Физический энциклопедический словарь - радиационные пояса земли

Принципиальная возможность существования магн. ловушки в магн. поле Земли была показана расчётами норв. геофизика К. Стёрмера (1913) и швед. физика X. Альфвена (1950), но лишь эксперименты на спутниках показали, что ловушка реально существует и заполнена ч-цами высоких энергий. Захваченные в магн. ловушку Земли ч-цы под действием Лоренца силы совершают сложное движение, к-рое можно представить как колебат. движение по спиральной траектории вдоль силовой линии магн. поля из Сев. полушария в Южное и обратно с одновременным более медленным перемещением (долготным дрейфом) вокруг Земли (рис. 1). Когда ч-ца движется по спирали в сторону увеличения магн. поля (приближаясь к Земле), радиус спирали и её шаг уменьшаются. Вектор скорости ч-цы, оставаясь неизменным по величине, приближается к плоскости, перпендикулярной направлению поля.

Рис. 1. Движение заряж. ч-ц, захваченных в гоомагн. ловушку (а). Ч-цы движутся по спирали вдоль силовой линии магн. поля Земли (б) и одновременно дрейфуют по долготе.

Наконец, в нек-рой точке (наз. зеркальной) происходит «отражение» ч-цы. Она начинает двигаться в обратном направлении — к сопряжённой зеркальной точке в др. полушарии. Одно колебание вдоль силовой линии из Сев. полушария в Южное протон с энергией ~100 МэВ совершает за время ~0,3 с. Время нахождения («жизни») такого протона в геомагн. ловушке может достигать 100 лет (~3•10⁹ с), за это время он может совершить до 10¹⁰ колебаний. Долготный дрейф происходит со значительно меньшей скоростью. В зависимости от энергии ч-цы совершают полный оборот вокруг Земли за время от неск. минут до суток. Положит. ионы дрейфуют в зап. направлении, электроны — в восточном. Движение ч-цы по спирали вокруг силовой линии магн. поля можно представить как состоящее из вращения около т. н. мгновенного центра вращения и поступат. перемещения этого центра вдоль силовой линии.

При движении заряж. ч-цы в магн. поле Земли её мгновенный центр вращения находится на одной и той же поверхности, получившей назв.

Рис. 2. Поверхность, описываемая ч-цей (эл-ном) радиац. пояса; осн. характеристикой поверхности явл. параметр L; N и S — магн. полюсы Земли.

магн. оболочки (рис. 2). Магн. оболочку характеризуют параметром L, его численное значение в случае дипольного поля (см. Диполь) равно расстоянию, выраженному в радиусах Земли, на к-рое отходит магн. оболочка в экваториальной плоскости диполя от центра диполя. Для реального магн. поля Земли параметр L приближённо сохраняет такой же

простой смысл. Энергия ч-ц связана со значением параметра L; на оболочках с меньшими значениями L находятся ч-цы, обладающие большими энергиями. Это объясняется тем, что ч-цы высоких энергий могут быть удержаны лишь сильным магн. полем, т. е. во внутр. областях магнитосферы.

Рис. 3. Структура радиац. поясов Земли (сечение соответствует полуденному меридиану): I —внутр. пояс, II —пояс протонов малых энергий, III — внеш. пояс, IV— зона квазизахвата.

Обычно выделяют внутр. и внеш. Р. п. 3., пояс протонов малых энергий (пояс кольцевого тока) и зону квазизахвата ч-ц (рис. 3) или авроральной радиации (по латинскому названию полярных сияний). Внутр. Р. п. 3. характеризуется наличием протонов высоких энергий (от 20 до 800 МэВ) с максимумом плотности потока протонов с энергией ξр>20 МэВ до 10⁴ протон/(см²•с•ср) на расстоянии L~l,5. Во внутр. поясе присутствуют также эл-ны с энергиями от 20—40 кэВ до 1 МэВ; плотность потока эл-нов с ξр40 кэВ составляет в максимуме ~10⁶—10⁷ эл-н/(см²•с•ср). С внеш. стороны этот пояс ограничен магн. оболочкой с L=2, к-рая пересекается с поверхностью Земли на геомагн. широтах ~45°. На ниж. границе внутр. пояса (на высотах 200—300 км) ч-цы, испытывая частые столкновения с атомами и молекулами атм. газов, теряют свою энергию, рассеиваются и «поглощаются» атмосферой.

Внеш. Р. п. 3. заключён между магн. оболочками с L=3 и L=6 с макс. плотностью потока ч-ц на L~4—4,5. Для внеш. пояса характерны эл-ны с энергиями 40—100 кэВ, поток к-рых в максимуме достигает 10⁶—10⁷ эл-н/(см²•с•ср). Среднее время «жизни» частиц внеш. Р. п. 3. составляет 10⁵—10⁷ с. В периоды повышенной солнечной активности во внеш. поясе присутствуют также эл-ны больших энергий (до 1 МэВ и выше).

