1 Romfysikk - det spennende, nye fysikkfaget

Dette læreverket i fysikk er skrevet etter læreplanen i faget fysikk for landslinjen VK2 Romteknologi.

For tidlig å gi en kort oversikt over hva romfysikk handler om, er innledningskapittelet "Romfysikk - det spennende, nye fysikkfaget" inkludert. Ellers følger opplegget det som er standard for lærebøker i fysikk. Viktige definisjoner, naturlover og konklusjoner finnes i alle kapitlene. I tillegg finnes korte kapittelsammendrag – som en slags huskeliste. Det er viktig å regne gjennom oppgavene – som står til slutt i hvert kapittel, for å komme bedre inn i fysikken. Når teksten er lest og forstått, vil sammendragene være spesielt viktige for en hurtig repetisjon.

Flere steder i læreverket finnes koblinger til fordypningsstoff. Dette er ikke pensum. Slikt stoff går litt dypere inn i et spesielt tema. Det viser f. eks. hvordan man matematisk kan komme fram til resultater som er gitt i teksten. Her finnes også forklaringer til kjente fenomener i naturen, samt korte historiske opplysninger.

Vi håper at mange vil studere tilleggsstoffet eller deler av det. Jo dypere en trenger inn i fysikken, desto mer spennende blir faget.

Den vitenskapelige utforskningen av jordens magnetfelt startet med engelskmannen William Gilberts (1544-1603) bok "De Magnete" fra år 1600. Ved hjelp av enkle observasjoner, magnetiske modeller av jorden og teoretiske spekulasjoner kom han fram til at "...jorden selv er en stor magnet".

Figur 1.1 Gilberts modell av magnetfeltet.

Systematiske observasjoner av jordmagnetfeltet begynte for nesten 200 år siden. Pioneren i norsk naturvitenskap, Professor Christopher Hansteen (1784-1873) vant internasjonal oppmerksomhet for sine grundige observasjoner av feltet (se kapittel 7). Det var den tyske forskeren, Professor C.F. Gauss som omkring 1840 utarbeidet dipol-teorien for magnetfelt som dominerte helt fram til romalderen begynte – dvs med Sputnik I i oktober 1957.

Professor Kristian Birkeland (1867-1917) bidro sterkt til at fysikken knyttet til variasjonene i magnetfelt kom i fokus (se avsnitt 7.5). Omkring år 1902-03 demonstrerte han – både teoretisk og eksperimentelt - at forstyrrelsene i feltet skyldes intense elektriske strømmer i den øvre atmosfæren innenfor nordlyssonene. I tillegg foreslo han at elektriske strømmer parallelt med magnetfeltet, fra verdensrommet til nordlysområdene, var viktige. Slike strømmer kalles i dag Birkelandstrømmer. De er avbildet på 200-kronerseddelen (figur 1.2). Det er variasjonene i jordmagnetfeltet som er av størst interesse i romfysikken.

Figur 1.2 Birkelands originale skisse av de elektriske strømmene i jordens magnetfelt. De skal vise at de elektriske strømmene er parallelle med jordens magnetfelt.

Figur 1.3 Moderne illustrasjon av Birkelandsstrømmene.

Takket være moderne romforskning har vi i dag detaljerte kunnskaper om jordmagnetfeltet. Dette vil bli videre omtalt i kapittel 7 Jordens permanente magnetfelt.

De eldste, sikre nordlysbeskrivelsene går tilbake til boken Kongespeilet fra ca. år 1230. Her har dette himmellyset for første gang fått et eget navn, nordurljos, og nordlyset er detaljert omtalt. Forfatteren setter også fram en teori om nordlyset som ikke så sin like før 500-600 år senere.

Figur 1.4 Kopi fra Kongespeilet med oversettelse til norsk.

Den vitenskapelige utforskningen av nordlyset begynte for ca. 200 år siden. Det var spede forsøk også i det 18. århundre, men de var ikke basert på systematiske observasjoner eller seriøse laboratorieforsøk. Professor Hansteen konkluderte omkring 1820: "Det må være en viktig forbindelse mellom nordlys og jordens magnetisme." Anders Celsius (1701-1744) og hans assistent O. P. Hiorter (1696-1750) hadde dokumentert at kompassnålen beveget seg ved store nordlysutbrudd. I 1827 skrev Hansteen en avhandling som viser at nordlyset danner en sammenhengende ring rundt polarkalotten. Først etter 1965 ble denne ringen, i dag kalt nordlysovalen, godt dokumentert.

