Edytujesz Międzyplanetarne pole magnetyczne (sekcja)

==Konekcja wiatru słonecznego do IMF==
Plazma podróżująca przez przestrzeń międzyplanetarną i znajdująca się w koronie słonecznej jest silnie przewodząca elektrycznie, co powoduje, że pole magnetyczne jest silnie skorelowane z jej obecnością. Mówi się tutaj o tzw. "zamrożeniu" plazmy, zjawisku szerzej znanym jako [[Twierdzenie Alfvéna|twierdzenie Alfvéna]], które sprowadza się do wniosku, że pole magnetyczne porusza się wraz z plazmą, zachowując swoje właściwości. Powoduje to także, że w koronie słonecznej tworzą się [[Koronalne łuki magnetyczne|łuki magnetyczne]], ponieważ ciśnienie plazmy jest tam znacznie niższe niż ciśnienie magnetyczne.

Rotacja Słońca powoduje, że linie międzyplanetarnego pola magnetycznego nie mają prostego przebiegu radialnego, lecz są odchylane w kierunku azymutalnym, tworząc charakterystyczny układ spiralny, określany mianem [[Spirala Parkera|spirali Parkera]]. Geometria ta jest wynikiem kombinacji stałego wypływu wiatru słonecznego z prędkością radialną oraz rotacji Słońca z okresem około 27 dni. W rezultacie IMF przyjmuje strukturę, której lokalne właściwości (takie jak orientacja i intensywność pola) zależą zarówno od prędkości wiatru słonecznego, jak i od zmiennych warunków w koronie słonecznej.

Zmiany w prędkości i gęstości wiatru słonecznego prowadzą do lokalnych fluktuacji w strukturze i intensywności IMF. Szybsze i wolniejsze strumienie wiatru mogą tworzyć [[Współrotujące regiony interakcji|strefy interakcji]], w których szybki wiatr słoneczny napotyka wolniejsze przepływy. W tych obszarach następuje kompresja plazmy i linii pola magnetycznego, co skutkuje wzrostem natężenia IMF i generowaniem zaburzeń w przestrzeni międzyplanetarnej. Fluktuacje te mają istotne znaczenie dla zjawisk geomagnetycznych, wpływając na dynamikę magnetosfer planetarnych, intensywność burz geomagnetycznych oraz propagację cząstek energetycznych w heliosferze.