Наличие или отсутствие у космических тел магнитного поля связывают с их внутренним строением.
Постоянное магнитное поле невозможно, так как температура в ядрах планет Солнечной системы намного выше точки Кюри. Было предложено множество объяснений природы внутреннего магнетизма планет; такие как термоэлектрический эффект или магнитные монополи не имеют удовлетворительных физических оснований, либо дают поля, по величине гораздо меньшие наблюдаемых. На настоящий момент общепринятой является теория динамо: магнитное поле генерируется благодаря конвекционным потокам в жидком токопроводящем ядре[1]. Она была предложена в 1919 году Дж. Лармором (на тот момент для объяснения магнетизма солнечных пятен)[2], затем теоретические основы теории были разработаны У. Элсассером[en] в 1939 году[3] и Э. Белордом[en] в 1949 году[4].
Таким образом, необходимым условием генерации магнитного поля является наличие жидкого ядра, проводящего ток, причём в нём должны иметь место потоки. Правда, касательно их происхождения нет столь существенной определённости, как по поводу теории магнитного динамо в целом; так, например, предлагались гипотезы о прецессии и приливных силах. Однако наиболее вероятной причиной таких потоков и, как следствие, источником энергии, компенсирующим потери на тепловое рассеяние, является термохимическая конвекция[5]. Показано, что в её отсутствие магнитное поле Земли затухало бы в {\displaystyle e} e раз за каждые 15000 лет, что ничтожно мало по сравнению с возрастом Земли — 4,5 млрд. лет[1]. Кроме того, именно отсутствие конвективных потоков, судя по всему, ответственно за слабость магнитного поля Венеры[6].
Магнитное поле тел Солнечной системы изучается как экспериментально — путём космических исследований — так и теоретически — посредством моделирования. Последнее требует решения системы нелинейных уравнений в частных производных (уравнение Навье-Стокса, уравнение магнитной индукции и др.), включающих параметры, значения которых в условиях ядер планет исключительно малы. Так, число Экмана, выражающее отношение величин вязкости и силы Кориолиса, составляет порядка 10−15, а магнитное число Прандтля, отвечающее за отношение вязкости к силе Лоренца — 10−6. Эти значения пока недостижимы как в численном моделировании, так и в экспериментах по воссозданию магнитного динамо в лабораторных условиях. Последние тем не менее полезны в плане понимания механизма[1].
Наличие или отсутствие у космических тел магнитного поля связывают с их внутренним строением.
Постоянное магнитное поле невозможно, так как температура в ядрах планет Солнечной системы намного выше точки Кюри. Было предложено множество объяснений природы внутреннего магнетизма планет; такие как термоэлектрический эффект или магнитные монополи не имеют удовлетворительных физических оснований, либо дают поля, по величине гораздо меньшие наблюдаемых. На настоящий момент общепринятой является теория динамо: магнитное поле генерируется благодаря конвекционным потокам в жидком токопроводящем ядре[1]. Она была предложена в 1919 году Дж. Лармором (на тот момент для объяснения магнетизма солнечных пятен)[2], затем теоретические основы теории были разработаны У. Элсассером[en] в 1939 году[3] и Э. Белордом[en] в 1949 году[4].
Таким образом, необходимым условием генерации магнитного поля является наличие жидкого ядра, проводящего ток, причём в нём должны иметь место потоки. Правда, касательно их происхождения нет столь существенной определённости, как по поводу теории магнитного динамо в целом; так, например, предлагались гипотезы о прецессии и приливных силах. Однако наиболее вероятной причиной таких потоков и, как следствие, источником энергии, компенсирующим потери на тепловое рассеяние, является термохимическая конвекция[5]. Показано, что в её отсутствие магнитное поле Земли затухало бы в {\displaystyle e} e раз за каждые 15000 лет, что ничтожно мало по сравнению с возрастом Земли — 4,5 млрд. лет[1]. Кроме того, именно отсутствие конвективных потоков, судя по всему, ответственно за слабость магнитного поля Венеры[6].
Магнитное поле тел Солнечной системы изучается как экспериментально — путём космических исследований — так и теоретически — посредством моделирования. Последнее требует решения системы нелинейных уравнений в частных производных (уравнение Навье-Стокса, уравнение магнитной индукции и др.), включающих параметры, значения которых в условиях ядер планет исключительно малы. Так, число Экмана, выражающее отношение величин вязкости и силы Кориолиса, составляет порядка 10−15, а магнитное число Прандтля, отвечающее за отношение вязкости к силе Лоренца — 10−6. Эти значения пока недостижимы как в численном моделировании, так и в экспериментах по воссозданию магнитного динамо в лабораторных условиях. Последние тем не менее полезны в плане понимания механизма[1].