Yerning magnit maydoni yoki geomagnit maydon — magnit maydoni bo‘lib, Yerning ichki manbalari tomonidan hosil qilinadi. U geomagnetizmning o‘rganish obyektidir. Bu maydon 4,2 milliard yil avval paydo bo‘lgan.

Yerning o‘z magnit maydoni (geomagnit maydon) quyidagi asosiy qismlarga bo‘linadi:

• asosiy maydon,
• global anomaliyalar maydonlari,
• tashqi magnit maydon.

Asosiy maydon

Uning 90 % dan ortig‘i manbai Yer ichida, suyuq tashqi yadroda joylashgan maydondan iborat. Bu qism asosiy yoki normal maydon deb ataladi. Uni yaqinlashtirib ifodalash mumkin — garmonikalar qatori, ya’ni Gauss qatori yordamida. Birinchi yaqinlashishda Yer sirtiga yaqin hududda (uning uch radiusigacha) bu maydon magnit dipoli maydoniga o‘xshaydi, ya’ni Yer shari taxminan shimoldan janubga yo‘nalgan o‘qqa ega bo‘lgan tayoqchasimon magnit singari ko‘rinadi. Bu dipolning markazi Yerning geometrik markaziga to‘g‘ri kelmaydi, balki unga nisbatan siljigan. Dipol o‘qi sayyoraning aylanish o‘qi bilan taxminan 10° burchak hosil qiladi. Shu bois magnit qutblari ham geografik qutblardan qariyb 10° ga og‘gan. Geomagnit qutblar — dipol o‘qi Yer sirtini kesib o‘tadigan nuqtalardir. Ularning turli vaqtlardagi joylashuvi Gauss qatorining dastlabki uchta koeffitsiyentini muayyan usulda aniqlaydigan magnit maydon modellariga asoslanib hisoblanadi. Bunday global modellarga, jumladan, Xalqaro geomagnit etalon maydon (International Geomagnetic Reference Field, IGRF) va Jahon magnit modeli (World Magnetic Model, WMM)^[ingl.] kiradi. Ular turli xalqaro geofizika tashkilotlari tomonidan shakllantiriladi. Geomagnit maydon holati va parametrlarini ifodalovchi yangilangan Gauss koeffitsiyentlari to‘plamlari har besh yilda bir marta tasdiqlanib, e’lon qilinadi. Masalan, WMM2015 modeliga ko‘ra, Shimoliy geomagnit qutb (aslida magnitning janubiy qutbi) 80,37° shimoliy kenglik va 72,62° g‘arbiy uzunlikda, Janubiy geomagnit qutb esa 80,37° janubiy kenglik va 107,38° sharqiy uzunlikda joylashgan; dipol o‘qining Yer aylanish o‘qiga nisbatan og‘ishi 9,63° ni tashkil etadi. Yer sirtidagi magnit o‘qqa perpendikulyar bo‘lgan, aniq muvozanatlangan magnit strelkasi mutlaqo gorizontal turadigan aylana magnit ekvatori deb ataladi.

Tashqi magnit maydon

Tashqi magnit maydonni Yer sirtidan tashqarida, uning atmosferasida joylashgan elektr toki tizimlari hosil qiladi. Atmosferaning yuqori qismida (100 km va undan balandda), ya’ni ionosferada molekulalar ionlashib, zich va sovuq plazmani hosil qiladi; u yuqoriga ko‘tariladi. Shuning uchun magnitosferaning Yer ionosferasidan yuqorida, uning uch radiusigacha cho‘zilgan qismi plazmosfera deb ataladi. Plazma Yerning magnit maydoni ta’sirida ushlab turiladi, ammo uning holati maydonning quyosh shamoli — Quyosh tojidan.

kelayotgan plazma oqimi bilan o‘zaro ta’siriga bog‘liq. Shu tariqa Yer sirtidan uzoqda magnit maydon nosimmetrik bo‘ladi, chunki quyosh shamoli uni buzadi: Quyosh tomonida maydon siqiladi, Quyoshdan teskari yo‘nalishda esa yuz minglab kilometrga cho‘zilib, Oy orbitasidan ham nariga o‘tadi. Bunday o‘ziga xos «dumli» shakl quyosh shamoli va Quyoshdan kelayotgan zarrachalar oqimining plazmasi Yer magnitosferasini — Yerning magnit maydoni hukmron bo‘lgan, Quyosh va boshqa sayyoralararo manbalar ta’siridan ustun turadigan Yer atrofi kosmik hududini — aylanib o‘tganda hosil bo‘ladi. Magnitosfera sayyoralararo fazodan magnitopauza bilan ajralgan; bu chegarada quyosh shamolining dinamik bosimi Yerning o‘z magnit maydoni bosimi bilan muvozanatlashadi. Magnitosferaning Quyoshga qaragan eng yaqin nuqtasi o‘rtacha 10 Yer radiusi R_⊕ masofasida joylashadi; quyosh shamoli kuchsiz bo‘lganda masofa 15—20 R_⊕ ga yetadi, Yerdagi magnit g‘alayonlari davrida esa magnitopauza geostatsionar orbitadan (6,6 R_⊕) ham ichkariga kirishi mumkin. Tungi tomondagi cho‘zilgan dumning diametri taxminan 40 R_⊕, uzunligi esa 900 R_⊕ dan ortadi; taxminan 8 R_⊕ masofadan boshlab, uni maydon induksiyasi nolga yaqin bo‘lgan yassi neytral qatlam qismlarga ajratadi.