Figur 1.5 Kopi av Hansteens originale skisse av nordlysringen.

Omkring 1850, fra studier av nordlysets polarisasjon, ble det klart at nordlyset måtte være et selvlysende fenomen; dvs. det var ikke refleksjon av sol eller månelys. I siste halvdel av det 19. århundre ble det klart at nordlysaktiviteten og intensiteten var størst i en ca. 500 km bred sirkelformet sone omtrent 2500 km fra magnetpolen. Det var den sveitsiske fysikeren Hermann Fritz, i boken Das Polarlicht fra 1881, som først dokumenterte dette.

Figur 1.6 Fritz' originale skisse av den nordlige nordlyssonen.

Etter dette var det de norske pionerene professorene Birkeland, Størmer og Vegard som avslørte nordlysets karakteristiske egenskaper. Deres innsats er omtalt i kapittelet Ionosfæren og nordlys. Her skal vi derfor nøye oss med å gi noen stikkord om deres hovedbidrag.

Birkeland lanserte den første realistiske nordlysteori i 1896. Hovedideen var at elektrisk ladde partikler fra solen var kilden til nordlys. Mest imponerende var nok likevel at Birkeland kunne demonstrere sin nye teori ved å lage kunstig nordlys i laboratoriet ved hjelp av det berømte terrellaeksperimentet. Dette er også avbildet på 200-kroner seddelen. Birkeland argumenterte også for nødvendigheten av samtidige, koordinerte observasjoner over hele verden. Han organiserte selv flere storstilte nordlysobservasjoner.

Professor Størmer bestemte nordlyshøyden. Han utarbeidet den første nordlysatlas og kartla nordlysets geografiske utbredelse. Størmer testet Birkelands nordlysteori teoretisk. Han regnet nemlig – i detalj – ut banene til elektriske partikler fra solen til jorden.

Professor Vegard kartla farvene i nordlyset. Han var også den første som påviste at positive ioner – protoner – kan generere nordlys.

Figur 1.7 Kristian Olaf Bernhard Birkeland (1867-1917). Professor i matematikk og fysikk ved Universitetet i Oslo fra 1898 til 1917.

Figur 1.8 Carl Fredrik Mülertz Størmer (1874-1957). Professor i fysikk ved Universitetet i Oslo.

Figur 1.9 Lars Vegard (1880-1963). Professor i fysikk ved Universitetet i Oslo fra 1918 til 1950.

Figur 1.10 Hannes Olof Gösta Alfvén (1908 - 1995). Nobelprisvinner i fysikk.

Den øvre atmosfære mellom, ca. 60 og 500 km, kalles ionosfæren.

Direkte målinger av den øvre atmosfære begynte først omkring 1925. Alle slike observasjoner før romalderen, dvs. før 1957, ble utført med radiobølger. I 1901 klarte den kjente italienske forskeren Marconi å sende radiosignaler fra England til Amerika. For å forklare utbredelsen av radiobølger over så lange avstander ble det foreslått at den øvre atmosfære måtte virke som et speil, som reflekterte bølgene tilbake til jorden.

De første detaljerte studier av den øvre atmosfære ble utført av den kjente britiske forskeren, Sir Edward Appleton (1892-1965). Han utførte i perioden mellom 1920 og 1930 en mengde forsøk med en teknikk som i dag kalles radioekkoforsøkene, dvs. at han sendte radiobølger med ulike frekvenser vertikalt opp i atmosfæren. Så målte han intensiteten av de reflekterte signalene sammen med tiden det tok før signalene kom tilbake til jorden.

Ionosfærestudiene demonstrerte tydelig at den øvre atmosfære var elektrisk ledene - dvs. at det måtte finnes store mengder frie elektroner i atmosfæren over 60 km. Derfor ble høydeområdet mellom ca. 60 og 500 km kalt for ionosfæren. I tillegg ble det klart at den øvre atmosfære var lagdelt. Det finnes to markerte topper i elektrontettheten – en omkring 120 km og en annen nær 250 km. For sine viktige undersøkelser av ionosfæren fikk Appleton Nobelprisen i fysikk i 1947.

Figur 1.11 Sir Edward Victor Appleton (1892-1965). Britisk fysiker. Nobelprisen i fysikk 1947 for grunnleggende arbeid over utbredelsen av radiobølger i atmosfæren.

