde. Auf diese Phänomene wurden zeitabhängige MHD-Simulationen angewendet, wobei der Einfluss zeitlicher Änderungen des interplanetaren Magnetfelds betont wurde. Es wurden noch keine zufriedenstellenden Antworten auf die Bildung der Ionenstrahlen gefunden. Eine ähnliche Situation besteht für die großräumigen Ionenschwanz-Trennungsereignisse, von denen angenommen wurde, dass sie das Ergebnis einer Magnetfeld-Wiederverbindung sind.

Magnetische Feldlinien

Magnetfeldlinien Verwirren Sie sich, während sich die Sonne dreht
Die Sonne ist nicht fest. Es ist eine riesige Plasmakugel, die einem Gas sehr ähnlich ist. Einige Teile der Sonne drehen sich schneller als andere Teile. Orte in der Nähe des Sonnenäquators drehen sich am schnellsten. Die Pole der Sonne drehen sich langsamer.

Wenn sich ein Raumfahrzeug vom Einfluss des Erdmagnetfelds in den interplanetaren Raum löst, findet es dort ein schwaches Magnetfeld vor. Das Feld mag schwach sein, aber es erstreckt sich über große Entfernungen und kann wichtige Auswirkungen haben. Aus der beobachteten Richtung der interplanetaren magnetischen Feldlinien, .

Magnetfeldlinien
Ein Magnetfeld hat an jedem Punkt im Raum sowohl eine Stärke als auch eine Richtung. Zum Beispiel zeigt an jedem Punkt der Erde das Magnetfeld – und damit ein Kompass – in eine bestimmte Richtung, etwa nach Norden.

Imaginäre Linien, die die Stärke und Richtung eines Magnetfelds anzeigen. Die Ausrichtung der Linie und ein Pfeil zeigen die Richtung des Feldes. Wo das Feld stärker ist, werden die Linien enger zusammengezogen.

[bearbeiten]
Hauptartikel: Feldlinie
Kompasse zeigen die Richtung des lokalen Magnetfelds. Wie hier zu sehen, zeigt das Magnetfeld zum Südpol eines Magneten und von seinem Nordpol weg.

Schleife durch die Sonnenatmosphäre und das Innere, um ein kompliziertes Netz magnetischer Strukturen zu bilden. Viele dieser Strukturen sind in der Chromosphäre und Korona, den äußersten Schichten der Sonnenatmosphäre, sichtbar.

die sich zu Sonneneruptionen verdrehen, werden gelegentlich so verzogen, dass sie wie Gummibänder unter Spannung reißen und brechen und sich dann an anderen Stellen wieder verbinden. Die entstehenden Lücken halten das Plasma der Sonne nicht mehr auf ihrer Oberfläche. Das freigesetzte Plasma explodiert als koronaler Massenauswurf (CME) in den Weltraum.

. [H76]
Flussmitteleinheit
(a) Einheit der Flussdichte. 1 F.E. = 10-26 Watt pro Quadratmeter pro Hertz (siehe Jansky). [H76]
(b) In der Radioastronomie wird Energie normalerweise in Einheiten von 10-26 W m-2 Hz-1 gemessen.

Aufziehen. Da sich die Sonne am Äquator schneller dreht als in der Nähe der Pole, neigen die Magnetfelder in der Sonne dazu, sich wie gezeigt aufzuwickeln und nach einer Weile Schleifen zu bilden. Dies ist ein idealisiertes Diagramm, die reale Situation ist viel komplexer.

an den magnetischen Polen konvergieren, so dass die Ladungen fokussiert werden und ein schmaler Kegel nicht-thermischer Strahlung nach außen gestrahlt wird. Wenn der Strahl an der Erde vorbeistreicht, sehen Sie einen Lichtblitz.

Die Höcker markieren die Trennung zwischen geomagnetischen Feldlinien auf der sonnenzugewandten Seite (die ungefähr dipolar sind, aber vom Sonnenwind etwas komprimiert) und den Feldlinien in der Polkappe, die vom Sonnenwind in den Magnetschweif zurückgefegt werden.

in einem koronalen Loch erstrecken sich in den Sonnenwind, anstatt wie in anderen Teilen der Sonne wieder auf die Sonnenoberfläche zu gelangen. Koronales interstellares Gas Interstellares Hochtemperaturplasma, das durch seine Röntgenstrahlung sichtbar wird.

Fraser: Und da sind, weißt du, diese

aus der Sonne rollen - es ist eine wirklich starke Analogie in meinem Kopf, und Sie können diese erstaunlichen Videos sehen, die von einigen der jüngsten Raumschiffe aufgenommen wurden - der SDO-Mission, richtig? Sie können diese Videos sehen, Zeitraffervideos der Sonnenoberfläche.