Geomagnit maydon induksiya chiziqlarining o‘ziga xos tuzilishi tufayli zaryadlangan zarrachalar — protonlar va elektronlar — uchun magnit tuzoq hosil qiladi. U nihoyatda ko‘p zarrachani tutib, saqlab turadi. Shu sababli magnitosfera zaryadlangan zarrachalarning o‘ziga xos omboridir. Turli baholashlarga ko‘ra, ularning umumiy massasi 1 kg dan 10 kg gacha. Bu zarrachalar radiatsiya kamarini hosil qiladi; kamar Yerning qutblarga yaqin hududlaridan tashqari barcha tomonini o‘rab oladi. U shartli ravishda ichki va tashqi kamarga bo‘linadi. Ichki kamarning quyi chegarasi taxminan 500 km balandlikda, qalinligi esa bir necha ming kilometr. Tashqi kamar 10—15 ming km balandlikda joylashgan. Radiatsiya kamari zarrachalari Lorens kuchi ta’sirida Shimoliy yarimshardan Janubiy yarimsharga va aksincha murakkab davriy harakatlar qiladi, ayni paytda Yer atrofida azimut bo‘ylab sekin siljiydi. Energiyasiga qarab, ular Yer atrofini bir necha daqiqadan bir sutkagacha bo‘lgan vaqtda to‘liq aylanib chiqadi.

Magnitosfera kosmik zarrachalar oqimlarini Yerga yaqinlashtirmaydi. Ammo magnitosferaning dumi Yer sirtidan uzoqda joylashgani uchun u yerda geomagnit maydon kuchlanganligi va, demak, himoya xususiyati susayadi. Natijada Quyosh plazmasining ayrim zarrachalari magnitosfera ichiga va radiatsiya kamarlarining magnit tuzoqlariga kirishi mumkin bo‘ladi. Shunday qilib, dum sohasi atmosferaga yog‘ilib tushadigan zarrachalar oqimi shakllanadigan joy bo‘lib, ular qutb yog‘dulari va avroral toklarni keltirib chiqaradi. Qutbiy hududlarda Quyosh plazmasi oqimining bir qismi Yer radiatsiya kamaridan atmosferaning yuqori qatlamlariga kirib, kislorod va azot molekulalari bilan to‘qnashadi hamda ularni qo‘zg‘atadi yoki ionlashtiradi. Kislorod atomlari qo‘zg‘almagan holatga qaytganda λ = 0,56 mkm va λ = 0,63 mkm to‘lqin uzunligidagi fotonlarni chiqaradi. Ionlangan azot molekulalari rekombinatsiyalanganda esa spektrning ko‘k va binafsha chiziqlari nurlanadi. Natijada, ayniqsa magnit bo‘ronlari paytida juda harakatchan va yorqin qutb yog‘dulari kuzatiladi. Magnit bo‘ronlari Quyosh faolligi oshishi bilan quyosh shamolining zichligi va tezligi ortib, magnitosferada g‘alayonlar yuzaga kelganda sodir bo‘ladi.

Yer va Quyosh magnit maydonlarining mavjudligini birinchi marta J. Larmor 1919-yilda tushuntirishga urinib, dinamo konsepsiyasini ilgari surgan. Unga ko‘ra, osmon jismining magnit maydoni elektr o‘tkazuvchi muhitning gidrodinamik harakati tufayli saqlanib turadi. Biroq 1934-yilda T. Kauling^[ingl.]gidrodinamik dinamo mexanizmi orqali o‘q bo‘yicha simmetrik magnit maydonni saqlab bo‘lmasligi haqidagi teoremani isbotladi. O‘sha davrda o‘rganilayotgan osmon jismlarining ko‘pchiligi (ayniqsa Yer) o‘q bo‘yicha simmetrik deb hisoblangan. Shunga asoslanib, ularning magnit maydoni ham shunday simmetriyaga ega bo‘lishi, demak, teoremaga ko‘ra, bunday mexanizm orqali hosil bo‘la olmasligi taxmin qilingan. Hatto Albert Eynshteyn ham sodda (simmetrik) yechimlar mavjud bo‘lmasa, bunday dinamoni amalga oshirish imkoniyatiga shubha bilan qaragan. Faqat ancha keyin magnit maydon hosil bo‘lishini tavsiflovchi o‘q bo‘yicha simmetrik tenglamalarning yechimlari hamisha simmetrik bo‘lavermasligi ko‘rsatilgan va 1950-yillarda nosimmetrik yechimlar topilgan.

