Радіаційні пояси

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Радіаці́йні пояси́ (від лат. radiatio — випромінюю) — внутрішні шари магнітосфер планет, у яких утримуються високоенергійні заряджені частинки (здебільшого протони та електрони).

Існування радіаційних поясів Землі було передбачено ще на початку XX сторіччя, проте відкрито та досліджено їх тільки на початку космічної ери. Вони отримали назву поясів Ван Аллена на честь американського астрофізика Джеймса Ван Аллена. Згодом потужні радіаційні пояси було виявлено у планет-гігантів — Юпітера і Сатурна.

Радіаційні пояси Землі

Природа виникнення[ред. | ред. код]

Магнітне поле Землі (та інших планет) є подібним до дипольного. Воно ефективно відхиляє заряджені частинки, що прилітають з космосу, не даючи їм досягти поверхні. Проте, якщо частинка з якихось причин опинилася глибше у магнітному полі, ніж їй дозволяє її кінетична енергія, то вона не зможе ні покинути його, ні наблизитись до Землі. Частинка починає рухатися по спіральній траекторії, обертаючись навколо силової лінії магнітного поля. Поблизу полюсів, через ущільнення силових ліній, її послідовний рух сповільнюється, і частинка розвертається в протилежному напрямку, не сповільнюючи обертання. Ділянки траекторії, де це відбувається називаються дзеркальними точками.[1] Також, через те, що радіус спіралі, по якій рухається частинка, хоч і значно менший за радіус Землі, проте не нульовий, напруженність магнітного поля змінюється під час її руху, що призводить до повільного дрейфу за довготою.[2]

Радіаційні пояси Землі[ред. | ред. код]

Радіаційні пояси Землі умовно поділяють на внутрішній, заповнений здебільшого потоками протонів, та зовнішній, де в основному зустрічаються високоенергетичні електрони. Частинки заповнюють усю зону, де силові лінії магнітного поля замкнені: від декількох сотень кілометрів над земною поверхнею до кількох десятків тисяч кілометрів, проте з нерівномірною інтенсивністю. Електрони мають два максимума інтенсивності:

  • Зовнішній максимум інтенсивності розташовано на висоті від 4 до 6 земних радіусів. Електрони у цьому поясі мають енергії від десятків КеВ до кількох МеВ. Інтенсивність потоку електронів з енергією більшою за 40 КеВ у цій зоні складає близько 108 частинок в секунду на квадратний сантиметр.
  • Внутрішній максимум інтенсивності займає зону між 1,5 і 2,5 земними радіусами. Електрони мають енергії від одиниць до сотень КеВ [3]

Розподіл протонів має один максимум на висоті 1,5-3 земних радіуси. Енергія протонів становить 20—800 МеВ.

В магнітосфері Землі тривалий час можуть існувати квазістаціонарні радіаційні пояси. Їх утворення пов'язують із потужними спалахами на Сонці, а також із розпадом радіоактивних елементів, що було викинуто в атмосферу внаслідок ядерних випробувань.[2]

Варто зазначити, що, кажучи про висоту, на якій розташований той чи інший пояс, маються на увазі L-оболонки — узагальнені координати, що відраховуються від центру Землі, і прив'язані до розташування силових ліній її магнітного поля, тому на високих широтах пояси знаходяться ближче до поверхні.[4] Також, форма ліній може змінюватись через неспівпадіння магнітного поля Землі з ідеальним дипольним — так, над Південно-атлантичною магнітною аномалією магнітне поле "просідає", тому у цій області радіаційний фон є високим навіть у 300 кілометрах над поверхнею.[5]

Динаміка руху частинок у поясі[ред. | ред. код]

Якщо частинка у магнітному полі рухається під деяким кутом до силової лінії (пітч-кут), то її рух можна розкласти на дві складові, дотичну і перпендикулярну силовій лінії. Тоді, завдяки першій компоненті, частинка рухається вздовж лінії, а завдяки другій — обертається навколо неї. Типовий ларморівський радіус частинок — від ста метрів до ста кілометрів, що значно менше за радіус Землі, тому можна вважати, що напруженність поля не змінюється за один оберт.

Ганнес Альвен показав, що за таких умов, магнітний момент, що створюється частинкою (а точніше, кільцевим струмом, що виникає через її рух по колу) в таких умовах зберігається. Його можна записати як

,

де Θ — кут між напрямком швидкості частинки і силовою лінією. Цю величину називають першим адіабатичним інваріантом. Швидкість у магнітному полі не змінюється, тому з формули можна бачити, що зі зростанням напруженості поля, кут Θ також зростає, аж доки не досягає 90°, після чого частинка змінює напрямок руху. [6]

Таким чином, частинки рухаються від північного магнітного полюсу до південного, не втрачаючи енергії. Період коливання для електронів і протонів з енергією 10 МеВ складає 1 секунду і 0,1 секунди відповідно. [2]