In der Umgebung von Pulsaren befinden sich geladene Teilchen (hauptsächlich Elektronen), die dazu neigen, entlang der

Ihre spiralförmige Bewegung um die

der Galaxie lässt ihre Verteilung isotrop erscheinen (sie werden in alle Richtungen gleichmäßig nachgewiesen), obwohl Astronomen glauben, dass sie aus den Schocks von Supernova-Überresten stammen.

treten aus dem Inneren durch ein Mitglied eines Sonnenfleckenpaares aus, durchqueren die Sonnenatmosphäre und treten dann durch den anderen Fleck wieder in die Sonnenoberfläche ein.

Ähnlich wie ein Gummiband plötzlich reißt, wenn es zu stark verdreht wird, ist das verzerrt

brechen und verbinden sich wieder mit entgegengesetzt gerichteten Linien, wodurch enorme Energie freigesetzt wird.

Nach einer Umdrehung von etwa 270

beginnen sich um sich selbst zu drehen und können durch den Leiter diffundieren, wobei sie sich von der Ringschleife (C) lösen. In diesem Stadium ist die ansteigende Schleife in einer Meridianebene ausgerichtet, wobei das Feld in die gleiche Richtung wie das ursprüngliche Feld zeigt – d. h. poloidal.

Ein Magnetfeld neigt dazu, sich im Material zu verankern (denken Sie daran, wie Eisenspäne, die auf ein Blatt Papier über einem Magneten gestreut wurden, sich aneinanderreihen und das Muster von

Wissenschaftler hatten erwartet, dass die Sonne

, die vom Sonnenwind in den Weltraum gestreckt werden, würden geladene Teilchen, die von Sonneneruptionen in der Nähe des Äquators stammen, auf ein ziemlich schmales Band in der Nähe ihres Entstehungspunktes beschränken.

, einen elektrischen Strom erzeugen. Obwohl dieser Strom im Vergleich zur Gezeitenerwärmung klein ist, kann er mehr als 1 Billion Watt tragen. Es entfernt auch etwas Material von Io, das einen Torus intensiver Strahlung um Jupiter bildet (Bild 23).

Die in den Bändern eingeschlossenen Partikel spiralförmig entlang der

und hin- und herspringen zwischen Reflexionspunkten, die angetroffen werden, wenn sie sich den Magnetpolen nähern. Die Elektronenbewegung erzeugt SYNCHROTRONSTRAHLUNG, eine charakteristische Emission der einzelnen Planetensysteme.

Koronale Massenauswürfe (CMEs) sind riesige Gasblasen, deren Strukturen von structures diktiert werden

die im Laufe weniger Stunden von der Sonne ausgestoßen werden. Obwohl die Korona seit Tausenden von Jahren durch Sonnenfinsternisse beobachtet wird, waren CMEs bis zum Weltraumzeitalter nicht bekannt.

Die von den kühlen Sternen ausgehenden Gefährten werden verdreht und verformt, wenn sie sich spiralförmig aufeinander zudrehen, was die zusätzliche Aktivität durch Sternenwind, explosives Flackern und Sternenflecken erzeugt.

Wissenschaftler haben zuvor den explosiven Schnappschuss und die Neuausrichtung von verhedderten

auf der Sonne - ein Prozess, der als magnetische Wiederverbindung bekannt ist - aber nie einer, der durch eine nahe Eruption ausgelöst wurde.

Es hat magnetische Nord- und Südpole wie die Erde, und die

(über Sonnenflecken) kann zu Sonneneruptionen brechen und ausbrechen. Diese Flares sind ein Teil von Sonnenstürmen und können manchmal im Röntgen- und Gammastrahlenbereich des Spektrums liegen. Die folgende Tabelle zeigt die Röntgenklassifizierungen dieser Fackeln, um Klarheit bei Funkausfällen zu schaffen.

Wir wissen das, denn wenn unterseeische Vulkane ausbrechen, kristallisieren die Eisenminerale in der Lava entlang der Erdoberfläche

. Da sich der Meeresboden von den Riftzonen weg ausbreitet, erhalten wir eine hervorragende Geschichte des Erdmagnetfelds.

Wenn die Feldlinien des IMF und die geomagnetischen Feldlinien jedoch nicht parallel sind, neigen sie dazu, zu interagieren, wodurch ein Weg für die Sonnenwindpartikel geschaffen wird, in die obere Atmosphäre einzudringen, deren spektakulärste Folge die Polarlichter sind (Aurora borealis und Aurora .). australis) über die höheren Breiten.

Diskrete Polarlichter werden oft angezeigt

oder vorhangähnliche Strukturen und können sich innerhalb von Sekunden verändern oder stundenlang unveränderlich leuchten, meist in fluoreszierendem Grün. Die Aurora borealis kommt am häufigsten in der Nähe der Äquinokten vor. Das Nordlicht hat im Laufe der Geschichte eine Reihe von Namen gehabt.

Die Umlaufbahn von Io schneidet die von Jupiter

und verwandelt den Mond in einen leistungsstarken Stromgenerator. Der elektrische Strom von 3 Millionen Ampere bahnt sich seinen Weg zur Oberfläche des Jupiter und erzeugt Blitze in seiner oberen Atmosphäre.
Vier größte Monde des Jupiter: Die Galileischen Monde
Callisto.

