Magnetosfera

Concepção artística de uma magnetosfera

Em astronomia e planetologia, uma magnetosfera é uma região do espaço ao redor de um objeto astronômico na qual o movimento do plasma e de partículas carregadas é organizado pela interação com um campo magnético. Em uma magnetosfera intrínseca, o campo é gerado pelo próprio corpo, em geral por um dínamo interno. Corpos sem um campo magnético global intrínseco também podem formar uma magnetosfera induzida quando o vento solar interage com uma ionosfera ou atmosfera eletricamente condutora.

No ambiente espacial próximo a um corpo com um campo aproximadamente dipolar, como a Terra, as linhas de campo se assemelham às de um dipolo magnético. Mais longe, elas podem ser fortemente distorcidas pelo fluxo de plasma eletricamente condutor, como o vento solar ou o vento de uma estrela próxima.

Na Terra, o campo geomagnético desvia grande parte do vento solar e limita a entrada de algumas partículas carregadas de alta energia, inclusive parte dos raios cósmicos, por meio dos limites geomagnéticos de rigidez. Esse efeito não bloqueia a radiação eletromagnética comum do Sol e não implica, por si só, menor perda atmosférica. Um campo magnético pode reduzir alguns mecanismos de erosão e favorecer outros canais de escape de partículas. As interações entre magnetosferas, partículas e atmosferas são estudadas em campos como a física de plasma, a física espacial e a aeronomia.

História

O estudo da magnetosfera terrestre começou em 1600, quando William Gilbert mostrou que o campo magnético na superfície da Terra se assemelhava ao de uma terrella, uma pequena esfera magnetizada. Em 1931, Sydney Chapman e V. C. A. Ferraro publicaram um modelo de tempestades magnéticas baseado na interação de um fluxo ionizado proveniente do Sol com o campo magnético terrestre. O balanço de pressão empregado nesse modelo deu origem às aproximações de Chapman-Ferraro usadas para estimar a extensão de uma magnetosfera.

Na década de 1940, Walter M. Elsasser propôs um modelo da teoria do dínamo, que atribui o campo magnético terrestre ao movimento do material condutor no núcleo externo da Terra. Com o uso de magnetômetros, cientistas puderam estudar as variações do campo magnético terrestre em função do tempo, da latitude e da longitude.

A partir do fim da década de 1940, foguetes passaram a ser usados no estudo de raios cósmicos. Em 1958, o Explorer 1, a primeira das missões da série Explorer, foi lançado para estudar a intensidade dos raios cósmicos acima da atmosfera e medir as flutuações dessa atividade. A missão observou a existência do cinturão de radiação de Van Allen, na região interna da magnetosfera terrestre, e o Explorer 3, lançado ainda naquele ano, confirmou sua existência. Também em 1958, Eugene Parker propôs a ideia do vento solar. O termo "magnetosfera" foi proposto por Thomas Gold em 1959 para explicar a interação do vento solar com o campo magnético terrestre. A missão Explorer 12, lançada em 1961, levou Cahill e Amazeen a observarem, em 1963, uma queda súbita na intensidade do campo magnético perto do meridiano do meio-dia. A região recebeu depois o nome de magnetopausa. Em 1983, o International Cometary Explorer fez observações da cauda magnetosférica.

Estrutura e comportamento

A estrutura de uma magnetosfera depende do tipo de objeto astronômico, das fontes de plasma e momento linear, do período de rotação do objeto, da orientação de seu eixo de rotação e de seu campo magnético e das propriedades do plasma externo que incide sobre ela.

Para um planeta cujo campo pode ser aproximado por um dipolo imerso em um fluxo supermagnetossônico, a distância subsolar da magnetopausa pode ser estimada por um balanço entre a pressão magnética e a pressão dinâmica do fluxo incidente. Uma forma moderna da aproximação de Chapman-Ferraro é

na qual é a distância subsolar da magnetopausa, é o raio do planeta, é a intensidade característica do campo dipolar na superfície, é a velocidade do vento solar, é sua densidade de massa, é a permeabilidade do vácuo e é um fator geométrico da ordem da unidade. Um valor de aproximadamente 1,4 é usado em uma formulação comum. A dependência em potência de 1/6 vale para um campo aproximadamente dipolar e não representa com a mesma precisão magnetosferas que contêm discos de plasma e grandes pressões internas, como a de Júpiter.

