Приказ на магнетопаузата на Земјата. Магнетопаузата е местото каде што притисокот од сончевиот ветар и притисокот од магнетното поле на планетата се еднакви. Сонцето се наоѓа многу на лево на оваа слика.
**Магнетопауза** е остра граница помеѓу магнетосферата и плазмата што ја опкружува. Според планетарната наука, магнетопаузата е граница помеѓу магнетното поле на планетата и сончевиот ветер. Магнетопаузата се појавува на она место каде што се воспоставува рамнотежа меѓу притисокот на динамичкото планетарно магнетно поле и динамичкиот притисок на сончевиот ветер. При промена на притисокот на сончевиот ветер, магнетопаузата (како одговор на таа промена) се шири кон вселената или се собира навнатре кон планетата. Брановите долж магнетопаузата се движат во насока на струењето на сончевиот ветер за да се спотистават на малите варијации во притисокот на сончевиот ветер и на Келвин-Хелмхолцовата нестабилност.

Сончевиот ветер со надзвучна брзина минува низ ударен лак каде што се менува неговата насока, така што поголемиот дел од плазмата на соларниот ветер се пренасочува странично од магнетопаузата, слично како кога брод плови низ вода. Појасот меѓу лачниот удар и магнетопаузата се вика магнетна обвивка. На Земјата и на сите други планети со природно магнетно поле, дел од плазмата од сончевиот ветер успева да продре и потоа да биде заробена во магнетосферата.

Сонцето и другите ѕвезди со магнетни полиња и ѕвездени ветрови имаат сончева магнетопауза или хелиопауза каде што ѕвездената средина е ограничена со меѓуѕвездената средина.

Одлики
------

Пред ерата на вселенски истражувања, се сметало дека меѓупланетарниот простор се состои од вакуум. По сончевиот блесок и супер геомагнетната бура од 1859 година се увидело дека Сонцето за време на овој настан исфрла плазма. Чепмен и Фераро  сметале дека оваа плазма емитирана по ерупција на Сонцето, по што се појавил блесокот, го нарушила магнетното поле на планетата (настан познат како геомагнетна бура). Судирот меѓу честичките во плазмата во меѓупланетарна средина е многу мала, а електричната спроводливост е толку висока што плазмата може да се смета како бесконечен проводник. Во вакуум магнетното поле не може да пробие низ нешто со бесконечна спроводливост. Чепмен и Бартелс (1940)  го илустрирале овој концепт преку ставање на плоча со бесконечна спроводливост, поставена од дневната страна на диполот на планетата како што е прикажано на шематскиот приказ. Линиите од магнетното поле каде што е ден се свиткани. На помали географски ширини, линиите од магнетното поле се турнати навнатре. На поголеми географски ширини, линиите од магнетното поле се туркаат наназад и врз поларните региони. Границата помеѓу областа во која доминира магнетното поле на планетата (т.е. магнетосферата ) од една страна, и плазмата во меѓупланетарната средина од друга страна, е магнетопауза. Магнетопаузата е постојана одлика на просторот во близина на секоја планета со магнетно поле.

Линиите на магнетното поле од планетарното магнетно поле не се статични. Тие постојано се спојуваат или се здружуваат со линиите на магнетно поле од меѓупланетарното магнетно поле. Линиите од споеното поле се префрлаат назад преку половите во планетарната магнетна опашка. Во опашката, линиите на магнетно поле од планетарното магнетно поле повторно се спојуваат и почнуваат да се движат кон ноќната страна на планетата. Физиката на овој процес за првпат била објаснета од Данџи (1961).

Ако се претпостави дека магнетопаузата е само граница помеѓу магнетното поле во вакуум и плазмата со слабо магнетно поле која ја има во него, тогаш магнетопаузата би се дефинирала со електрони и јони кои продираат еден жирорадиус во доменот на магнетното поле. Бидејќи жиро-движењето на електроните и јоните е во спротивна насока, електричната струја тече долж границата. Но, вистинската магнетопауза е многу посложена.

Проценка за растојанието до магнетопаузата
------------------------------------------

Ако се занемари притисокот од честичките во магнетосферата, може да се процени растојанието до делот од магнетосферата што е свртена кон Сонцето. Условот што треба да се задоволи за пресметката на растојанието е дека динамичкиот притисок од сончевиот ветер е еднаков на магнетниот притисок од магнетното поле на Земјата :

{\displaystyle (\rho v^{2})\_{sw}\approx \left({\frac {4B(r)^{2}}{2\mu \_{0}}}\right)\_{m}} 
каде {\displaystyle \rho } и {\displaystyle v} се густина и брзина на сончевиот ветер, а *B*(*r*) е јачината на магнетното поле на планетата во SI единици (*B* во T,μ 0во H/m).

Бидејќи јачината на магнетното поле на дипол варира со растојанието, и се пресметува како {\displaystyle 1/r^{3}}; јачината на магнетното поле може да се претстави како {\displaystyle B(r)=B\_{0}/r^{3}}, каде што {\displaystyle B\_{0}} е магнетниот момент на планетата, изразен во {\displaystyle [T\cdot m^{3}]}.