Auch wegen des Sonnenwindes manchmal die

auf der der Sonne gegenüberliegenden Seite der Erde wieder verbinden. Sie schnappen wie ein Gummiband zurück und senden große Energiemengen zurück zu den Erdpolen. Dieses Phänomen, das als magnetische Wiederverbindung bezeichnet wird, erzeugt atemberaubende Polarlichter.

Ein Polarlicht entsteht, wenn diese Ladungsteilchen in die

in der Atmosphäre eines Planeten.
Auf der Erde haben wir geladene Teilchen, die vom Sonnenwind auf unser Magnetfeld treffen. Die Raumsonde Cassini zeigte jedoch, dass einige der Polarlichter des Saturn wie Jupiter vom Sonnenwind nicht beeinflusst werden.

Auroras werden durch hochenergetische Teilchen des Sonnenwinds verursacht, die im Erdmagnetfeld gefangen sind. Während sich diese Partikel entlang der

. Die NASA bittet Wissenschaftler und Ingenieure um Ideen für eine Mission nach Europa, das unter seiner eisigen Kruste einen Ozean aus flüssigem Wasser hat. Die Agentur sucht auch nach Ideen für andere Missionen, darunter eine, um einen kleinen Asteroiden einzufangen und in die Nähe des Mondes zu bringen. [NASA/ESA] .

Voyager 1 sah Anzeichen für einen Übergang von geschlossen

zu einem Magnetschweif auf der antisolaren Seite von Jupiter. Obwohl ein solcher Magnetschweif nie ernsthaft in Frage gestellt wurde, war seine Existenz bisher nicht bestätigt worden.

In diesem Fall ist das Verdrehen oder Drehen

haben das hier in Falschfarben gezeigte Material zu etwas verdreht, das einem DNA-Molekül ähnelt, daher der Name Doppelhelix-Nebel. Nur ein Teil dieser Struktur wurde abgebildet, wobei der hier gezeigte Abschnitt eine Ausdehnung von etwa 80 Lichtjahren hat.

Fluss: Ein Maß für die Dichte von

über eine Fläche. Fluss/Fläche ist proportional zur durchschnittlichen Kraft auf ein geladenes Teilchen auf der Oberfläche.

Archontis und Kollegen haben diesen Prozess mit dreidimensionalen Computersimulationen modelliert und festgestellt, dass als

nähern sich aufgrund der Bewegung des Plasmas in der unteren Atmosphäre der Sonne, "verbinden" sie sich wieder und bilden ein neues magnetisches Flusssystem, das als Plasmoid bezeichnet wird.

Das Licht der Jets wird durch Synchrotronstrahlung erzeugt, während sich energiereiche Elektronen um ein Magnetfeld drehen. Das

der Strahlung (oder zumindest einem Teil davon) eine Ordnung auferlegen, wodurch die elektrischen Feldvektoren ausgerichtet werden.

Illustration eines Pulsars, der geladene Teilchen zeigt, die sich entlang des bewegen

, die leuchtturmartige Strahlen intensiver elektromagnetischer Strahlung (lila) erzeugen. Bildnachweis: NASA
SpaceBook-Startseite
Dieses Kapitel .

Ein atmosphärischer Fluchtprozess, bei dem Ionen entlang offener polarer

. Es ist analog zum Sonnenwind, und Teilchen können Endgeschwindigkeiten erreichen, die etwas größer als die Schallgeschwindigkeit sind.

Wenn diese Sonnenwindausbrüche über der Sonnenkorona aufsteigen, bewegen sie sich entlang der Sonnenlinie

und Temperaturanstieg bis zu mehreren zehn Millionen Grad. Diese Ausbrüche setzen bis zu 220 Milliarden Pfund (100 Milliarden kg) Plasma frei. CMEs können die Satelliten der Erde stören.

Das blaue Licht kommt von Elektronen, die mit nahezu Lichtgeschwindigkeit um herumwirbeln

vom Neutronenstern. Der Neutronenstern stößt wie ein Leuchtturm zwei Strahlenbündel aus, die aufgrund der Rotation des Neutronensterns 30-mal pro Sekunde zu pulsieren scheinen.

Koronale Löcher sind eng mit den Regionen auf der Sonne verbunden, die eine "offene" magnetische Geometrie haben, d

die mit ihnen verbunden sind, erstrecken sich weit nach außen in den interplanetaren Raum, anstatt zur Photosphäre zurückzukehren.

Die Protonen drehen sich um und nach unten

der Erde und dringen in die Atmosphäre in der Nähe der magnetischen Pole ein, wodurch die Ionisierung der D- und E-Schichten erhöht wird. PCAs dauern in der Regel von etwa einer Stunde bis zu mehreren Tagen, mit einem Durchschnitt von etwa 24 bis 36 Stunden.

Ionisationsprozesse in der Atmosphäre von Titan - II. Elektronenniederschlag entlang

s. 965
G. Gronoff, J. Lilensten und R. Modolo
DOI: .