Uma magnetosfera é chamada de intrínseca quando o principal obstáculo ao plasma externo é um campo magnético global produzido pelo próprio corpo. Mercúrio, Terra, Júpiter, Ganímedes, Saturno, Urano e Netuno possuem magnetosferas desse tipo. Quando o corpo não possui um campo intrínseco global forte, o vento solar pode interagir diretamente com sua atmosfera ou ionosfera e produzir correntes que desviam e empilham o campo magnético interplanetário. Forma-se então uma magnetosfera induzida. Vênus é um exemplo.

Marte possui uma magnetosfera global induzida, mas conserva campos magnéticos remanescentes na crosta. Esses campos criam estruturas magnéticas locais e tornam a interação marciana mais complicada do que a de Vênus. Por essa razão, a magnetosfera marciana também pode ser tratada como um sistema híbrido em algumas classificações.

A dinâmica também varia conforme as fontes predominantes de energia e plasma. A magnetosfera terrestre responde fortemente ao vento solar. Em Júpiter e Saturno, a rotação rápida e as fontes internas de plasma têm peso maior.

Fontes de plasma

O plasma presente dentro de uma magnetosfera pode vir do ambiente externo, da atmosfera ou ionosfera do próprio corpo e, em alguns sistemas, de satélites. Na Terra, parte do plasma do vento solar atravessa a magnetopausa, sobretudo por processos como a reconexão magnética. A ionosfera também fornece íons que seguem as linhas do campo e chegam a regiões distantes da magnetosfera. A proporção entre essas fontes muda de um sistema para outro e pode variar com a atividade magnetosférica.

Assimetria amanhecer-entardecer

As magnetosferas não são necessariamente simétricas entre seus lados do amanhecer e do entardecer. Na Terra, a geometria do campo magnético interplanetário, a interação do vento solar com o choque em arco e a magnetobainha, os movimentos de partículas e a reconexão magnética produzem assimetrias. Em outros corpos, a rotação, fontes internas de plasma e o movimento orbital também podem participar.

Assimetria entre amanhecer e entardecer também é observada nos ventos termosféricos e em fenômenos localizados de reconexão.

Estrutura

Concepção artística da estrutura de uma magnetosfera: 1) choque em arco. 2) magnetobainha. 3) magnetopausa. 4) magnetosfera. 5) lobo norte da cauda. 6) lobo sul da cauda. 7) plasmosfera.

Choque em arco

Imagem infravermelha e concepção artística do choque em arco em torno de R Hydrae

Um choque em arco se forma a montante de um obstáculo quando o plasma incidente se move mais rápido do que a velocidade magnetossônica. Em uma magnetosfera planetária, ele fica à frente da magnetopausa e desacelera, aquece e comprime o vento solar antes que o plasma entre na magnetobainha. Estruturas análogas também podem surgir quando um vento estelar encontra o meio interestelar. A interação no choque pode produzir forte anisotropia no plasma e gerar instabilidades a montante e a jusante.

Magnetobainha

A magnetobainha é a região entre o choque em arco e a magnetopausa. Ela fica fora da magnetosfera propriamente dita e é formada principalmente pelo vento solar que já atravessou o choque, embora possa conter plasma proveniente da magnetosfera. Nesse trecho, o plasma é aquecido e comprimido e o campo magnético pode variar fortemente em direção e magnitude. A magnetobainha transmite à magnetopausa a pressão do fluxo externo.

Magnetopausa

A magnetopausa é a fronteira que separa o plasma magnetosférico do plasma da magnetobainha. Sua posição depende do balanço entre as pressões magnética e térmica no interior e as pressões exercidas pelo vento solar e pelo campo magnético externo. Como há plasma magnetizado dos dois lados, a fronteira pode sustentar correntes, ondas, instabilidades e reconexão. Sua estrutura depende de parâmetros como o número de Mach, o beta do plasma e a orientação do campo magnético. O tamanho e a forma da magnetopausa mudam à medida que o ambiente externo varia.

Cúspides polares

Em magnetosferas aproximadamente dipolares, como a terrestre, o campo forma duas regiões de alta latitude no lado voltado para o Sol chamadas de cúspides polares. Nelas, a geometria do campo permite que plasma da magnetobainha alcance mais diretamente partes internas da magnetosfera e a alta atmosfera. As cúspides respondem à orientação do campo magnético interplanetário e à reconexão na magnetopausa.

