mini|200px|Heliosferni strujni sloj trodimenzionalni je oblik Parkerove spirale koji nastaje kao rezultat utjecaja Sunčevog rotirajućeg magnetnog polja na plazmu u međuplanetarnom prostoru. Međuplanetarno magnetno polje (MMP), koje se često naziva i heliosferno magnetno polje (HMP), komponenta je solarnog magnetnog polja koju tok Sunčevog vjetra izvlači iz solarne korone i ispunjava Sunčev sistem.

Plazma koronalnog i solarnog vjetra Plazme koronalnog i solarnog vjetra visoko su električno provodljive, što znači da su linije magnetnog polja i tokovi plazme efektivno "zamrznuti" zajedno i magnetno polje ne može difundirati kroz plazmu na vremenskim skalama od interesa. U solarnoj koroni magnetni pritisak znatno premašuje pritisak plazme i stoga je plazma prvenstveno strukturirana i ograničena magnetnim poljem. Međutim, s povećanjem nadmorske visine kroz koronu solarni vjetar ubrzava dok izvlači energiju iz magnetnog polja putem interakcije Lorentzove sile, što rezultira time da impuls toka premašuje ograničavajuću silu magnetne napetosti, a koronalno magnetno polje biva izvučeno djelovanjem Sunčevog vjetra i formira MMP. Ovo ubrzanje često dovodi do toga da MMP bude lokalno nadzvučan do 160 AJ od Sunca.

Dinamički pritisak vjetra dominira nad magnetnim pritiskom kroz veći dio Sunčevog sistema (ili heliosfere), tako da se magnetno polje uvlači u Arhimedov spiralni uzorak (Parkerova spirala) kombinacijom vanjskog kretanja i Sunčeve rotacije. U svemiru blizu Zemlje MMP nominalno zaklapa ugao od približno 45° u odnosu na liniju Zemlja – Sunce iako se ugao mijenja s brzinom Sunčevog vjetra. Ugao MMP-a prema radijalnom smjeru smanjuje se s helio-geografskom širinom kako se smanjuje brzina fotosfernog podnožja.

U zavisnosti od polariteta fotosfernog podnožja heliosferno magnetno polje spiralno se okreće prema unutra ili prema van; magnetno polje prati isti oblik spirale u sjevernom i južnom dijelu heliosfere, ali sa suprotnim smjerom polja. Ova dva magnetna domena odvojena su strujnim slojem (električna struja koja je ograničena na zakrivljenu ravan). Ovaj heliosferni strujni sloj ima oblik sličan uvijenoj balerininoj suknji i mijenja oblik tokom solarnog ciklusa kako se Sunčevo magnetno polje okreće otprilike svakih 11 godina.

Magnetno polje u Zemljinoj orbiti mini|155px|Simulacija interakcije Zemljinog magnetnog polja sa (solarnim) međuplanetarnim magnetnim poljem Plazma u međuplanetarnom prostoru također je odgovorna za to što je jačina Sunčevog magnetnog polja u Zemljinoj orbiti preko 100 puta veća nego što se prvobitno očekivalo. Da je svemir vakuum, tada bi se Sunčevo magnetno dipolno polje – otprilike 10−4 tesla na površini Sunca – smanjilo s inverznim kubom udaljenosti na približno 10−11 tesla. No, satelitska posmatranja pokazuju da je stotinjak puta veće, na otprilike 10−9 tesla. Magnetohidrodinamička (MHD) teorija predviđa da kretanje provodnog fluida (npr., međuplanetarnog prostora) u magnetnom polju indukuje električne struje, koje zauzvrat stvaraju magnetna polja – i, u tom pogledu, ponaša se kao MHD-dinamo.

Međuplanetarno magnetno polje u Zemljinoj orbiti varira s talasima i drugim poremećajima u solarnom vjetru, poznatim kao "svemirsko vrijeme". Polje je vektor, s komponentama u radijalnom i azimutnom smjeru, kao i komponentom vertikalnom na ekliptiku. Jačina polja varira u blizini Zemlje od 1 do 37 nT, u prosjeku približno 6 nT. Od 1997. solarno magnetno polje prati se u realnom vremenu pomoću satelita Advanced Composition Explorer (ACE), koji je u halo-orbiti na Lagrangeovoj tački Sunce – Zemlja L1; od jula 2016. prati ga satelit Deep Space Climate Observatory (DSCOVR), također na tački Sunce – Zemlja L1 (pri čemu ACE nastavlja služiti kao rezervno mjerenje).

Također pogledajte Magnetosfera Sunčev vjetar

Reference

Kategorija:Sunčev sistem Kategorija:Svemir Kategorija:Magnetizam u astronomiji