磁層電磁波

磁層內靜磁能大於等離子體的動能，等離子體的分佈和行為主要受地球磁場的控制。同時，由於來自太陽的超聲速粒子源──太陽風的作用，磁層的形狀類似於彗星(見圖)。其背日面的尾部遠達幾百個地球半徑以上，稱為磁尾。在磁尾有等離子體片和磁場為零的中性片。在向日面有一個邊界，稱為磁層頂。那裏，太陽風的動壓與磁層的磁壓相等，正常情況下磁層頂離地心約 8～11個地球半徑。高速的太陽風在磁層頂附近、離地心約14個地球半徑處形成一個無碰撞的弓形激波面,厚度較薄,僅相當於近地行星際磁場中的質子迴旋半徑。弓形激波面與磁層頂之間的過渡區稱為磁鞘，厚度為3～4個地球半徑。太陽風經過弓形激波面受到加熱和偏折，沿磁層頂流向磁尾。在磁緯度 70°～75° 的極區，有開放的磁力線，稱為極尖區。在低於極尖區緯度的區域中，磁場近似為偶極場的封閉磁力線。特別在磁緯度 60°以下，由封閉磁力線組成象麪包圈形狀的磁場，高能粒子被捕獲而形成輻射帶。以磁緯度 60°相對應的磁力線為分界，低能粒子組成的等離子體有一個明顯的電子密度變化，這條分界線稱為等離子層頂。在等離子層頂以下為等離子層，其成分主要是在電離層中被光化電離的氫和氦。這些質量輕的等離子體按擴散平衡分佈，從F2層頂部擴展到離子層頂。磁層中的波和實驗室等離子體的波有相同的基本特性，大致可分為阿爾芬波、離子和電子迴旋波、靜電波。

由於磁層中碰撞頻率很小，等離子體可視為理想導電流體，它遵守阿爾芬的凍結原理，即等離子體運動時磁力線與粒子一起運動。當波的頻率遠小於離子迴旋頻率時，波的速度主要決定於離子的質量和磁張力，如弦的傳播速度決定於弦質量密度和絃的張力一樣。阿爾芬波的速度遠小於光速，並且不隨波的頻率而變化。在從太陽到磁層的行星際空間觀測到的許多起伏場都是阿爾芬波，絕大部分是從太陽向外傳播的。在高緯度地面上觀測到的一種頻率在 0.001～10赫範圍的地磁脈動,就屬於這種沿地磁場傳播的阿爾芬波,也是磁流體波。因為與等離子體一起振動的磁場是橫向振動，阿爾芬波與一般的電磁波相似，也具有橫電磁波的特性。只是波的磁場能遠大於電場能。

隨着波的頻率的增加，阿爾芬波分裂為兩個偏振方向相反的圓偏振波（對於縱傳播），其中左旋偏振波對應離子迴旋波。頻率越接近離子迴旋頻率，則波的色散越明顯；在頻率等於離子迴旋頻率時發生諧振，如在等離子層頂和極尖區觀測到略低於離子迴旋頻率的離子迴旋波（頻率為0.5～100赫）。右旋偏振波對應電子迴旋波，又稱哨聲模電磁波，有更明顯的色散特性，波的羣速度也小於光速。在磁層中哨聲模電磁波十分普遍，如在等離子層頂和等離子層內部沿地磁場傳播的電子哨聲波（頻率為100赫～1兆赫）和離子哨聲波（頻率為10～750赫）。此外，各種甚低頻發射,包括等離子層嘶聲、極光區嘶聲、合聲等（見磁層甚低頻發射），都屬於哨聲模電磁波或由它們組合的電磁湍流。在頻率接近等離子頻率時，如在電離層的高頻無線電波，有尋常波和非常波，遵守阿普頓－哈特里公式（見磁離子理論）。

一般説來，阿爾芬波、離子與電子迴旋波都屬於電磁波，是橫波。在磁層等離子體中還有一種受靜電力引起的等離子體振盪波，它不同於前者，是縱波。在冷等離子體中電磁波(包括阿爾芬波)可以傳播，而靜電波在等離子體中不能傳播，只是一種振盪。這種振盪的恢復力是等離子體中的電子離開平均位置時出現的靜電力。當有熱運動時,電子的速度便有不同的分佈,如果較高速度的粒子數目小於較低速度的粒子數目，當波與粒子相互作用時波將因其能量交給粒子而受到衰減。反之，如果較高速度的粒子數目大於較低速度的粒子數目，則波將獲得能量而增大，導致不穩定性。磁層中的弓形激波和磁鞘中的弓形激波湍流就是寬帶的靜電波，頻率為200赫～30千赫；在極光區上空也有寬帶靜電湍流,頻率為10赫～10千赫；在磁尾等離子體片的邊界上有寬帶的靜電噪聲,頻率為10赫～2千赫。這些靜電波在人造衞星上都能觀測到。利用衞星還能觀測到等離子層頂的兩種諧振的振盪，一種稱為下混雜諧振噪聲,頻率為4～18千赫；另一種稱為上混雜諧振噪聲，頻率為100～600千赫。

此外，在頻率很低時，波的相速度等於離子的熱運動速度，故離子具有聲波的速度，稱為離子聲波。還有一種由於密度梯度引起的漂移波，如同在重力作用下的空氣與水兩種流體的分界面上產生漂移波一樣。在磁尾中性電離處可觀測到離子聲波和漂移波。