Cauda magnetosférica

No lado oposto à região comprimida pelo fluxo externo encontra-se a cauda magnetosférica, onde a magnetosfera pode se estender por distâncias muito maiores. Na Terra, ela contém dois lobos principais. As linhas do campo magnético no lobo norte apontam em direção ao planeta, enquanto as do lobo sul apontam no sentido oposto. Os lobos contêm relativamente pouco plasma. Entre eles fica uma folha de plasma, onde a densidade de partículas é maior e o campo magnético é mais fraco.

Magnetosfera terrestre

Concepção artística da magnetosfera terrestre
Diagrama da magnetosfera terrestre
Simulação do campo magnético terrestre durante uma perturbação do vento solar. A magnetosfera é comprimida no lado diurno e alongada no lado noturno.

Perto da Terra, o campo tem aproximadamente a geometria de um dipolo. Sobre o equador, suas linhas são quase horizontais e se curvam para voltar à superfície em latitudes mais altas. Em grandes altitudes, o vento solar e o campo magnético interplanetário modificam fortemente essa geometria.

No ponto subsolar, a magnetopausa costuma ficar a cerca de 6 a 10 raios terrestres do centro da Terra, aproximadamente 38.000–64.000 km, embora sua posição varie com a pressão do vento solar. O choque em arco fica mais longe. Sua espessura pode ser extremamente pequena em comparação com as dimensões da magnetosfera. A missão Cluster mediu uma espessura de cerca de 17 km em uma travessia. Em outra observação, as espaçonaves do Cluster atravessaram o choque em arco a uma altitude de cerca de 105.000 km em 24 de janeiro de 2001.

A magnetopausa não é uma barreira impermeável. Instabilidades de Kelvin-Helmholtz podem formar grandes vórtices quando plasmas dos dois lados da fronteira se deslocam em velocidades diferentes. Esses vórtices favorecem o transporte de plasma e podem produzir ou favorecer reconexão magnética, permitindo a entrada de material do vento solar.

Na configuração clássica do ciclo de Dungey, especialmente quando a componente norte-sul do campo magnético interplanetário aponta para o sul, a reconexão no lado diurno conecta o campo interplanetário ao campo terrestre. O vento solar transporta esse fluxo magnético em direção à cauda. A reconexão no lado noturno fecha novamente parte dessas linhas e devolve fluxo magnético ao lado diurno. As taxas de reconexão nos dois lados não precisam ser iguais a cada instante, de modo que a quantidade de fluxo aberto na magnetosfera pode crescer ou diminuir.

Mais perto da Terra encontra-se a magnetosfera interna. A plasmosfera contém plasma relativamente frio e denso, originado em grande parte na ionosfera, que aproximadamente corrota com o planeta. A corrente de anel é formada por partículas energéticas que derivam ao redor da Terra. Os cinturões de Van Allen contêm populações ainda mais energéticas aprisionadas pelo campo geomagnético.

No lado noturno, a magnetosfera forma uma cauda muito extensa. Seu comprimento não possui uma fronteira final bem definida. Estruturas da cauda já foram observadas a centenas de raios terrestres, e estimativas de sua extensão chegam a cerca de mil raios terrestres, aproximadamente 6,4 milhões de quilômetros. A folha de plasma é uma das principais fontes dos elétrons que produzem auroras, e processos na cauda, inclusive a reconexão magnética, participam de subtempestades magnetosféricas e de intensificações aurorais.

Cientistas da NASA também propuseram que a passagem da Lua pela cauda magnetosférica terrestre poderia favorecer o transporte eletrostático de poeira lunar ao criar diferenças de potencial entre regiões iluminadas e escuras.

O centro da folha de plasma, chamado de folha neutra, é uma região na qual o campo muda de direção entre os dois lobos e onde pode ocorrer reconexão. A folha de plasma também apresenta movimentos coletivos que deslocam a folha neutra na direção norte-sul e a inclinam em relação ao plano da eclíptica. Essas oscilações são chamadas de movimentos de flapping. Uma biruta oferece uma analogia visual para esse movimento.

Outros objetos

Concepção artística de Tau Boötis b

Estrelas também geram ambientes extensos de plasma magnetizado. No Sistema Solar, a cavidade criada pelo vento solar recebe o nome de heliosfera. Entre os planetas e satélites, campos magnéticos globais intrínsecos sustentam magnetosferas em Mercúrio, Terra, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Ganímedes.

A magnetosfera de Júpiter é a maior magnetosfera planetária do Sistema Solar. Sua magnetopausa subsolar varia fortemente com a pressão do vento solar e com a pressão interna do plasma. Observações e modelos a colocam aproximadamente entre 45 e 100 raios de Júpiter, cerca de 3,2–7,1 milhões de quilômetros do centro do planeta, com estados comprimidos e expandidos recorrentes. A cauda joviana se prolonga além da órbita de Saturno. Seu momento magnético é aproximadamente 18.000 vezes maior que o da Terra.