Koronales Loch - Eine schwache Region mit geringer Dichte in der Korona der Sonne. Koronale Löcher treten in offenen Regionen auf

wo Gase frei von der Sonne wegströmen können, um den Sonnenwind zu bilden.

Magnetosphäre: Die Region um die Erde, die vom Erdmagnetfeld dominiert wird. In dieser Region ist die Erde

leiten die Bewegungen geladener Teilchen (Ionen und Elektronen).

Bogen: ein einfacher, leicht geschwungener Lichtbogen.
Band: eine unregelmäßige Form mit Knicken oder Falten.
Patch: Region, die einer Wolke ähnelt.
Schleier: ein sehr großer Bereich mit gleichmäßigem Licht.
Strahl: gerader vertikaler Schaft, ausgerichtet auf die Erde

.
Lattenzaun: eine Reihe von mehreren Strahlen.
Vorhang: Ähnlichkeit mit Faltenwurf.

Die Polarlichtemission wird durch elektrisch geladene Teilchen verursacht, die von oben auf Atome in der oberen Atmosphäre treffen. Die Teilchen wandern entlang des Jupiters

. Dies ist der gleiche Mechanismus, der Polarlichter auf der Erde verursacht.

Aurora-Emissionen, ähnlich den Nordlichtern der Erde, wurden an den Polen des Jupiter beobachtet und scheinen mit Material von Io zusammenzuhängen, das sich spiralförmig entlang bewegt

schließlich in die Atmosphäre des Jupiter fallen.

It spewed a coronal mass ejection (CME) whose leading edge swept past Earth around noon Thursday Eastern Standard Time (17:00 UT), buffeting the Earth's magnetic field and filling it with energetic charged particles. When such particles come streaming down the Earth's

The quakes are so strong that they can break

, releasing a burst of gamma-ray energy. Originally confused with gamma-ray bursts, which only occur once at any given location (because afterwards, there is nothing left to continue to make more bursts).

causing the aurora penetrated into the Martian atmosphere, creating auroras below 100 km above the surface, Earth's auroras range from 100 km to 500 km above the surface. Magnetic fields in the solar wind drape over Mars, into the atmosphere, and the charged particles follow the solar wind

Now a rapidly spinning strong magnetic field can produce radiation as particles are accelerated along the

. Thus the magnetic fields produce beams of radiation along the magnetic pole directions. As the poles sweep by our line of sight we see the beam momentarily leading to a pulse of radiation.

The charged particles in the gaseous coma get pushed away by the Solar wind along the

that point outward away from the Sun, and they form a separate "ion tail," or gas tail.

by a perfectly conducting fluid. If a magnetic field is somehow established in a fluid with infinite conductivity, a motion of the fluid will carry the field lines and hence the field energy with it.

3 Effects From Upstream Drivers and Crustal Fields

In this section, we examine five separate drivers: solar wind dynamic pressure (p_dyn), Martian crustal field orientation with respect to the direction to the Sun, and IMF strength (B_imf), cone angle (θ_imf), and clock angle (Φ_imf). The IMF clock angle is defined in section 2.1. The cone angle is defined as the angle between IMF and MSO/MSE +x directions. It has been shown that the global crustal field distribution and the rotation of the planet have collective effects on the Martian plasma and magnetic environment (Fang et al., 2015 , 2017 ). For simplicity, here we only consider the SZA of the strongest crustal field location (178°E, 53°S Langlais et al., 2004 ). In this study, one orbital-averaged IMF is used to organize the data from each spacecraft orbit into MSE, which brings in an uncertainty related to the time variability of IMF. In order to take the IMF variability into consideration, we define a relative standard deviation (RSD) for the IMF data from one spacecraft orbit as , wo S_Bx, S_Durch, und S_Bz are the standard deviations for the three components of the upstream magnetic field measurements during one spacecraft orbit and B_imf is the magnitude of the orbital averaged IMF. We define an additional parameter Δα_imf as the direction change in degrees between two subsequent orbital-averaged IMF (the angle between two IMF vectors). RSD_imf represent IMF variability during the upstream measurements from one spacecraft orbit, while Δα_imf represents IMF variability between two subsequent spacecraft orbits.

We will compare the spatial distributions of sheath magnetic field strengths and clock angle departures in the cylindrical (x, ρ) coordinate system with different upstream conditions and different crustal field locations. The |ΔΦ| und B distributions are compared using the same method as described in section 2.2. To examine the effects from each driver separately, we will carefully constrain other drivers as well as the IMF variabilities RSD_imf and Δα_imf. For all the comparisons discussed in the subsections, we have checked the data coverage in the MSE (ja, z) plane to make sure the spatial asymmetries as discussed in section 2.2 do not affect the results.

3.1 Effects From Solar Wind Dynamic Pressure

We find from MAVEN upstream data that the solar wind dynamic pressure is not only positively correlated with IMF magnitude (see also Dong et al., 2017 ) but also has a slight positive correlation with IMF variabilities RSD_imf and Δα_imf. In order to examine the effects from solar wind dynamic pressure, it is important to exclude the influence from different IMF conditions. Thus, we constrain B_imf using its 25th and 75th percentiles as 1.74 nT < B_imf < 3.47 nT and constrain the IMF variabilities as RSD_imf < 0.5 and Δα_imf < 90°. With these constraints, we have examined that all other parameters have generally consistent distributions between the high and low solar wind dynamic pressure conditions sorted by the median value 0.596 nPa(see Figure S2 in the supporting information).