Пояс протонов малых энергий (~0,03 —10 МэВ) простирается от L~l,5 до L~7—8. Зона квазизахвата, или авроральной радиации, расположена за внеш. поясом, она имеет сложную пространс7в. структуру, обусловленную деформацией магнитосферы солнечным ветром (потоком заряж. ч-ц от Солнца). Осн. ч-цами в зоне квазизахвата явл. эл-ны и протоны с энергиями ξ<100 кэВ. Внеш. пояс и пояс протонов малых энергий ближе всего (до высоты 200—300 км) под-

604

ходит к Земле на широтах 50—60°. На широты выше 60° проецируется Зона квазизахвата, совпадающая с , областью макс. частоты появления полярных сияний.

Энергетич. спектры для всех ч-ц Р. п. 3. описываются ф-циями вида: N(ξ)~ξ^-, где N(ξ)— число ч-ц с данной энергией ξ, или N(ξ)~e^-ξ/ξ0 c характерными значениями 1,8 для протонов в интервале энергий ξ от 40 до 800 МэВ, ξ0~200—500 кэВ для эл-нов внеш. и внутр. поясов и ξ0~100 кэВ для протонов малых энергий.

Происхождение захваченных ч-ц с энергией, значительно превышающей среднюю энергию теплового движения атомов и молекул атмосферы, связывают с действием неск. физ. механизмов: распадом нейтронов, созданных космическими лучами в атмосфере Земли (образующиеся при этом протоны пополняют внутр. Р. п. 3.); «накачкой» ч-ц в пояса во время геомагн. возмущений (магн. бурь), к-рая в первую очередь обусловливает существование эл-нов внутр. пояса; ускорением и медленным переносом ч-ц солнечного происхождения из внеш. во внутр. области магнитосферы (так пополняются эл-ны внеш. пояса и пояс протонов малых энергий). Проникновение ч-ц солнечного ветра в Р. п. 3. возможно через особые точки магнитосферы (т. н. дневные полярные каспы; рис. 4), а также через т. н. нейтральный слой в хвосте магнитосферы (с её ночной стороны). В области дневных каспов и в нейтральном слое хвоста геомагн. поле резко ослаблено и не явл. существенным препятствием для заряж. ч-ц межпланетной плазмы. Частично Р. п. 3. появляются также за счёт захвата

Рис. 4. Строение магнитосферы Земли в плоскости, проходящей через магн. полюсы Земли и линию Земля — Солнце. Стрелками указаны области, через к-рые ч-цы солнечного ветра проникают в магнитосферу.

протонов и эл-нов солнечных косм. лучей, проникающих во внутр. области магнитосферы. Перечисленных источников ч-ц, по-видимому, достаточно для создания Р. п. 3. с характерным распределением потоков ч-ц. В Р. п. 3. существует динамич. равновесие между процессами пополнения поясов и процессами потерь ч-ц. В основном ч-цы покидают Р. п. 3. из-за потери своей энергии на ионизацию (эта причина ограничивает, напр., пребывание протонов внутр. пояса в магн. ловушке временем ~10⁹ с), из-за рассеяния ч-ц при столкновениях с ч-цами окружающей холодной плазмы и рассеяния на магн. неоднородностях и плазменных волнах разл. происхождения (см. Плазма). Рассеяние может сократить время «жизни» эл-нов внеш. пояса до 10⁴—10⁵ с. Эти эффекты приводят к нарушению условий стационарного движения ч-ц в геомагн. поле (т. н. адиабатич. инвариантов) и к «высыпанию» ч-ц из Р. п. 3. в атмосферу вдоль силовых линий магн. поля. Высыпание ч-ц из магн. ловушки, в особенности из зоны квазизахвата (авроральной радиации), приводит к усилению ионизации ионосферы, а интенсивное высыпание — к полярным сияниям.

Р. п. 3. представляют собой серьёзную опасность при длит. полётах в околоземном пр-ве. Потоки протонов малых энергий могут вывести из строя солнечные батареи и вызвать помутнение тонких оптич. покрытий. Длит. пребывание во внутр. поясе может привести к лучевому поражению живых организмов внутри косм. корабля под воздействием протонов высоких энергий. Кроме Земли, радиац. пояса существуют у Меркурия, Юпитера и Сатурна. Радиац. пояса Юпитера и Сатурна имеют значительно большую протяжённость и большие энергии ч-ц и плотности потоков ч-ц, чем Р. п. 3.

• Тверской Б. А., Динамика радиационных поясов Земли, М., 1968; X е с с В., Радиационный пояс и магнитосфера пер. с англ., М., 1972; Шабанский В. П. Явления в околоземном пространстве, М. 1972; Г а л ь п е р и н Ю. И., Г о р н Л. С. Хазанов Б. И., Измерение радиации в космосе, М., 1972; Чемберлен Дж. Теория планетных атмосфер, пер. с англ. М., 1981.

Ю. И. Логачёв