更新时间：2022-08-25 12:30
磁层（英文：Magnetosphere），是指在太阳风和行星磁场的相互作用下，行星原来磁场的磁力线被太阳风压缩在一个有限的空间。位于地球周围、被太阳风包围并受地磁场控制的等离子体区域。其作用是保护地球不被太阳风袭击。
因为太阳风是一种等离子体，所以它也有磁场，太阳风磁场对地球磁场施加作用，好像要把地球磁场从地球上吹走似的。尽管这样，地球磁场仍有效地阻止了太阳风长驱直入。在地球磁场的反抗下，太阳风绕过地球磁场，继续向前运动，于是形成了一个被太阳风包围的、慧星状的地球磁场区域，这就是磁层。
在日地连心线向阳的一侧，磁层顶距地心约为10个地球半径。当太阳激烈活动时，则磁层顶被突然增强的太阳风压缩为6－7个地球半径。在日地连心线背阳的一侧，磁层形成一个圆柱状的长尾，即磁尾，圆柱半径约等于20个地球半径，其长度至少等于几百个地球半径。遥远看去，磁层好像彗星一样。
磁层由磁层顶、等离子体幔、磁尾、中性片、等离子体层 、等离子体片等组成 。在磁层顶外还存在磁鞘和弓激波。地球磁层始于距地面约1000千米处，向外延伸至磁层顶。磁层顶为磁层的外边界，向阳侧呈一椭球面，地球位于它的一个焦点上；背阳侧是略扁向外略张开的圆筒形，该圆筒所围成的空腔称磁尾。在平静的太阳风中，磁层顶在向阳侧距地心约为10个地球半径，在两极约为13～14个地球半径，在背阳侧最远处可达1000个地球半径。太阳激烈扰动时，导致太阳风密度和速度大为增大，磁层也随之大大被压缩，这时向阳侧的磁层顶可能离地心只有6～7个地球半每项。即使在太阳宁静时，地球轨道附近的太阳风平均速度也高达300～400千米/秒，当受到磁层阻挡时，在磁层的上游方向约几个地球半径处，形成一个相对磁层顶静止的弓激波与磁层顶之间的空间，形成磁鞘，其厚度为3～4个地球半径。
在磁尾中存在着一个特殊的界面，在界面两边，磁力线突然改变方向，此界面称中性片（电流片）。在向阳侧正子午面上，有两个点叫中性点，南北半球各一个，位于纬度约60°处。在中性点附近，由于磁场比较弱，磁鞘内的带电粒子可一直深入到地球附近，形成漏斗状的极尖区或称极隙区。地球磁层内充满着等离子体，比较密集的区域有中性片两侧的等离子体片、磁层顶内侧的等离子体幔、等离子体层以及由高能带电粒子组成的辐射带。太阳有时喷发密度和速度都比太阳宁静时大得多的等离子体流，它引起地球磁层剧烈的扰动，即磁层星期暴 。这时磁层被压缩 ，地磁场也随之发生剧烈的变化，即发生磁暴或磁层亚暴。磁扰时导致电离层电子密度异常，称电离层暴，此时短波无波无线电通讯受到严重干扰。
地球磁层位于地面600～1000公里高处，磁层的外边界叫磁层顶，离地面5～7万公里。在太阳风的压缩下，地球磁力线向背着太阳一面的空间延伸得很远，形成一条长长的尾巴，称为磁尾。在磁赤道附近，有一个特殊的界面，在界面两边，磁力线突然改变方向，此界面称为中性片。中性片上的磁场强度微乎其微，厚度大约有1000公里。中性片将磁尾部分成两部分：北面的磁力线向着地球，南面的磁力线离开地球。
1967年发现，在中性片两侧约10个地球半径的范围里，充满了密度较大的等离子体，这一区域称作等离子体片。当太阳活动剧烈时，等离子片中的高能粒子增多，并且快速地沿磁力线向地球极区沉降，于是便出现了千资百态、绚丽多彩的极光。由于太阳风以高速接近地球磁场的边缘，便形成了一个无碰撞的地球弓形激波的波阵面。波阵面与磁层顶之间的过渡区叫做磁鞘，厚度为3～4个地球半径。
地球磁层是一个颇为复杂的问题，其中的物理机制有待于深入研究。磁层研究虽已由地球磁层扩展到行星磁层，但地球磁层还是人类有能力直接探测并详细研究的唯一空间区域，是研究的重点，地球磁层具有很复杂的磁层结构和密度变化范围很宽的等离子体。研究地球磁层，有助于对其他天体磁层的了解。
与地球磁层类似，在行星周围也会形成磁层，称行星磁层，如木星磁层、土星磁层、金星磁层、水星磁层、火星磁层等。行星磁层的形成和结构形态，主要取决于行星磁场的强弱、分布及其与太阳风的相互作用。在天体周围被空间等离子体包围并受天体磁场控制的区域。许多天体都具有磁场，绝大部分宇宙物质以等离子体形式存在，所以磁层在宇宙中是很普遍的。
先驱者飞船首先观测到木星磁层和土星磁层，后来旅行者号又进行了探测,取得了大量有科学价值的数据，促使对行星磁层的研究活跃起来，成为当前国际磁层物理学研究的热点之一。我国学者在木星磁层研究方面也开展了一些工作，木星磁层研究的重要问题之一是木星磁层的磁盘结构。研究学者建立了一个新的木星磁层的磁盘结构模式，这个模式考虑了磁盘的波状结构及等离子体的转速随径向距离的变化，发现等离子体的旋转能量和热能之比，是影啊木星磁盘结构的主要参数，它决定着各物理量的分布和等离子体厚度的变化。木星Io通量管是木星磁层中的重要区域，对木星磁层动力学有重要的调制作用，是木星磁层中粒子的主要源区。同时对土星磁层顶处的K一H不稳定性和磁流体力学表面波也进行了研究。结果表明，土星磁层随星体自转以及磁鞘之间的速度差，可以在午前、中午、午后的磁层顶区激发不稳定性，计算所得到的波的特性与观测相符。
磁层模型按其性质，可以分为4类：
(1)原理模型：显示太阳风与地磁场相互作用而生成磁层的定性模型；
(2)经验模型：不附加物理限制，仅用图形或数学表达式拟合观测资料所得到的模型；
(3)半经验模型：根据一些基本的物理考虑组织观测资料，用观测资料确定模型中的参数，根据对边界面电流处理方法不同，可进一步分为镜像偶极子模型和边界面模型；
(4)物理模型：在合理的边界条件下，求解太阳风———磁层相互作用的磁流体力学方程，其中，太阳风和磁层的基本参数来自观测。
Chapman-Ferraro模型是最早的磁层模型，虽是定性模型，但是它给出了后来各种磁层模型的基本特性，可以作为各种磁层模型的参照。
在诸多磁层模型中，使用最多的是Tsyganenko模型。Tsyganenko模型是根据卫星的磁场观测资料和一定的物理考虑建立起来的半经验模型。利用Tsyganenko模型，可以研究磁层各个区域的复杂问题：计算磁层中每一点的矢量磁场和IG-RF磁场，在不同地磁活动状态下追踪磁力线，画出磁层形状，计算磁尾等离子体片的动力学变化和亚暴电流楔，计算环电流及其对磁场的贡献。