Figure 4 shows that higher solar wind dynamic pressures lead to both larger clock angle departures and larger magnetic field strengths in the sheath. According to previous studies (e.g., Brain et al., 2005 Edberg et al., 2009 Ramstad et al., 2017 ), higher dynamic pressures tend to push plasma boundaries closer to the planet. Thus, the stronger compression of the draped field inside the BS will result in higher sheath field strengths. Besides, within a compressed smaller region inside the BS, the distortion of the draping field lines will be greater, resulting in larger clock angle departures. In addition, higher solar wind dynamic pressure also leads to stronger interactions with the Martian atmosphere. The processes like ion pickup and acceleration can drive perturbations in the sheath magnetic field, which can also increase the clock angle departures.

From Figure 4f, we can see that near the empirical BS the magnetic field strengths under the high dynamic pressure condition are actually smaller. It is likely an effect from the BS variation, with the BS being pushed closer to the planet under the high dynamic pressure condition. The data selection method partially based on the empirical boundaries as described in section 2 will result in some upstream data misidentified as in the magnetosheath. Under the high dynamic pressure condition, when the real BS tends to be inside the empirical BS, some data near the empirical BS in Figure 4d are actually upstream IMF data and are weaker than the real sheath magnetic field in Figure 4e, which leads to the blue pixels near the BS in Figure 4f.

3.2 Effects From IMF

3.2.1 IMF Magnitude

As mentioned section 3.1, the IMF strength is positively correlated with solar wind dynamic pressure. The upstream data also indicate that weaker IMF is usually associated with higher variabilities (RSD_imf and Δα_imf). This is reasonable: a perturbation with the same magnitude would cause a greater change in the field direction for weaker IMF. Therefore, to investigate the effects from IMF magnitudes, we apply constraints on both solar wind dynamic pressure: 0.427 nPa < p_dyn < 0.979 nPa based on the 25th and 75th percentiles, and IMF variabilities: RSD_imf < 0.5 and Δα_imf < 90°. Then we separate the data by the median value (2.45 nT) of B_imf into weak and strong IMF conditions. With these constraints, the other parameters have similar distributions between the strong and weak IMF conditions (see Figure S3 in the supporting information).

From Figures 5a and 5b, it seems that under strong IMF condition |ΔΦ| is larger on the dayside and nightside, but weaker near terminator. However, the differences are small in most regions. A Kolmogorov-Smirnov test (0.56) did not show statistically significant difference between the two data sets from Figures 5a and 5b. Thus, we do not consider it as a clear dependence of the clock angle departures on IMF magnitudes.

As expected, stronger upstream IMF results in significantly stronger draped field in the sheath as shown in Figures 5d–5f. However, if we normalize the sheath magnetic field by the upstream IMF magnitudes as shown in Figures 5g–5i, the trend is reversed. From Figure 5i we can tell that in the sheath region the normalized field strength is slightly smaller under strong IMF conditions except for the region near the empirical BS. This means that the sheath field strengths do not vary proportionally with the upstream IMF. As discussed in Halekas, Brain, et al. ( 2017 ), stronger IMF implies a lower Alfven Mach number, which leads to a smaller compression factor in the sheath.

The deep red pixels near the empirical BS in Figure 5i are likely an effect from the BS location variation similar to that discussed in section 3.1. Edberg et al. ( 2010 ) have shown that the Martian BS varies with upstream magnetosonic Mach number (M_ms). With other upstream parameters constrained, weaker IMF means larger M_ms, which will cause the BS to move inward. As a result, some data near the empirical BS in Figure 5h are actually upstream IMF data, which are significantly weaker than the sheath field near the BS in panel (g).

3.2.2 IMF Cone Angle

For IMF cone angles, we consider two conditions: IMF is more perpendicular or more parallel to the solar wind direction (MSO/MSE −x axis). We separate the data into the cases of |90° − θ_imf| < 45° (perpendicular IMF) and |90° − θ_imf| > 45° (parallel IMF). We have examined the distributions of other parameters between the two data sets, which are similar to each other, except for the clock angle (see Figure S4 in the supporting information). For the parallel IMF condition, MSO north/southward IMF (45° < Φ_imf < 135° or 225° < Φ_imf < 315°) tends to occur more frequently. In the next section, we will discuss the effects from IMF clock angle, which is unlikely to make a significant difference by itself with other parameters constrained.

The effects from perpendicular and parallel IMF are clear and straightforward as shown in Figure 6. The sheath magnetic field is stronger under the perpendicular IMF condition, while the clock angle departures are smaller. This is the same mechanism as the difference between the quasi-perpendicular and quasi-parallel BS as discussed in section 2.2. For the perpendicular IMF condition, the whole dayside BS is a quasi-perpendicular shock, where the field lines are smoothly draped and compressed in the sheath. For the parallel IMF condition, the whole dayside BS is a quasi-parallel shock, where the draped field lines are more drastically distorted, noisier, and without a steep increase of the field strength at the BS.

