Międzyplanetarnym pola magnetycznego ( MIC ), znany również jako pole magnetyczne heliosferę , jest pole magnetyczne od Sun przenoszone przez wiatr energii słonecznej przez planety i innych organach w układzie słonecznym w międzyplanetarnej aż granicach heliosferze .
Obecne modele CMI nadają mu spiralny kształt , zwany spiralą Parkera . Chociaż przybliżenie to podlega ogólnym zmianom, ze względu na zmiany aktywności słonecznej i wpływów wywieranych przez ośrodek międzygwiazdowy , a także lokalne, z powodu wpływów wywieranych przez magnetosfery niektórych planet, wydaje się, że odpowiada do pewnego stopnia dokładności obserwacjom CMI wykonane od połowy XX -tego wieku .
Wiatr słoneczny to plazma złożona z zjonizowanych cząstek przyspieszanych przez Słońce i oddalających się od niego z prędkością naddźwiękową , a nawet relatywistyczną . To sprawia, że wiatr słoneczny może przenosić linie pól magnetycznych . Dominuje ciśnienie magnetyczne w gwiazdę , wraz z obrotem Słońca powoduje się dominować większość heliosferze w postaci spirali .
Modelowanie CMI zakłada pewne wstępne założenia. Po pierwsze, musimy przyjąć stan równowagi, to znaczy, że grawitację słoneczną i przyspieszenie wiatru słonecznego można pominąć z pewnej odległości. W ten sposób prędkość radialna staje się stała, a prędkość styczna jest bezpośrednio związana z obrotem Słońca.
Następnie należy założyć, że plazma jest doskonałym przewodnikiem. W ten sposób linie pola magnetycznego poruszają się wraz z nim. Oznacza to, że linie prądu pola magnetycznego zawsze będą równoległe do linii prądu prędkości a rotacja Słońca nadaje kształt spirali.
Chociaż przedstawiają sytuację wyidealizowaną, przybliżenia te umożliwiają uzyskanie wyników zgodnych z obserwacjami uzyskanymi z różnych satelitów i sond kosmicznych (por. #Observations )
Kilka planet w Układzie Słonecznym ma mniej lub bardziej intensywne pole magnetyczne. Interakcja między tym ostatnim a CMI generuje różne zjawiska fizyczne.
W ten sposób ziemska magnetosfera odchyla wiatr słoneczny. Spotkanie MIC z polem magnetycznym Ziemi następuje dokładniej w magnetopauzie . Dzięki temu CMI może odchylać lub częściowo anulować pole magnetyczne Ziemi.
Blisko Ziemi MIC ma niską wartość, różniącą się siłą od 1 do 37 nano- tesli (nT), ze średnią wartością ~ 6 nT.
CMI był obserwowany przez kilka satelitów, takich jak Imp-1 , Imp-8 , ISEE-1 i ISEE-3 , a także przez sondy, takie jak Voyager 1 i 2 .
Gdyby przestrzeń była pusta , słoneczne pole magnetyczne zmniejszyłoby się w funkcji sześcianu odległości. Poruszałby się od 10-4 T na swojej powierzchni do około 10-11 T na poziomie orbity Ziemi . Jednak pierwsze obserwacje CMI na wysokości Ziemi wykazały intensywność około 100 razy większą niż oczekiwano ( 10–9 T). Byłoby to spowodowane pewną ilością plazmy obecną w ośrodku międzyplanetarnym . Rzeczywiście, zapewnia to, że ośrodek międzyplanetarny można porównać do przewodzącego płynu skąpanego w polu magnetycznym , które indukuje prąd elektryczny, który w zamian wytwarza pole magnetyczne, zgodnie z mechanizmem podobnym do mechanizmu generatora .
Na wartość MIC może wpływać kilka zjawisk, w tym międzyplanetarne wieńcowe wyrzuty masy (ICME), ośrodek międzygwiazdowy lub efekt Cranfill .
Zmiany w międzyplanetarnym polu magnetycznym mogą wpływać na pogodę kosmiczną . Odnosi się to do warunków i procesów zachodzących w kosmosie, które mogą wpływać na środowisko w pobliżu Ziemi. Takie warunki mogą spowodować uszkodzenie satelitów, a nawet przerwanie sieci elektroenergetycznej .