Her vil vi kort omtale viktige trekk i utviklingen av den klassiske mekanikken fram til relativitetsteorien. De første radikale brudd med den "greske fysikken", som dominerte gjennom middelalderen, er det Galileo Galilei (1564-1642) som har æren for. Han var også en dyktig matematiker.

Aristoteles og hans samtid mente det skulle krefter til for å holde et legeme i konstant, rettlinjet bevegelse. I 1632 skrev Galilei: Du er under dekk i et stort skip. Du må kaste like hardt for å nå en sirkel med konstant avstand uansett hvilken retning du kaster i. Dråpene fra en opphengt flaske treffer åpningen til en annen flaske rett under. Og når du hopper kommer du like langt hvilken vei du hopper. Om du gjentar dette når båten ligger i ro eller beveger seg med konstant hastighet, vil du ikke være i stand til å oppdage noen effekt som kan avsløre at båten beveger seg.

Galilei skjønte at krefter må brukes for å forandre legemets hastighet, men ikke for å holde legemet i konstant, rettlinjet bevegelse. På mange måter kan en si at han "oppfant" akselerasjonen.

Figur 1.12 Galileo Galilei.

Isaac Newton (1642-1727), som ble født det året Galilei døde, førte Galileis ideer videre med sine tre berømte lover. Han laget også en teori for gravitasjon. Newtons dynamikk- og gravitasjonsteori har feiret store triumfer. I sitt store hovedverk fra 1686 skrev Newton: Absolutt rom er av natur uforanderlig og ubevegelig. Absolutt, sann tid flyter jevnt av seg selv, ut fra sin egen natur, uten å bli påvirket av noe.

Figur 1.13 Sir Isaac Newton.

Fysikeren James C. Maxwell (1831-1879) var også en stor matematiker. Han forenet teoriene for elektriske, magnetiske og optiske fenomener til en teori uttrykt i Maxwells fire berømte likninger om elektromagnetismen. Fra Maxwells likninger gikk det tydelig fram at

1. lyset er elektromagnetiske bølger, og
2. lyshastigheten c, i vakum, er konstant lik 300.000 km/s i alle retninger

Figur 1.14 James Clerk Maxwell.

Jorden beveger seg i en ellipsebane rundt solen med en hastighet på 30 km/s. Fra forsøkene med relativ bevegelse, burde man forvente at lys utsendt fra jorden i jordens bevegelsesretning, skulle ha en hastighet på 330.000 km/s mens lys utsendt i motsatt retning skulle ha en hastighet på 270.000 km/s.

I tidsrommet 1880 til 1910 ble det utført mange forsøk for å måle lysets hastighet. Store eksperimenter ble utført, men forskerne fikk nærmest et sjokk. Målingene av c i forskjellige forsøk viste ingen retningsavhengighet. Det var som om jorden skulle være i ro i vårt solsystem. Men dette var helt umulig ut fra gravitasjonsteorien. Solen ville da ha trukket jorden inn til seg på kort tid.

I begynnelsen av det 20.århundre kom Albert Einstein (1879-1955) med fundamentalt nye fysiske teorier. I 1905 publiserte han den spesielle relativitetsteorien. Et av postulatene i teorien er: Lys i det tomme rom (vakuum) beveger seg alltid med konstant hastighet c uavhengig av bevegelsen til kilden.

Denne påstanden er tilsynelatende i strid med den relative bevegelsen i mekanikken som Galilei og Newton introduserte.

En observatør står på kaien og ser en båt passerer med en hastighet på 2 m/s. Om en passasjer kaster en ball i båtens bevegelsesretning, med 10 m/s, vil observatøren si at ballen har hastigheten 12 m/s.

Sett fra observatøren på brygga burde lyset som ble sendt ut framover av kapteinen på båten ha hastigheten c pluss båtens hastighet. Dette burde være opplagt basert på vår erfaring fra den klassiske mekanikken. Hvordan forklarer vi at lyshastigheten er uavhengig av hastigheten til lyskilden?

Figur 1.15 Albert Einstein.

Det fundamentalt nye var at Einstein lærer oss at ved høye hastigheter, nær lyshastigheten, kan vi ikke bruke Newtons bevegelseslære. Den gjelder bare for objekter med relativ lav hastighet, mindre enn 1 % av c. Einstein utledet relativitetsteorien basert på postulatet ovenfor.