3.2.3 IMF Clock Angle

A previous study by Brain et al. ( 2006 ) based on the MGS data at

400 km indicates that the westward IMF (with a negative y component in MSO) tends to drive more perturbations in the draped field than the eastward IMF (with a positive y component in MSO). With proper constraints on other drivers, we also compared the eastward and westward IMF cases and did not find a significant difference between them. It is possible that the effects discussed in Brain et al. ( 2006 ) are not significant in the magnetosheath. According to our analysis of the sheath magnetic field data, the biggest difference is found between the east/westward (E/W) IMF (Φ_imf > 315°, 0° < Φ_imf < 45°, or 135° < Φ_imf < 225°) and the north/southward (N/S) IMF (45° < Φ_imf < 135° or 225° < Φ_imf < 315°) cases. Meanwhile, we also find that the N/S IMF cases are usually associated with parallel IMF conditions |90° − θ_imf| > 45° and higher IMF variability between two subsequent orbits (Δα_imf). The former correlation is due to the natural IMF directions. The latter correlation is also understandable: since N/S IMF cases are significantly rarer than E/W IMF, it is more likely for the N/S IMF to change directions between the measurements from two spacecraft orbits. To exclude the effects from IMF cone angle and variability, we have applied the constraints: |90° − θ_imf| < 45° and Δα_imf < 60°. Although there is still a significant difference in the Δα_imf distributions as shown in Figure 7 (see Figure S5 in the supporting information for the distributions of other parameters), these constraints are almost the strictest ones that can be applied without losing decent data coverage since the N/S IMF cases are relatively rare.

From Figure 8, we can tell that the clock angle departures are clearly smaller under E/W IMF conditions but there is no significant difference in the magnetic field strengths. One possible reason for the different effects from E/W and the N/S IMF can be that the N/S IMF is more likely to interact with the crustal fields through reconnections (Harada et al., 2018 ), since the strongest crustal fields tend to have more north/southward components (Acuna et al., 1999 ). However, in section 3.3 we will see that the crustal fields actually do not make a significant difference in the sheath field clock angle departures, consistent with the model results by Fang et al. ( 2018 ), which shows that the interaction with crustal fields are not the reason for the difference between N/S and E/W IMF. The difference in the IMF variability as shown in Figure 7 is another possible reason. The higher IMF variability between two subsequent orbits associated with N/S IMF cases means larger uncertainties in the orbital averaged upstream IMF data when applying it to the sheath region, which will lead to larger difference between the clock angles of the sheath field and IMF as in shown Figures 8a–8c. We have also noticed that the difference as shown in Figure 8c becomes smaller as we tighten the constraints on Δα_imf from no constraints to <90° and then to <60° (not shown here). Therefore, it seems that the most likely reason for the difference between the E/W and N/S IMF effects is the higher variability (Δα_imf) associated with N/S IMF.

3.3 Effects From Crustal Fields

Previous studies have shown that the crustal fields can affect plasma boundary locations (e.g., Brain et al., 2005 Crider et al., 2002 Edberg et al., 2008 Fang et al., 2015 , 2017 ) and ion escape (e.g., Fang et al., 2017 Ramstad et al., 2016 ) at Mars and can also interact with IMF (Harada et al., 2018 ). In this section, we investigate whether the crustal fields make any observable difference in the sheath magnetic field distributions. The data are divided into three subsets with the strongest crustal field on the dayside (SZA < 75°), near terminator (75° < SZA < 105°), or on the nightside (SZA > 105°). Since the draped field dominates the sheath region, we constrain the upstream IMF magnitudes the same way as in section 2.1. We have examined that all other drivers have generally consistent distributions between the dayside, terminator, and nightside crustal field conditions (see Figure S6 in the supporting information).

In Figure 9, the three data sets with different crustal field SZA are compared with each other. From Figures 9a–9f, we do not see any significant difference in clock angle departures. However, Figures 9g and 9l exhibit that when crustal fields are on the dayside, the dayside sheath magnetic field also becomes stronger comparing to the cases when crustal fields are near terminator and on the nightside. Although Figure 9k does not show a strong difference between the terminator and nightside crustal field conditions, we can still see slightly stronger sheath magnetic field near the terminator, which could be the contribution from the terminator crustal fields. There is a strong difference of the magnetic field strengths near the empirical BS as shown in Figures 9j and 9l. Again, this is likely the effects from BS variations as discussed in sections 3.1 and 3.2.1. It implies that the dayside crustal fields can push the BS outward (Edberg et al., 2008 Fang et al., 2017 ), and the real BS tends to be inside the empirical BS when the crustal fields are on the nightside or near terminator. Thus, some data near the empirical BS in Figures 9h and 9i are actually upstream IMF, which are significantly weaker than sheath magnetic fields.

