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磁層（英文：Magnetosphere），是指在太陽風和行星磁場的相互作用下，行星原來磁場的磁力線被太陽風壓縮在一個有限的空間。位於地球周圍、被太陽風包圍並受地磁場控制的等離子體區域。其作用是保護地球不被太陽風襲擊。
磁層的概念是英國的S.查普曼於20世紀30年代首先提出來的。50～60年代，人造地球衛星對地球高帶電粒子區域的探測，證實了地球磁層的存在。磁層一詞最早專指地球磁層，隨着對其他天體磁層的探測和研究逐漸增多，磁層一詞就泛指所有天體的磁層。[1]
結構
因為太陽風是一種等離子體，所以它也有磁場，太陽風磁場對地球磁場施加作用，好像要把地球磁場從地球上吹走似的。儘管這樣，地球磁場仍有效地阻止了太陽風長驅直入。在地球磁場的反抗下，太陽風繞過地球磁場，繼續向前運動，於是形成了一個被太陽風包圍的、慧星狀的地球磁場區域，這就是磁層。
在日地連心線向陽的一側，磁層頂距地心約為10個地球半徑。當太陽激烈活動時，則磁層頂被突然增強的太陽風壓縮為6－7個地球半徑。在日地連心線背陽的一側，磁層形成一個圓柱狀的長尾，即磁尾，圓柱半徑約等於20個地球半徑，其長度至少等於幾百個地球半徑。遙遠看去，磁層好像彗星一樣。
磁層由磁層頂、等離子體幔、磁尾、中性片、等離子體層 、等離子體片等組成 。在磁層頂外還存在磁鞘和弓激波。地球磁層始於距地面約1000千米處，向外延伸至磁層頂。磁層頂為磁層的外邊界，向陽側呈一橢球面，地球位於它的一個焦點上；背陽側是略扁向外略張開的圓筒形，該圓筒所圍成的空腔稱磁尾。在平靜的太陽風中，磁層頂在向陽側距地心約為10個地球半徑，在兩極約為13～14個地球半徑，在背陽側最遠處可達1000個地球半徑。太陽激烈擾動時，導致太陽風密度和速度大為增大，磁層也隨之大大被壓縮，這時向陽側的磁層頂可能離地心只有6～7個地球半每項。即使在太陽寧靜時，地球軌道附近的太陽風平均速度也高達300～400千米/秒，當受到磁層阻擋時，在磁層的上遊方向約幾個地球半徑處，形成一個相對磁層頂靜止的弓激波與磁層頂之間的空間，形成磁鞘，其厚度為3～4個地球半徑。
在磁尾中存在着一個特殊的界面，在界面兩邊，磁力線突然改變方向，此界面稱中性片（電流片）。在向陽側正子午面上，有兩個點叫中性點，南北半球各一個，位於緯度約60°處。在中性點附近，由於磁場比較弱，磁鞘內的帶電粒子可一直深入到地球附近，形成漏斗狀的極尖區或稱極隙區。地球磁層內充滿着等離子體，比較密集的區域有中性片兩側的等離子體片、磁層頂內側的等離子體幔、等離子體層以及由高能帶電粒子組成的輻射帶。太陽有時噴發密度和速度都比太陽寧靜時大得多的等離子體流，它引起地球磁層劇烈的擾動，即磁層星期暴 。這時磁層被壓縮 ，地磁場也隨之發生劇烈的變化，即發生磁暴或磁層亞暴。磁擾時導致電離層電子密度異常，稱電離層暴，此時短波無波無線電通訊受到嚴重干擾。
地球磁層位於地面600～1000公里高處，磁層的外邊界叫磁層頂，離地面5～7萬公里。在太陽風的壓縮下，地球磁力線向背着太陽一面的空間延伸得很遠，形成一條長長的尾巴，稱為磁尾。在磁赤道附近，有一個特殊的界面，在界面兩邊，磁力線突然改變方向，此界面稱為中性片。中性片上的磁場強度微乎其微，厚度大約有1000公里。中性片將磁尾部分成兩部分：北面的磁力線向着地球，南面的磁力線離開地球。