Shundan beri dinamo nazariyasi muvaffaqiyatli rivojlanmoqda. Hozir Yer va boshqa sayyoralar magnit maydonining kelib chiqishiga doir eng ko‘p qabul qilingan va eng ehtimolli izoh — o‘z-o‘zini qo‘zg‘atuvchi dinamo mexanizmi. Bunda o‘tkazgich magnit maydonda harakatlanganda elektr toki hosil bo‘ladi, toklarning o‘zi esa shu magnit maydonni yuzaga keltirib, kuchaytiradi. Buning uchun zarur sharoitlar Yer yadrosida mavjud: asosan tashqi yadroni tashkil etuvchi temir taxminan 4—6 ming kelvin haroratda suyuq bo‘lib, elektr tokini juda yaxshi o‘tkazadi. Unda konveksion oqimlar hosil bo‘lib, qattiq ichki yadrodan issiqlikni olib chiqadi (bu issiqlik radioaktiv elementlar parchalanishi yoki yashirin issiqlikning ajralishi, ya’ni qotish jarayonida moddaning ichki va tashqi yadro chegarasida sayyora asta-sekin sovishi bilan bog‘liq hodisalardan hosil bo‘ladi).Koriolis kuchlari ushbu oqimlarni o‘ziga xos spirallarga burib, Teylor ustunlari^[ingl.] deb ataladigan tuzilmalarni hosil qiladi. Qatlamlar o‘rtasidagi ishqalanish tufayli ular elektr zaryadiga ega bo‘lib, yopiq kontur bo‘ylab oqadigan toklarni shakllantiradi. Natijada, dastlab mavjud bo‘lgan juda kuchsiz magnit maydon ichida harakatlanuvchi o‘tkazgichlardan iborat o‘tkazuvchan kontur bo‘ylab aylanadigan toklar tizimi hosil bo‘ladi, xuddi Faradey diskidagi kabi. Bu tizim magnit maydon yaratadi; oqimlarning geometriyasi qulay bo‘lganda u dastlabki maydonni kuchaytiradi. Kuchaygan maydon, o‘z navbatida, tokni oshiradi. Bu jarayon tok ortishi bilan Joul issiqligiga ketadigan energiya yo‘qotishlari gidrodinamik harakatlardan keladigan energiyaga tenglashguncha davom etadi. Dinamo pretsessiya yoki to‘lqin ko‘tarilishi kuchlari tufayli ham qo‘zg‘alishi, ya’ni energiya manbai Yerning aylanishi bo‘lishi mumkinligi taxmin qilingan. Biroq eng keng tarqalgan va rivojlantirilgan faraz — asosiy sabab aynan termokimyoviy konveksiya ekanidir.

Matematik jihatdan bu jarayon magnitogidrodinamik induksiya tenglamasi^[ingl.]

${\displaystyle \frac{\partial 𝐁}{\partial t}=𝜵\times (𝐮\times 𝐁)+\eta {𝜵}^2𝐁}$,

orqali tavsiflanadi, bu yerda u — suyuqlik oqimining tezligi, B — magnit induksiyasi, η = 1/μσ — magnit yopishqoqligi^[ingl.] (magnit diffuziya koeffitsiyenti), σ — suyuqlikning elektr o‘tkazuvchanligi, μ esa magnit singdiruvchanligi bo‘lib, yadrodagi bunday yuqori haroratda μ₀ — vakuumning magnit singdiruvchanligidan deyarli farq qilmaydi. O‘ng tomondagi birinchi had magnit maydonning hosil bo‘lishini, ikkinchisi esa uning so‘nishini ifodalaydi. u=0 bo‘lganda (dinamosiz) tenglamaning yechimi — 6⋅10⁴ yildan so‘ng butunlay so‘nadigan maydondir.

Ammo jarayonni to‘liq tavsiflash uchun magnitogidrodinamik tenglamalar tizimini yozish kerak. Bussinesk yaqinlashuvida (unda asriy sovish deb ataladigan jarayon e’tiborga olinmaydi va suyuqlikning barcha fizik xususiyatlari o‘zgarmas deb qaraladi; faqat Arximed kuchini hisoblashda harorat farqi va umumiy holda yengil elementlar konsentratsiyasi sababli zichlikning o‘zgarishi hisobga olinadi) bu tizim quyidagicha:

• Nave–Stoks tenglamasi, unga aylanish va magnit maydonning birgalikdagi ta’sirini ifodalovchi hadlar kiradi:

${\displaystyle {\rho }_0(\frac{\partial 𝐮}{\partial t}+𝐮\cdot 𝜵𝐮)=-\mathrm{\nabla }P+{\rho }_0\nu {𝜵}^2𝐮+\rho \overline{𝐠}-2{\rho }_0𝜴\times 𝐮+𝐉\times 𝐁}$.

Bu yerda ρ — zichlik, ν — kinematik yopishqoqlik, ${\displaystyle P=p-\frac{{\rho }_0}{2}|𝜴\times 𝐫{|}^2}$; markazdan qochma kuchni ham hisobga oluvchi «samarali» bosim (ayrim modellarda bu kuch ahamiyatsiz deb olinadi), ${\displaystyle \overline{𝐠}=g_0\frac{𝐫}{R_0}}$ — tortishish kuchi (R₀ — tashqi yadroning radiusi), Ω — mantiyaning ichki yadro aylanish tezligiga teng deb olingan burchak tezligi; ${\displaystyle 𝐉=\frac{1}{\mu }\mathrm{\nabla }\times 𝐁}$ — tok zichligi esa Amper qonuniga muvofiq aniqlanadi. «0» indeksi har doim tashqi yadro chegarasidagi qiymatlarni bildiradi. Tenglamaning chap tomoni hajm birligiga to‘g‘ri keladigan impulsning hosilasi, ya’ni suyuqlik harakati olib yuradigan ρ₀V kattalikning vaqt bo‘yicha hosilasidir. O‘ng tomoni impulsning o‘zgarishiga sabab bo‘ladigan kuchlar yig‘indisidir: bosim gradienti^[ingl.], yopishqoqlik, gravitatsiya (Arximed kuchi), aylanish (Koriolis kuchi) va magnit maydon (Lorens kuchi).