From the Martian crustal field models (e.g., Cain et al., 2003 Morschhauser et al., 2014 ), the crustal field strengths at the altitudes of

1,500–3,000 km (approximate altitudes of the dayside sheath region) are only a few nanoteslas. The difference in the sheath magnetic field strengths as shown in Figures 9j and 9l is well within a factor of 2 and is estimated to be a few nanoteslas, consistent with the crustal field strengths in the dayside sheath region. The interactions between the crustal fields and draped IMF, such as reconnection (Harada et al., 2018 ), are likely to change the direction of the draped field. However, the magnetosheath is a very noisy environment with many different wave activities and perturbations (Fowler et al., 2017 Ruhunusiri et al., 2015 ). Therefore, if these interactions do not occur frequently enough or have no strong effects, they may not be observable in the statistical maps. Overall, the crustal field effects on the sheath magnetic field we have observed are most likely due to a superposition of the crustal field and the draped field (see also Brain et al., 2003 ).

It is worth noticing that when the crustal fields are at a certain SZA, the data at the same SZA in the 2-D cylindrical coordinate system are not necessarily from the same region in the (ja, z) plane as the crustal fields. Although it is unlikely to significantly affect the discussion of the dayside and nightside crustal field conditions, when the crustal fields are near the terminator, some data near the terminator in Figures 9b and 9h are not really close to the crustal fields. Thus, the effects from the crustal fields near the terminator may not be well represented in such a coordinate system. However, it can still be clearly seen how the crustal fields on the dayside modified the sheath magnetic field strengths.

Influence of the solar wind magnetic field on the Earth and Mercury magnetospheres in the paraboloidal model

We study the dependence of Mercury's magnetospheric magnetic field structure on the interplanetary magnetic field (IMF). Special attention is paid to the case of radial IMF. Mercury is the smallest planet in the solar system and it does not have a substantial atmosphere or ionosphere. Mercury is the closest planet to the Sun, and it possesses a week intrinsic magnetic field. Due to these circumstances, IMF plays a major role in the hermean magnetospheric dynamics. Using a paraboloidal model of Mercury's magnetosphere, we study the magnetospheric magnetic field topology for different orientations of IMF including examples representative of the first MESSENGER's flyby. Variations in IMF lead to variations in the Mercury's magnetospheric magnetic field structure, which in turn, lead to changes in the distribution of open and closed magnetic field lines. Comparison with the much better investigated Earth's magnetosphere is fulfilled for clarifying the physical processes (mainly reconnection) existent in the hermean magnetosphere. We also consider the cases when MESENGER, being the Mercury's orbiter, observed flux transfer events (FTEs) in the hermean magnetosphere. When the radial IMF component (B_IMFx) is significant, which is character to the Mercury, the quasi-neutral line is placed in one of the cusps (depending on the sign of B_IMFx). The FTE generation at Mercury can be connected with this line, similarly to the case of southward IMF at Earth, when FTEs arise at the dayside magnetopause at the quasi-neutral line. We show examples of observations supporting this result for Mercury.

An optional activity, to draw the expected shapes of interplanetary magnetic field lines.

The Law of Field Line Preservation

Here this "dragging" process will be explained, and it will be used to obtain the expected shape of those field lines.

If two or more ions start out located on the same field line, they will always share the same field line.

If they then manage to move, the field line gets deformed: it is as if the magnetic field is "frozen" into the plasma.

Using this "law of field line preservation", we will now derive the shape of interplanetary magnetic field lines.

( Yes, the Sun is drawn much too big on this scale, but we will ignore the difference this makes. Besides, the solar wind does not start moving from the Sun's surface, but from some greater distance.)

The magnetic field at all these points is already so weak that the solar wind overpowers it and shifts its field lines, while its own motion--radially outward--remains unchanged. We will now derive the shape of those lines.

(As a shortcut, you can download the drawing here. A version with higher resolution is linked here you will not see any difference on your screen, whose resolution is limited to 72 dpi, but you can copy the file and use it with some graphic program that has higher resolution.)

On day 3, the ion which started out first is at "second base," and the one which started on day 2 is at the first point out on its spoke. All others are at the base of the 3rd spoke, to which the Sun has now rotated, and one more ion has just begun to move. Mark all three point with the number 3.

On day 4, the Sun has rotated to the 4th spoke and 4 ions remain at the base point of that spoke, including one which is just starting to move. The other three, in the order they were released, are at 3rd, 2nd and 1st "base." Mark all four points with the number 4.

And so on, day after day. The points marked 5, for instance, are where the particles are on the 5th day. Obviously, you must give up on marking any ions which have gone past the limits of the paper.

You may use a straight ruler for the connection: the actual lines curve smoothly, but even with lines composed of straight sections it becomes clear that the shape is a spiral. This agrees with observations at the Earth's orbit, where the average interplanetary magnetic field is found to make an an angle of 45° with the flow of the solar wind, similar to what the drawing shows. In other words--after being 5 days on their way, and reaching 150,000,000 km from the Sun, the magnetic field lines still "remember" the Sun's rotation.