1967年發現，在中性片兩側約10個地球半徑的範圍里，充滿了密度較大的等離子體，這一區域稱作等離子體片。當太陽活動劇烈時，等離子片中的高能粒子增多，並且快速地沿磁力線向地球極區沉降，於是便出現了千資百態、絢麗多彩的極光。由於太陽風以高速接近地球磁場的邊緣，便形成了一個無碰撞的地球弓形激波的波陣面。波陣面與磁層頂之間的過渡區叫做磁鞘，厚度為3～4個地球半徑。
地球磁層是一個頗為複雜的問題，其中的物理機制有待於深入研究。磁層研究雖已由地球磁層擴展到行星磁層，但地球磁層還是人類有能力直接探測並詳細研究的唯一空間區域，是研究的重點，地球磁層具有很複雜的磁層結構和密度變化範圍很寬的等離子體。研究地球磁層，有助於對其他天體磁層的了解。
行星磁層
與地球磁層類似，在行星周圍也會形成磁層，稱行星磁層，如木星磁層、土星磁層、金星磁層、水星磁層、火星磁層等。行星磁層的形成和結構形態，主要取決於行星磁場的強弱、分布及其與太陽風的相互作用。在天體周圍被空間等離子體包圍並受天體磁場控制的區域。許多天體都具有磁場，絕大部分宇宙物質以等離子體形式存在，所以磁層在宇宙中是很普遍的。
先驅者飛船首先觀測到木星磁層和土星磁層，後來旅行者號又進行了探測，取得了大量有科學價值的數據，促使對行星磁層的研究活躍起來，成為當前國際磁層物理學研究的熱點之一。我國學者在木星磁層研究方面也開展了一些工作，木星磁層研究的重要問題之一是木星磁層的磁盤結構。研究學者建立了一個新的木星磁層的磁盤結構模式，這個模式考慮了磁盤的波狀結構及等離子體的轉速隨徑向距離的變化，發現等離子體的旋轉能量和熱能之比，是影啊木星磁盤結構的主要參數，它決定着各物理量的分布和等離子體厚度的變化。木星Io通量管是木星磁層中的重要區域，對木星磁層動力學有重要的調製作用，是木星磁層中粒子的主要源區。同時對土星磁層頂處的K一H不穩定性和磁流體力學表面波也進行了研究。結果表明，土星磁層隨星體自轉以及磁鞘之間的速度差，可以在午前、中午、午後的磁層頂區激發不穩定性，計算所得到的波的特性與觀測相符。
磁層磁場模型分類
磁層模型按其性質，可以分為4類：
(1)原理模型：顯示太陽風與地磁場相互作用而生成磁層的定性模型；
(2)經驗模型：不附加物理限制，僅用圖形或數學表達式擬合觀測資料所得到的模型；
(3)半經驗模型：根據一些基本的物理考慮組織觀測資料，用觀測資料確定模型中的參數，根據對邊界面電流處理方法不同，可進一步分為鏡像偶極子模型和邊界面模型；
(4)物理模型：在合理的邊界條件下，求解太陽風———磁層相互作用的磁流體力學方程，其中，太陽風和磁層的基本參數來自觀測。
Chapman-Ferraro模型是最早的磁層模型，雖是定性模型，但是它給出了後來各種磁層模型的基本特性，可以作為各種磁層模型的參照。
在諸多磁層模型中，使用最多的是Tsyganenko模型。Tsyganenko模型是根據衛星的磁場觀測資料和一定的物理考慮建立起來的半經驗模型。利用Tsyganenko模型，可以研究磁層各個區域的複雜問題：計算磁層中每一點的矢量磁場和IG-RF磁場，在不同地磁活動狀態下追蹤磁力線，畫出磁層形狀，計算磁尾等離子體片的動力學變化和亞暴電流楔，計算環電流及其對磁場的貢獻。