). Yerning aylanishi geomagnit maydonning shakllanishidagi eng muhim omillardan biridir. Uning mexanizmi Yer atmosferasida havo massalarining Shimoliy yarimsharda soat strelkasiga qarshi, Janubiy yarimsharda esa teskari yo‘nalishda uyurmali aylanishiga olib keladigan jarayonlarga, ya’ni siklonlar va antisiklonlarga o‘xshaydi. Yadro ichidagi konveksion oqimlarning shunga o‘xshash uyurmalanishi tufayli alohida turbulent konveksion harakatlar yirik ko‘lamli (tezlik tebranishlari bo‘yicha o‘rtachalanganda) ko‘zgusimon asimmetriyaga ega bo‘ladi. Natijada elektr yurituvchi kuch tufayli makroskopik miqyosda dinamo yuzaga keladi. Bu kuch o‘rtacha magnit maydonga (haqiqiy maydonning ehtimoliy statistik holatlari bo‘yicha o‘rtachalanishi orqali aniqlanadigan maydonga) perpendikulyar emas, uning bo‘ylab yo‘nalgan bo‘ladi: ${\displaystyle ⟨𝜺⟩=\alpha ⟨𝐁⟩}$. Bu yerda ε — EYuK, α esa proporsionallik koeffitsiyenti bo‘lib, mexanizm shu sababli alfa-effekt deb nomlangan. Umumiy holda α — tenzor, biroq ko‘zgusimon antisimmetriya psevdoskalyarni yuzaga keltiradi. Formula tuzilishiga ko‘ra aynan shu kattalik zarur, chunki ε — haqiqiy vektor, B — esa psevdovektordir. Faqat α-effektga asoslangan dinamo α²-dinamo deyiladi. Uning ta’siri ushbu koeffitsiyent qatnashgan ikki hadning ko‘paytmasi bilan ifodalanadi. Bunday dinamo deyarli barqaror maydon bilan tavsiflanadi: Yerdagi kabi yuzlab yillik qisqa muddatli tebranishlar va taxminan million yillik davrda to‘liq inversiyalar kuzatiladi. Omega-effekt ishtirokidagi mexanizm ham mavjud bo‘lishi mumkin. Bu effekt Yerga qaraganda Quyoshda muhimroq bo‘lsa-da, geomagnit notekisliklarning kuzatiladigan siljishini tushuntirish uchun zarurdir. U tezlik gradienti bilan o‘lchanadigan differensial aylanish bo‘lib, kuzatuvchi tomon yo‘nalgan poloidal (meridianlar bo‘ylab cho‘zilgan, B_S) magnit maydondan sayyoraning elektr o‘tkazuvchi yadrosi ichida yashiringan toroidal (parallellar bo‘ylab cho‘zilgan, B_T) maydonni hosil qiladi. Alfa-effekt esa siklni yakunlaydi: Shimoliy yarimsharda manfiy spirallik (bu xususiyat ${\displaystyle 𝐮\cdot 𝜵\times 𝐮}$ munosabat bilan ifodalanadi va α kattaligi bilan bevosita bog‘liq), Janubiy yarimsharda esa musbat spirallikka ega uyurmalar toroidal maydonni poloidal maydonga aylantiradi. Konveksion silindrlardagi ko‘tariluvchi va tushuvchi oqimlar B_T chiziqlarini S yo‘nalishida cho‘zib, buradi. Bunday sxema odatda αω-effekt deb ataladi. U o‘zgaruvchan maydonlarni hosil qiladi va bunda B_T>>B_S bo‘ladi, α²-mexanizm uchun esa bu tarkibiy qismlar o‘zaro taqqoslanadigan darajada (hozirga qadar tajribada faqat |B_S|<|B_T|<100|B_S| munosabati bo‘yicha taxminiy baho olingan). Agar poloidal maydonning manbai faqat alfa-effekt bo‘lsa, toroidal maydonni ikkala effekt ham hosil qilishi mumkin. Ularning har ikkisi sezilarli hissa qo‘shsa, tegishli mexanizm ba’zan α²ω deb belgilanadi. Magnit dinamoning aksariyat nazariy modellari α² turiga kiradi. Shunday qilib, alfa- va omega-effektlarda ham Kauling teoremasining cheklovlari bartaraf etiladi. Biroq oqimlarning ayrim geometrik tuzilishlarida dinamo baribir mumkin emas (masalan, tezlikning faqat toroidal maydonida). Shu bilan birga, ma’lum sharoitlarda umumiy uyurmalanish ${\displaystyle 𝜵\times 𝐮}$ va spirallik nolga teng bo‘lganda ham dinamo paydo bo‘lishi mumkin. Magnit maydonga parallel EYuK hosil qiladigan boshqa effektlar ham mavjud.

• Issiqlik o‘tkazuvchanlik tenglamasi, u energiyaning saqlanish qonunini:

${\displaystyle \frac{\partial T}{\partial t}+𝐮\cdot 𝜵T=\kappa {𝜵}^{2}T+ϵ}$,

ifodalaydi. Bu yerda T — harorat, κ = k/(ρc_p) — ) — harorat o‘tkazuvchanlik (issiqlik diffuziyasi koeffitsiyenti), k — issiqlik o‘tkazuvchanlik, c_p — — solishtirma issiqlik sig‘imi (bosim o‘zgarmaganda). Oxirgi ε hadi suyuqlik ichidagi muayyan manbalardan (masalan, radioaktiv parchalanishdan) ajraladigan issiqlikning massa birligiga to‘g‘ri keladigan miqdoriga proporsional. Nafaqat issiqlik, balki moddaning ko‘chishini ham hisobga oluvchi modellarda yengil elementlarning massa ulushi bo‘lgan ξ o‘zgaruvchi uchun shunga o‘xshash tenglama yoziladi (bunda yengil element oltingugurt va kislorod deb hisoblanadi) yadro tarkibida:

${\displaystyle \frac{\partial \xi }{\partial t}+𝐮\cdot 𝜵\xi ={\kappa }_{\xi }{𝜵}^2\xi +{ϵ}_{\xi }}$,

Bu yerda κ_ξ — — (molekulyar) diffuziya koeffitsiyenti. Biroq aksariyat dinamo modellarida soddalashtirish uchun harorat farqi va yengil elementlar konsentratsiyasi farqi suzib chiqish kuchini ifodalovchi yagona o‘zgaruvchiga birlashtiriladi.