Postscript, 17 November 1999

It was also noted that with increasing distance from the Sun, the spiral shape of interplanetary magnetic field lines becomes more and more tightly wound, until their shape differs little from circles.

Both points were well illustrated by the phenomena that followed intense solar activity in April-May 1998, reported by Robert Decker of the Applied Physics Lab of the Johns Hopkins University in Maryland. That activity created a disturbance in the solar wind, as well as a flow of protons with energies about 1000 times that of the solar wind, and these were observed by a number of spacecraft--ACE at the L1 Lagrangian point (near Earth, distance from the Sun about 1 AU), by Ulysses (5 AU), and by Voyagers 1-2--Voyager 2 at 56 AU and Voyager 1 at 72 AU.

The solar wind disturbance arrived at Voyager 1 about 7.5 months later, propagating radially at the velocity of the solar wind flow in which it was embedded. The protons, on the other hand, although they moved much faster, were relatively few in number, which forced them to spiral along field lines. They were observed by Voyager 1 after 6 months--1.5 months before the disturbance in the solar wind reached that distance--and Dr. Decker calculated that their spiral path took them 10 times around the Sun, a total distance of about 2000 AU.

How the interplanetary medium interacts with planets depends on whether they have magnetic fields or not. Bodies such as the Moon have no magnetic field and the solar wind can impact directly on their surface. Over billions of years, the lunar regolith has acted as a collector for solar wind particles, and so studies of rocks from the Moon's surface can be valuable in studies of the solar wind.

High energy particles from the solar wind impacting on the Moon's surface also cause it to emit faintly at X-ray wavelengths.

Planets with their own magnetic field, such as the Earth and Jupiter, are surrounded by a magnetosphere within which their magnetic field is dominant over the Sun's. This disrupts the flow of the solar wind, which is channelled around the magnetosphere. Material from the solar wind can 'leak' into the magnetosphere, causing aurorae and also populating the Van Allen Belts with ionised material.

2. Overview of the Event

[3] Figure 1 shows plasma parameters during the IFE, recorded at 3.08 AU from the Sun, at −57.0° solar ecliptic (SE) latitude (heliographic latitude −64.2°). The event occurred during a gradual decrease in solar wind velocity on the trailing edge of a stream interaction region. The most striking feature is the thorn- or cusp-shaped B field magnitude (|B|) profile. |B| reached ∼2.6 times background levels, starting to rise at ∼1600 UT, and returning to ambient levels by ∼2010 UT. The double-peaked maximum of 0.78 nT was reached during 1859–1904 UT, with a dip to ∼0.6 nT between the peaks. Coincident with the dip was a field rotation of ∼99°. Immediately surrounding the double peak, the |B| profile was nearly symmetrical.

[4] Electron number density (n_e) variations, derived from Unified Radio and Plasma Wave (URAP) radio receiver background levels, were small, apart from a brief peak at the |B| maximum coincident with the brief dip between the |B| maxima, immediately followed by a ∼25% decrease compared to ambient values, which lasted until |B| also returned to ambient levels. The near-symmetrical |B| profile around 1900 UT contrasts with the distinctly asymmetrical n_e profile. Other plasma parameter changes were not as marked. There was a possible subtle proton number density (n_p) dip, again after the |B| peak, and a possible slight α particle number density dip before the peak. The flow deflection was comparable to other deviations on the same day. The proton temperature was slightly decreased compared to ambient values, with brief peaks before and after the |B| peak. There were no unusual energetic particle fluxes in anisotropy telescopes' data (S. Dalla, personal communication, 2000).

Do Intrinsic Magnetic Fields Protect Planetary Atmospheres from Stellar Winds?

The accumulation of detailed ion flux measurements from long-lived spacecraft orbiting the solar system’s terrestrial planets have enabled recent studies to estimate the rate of solar wind driven atmospheric ion escape from Venus, Earth, and Mars, as well as the influence of solar wind and solar extreme ultraviolet (EUV) ionizing radiation on the atmospheric ion escape rates. Here, we introduce the basic forces and processes of ion escape, review the recent studies of ion escape rates, and provide a general framework for understanding ion escape as a process that can be limited by potential bottlenecks, such as ion supply, solar wind energy transfer, and transport efficiency, effectively determining the state of the ion escape process at each planet. We find that ion escape from Venus and Earth is energy-limited, though exhibit different dependencies on solar wind and EUV, revealing the influence of Earth’s intrinsic magnetic field. In contrast, ion escape from Mars is in a supply-limited state, mainly due to its low gravity, and has likely contributed relatively little to the total loss of the early Martian atmosphere, in comparison to neutral escape processes. Contrary to the current paradigm, the comparisons between the solar system planets show that an intrinsic magnetic dipole field is not required to prevent stellar wind-driven escape of planetary atmospheres, and the presence of one may instead increase the rate of ion escape. Anticipating the atmospheres of the exoplanets that will begin to be characterized over the coming decade, and the need to explain their evolution, we argue that a modern, nuanced, and evidence-based view of the magnetic field’s role in atmospheric escape is required.

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