{\displaystyle \rho v^{2}\approx {\frac {2B\_{0}^{2}}{r^{6}\mu \_{0}}}} .
Решавањето на оваа равенка за r води до проценка на растојанието

{\displaystyle r\approx {\sqrt[{6}]{\frac {2B\_{0}^{2}}{\mu \_{0}\rho v^{2}}}}}
Растојанието од Земјата до подсоларната магнетопауза варира во зависност од сончевата активност, но обично растојанието е меѓу 6 до15 Земјини полупречници (R{\displaystyle \_{\oplus }}). Емпириските модели  кои користат податоци за сончевиот ветер во реално време можат да дадат проценка за местоположбата на магнетопаузата во реално време.

Магнетопаузи во Сончевиот Систем
--------------------------------

Преглед на магнетопаузите во Сончевиот Систем | Планета | Број | Магнетен момент  | Растојание на магнетопаузата  | Набљудувана големина на магнетосферата  | варијанса на магнетосфера  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Меркур Меркур | 1 | 0,0004 | 1.5 | 1.4 | 0 |
| Венера Венера | 2 | 0 | 0 | 0 | 0 |
| Земјата Земја | 3 | 1 | 10 | 10 | 2 |
| Марс Марс | 4 | 0 | 0 | 0 | 0 |
| Јупитер Јупитер | 5 | 20000 | 42 | 75 | 25 |
| Сатурн Сатурн | 6 | 600 | 19 | 19 | 3 |
| УранУран | 7 | 50 | 25 | 18 | 0 |
| Нептун Нептун | 8 | 25 | 24 | 24.5 | 1.5 |

Истражувањето на магнетопаузата се спроведува со користење на LMN координатен систем (кој е збир на оски). N лежи во нормала на магнетопаузата нанадвор кон магнетопокривката, L лежи долж проектираната оската на диполот кон магнетопаузата (позитивна кон север), а M ја комплетира тријадата покажувајќи кон хоризонтот на изгрејсонце.

Венера и Марс немаат планетарно магнетно поле и немаат магнетопауза.

Поврзано
--------

* Хелиосфера
* Геопауза
* Лачен удар
* Сончев Систем
* За примена како погон за вселенски летала, видете магнетна едрилица
* Плазмена физика

Белешки
-------

1. ↑  Причината за фактор 4 е затоа што јачината на магнетното поле во магнетопаузата е двојно поголема од диполната вредност на планетарната магнетопауза.
2. ↑  споредено со магнетниот момент на Земјата (7.906 x 1031 гауси m−3)
3. ↑  обично растојание меѓу магнетопаузата и магнетосферата изразена преку планетарни полупречници.
4. ↑  во планетарни полупречници
5. ↑  во планетарни полупречници; при промена на притисокот на сончевиот ветер, магнетопаузата (како одговор на таа промена) се шири кон вселената или се собира навнатре кон планетата

Наводи
------

1. ↑  Chapman, Sidney; V. C. A. Ferraro (1931). „A new theory of magnetic storms". *Terrestrial Magnetism*. **36** (2): 77–97. Bibcode:1931TeMAE..36...77C. doi:10.1029/TE036i002p00077.
2. ↑  Chapman, Sidney; V. C. A. Ferraro (1931). „A new theory of magnetic storms". *Terrestrial Magnetism*. **36** (3): 171–186. Bibcode:1931TeMAE..36..171C. doi:10.1029/TE036i003p00171.
3. ↑  Chapman, Sidney; V. C. A. Ferraro (1933). „A new theory of magnetic storms, II. The main phase". *Terrestrial Magnetism*. **38**: 79. doi:10.1029/TE038i002p00079.
4. ↑  Chapman, Sidney; V. C. A. Ferraro (1940). „The theory of the first phase of the geomagnetic storm". *Terrestrial Magnetism*. **45** (3): 245. Bibcode:1940TeMAE..45..245C. doi:10.1029/te045i003p00245.
5. ↑  Sydney Chapman; J. Bartels (1940). *Geomagnetism, Vol. II*. Oxford Univ. Press.
6. ↑  Dungey, J. W. (Jan 1961). „Interplanetary Magnetic Field and the Auroral Zones". *Phys. Rev. Lett*. **6** (2): 47–48. Bibcode:1961PhRvL...6...47D. doi:10.1103/PhysRevLett.6.47. Посетено на 12 July 2011.
7. ↑  Roelof, E.; Sibeck, D. (1993). „Magnetopause shape as a bivariate function of interplanetary magnetic field Bz and solar wind Dynamic pressure". *J. Geophys. Res*. **98** (A12): A12. Bibcode:1993JGR....9821421R. doi:10.1029/93JA02362.
8. ↑  Shue, H.; Chao, J.; Fu, H.; Russell, C.; Song, P.; Khurana, K.; Singer, H. (1997). „A new functional form to study the solar wind control of the magnetopause size and shape". *J. Geophys. Res*. **102** (A5): A5. Bibcode:1997JGR...102.9497S. doi:10.1029/97JA00196.
9. ↑  M. K. Kivelson; F. Bagenal (2006). P. Weissman; L.-A. McFadden; T. Johnson (уред.). *'Planetary Magnetospheres,' in The Encyclopedia of the Solar System* (2. изд.). Academic Press. стр. 477. ISBN 978-0-12-088589-3.