Et hovedpoeng var hvordan man skulle synkronisere klokker på forskjellige steder slik at de går likt. Tiden må nemlig gå langsommere desto raskere klokken beveger seg. Alt som beveger seg veldig raskt, opp mot c, eldes langsommere. De partiklene i den kosmiske strålingen som har høyest energi beveger seg med hastighet nær lyshastigheten. For disse må en bruke Einsteins nye bevegelseslære.

Den mest betydningsfulle konsekvens av relativitetsteorien er Einsteins berømte formel

(1.1)

hvor c er lyshastigheten (i m/s), m legemets masse (i kg), mens E er energien i joule (J).

Et legeme med masse m som beveger seg med hastighet c har en enorm energi, selv om m er relativ liten. Som omtalt i kapittelet Elektromagnetisk stråling og partikkelstråling fra solen er det slik energi blir produsert i solens indre. Om bare et milligram masse blir gjort om til energi får man nok energi til et vanlig norsk hjem for ett år.

Hvordan forklarte Einstein at lyset alltid har konstant hastighet uavhengig av bevegelsen til kilden? Einstein byttet ut båten med et tog som beveget seg syv ganger rundt jorden i sekundet (dvs. toget hadde nesten lyshastighet). Han tenkte seg at dørene forrest og bakerst i toget ble åpnet av et lyssignal som ble sendt ut fra togets midtpunkt med hastighet c. Konduktøren i midtvognen vil se at begge dørene åpnes samtidig. Sett fra et stasjonsområde som toget passerer, beveger den forreste døren seg i samme retning som lyset, mens den bakerste mot lyset. Derfor treffer lyset den bakerste døren først, selv om begge dørene åpnes samtidig. Dette kalles samtidighetens relativitet.

Einstein argumenterte også for at lys avbøyes i et tyngdefelt. Det betyr at lysstrålene har masse. Slik avbøyning, selv om den er meget liten, stemmer med observasjoner.

Vi mennesker setter merkelapper på ulike tidsperioder, som f. eks. stein- eller bronsealderen. Perioden vi nå er inne i, dvs. si etter at Sputnik I ble sendt opp 4. Oktober i 1957, kan med full rett kalles romalderen. Fysikken som er basert på observasjoner fra instrumenterte raketter og satellitter kalles romfysikk.

Romfysikken har hovedvekten lagt på jordens nære verdensrom. I romfysikken skal vi konsentrere oss om rommet mellom jordens værsone (som strekker seg opp til ca. 10 km) og helt ut til solen, dvs. fysikken i rommet mellom meteorologi og astronomi. Det er dette fagfeltet som på engelsk kalles Space Physics. På norsk kalles det rom- eller plasmafysikk.

Menneskene har gjennom tusener av år vært opptatt av vårt solsystem. Nysgjerrighet er en viktig drivkraft som fører til ny viten. Nye kunnskaper om universet har resultert i nye verdensbilder. Før 1950-årene var våre kunnskaper og vår fysikalske forståelse av romfysikken, som da ble kalt geofysikk og/eller ionosfærefysikk, meget begrenset. Takket være moderne romforskning samt nye teleskoper og kraftige radarer på bakken, er vårt solsystem i dag kartlagt i stor detalj. De mange raketter, satellitter og romsonder som kretser mellom jorden og solen har økt våre kunnskaper enormt og gitt oss ny viten. Romforskningen har vært særlig framgangsrik de siste 20-30 årene.

Hovedmålet med dette læreverket er å formidle, på en deskriptiv måte, hva vi i dag vet om jord-sol-systemet. Den type fysikk og fysikalske prosesser som foregår i vårt solsystem har vist seg å være av generell og fundamental karakter. Samme type fysikk kan derfor senere også brukes til studier av eksotiske objekter som galakser, kvasarer – ja, de fleste himmellegemer. En faglig forståelse av romfysikken er også viktig for vår forvaltning av jordens natur og ressurser – som er så viktig for vår felles framtid.