• Uzluksizlik tenglamasi:

${\displaystyle 𝜵\cdot 𝐮=0}$.

• Shuningdek, Gauss teoremasi

${\displaystyle 𝜵\cdot 𝐁=0}$.

• bajarilishi kerak. Nihoyat, holat tenglamasi; turli modellarda uning turli ko‘rinishlari ishlatiladi, masalan:

${\displaystyle \rho ={\rho }_0[1-\alpha (T-T_0)]}$,

Bu yerda α — chiziqli issiqlik kengayishi koeffitsiyenti (belgisi alfa-effekt tenglamasidagi proporsionallik koeffitsiyenti bilan bir xil). Umumiy holda modda ko‘chishi hisobga olinsa, kvadrat qavs ichida qo‘shimcha ${\displaystyle {\alpha }_{\xi }(\xi -{\xi }_0)}$ hadi ham bo‘ladi. Bu yerda ${\displaystyle \alpha =-\frac{1}{\rho }{\left(\frac{\partial \rho }{\partial T}\right)}_{P,\xi }}$, ${\displaystyle {\alpha }_{\xi }=-\frac{1}{\rho }{\left(\frac{\partial \rho }{\partial \xi }\right)}_{P,T}}$.

Tabiiyki, oqim tezligi, magnit maydon va harorat farqi uchun chegaraviy shartlar ham zarur. Turli modellarda ularning qanday belgilanishi natijaga sezilarli ta’sir qiladi. Eng katta farqlar ichki va tashqi yadro chegarasidagi hamda tashqi yadro bilan mantiya chegarasidagi issiqlik va modda oqimlari uchun kuzatiladi. Mantiyaning notekisligi va undagi plitalar tektonikasi bilan bog‘liq jarayonlar muhim rol o‘ynaydi; ular yadrodagi jarayonlarga qaraganda bir necha tartib sekin kechadi. Bu esa masalani kompleks tahlil qilishni ancha qiyinlashtiradi.

Mazkur tenglamalar tizimini o‘lchamsiz shaklda yechish qulayroq: buning uchun uzunlik, vaqt, tezlik, magnit maydon va boshqa kattaliklarning xarakterli qiymatlari kiritiladi. Shunda tenglamalarda quyidagi o‘lchamsiz parametrlar qatnashadi:

Bu xususiy hosilali differensial tenglamalar tizimi juda murakkab bo‘lgani uchun uni aniq faqat sonli usullar bilan yechish mumkin. Bunday texnik imkoniyat nisbatan yaqinda paydo bo‘lgan. Sonli modellashtirishning vazifasi yechim geomagnit maydonning kuzatilayotgan dinamikasini tavsiflay olishini aniqlashdir. Yechimda hosil bo‘lgan magnit maydon o‘z navbatida yangi magnit maydonni yuzaga keltiradigan toklarni qo‘zg‘ata olishi kerak va jarayon shu tarzda davom etadi. Qiyinchilik ichki yadro, xususan, konveksiyani yuzaga keltiradigan issiqlik manbalari haqida ma’lumot yetishmasligidadir. Kichik ko‘lamli tuzilmalarni tavsiflash va ularning xususiyatlarini hisoblash ham katta muammo. Masalan, Ekman qatlamining qalinligi 10 sm (hatto 10 m) bo‘lib, u radiusi 3500 km bo‘lgan yadro sirtida joylashadi. O‘lchamsiz E va Pm parametrlarining nihoyatda kichikligi, aksincha Rm ning kattaligi hozirgacha sonli modellashtirishda erishib bo‘lmaydigan sharoitlar bo‘lib qolmoqda.

Bu borada muhim yutuqqa 1995-yilda Yaponiya va AQSH ilmiy guruhlarining ishlarida erishildi. Shundan beri ko‘plab sonli modellashtirish tadqiqotlari geomagnit maydonning dinamik xususiyatlarini, jumladan, inversiyalarni sifat jihatidan qoniqarli aks ettirmoqda. 90-yillarning oxirida oltita ilmiy guruhning birgalikdagi natijasi etalon model hisoblanadi. Unda asosiy o‘lchamsiz parametrlar Ra=10⁵, E=10⁻³, Pr=1 va Pm=5 deb olingan. Bu qiymatlar haqiqiy qiymatlardan juda uzoq bo‘lsa-da, model doirasida barqaror yechim mavjudligi muhim. Shu sababli undan boshqa usullarning aniqligini baholashda keng foydalaniladi.

Shu bilan birga, aniq sonli yechim o‘rniga boshlang‘ich nochiziqli masalaning asosiy xususiyatlarini qo‘pol tarzda aks ettiradigan past tartibli oddiy differensial tenglamalar tizimini tuzish mumkin. Bu orqali tizimning xatti-harakati dinamik tizimlar nazariyasi nuqtayi nazaridan taxminan modellashtiriladi. Shuningdek, tizimning asimptotik chegaradagi holatini analitik baholash mumkin. Bu yondashuvlar dinamo ishlashining turli rejimlarini modellashtirish va parametrlar o‘rtasidagi bog‘lanishni tahlil qilish imkonini beradi.