Також, через те, що при обертанні навколо силової лінії частинка проходить через зони з різною напруженністю поля, що виражається у виникненні додаткової сили, що пропорційна B·gradB, і зміщує частинку по довготі. Частинки роблять повний оберт навколо Землі за час від десятків секунд до кількох хвилин.[2]

Джерела наповнення[ред. | ред. код]

Основним механізмом генерації частинок, що заповнюють радіаційні пояси, вважають розпад т. зв. нейтронів альбедо (нейтронів, що утворюються внаслідок взаємодії космічних променів з атмосферою, і спрямованих від Землі)[2]. Магнітне поле на них не впливає і вони проходять крізь нього. Однак нейтрони нестабільні і розпадаються на протони, електрони та антинейтрино. Залежно від напрямку та величини швидкості частинок і напруги магнітного поля у точці розпаду, електрони і протони можуть залишити зону радіаційних поясів або будуть захоплені.

Іншим механізмом є захоплення частинок сонячного вітру з хвоста магнітосфери та їх поступова дифузія (дрейф) до радіаційних поясів під впливом різноманітних варіацій магнітного поля (зокрема, внаслідок магнітних бурь).

Зміни напруженості та конфігурації магнітного поля призводить також до «висипання» заряджених частинок із радіаційних поясів. Зазвичай це відбувається поблизу магнітних полюсів (де траєкторії частинок пролягають найближче до поверхні Землі) внаслідок взаємодії з атмосферою. Зіткнення з атомами атмосфери призводить до збудження останніх та подальшого випромінювання ними світла, що спостерігається як полярне сяйво.

Зображення Юпітера у радіохвилях. Яскраві (білі) області — випромінювання радіаційних поясів.

Сейсмомагнітосферні зв'язки[ред. | ред. код]

Сейсмічна активність Землі породжує різноманітні електромагнітні хвилі за рахунок п'єзоефекту, взаємного тертя та інших механічних причин. При цьому, через товщу землі і атмосфери проходять лише хвилі з частотою 0.1-10 Гц. Ця частота є близькою до частоти коливань частинок радіаційного поясу, що призводить до виникнення резонансу, що змінює пітч-кути деяких частинок, через що їх дзеркальні точки зміщуються. Частинки, дзеркальні точки яких опиняються на висоті меншій за 100 км, потрапляють в атмосферу і висипаються біля полюсів.[2] Спостереження за такими процесами дозволяє передбачити найбільші землетруси (з магнітудою більше 6,5) за кілька днів.[7]

Значення для космонавтики[ред. | ред. код]

Радіаційний пояс становить значну небезпеку для пілотованих і непілотованих польотів. Тривале знаходження у ньому вкрай небезпечне для людини. Міжнародна космічна станція, що обертається на висоті 400 км над землею при проходжені над Бразильською магнітною аномалією, на деякий час потрапляє у радіаційний пояс(що у цій зоні знаходиться ближче до Землі), за рахунок чого середній фон на станції у 10 разів вищий ніж на АЕС. Безпілотні космічні апарати теж зазнають впливу космічної радіації — потоки високоенергетичних частинок шкодять електронним компонентам апаратів. [8]

Радіаційні пояси інших планет[ред. | ред. код]

Відомості про магнітне поле Юпітера та його радіаційні пояси одержано за допомогою радіоспостережень та значно доповнено завдяки польотам американських АМС Піонер-10, Піонер-11, Вояджер-1 та Вояджер-2. Радіаційні пояси Юпітера заповнено електронами та протонами з енергією понад 6 МеВ.

Радіаційні пояси Сатурна були дослідженні апаратом "Кассіні". Їх цікавою особливістю є те, що вони значно менше залежать від активності Сонця ніж земні.[9]

Уран і Нептун також мають радіаційні пояси, що було зафіксовано Вояджером-2.[10]

Марс мав сильне магнітне поле близько 3,5 мільярди років тому, а тому, ймовірно мав і радіаційні пояси. Проте зараз він не має ні того ні іншого.[11]

Меркурій має магнітне поле, проте, схоже, що воно занадто слабке, щоб сформувати радіаційні пояси навколо нього.[12]

Венера не має магнітного поля (згідно деяким теоріям, це пов'язано з тим, що вона не зазнала гігантського зіткнення, якого зазнала Земля[13]), тому не має і радіаційних поясів.

Історія досліджень[ред. | ред. код]

У 1896 році Крістіан Біркеленд показав, що полярне сяйво, ймовірно, викликане потоками електронів, що входять в атмосферу. Того ж року Пуанкаре створив теорію руху зарядженої частинки в магнітному полі, створеному одним полюсом магніта. Проте рівняння руху в магнітному полі диполя були значно складнішими. Усю першу половину ХХ століття Карл Стермер працював над цією проблемою, опублікувавши велику кількість робіт, що описують різні можливі траєкторії, а в книзі «Полярне сяйво», яка буда видана 1955 року, підбив підсумок своїх досліджень[14]. З його робіт випливало, що при деяких конфігураціях поля, існує замкнена область стабільних орбіт, відокремлена від зовнішнього космосу, де такі частинки можуть накопичуватися[15].