Romfysikken begynner med solens elektromagnetiske stråling og partikkelstråling. Energiproduksjonen på solen – hva vi har kalt "solovnen" – er viktig. For å forstå solen og den elektromagnetiske strålingens betydning, innføres begrepet solarkonstanten. For romfysikken er partikkelstrålingen fra solen, solvinden, den viktigste parameteren. Det er denne gassen av elektrisk ladde partikler, elektroner og ioner fra solens korona, som "blåser" kontinuerlig mot jordens nære verdensrom, magnetosfæren. Massetettheten i solvinden er ca. 10 millioner partikler per kubikkmeter (10⁷ / m³) mens hastigheten kan varierer fra 300 til 1000 km/s.

Solvinden er kanskje den viktigste oppdagelsen i romalderen. Den er sambandskanalen fra solen til jorden – dag og natt.

I kapittelet Atmosfærens sammensetning og egenskaper diskuteres jordens atmosfære. Dens sammensetting og egenskaper er viktig for alt liv på jorden. Den øvre atmosfæren absorberer den farlige røntgen- og ultrafiolette strålingen fra solen. I tillegg absorberer atmosfæren den termiske strålingen fra jorden som er så viktig for jordens varmebalanse. Hvordan strålingen fra solen vekselvirker med atmosfæren og gjør den elektrisk ledende, er også diskutert i kapittelet Ionosfæren og nordlys, hvor egenskapene til jordens øvre atmosfære (dvs. over ca. 60 km) presenteres.

Jordens magnetfelt er hovedtemaet i kapittelet Jordens permanente magnetfelt. Både langsomme og hurtige variasjoner i feltet diskuteres. Magnetfeltet i store avstander fra jorden er viktig for å forstå fysikken i den øvre atmosfære og det nære verdensrommet. Her omtales også hvordan magnetfeltet skjermer livet på jorden for den energirike partikkelstrålingen fra universet. I kapittelet Klima og drivhuseffekten diskuteres miljø- og klimaproblemene.

I det følgende skal vi kort nevne noen av de viktigste oppdagelsene innen romforskningen, oppdagelser som har ført til at vi har fått et helt nytt verdensbilde, ulikt det vi hadde før romalderen. Da var det store verdensrommet utenfor atmosfæren praktisk talt tomt for materie. Der var det perfekte vakuum. I tillegg var verdensrommet symmetrisk fra dagsiden til natten. Videre var det ingen irregulariteter og markerte regioner. Det var en glatt, gradvis overgang fra den øvre atmosfære til vakuum ca. 1000 km over bakken.

I dette kapittelet vil vi nevne noen få nye og viktige fysiske parametre og prosesser som er oppdaget takket være moderne romforskning.

Allerede fra målingene med romsonden MARINER i 1962, den første på vei til Venus, ble det klar at solen sender ut en kontinuerlig strøm av elektrisk ladde partikler i alle retninger. Partiklene består av elektroner og ioner. De aller fleste ionene var protoner (H⁺). Bare noen få år senere ble det konkludert at massetettheten var ca. 10 millioner partikler per kubikkmeter. Hastigheten til solvindpartiklene er enorm. Selv under rolige forhold på solen er den > 300 km/s.

Oppdagelsen av denne solare vinden, solvinden, er sannsynligvis den viktigste oppdagelsen for romfysikken. Hele vårt solsystem ligger innesluttet i denne ekspanderende gasskyen fra solen. Den er fullstendig ionisert. Det vil si at den ikke inneholder nøytrale partikler, men det er like mange negative som positive partikler, slik at den totalt sett er nøytral.

Solvinden kommer fra solens korona. Pga. de høye temperaturene i koronaen, over en million grader, er trykkreftene i gassen større enn gravitasjonskreftene. Derfor blåser deler av atmosfæren i koronaen bort fra solen. Satellittmålingene har også vist at solvinden bærer med seg et svakt magnetfelt - som vi kaller det interplanetare magnetfeltet, ofte forkortet til IMF.

Områdene i solatmosfæren hvor partiklene kommer fra kalles koronahullene. Solvinden er den viktigste sambandslinjen mellom solen og jorden. Koronahullene er kildeområdene for partiklene som skaper nordlys og magnetiske stormer.

Det nære verdensrommet, "himmelrommet", har tydelig opptatt våre forfedre gjennom årtusener. Undring og nysgjerrighet er en viktig drivkraft som fører til ny viten.

Det nære verdensrommet, første gang kalt magnetosfæren i 1965 av den britiske forskeren Thomas Gold, er den delen av himmelrommet hvor jordens magnetfelt kontrollerer bevegelsen av solvindpartiklene.