Dinamo effektini tajribada o‘rganish ham juda murakkab, chunki laboratoriya sharoitida Yer yoki boshqa astronomik jismlar — yulduzlar va sayyoralar ichidagi sharoitlarni qayta yaratish nihoyatda qiyin. Asosiy muammo tajribalarda ishlatiladigan suyuqliklarga xos magnit Prandtl sonining kichikligidir. Shu sababli XX asr o‘rtalaridan buyon faqat uchta muvaffaqiyatli gidromagnit dinamo tajribasi ilmiy guruhlar tomonidan Riga, , Karlsrue va Kadarashda amalga oshirilgan. Qat’iy aytganda, ularning hech biri tabiiy jarayonning bevosita o‘xshashi hisoblanmaydi. Hozir eng yirik tadqiqotlar Merilend universitetida suyuq natriy yordamida, shuningdek, Viskonsin universitetida issiq plazmada.

dinamo hosil bo‘lishi uchun zarur sharoitlarni modellashtirish orqali olib borilmoqda.Zamonaviy geomagnetizmning muammolaridan biri «yadroning yangi paradoksi» deb ataladi. An’anaviy dinamo nazariyasiga ko‘ra, o‘z-o‘zini saqlab turuvchi magnit maydon hosil bo‘lishi uchun qattiq ichki yadro kerak. Ammo 2010-yillar boshidagi tadqiqotlar qattiq yadro atigi 1,5 milliard yil avval paydo bo‘lgan bo‘lishi mumkinligini ko‘rsatdi. Holbuki, magnit maydon 3,4 milliard yil avval, ayrim ma’lumotlarga ko‘ra esa sayyoraning o‘zi shakllanganidan ko‘p o‘tmay, hatto 4,2 milliard yil avval ham mavjud bo‘lgan. Demak, qattiq yadro aslida ancha oldin hosil bo‘lgan yoki ilk davrlarda dinamo boshqa mexanizm asosida ishlagan. Masalan, ayrim olimlar paradoksni yadrodan issiqlikning ko‘proq, mantiyadan esa kamroq ajralishi bilan tushuntiradi; bu holatda issiqlik konveksiyasi qattiq yadro paydo bo‘lishidan oldin ham yuzaga kelishi mumkin. Ammo issiqlik o‘tkazuvchanlikning o‘zgartirilgan qiymatlari ham paradoksni to‘liq tushuntirmaydi. Yerdagi ilk magnit maydon mineral moddaning — kremniy dioksidining yoki magniy oksidining kristallanishi orqali ta’minlangan bo‘lishi mumkinligi haqidagi farazlar ham ishlab chiqilmoqda. 2017-yil holatiga ko‘ra, qattiq yadroning yoshi va dastlabki geologik davrlardagi magnit maydon masalasi ochiq qolgan.

Magmatik tog‘ jinslarida saqlangan qoldiq magnitlanganlikni o‘rganish (bu magnitlanganlik jinslar Kyuri nuqtasidan past haroratgacha soviganda paydo bo‘ladi) Yer magnit maydonining takroriy inversiyalaridan dalolat beradi. Ular yo‘l-yo‘l magnit anomaliyalarda okean qobig‘i bo‘ylab, o‘rta okean tizmalari o‘qlariga parallel ravishda qayd etilgan. Shunday qilib, okean qobig‘ida Yer magnit maydonining so‘nggi 240 million yildagi barcha o‘zgarishlari saqlangan. Okean tizmalarining ikki tomonidagi bir xil magnitlangan hududlarni solishtirib, ular qachon ajrala boshlaganini aniqlash mumkin.

Shimoliy yarimshardagi magnit qutb koordinatalari ilk bor 1831-yilda, so‘ng 1904, 1948, 1962, 1973, 1984 va 1994-yillarda aniqlangan; Janubiy yarimsharda esa 1841-yilda, keyin 1908-yilda aniqlangan. Magnit qutblarning siljishi 1885-yildan buyon qayd etib kelinadi. So‘nggi 100 yil ichida Janubiy yarimshardagi magnit qutb qariyb 900 km siljib, Janubiy okeanga chiqqan. Shimoliy Muz okeani orqali Sharqiy Sibir global magnit anomaliyasi tomon harakatlanayotgan Arktika magnit qutbiga oid yangi ma’lumotlar 1973-yildan 1984-yilgacha u 120 km, 1984-yildan 1994-yilgacha esa 150 km dan ortiq siljiganini ko‘rsatdi. Bu qiymatlar hisoblab topilgan bo‘lsa-da, Shimoliy magnit qutbda o‘tkazilgan o‘lchovlar bilan tasdiqlangan.

1831-yilda qutb joylashuvi birinchi marta qayd etilganidan 2019-yilgacha u Sibir tomonga 2300 km dan ortiq siljigan va tezlashib harakatlanishda davom etgan. Siljish tezligi yiliga 15 km (2000-yilda) dan yiliga 55 km (2019-yilda) gacha oshgan. Bunday tez siljish Yer magnit maydonidan foydalanadigan navigatsiya tizimlarini, masalan, smartfon kompaslari va kema hamda samolyotlarning zaxira navigatsiya tizimlarini tez-tez tuzatib turishni talab etadi.