З іншого боку, 1912 року було відкрито космічні промені, і стало зрозуміло, що Земля справді постійно бомбардується потоками частинок високої енергії.

1950 року Альвен використав методи теорії збурень для опису траєкторії низькоенергетичних частинок у магнітному полі Землі, і показав, що в ньому можуть утворюватись магнітні пастки для таких частинок[16].

Супутник Експлорер-1 і його творці. Джеймс Ван Ален стоїть у центрі. 1958 рік

Експериментально радіаційні пояси відкрив Джеймс Ван Ален 1958 року, після аналізу даних з лічильників Гейгера—Мюллера, які було встановлено на супутнику Експлорер-1. Детектори частинок невдовзі після запуску перестали працювати, що спочатку списали на звичайний збій апаратури. Проте Ван Ален припустив, що причиною відмови апаратури став надзвичайно високий рівень радіації у цих областях. Для перевірки цієї гіпотези на наступному апараті, Експлорер-3, датчик додатково екранували металевим листом, щоб захистити його від сильних потоків частинок[17]. Аналіз даних другого експерименту підтвердив надзвичайно високі рівні радіації, а також показав, що є дві зони, де сконцентровані частинки високих енергій. Після польоту супутника Експлорер-12 стало зрозуміло, що ближча до Землі зона наповнена протонами з енергіями >20 МеВ, а віддаленіша — електронами з енергіями >1,6 МеВ. Пізніше, коли було виміряно концентрації частинок із нижчими енергіями, стало зрозуміло, що поділ на зони не є характерним для таких частинок і саме вони є найбільшою фракцією радіаційних поясів, втім назви «внутрішній пояс» та «зовнішній пояс», закріпилися[1].

Цікаво, що, попри згадані вище теоретичні роботи, які вказували на можливість існування зон з великою концентрацію заряджених частинок у навколоземному просторі, експериментальні результати виявилися неочікуваними. Так, датчики радіоактивності з радянського апарату "Супутник-2", який було запущено за кілька тижнів до Експлорера, так само вказували на сильний, незалежний від напрямку радіоактивний фон, проте радянські дослідники інтерпретували ці дані неправильно[17].

Сонячні панелі для супутника Radiation Belt Storm Probes, 2012 рік

1959 року було відкрито радіаційний пояс Юпітера за допомогою спостережень радіовипромінювання у діапазоні хвиль 3-68 см. Воно виявилося поляризованим і нетепловим, з чого було зроблено висновок про його синхротронну природу.

У 1980-х роках за допомогою даних із супутника Салют-6 було відкрито зону високоенергетичних (>20 Мев) електронів на відстані кількох тисяч кілометрів від Землі[18].

22 березня 1991 року, після спалаху на Сонці на кілька років виник новий радіаційний пояс, що було зафіксовано спочатку супутником CRESS, а потім — й іншими[2].

У серпні 2012 року NASA запустили два супутники Van Allen Probes[en], призначені для вивчення радіаційних поясів. Дані з них дозволили уточнити структуру та динаміку радіаційних зон[19].

Посилання[ред. | ред. код]

Джерела[ред. | ред. код]

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. а б Радиационные пояса земли
  2. а б в г д е ж А.М. Гальпер (Московский инженерно-физический институт). Радиационный пояс Земли. Российская Астрономическая сеть (російською). Архів оригіналу за 2013-07-07. Процитовано 2010-07-01. 
  3. Van Allen Probes Mission Overview and Discoveries to Date(англ.)
  4. McIlwain's (B,L) coordinate system(англ.)
  5. The Van Allen Belts(англ.)
  6. Астрофизика космических лучей(рос.)
  7. Characteristics of flux-time profiles, temporal evolution, and spatial distribution of radiation-belt electron precipitation bursts in the upper ionosphere before great and giant earthquakes(англ.)
  8. Радиационные бури в космосе(рос.)
  9. Saturn's radiation belts: A stranger to the solar wind(англ.)
  10. Electron radiation belts of the solar system(англ.)
  11. Mars Global Surveyor(англ.)
  12. MESSENGER Observations of Transient Bursts of Energetic Electrons in Mercury’s Magnetosphere(англ.)
  13. Why doesn't Venus have a magnetosphere?(англ.)
  14. Fredrik Carl Mulertz Størmer(англ.)
  15. Теория Штермера(рос.)
  16. Основные гипотезы о происхождении радиационных поясов Земли(рос.)
  17. а б К истории открытия радиационных поясов Земли
  18. High-energy electrons in the Earth radiation belt(англ.)
  19. Van Allen Probes Mission Overview(англ.)