På grunn av vekselvirkningen mellom solvinden og jordens magnetfelt, har magnetosfæren en meget spesiell form, illustrert i figur 1.15. Dette skyldes solvindens store hastighet. Den er supersonisk, dvs. at hastigheten er større enn lydhastigheten. Derfor beveger jorden seg rundt solen med en sjokkfront foran. Magnetosfæren blir trykket sammen på dagsiden. Her går den bare ut til ca. 10 jordradier, omkring 64.000 km. På nattsiden blir magnetfeltet dratt ut i en veldig hale som strekker seg forbi månen, i en lengde på sannsynligvis mer enn tusen jordradier. Den minner om halen til en komet. Grenselaget mellom magnetosfæren og det interplanetare rommet kalles magnetopausen. Formen på magnetopausen minner om strømmene i vannet i en elv som renner forbi en stor stein. I tillegg er det mange intense elektriske strømmer i dette området, spesielt viktig er Birkelandstrømmene. Magnetosfæren begrenses nedad av ionosfæren som strekker seg opp til ca. 500 km over jordoverflaten.

Magnetopausen er grensen mellom det interplanetare rommet og jordens nære verdensrom. Den er et magnetisk skjold som langt på vei hindrer solvinden å trenge gjennom. Men skjoldet er langt fra perfekt og vi får storslåtte nordlys når solvinden trenger gjennom magnetopausen.

Figur 1.16 Forenklet dag-natt-snitt gjennom jorden og dens nære verdensrom.

Inne i magnetosfæren finnes det mange områder og lag med forskjellig tetthet av elektroner og ioner, og hvor bevegelsene er meget variabel. Kilden til disse er solvinden.

Selv om Sputnik I var første kunstige satellitt i bane rundt jorden, var det den første amerikanske satellitten Explorer I, sendt opp i januar 1958, og de følgende tre Explorer-satellittene, som førte til de første store forandringer i datidens enkle verdensbilde. Satellittmålingene viste at det ikke var noe vakuum i det nære verdensrommet, samt at tettheten av materie var ujevnt fordelt. To belter med høye konsentrasjoner av partikler med energier opp mot 1000 keV fikk navnet van Allen beltene etter prosjektlederen. Disse lå som smultringer rundt jorden. Mens det indre belte hadde maksimal tetthet ca. 3000 km fra jorden, hadde det ytre belte sentrum ca. 30.000 km fra jorden (figur 1.16). Disse strålingsbeltene viste seg å få stor praktisk betydning for satellitter og satellittkommunikasjon.

Figur 1.17 Noen sentrale områder innen magnetosfæren.

Magnetosfæren er gradvis blitt kartlagt, men fortsatt er det mye ukjent. Den dekker jo et enormt volum.

Her finner vi de områdene som er spesielt viktig for forekomsten av nordlys, for forstyrrelser i jordens magnetfelt og kilden til de intense elektriske strømmene og feltene i ionosfæren. Hovedkilden til nattnordlyset finnes i plasmasjiktet på jordens nattside, mens polarkløftene er nær knyttet til dagnordlyset (figur 1.16). Magnetfeltlinjene har ulik form på jordens dag- og nattside.

Fordi aktiviteten på solen varierer mye, vil vi også ha store og hurtige variasjoner i vårt nære verdensrom. Det er ennå ikke klart om det er noen direkte permanente kontakter mellom magnetfeltet i solvinden og jordfeltet.

For en mer detaljert forståelse av fysikken i det nære verdensrommet er det nødvendig med en detaljert analyse av bevegelsene til elektronene og ionene i magnetosfæren. En generell behandling av ladde partikler i elektriske og magnetiske felt - som varier mye i både tid og rom - er meget komplisert. Når de ladde partiklene bukter og bøyer seg, må også magnetfeltet gjøre det samme. Og forandringer i magnetfeltet er ekvivalent til elektriske strømmer.

Det er tre spesielt viktige bevegelser for elektronene og ionene i magnetosfæren. Disse tre er:

1. Rotasjoner rundt magnetfeltlinjene, gyrobevegelser.
2. Bevegelser langs magnetfelt linjene mellom den nordlige og sørlige halvkulen, speilbevegelser.
3. Elektroner og ioner som driver rundt jorden innenfor magnetopausen, driftbevegelser.

Disse tre typer av bevegelser vil bli omtalt flere steder i denne boken.