Yer magnit maydonining kuchlanganligi kamaymoqda, ammo bir tekisda emas. So‘nggi 22 yilda u o‘rtacha 1,7 % ga, ayrim hududlarda, masalan, Atlantika okeanining janubiy qismida 10 % ga pasaygan. Ba’zi joylarda esa umumiy tendensiyaga zid ravishda magnit maydon kuchlanganligi hatto oshgan.

Qutblar harakatining tezlashuvi (o‘rtacha yiliga 3 km²) va ularning magnit qutblar inversiyasi yo‘laklari bo‘ylab siljishi (ushbu yo‘laklar 400 dan ortiq paleoinversiyani aniqlash imkonini bergan) bu harakatni vaqtinchalik og‘ish emas, balki Yer magnit maydonining navbatdagi inversiyasi deb taxmin qilishga asos bo‘ladi.

) Kosmik nurlar fizikasida olim Karl Mak-Ilveyn (Carl McIlwain) nomi bilan ataladigan maxsus geomagnit koordinatalardan keng foydalaniladi. U bu koordinatalarni birinchi bo‘lib taklif qilgan, chunki ular zarralarning magnit maydondagi harakat invariantlariga asoslangan. Dipol maydonidagi nuqta ikkita koordinata (L, B) bilan tavsiflanadi; bu yerda L — magnit qobiq yoki Mak-Ilveyn parametri (ingl. L-shell, L-value, McIlwain L-parameter), B esa maydonning magnit induksiyasi (odatda Gs). Magnit qobiq parametri sifatida odatda L olinadi. Bu kattalik haqiqiy magnit qobiqning geomagnit ekvator tekisligida Yer markazidan o‘rtacha uzoqligining Yer radiusiga nisbatiga teng.

Bir necha ming yil avval Qadimgi Xitoyda magnitlangan buyumlar ma’lum yo‘nalishda joylashishi, xususan, kompas strelkasi fazoda doimo muayyan holatni egallashi ma’lum edi. Shu tufayli insoniyat qadimdan kompas yordamida ochiq dengizda, qirg‘oqlardan uzoqda ham yo‘nalishni aniqlash imkoniga ega bo‘lgan. Biroq dengizchi Kolumbning Yevropadan Amerikaga (1492-yil) sayohatigacha bu hodisani o‘rganishga jiddiy e’tibor berilmagan. Chunki o‘sha davr olimlari kompas strelkasini Qutb yulduzi tortadi, deb hisoblashgan. O‘sha vaqtda Yevropa va uni o‘rab turgan dengizlarda kompas deyarli geografik meridian bo‘ylab yo‘nalgan. Atlantika okeanini kesib o‘tayotgan Kolumb esa Yevropa bilan Amerika o‘rtasidagi yo‘lning taxminan yarmida kompas strelkasi g‘arbga qariyb 12° og‘ishini payqagan. Bu kuzatuv strelkani Qutb yulduzi tortishi haqidagi avvalgi farazga shubha uyg‘otdi va yangi aniqlangan hodisani jiddiy o‘rganishga turtki berdi: Yer magnit maydoni haqidagi bilimlar dengizchilarga zarur edi. Shu davrdan boshlab Yer magnetizmi fani shakllanib, magnit og‘ishi — geografik meridian bilan magnit strelkasi o‘qi, ya’ni magnit meridiani orasidagi burchak — dunyoning ko‘plab joylarida o‘lchana boshlandi. 1544-yilda nemis olimi Georg Hartman yangi hodisani aniqladi: magnit strelkasi geografik meridiandan og‘ish bilan birga, og‘irlik markazidan osib qo‘yilganda gorizontal tekislikka nisbatan ham ma’lum burchak ostida joylashishga intiladi. Bu burchak magnit enkayishi.

deb nomlandi. Shundan keyin olimlar og‘ish bilan bir qatorda magnit strelkasining enkayishini ham tadqiq qila boshladilar. Xose de Akosta ( geofizika asoschilaridan biri, Gumboldtning ta’rifiga ko‘ra) o‘zining «Tarix» asarida (1590) birinchi bo‘lib magnit og‘ishi nolga teng bo‘lgan to‘rtta chiziq nazariyasini bayon qilgan. U kompasdan foydalanish, og‘ish burchagi, magnit va Shimoliy qutb o‘rtasidagi farqlar hamda nuqtadan nuqtaga og‘ishning o‘zgarishini tasvirlab, og‘ish nolga teng bo‘lgan joylarni, masalan, Azor orollarini.

aniqlagan. Kuzatishlar natijasida og‘ish ham, enkayish ham Yer sirtining turli nuqtalarida har xil qiymatga ega ekani aniqlangan. Ularning nuqtadan nuqtaga o‘zgarishi murakkab qonuniyatga bo‘ysunadi. Ushbu qonuniyatni o‘rganib, Angliya qirolichasi Yelizavetaning saroy tabibi va tabiat faylasufi Uilyam Gilbert 1600-yilda o‘zining «Magnit haqida» («De Magnete») kitobida Yer qutblari geografik qutblar bilan mos keladigan magnit ekani haqidagi farazni ilgari surdi. Boshqacha aytganda, U. Gilbert Yer maydoni magnitlangan sharning maydoniga o‘xshaydi deb hisoblagan. U bu fikrini sayyoramizning magnitlangan temir shar ko‘rinishidagi modeli va kichik temir strelka yordamidagi tajribaga asoslagan. Gilbert farazining eng muhim dalili shundaki, modelda o‘lchangan magnit enkayishi Yer sirtida kuzatilgan enkayishga deyarli teng edi. Yerda va modelda kuzatilgan magnit og‘ishidagi tafovutni esa Gilbert materiklarning magnit strelkasiga og‘diruvchi ta’siri bilan izohlagan. Keyinchalik aniqlangan ko‘plab faktlar Gilbert faraziga mos kelmagan bo‘lsa-da, u hozir ham ahamiyatini yo‘qotmagan. Yer magnetizmining sababini Yer ichidan izlash kerakligi haqidagi asosiy g‘oyasi to‘g‘ri bo‘lib chiqdi. Shuningdek, birinchi yaqinlashishda Yer haqiqatan ham bir tekis magnitlangan sharga o‘xshash katta magnitdir.