Uma das principais fontes de plasma da magnetosfera de Júpiter é Io. Material proveniente da atmosfera e da atividade vulcânica do satélite forma nuvens neutras, é ionizado e abastece o toro de plasma de Io e a folha de plasma joviana.

Vênus e Marte não possuem um campo magnético intrínseco global comparável ao da Terra e formam magnetosferas induzidas. A presença ou ausência de um campo intrínseco modifica os mecanismos pelos quais partículas e energia são transportadas e pelos quais uma atmosfera pode escapar, mas não existe uma relação geral na qual um campo mais forte implique necessariamente menor perda atmosférica. Em Plutão, ainda não se sabe se existe um campo magnético intrínseco. Seu pequeno tamanho e sua rotação lenta tornam provável que, se houver um, seja fraco.

Magnetosferas do Sistema Solar
Magnetosfera Campo equatorial superficial (μT) Distância até a magnetopausa / raio planetário Número de Mach de Alfvén a montante Pressão magnética superficial / pressão magnética externa Velocidade do vento solar / velocidade de rotação na magnetopausa
Mercúrio 0,14–0,4 1,5 6 1 300.000
Terra 31 10 7 400.000 90
Marte < 0,01 n/d 8 < 0,04 n/d
Júpiter 428 70 10 700.000.000 0,4
Ganímedes 0,72 1,6 0,4 50 n/d
Saturno 22 20 12 70.000.000 2
Urano 23 18 13 40.000.000 7
Netuno 14 24 15 40.000.000 6

Magnetosferas e campos magnéticos de exoplanetas são difíceis de medir diretamente. Em 2014, um momento magnético ao redor de HD 209458 b foi inferido por meio da distribuição de hidrogênio que escapava da atmosfera do planeta.

Em 2019, sinais atribuídos à interação entre estrelas e planetas foram usados para estimar campos superficiais entre cerca de 20 e 120 gauss para quatro Júpiteres quentes. Esses valores dependiam do modelo usado para interpretar a interação.

Observações com o LOFAR publicadas em 2021 encontraram um possível sinal de rádio de baixa frequência no sistema Tau Boötis, que poderia ser compatível com emissão de maser ciclotrônico eletrônico proveniente de Tau Boötis b. O sinal permaneceu provisório. Novas observações não o reproduziram e uma busca interferométrica publicada em 2025 concluiu que a detecção anterior provavelmente não correspondia a um sinal astrofísico real. Emissão auroral de rádio proveniente diretamente de um exoplaneta ainda não havia sido detectada de maneira inequívoca nesse trabalho.

Também em 2021, observações ultravioletas de HAT-P-11b encontraram absorção estendida de hidrogênio neutro e carbono ionizado. A modelagem foi interpretada como compatível com forte magnetização e uma extensa cauda magnetosférica, embora a inferência dependa da interpretação do fluxo atmosférico e não corresponda a uma medição direta do campo.

Em 2023, rajadas coerentes de rádio no sistema YZ Ceti foram apontadas como possível sinal de interação magnética entre a estrela e YZ Ceti b. A atividade magnética da própria estrela não pôde ser excluída, e o caso permaneceu como candidato.

Em 2026, observações espectroscópicas de alta resolução de sete Júpiteres ultraquentes encontraram uma diminuição da velocidade dos ventos atmosféricos com o aumento da temperatura planetária. O comportamento não foi reproduzido por modelos puramente hidrodinâmicos e foi compatível com arrasto magnético. A partir dessa relação, os campos atmosféricos possíveis foram limitados a, no máximo, alguns gauss, valores da mesma ordem do campo equatorial de Júpiter.

Outro estudo publicado em 2026 analisou 18 anos de espectroscopia da estrela GJ 436. Indicadores de atividade estelar apresentaram modulação no período orbital do planeta GJ 436 b, juntamente com efeitos da rotação estelar e de seu ciclo magnético. O comportamento foi interpretado como interação magnética estrela-planeta, e um modelo geométrico reproduziu os períodos observados para um campo planetário entre aproximadamente 6 e 110 gauss. Esses métodos medem efeitos atribuídos ao magnetismo de maneira indireta e não equivalem à detecção in situ de uma magnetosfera.

Ver também

Referências

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