1634-yilda ingliz astronomi Genri Gellibrand Londondagi magnit og‘ishi vaqt o‘tishi bilan o‘zgarishini aniqladi. Bu geomagnit maydon tarkibiy qismlarining o‘rtacha yillik qiymatlari muntazam (yildan yilga) o‘zgarishini anglatadigan asriy variatsiyalarning birinchi qayd etilgan dalili edi.

M. V. Lomonosov 1759-yilda «Dengiz yo‘lining katta aniqligi haqida mulohaza» nomli ma’ruzasida kompas ko‘rsatkichlarining aniqligini oshirish bo‘yicha foydali maslahatlar berdi. U Yer magnetizmini o‘rganish uchun doimiy kuzatish punktlari — observatoriyalar tarmog‘ini tashkil etib, ularda muntazam magnit kuzatishlar o‘tkazishni tavsiya qildi. Bunday kuzatuvlar dengizda ham keng olib borilishi kerak edi. Lomonosovning magnit observatoriyalari tashkil etish haqidagi g‘oyasi Rossiyada faqat 60 yil o‘tgach amalga oshirildi.

Og‘ish va enkayish burchaklari Yer magnit maydoni kuchlanganligining fazodagi yo‘nalishini belgilaydi, ammo uning son qiymatini bera olmaydi. XVIII asr oxirigacha kuchlanganlik qiymati o‘lchanmagan, chunki magnit maydon bilan magnitlangan jismlarning o‘zaro ta’siri qonunlari noma’lum edi. Faqat 1785—1789-yillarda fransuz fizigi Sharl Kulon o‘z nomi bilan atalgan qonunni aniqlagach, bunday o‘lchashlar imkoniyati paydo bo‘ldi. XVIII asr oxiridan boshlab og‘ish va enkayish bilan birga magnit maydon kuchlanganligi vektorining gorizontal tekislikka proyeksiyasi bo‘lgan gorizontal tarkibiy qism ham muntazam kuzatila boshlandi. Og‘ish va enkayish ma’lum bo‘lsa, kuchlanganlikning to‘liq vektori qiymatini ham hisoblash mumkin.

Yer magnit maydoni, ya’ni Yer sirtining har bir nuqtasidagi maydon kuchlanganligining kattaligi va yo‘nalishi haqidagi birinchi nazariy ish nemis matematigi Karl Gaussga tegishli. 1834-yilda u kuchlanganlik tarkibiy qismlarini kuzatish joyining kengligi va uzunligi koordinatalarining funksiyasi sifatida matematik ifodaladi. Ushbu ifoda bilan Yer sirtining istalgan nuqtasida Yer magnetizmi elementlari deb ataladigan tarkibiy qismlardan har birining qiymatini topish mumkin. Gaussning shu va boshqa ishlari zamonaviy Yer magnetizmi fanining poydevoriga aylandi. Xususan, 1839-yilda u magnit maydonning asosiy qismi Yer ichidan kelishini, maydon qiymatlaridagi kichik va qisqa muddatli og‘ishlarning sababini esa tashqi muhitdan izlash kerakligini isbotladi.

1831-yilda ingliz qutb tadqiqotchisi Jon Ross Kanada arxipelagida Shimoliy magnit qutbni — magnit strelkasi vertikal turadigan, ya’ni enkayish 90° ga teng bo‘ladigan hududni — kashf etdi. 1841-yilda esa Jeyms Ross (Jon Rossning jiyani) yetib borgan Yerning boshqa magnit qutbi esa Antarktidada joylashgan.

• Petrov V. Yer magnit maydoni: tarixi, evolyutsiyasi va prognozlar (rus.) // Fan va hayot. — 2021. — № 8. — 74—89-betlar.
• Koshkin N. I., Shirkevich M. G. Elementar fizika bo‘yicha ma’lumotnoma. — M.: Nauka, 1976.
• Sivuxin D. V. Fizikaning umumiy kursi. — 4-nashr, o‘zgarishsiz. — M.: Fizmatlit; MFTI nashriyoti, 2004. — J. III. Elektr. — 656 bet — ISBN 5-9221-0227-3; ISBN 5-89155-086-5..
• Koronovskiy N. V. Yerning geologik o‘tmishidagi magnit maydon. // Soros ta’lim jurnali, № 5, 1996, 56—63-betlar
• Ionosfera va plazmosfera / I. A. Krinberg, A. V. Tashchilin; SSSR Fanlar akademiyasining Sibir bo‘limi, Yer magnetizmi, ionosfera va radioto‘lqinlar tarqalishi Sibir instituti; mas’ul muharrir P. A. Shepkin. — Moskva : Nauka, 1984. — 189 bet.