Солнечно-Земная Физика 40 ЛЕТ КОСМИЧЕСКОЙ ЭРЫ В НИИЯФ МГУ Ю.И.Логачев

НАША ИСТОРИЯ

IV. ИНВАРИАНТНАЯ СИСТЕМА КООРДИНАТ ДЛЯ ОПИСАНИЯ ЗАХВАЧЕННОЙ МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ РАДИАЦИИ ( L,B - КООРДИНАТЫ )

Уже первые исследования радиационных поясов Земли на искусственных спутниках и лунных аппаратах показали сложность структуры захваченных магнитным полем потоков частиц, описание которых требовало использования трех координат: широты, долготы и высоты над поверхностью Земли. Так как движение заряженных частиц управляется магнитным полем, было естественно обратиться к геомагнитным координатам, которые в простейших случаях, например, в поле идеального диполя, должны иметь осевую симметрию, так что от долготы точки наблюдения потоки частиц не должны зависеть. Эти соображения привели к созданию для реального магнитного поля Земли систему инвариантных координат, в которой для большей части пространства долгота действительно может не приниматься во внимание, так же как и знак ( + или - ) широты. Это стало возможным при учете общих законов движения заряженных частиц в магнитном поле. Заряженные частицы в магнитном поле под действием силы Лоренца вращаются вокруг некоторого центра (ларморовское движение) в плоскости, перпендикулярной магнитному полю с одновременным перемещением мгновенного центра ларморовской окружности (называемого ведущим центром) вдоль силовой линии магнитного поля. Если магнитное поле неоднородно (существует градиент поля или кривизна силовых линий), то наблюдается еще третье движение - дрейф ведущего центра с одной силовой линии на соседнюю.
Магнитное поле Земли в первом приближении является полем диполя и захваченные в нем частицы участвуют во всех трех перечисленных движениях, причем движение ведущего центра вдоль силовых линий, из-за дипольности геомагнитного поля представляет собой колебательное движение из северного полушария в южное и обратно с одновременным, более медленным, долготным перемещением (дрейфом) вокруг Земли (рис. 4.1 и 4.2).

Рис. 4.1 Движение заряженных частиц, захваченных в геомагнитную ловущку (а), Траектория движения частицы по спирали вдоль силовой линии магнитного поля (б).

Колебательное движение частиц из одного полушария в другое происходит потому, что при движении частиц в область более сильного поля сила Лоренца уменьшает продольную составляющую скорости.
Причиной этого является небольшая перпендикулярная скорости частицы компонента магнитного поля, которая в конечном счете заставляет частицу повернуть в направлении более слабого поля. В поле диполя, как и в геомагнитном поле напряженность на высоких широтах больше, чем на экваторе, и частица доходит до некоторой широты в каждом полушарии и отражается обратно. Это отражение по законам движения частиц происходит при одинаковой напряженности магнитного поля В, поэтому в реальном геомагнитном поле, где существуют области с ослабленным магнитным полем, чтобы отразиться частица должна опуститься до нужного значения В на меньшие высоты, т.е. в реальном геомагнитном поле при дрейфе вокруг Земли частицы отражаются на различных высотах, хотя и одинаковых значениях В.
В реальном геомагнитном поле линия равного В проходит на разных высотах над поверхностью Земли. Минимальная высота, которой достигает линия с данным В в любом из полушарий является той минимальной высотой, на которую опускается частица при дрейфе вокруг Земли. Если эта минимальная высота находится не очень высоко, например, на 100 км от поверхности Земли, то здесь плотность атмосферы уже достаточна, чтобы несколько затормозить частицу, особенно не очень высокой энергии. Потери энергии частиц в конце концов приведут к ее полной остановке и выходе из состояния захваченной, т.е. она перестанет существовать как частица радиационных поясов Земли.
Иногда, для некоторых траекторий движения частиц, линии с данным значением В на всех долготах в одном полушарии лежат достаточно высоко, в то время как в другом "ныряют" на малые высоты, как, например, в областях отрицательных магнитных аномалий в Южной Атлантике. Именно здесь, как было описано в предыдущем разделе, происходит постоянный сток частиц из радиационных поясов.

Рис. 4.2 Поверхность, описываемая частицей (электроном) радиационных поясов Земли. Основной характеристикой этой поверхности является параметр L. N и S - магнитные полюса Земли.

Рассмотренный хаpактеp движения частиц, захваченных геомагнитным полем, позволяет ввести некоторую естественную систему координат, сильно упрощающую описание захваченной радиации. Полное описание захваченной радиации состоит в определении потока частиц разного вида в произвольной точке пространства, т.е. нахождение некоторой функции от координат R, λ, φ, где R - расстояние от центра Земли; λ - широта; φ - долгота места наблюдения. Законы движения заряженных частиц в магнитном поле приводят к существованию трех инвариантов движения частиц, которые позволяют характеризовать потоки захваченных частиц только двумя параметрами: номером магнитной оболочки (L), проходящей через данную точку, по которой движется ведущий центр захваченной частицы, и напряженностью магнитного поля (В) в данной точке пространства. Эти координаты получили название координат МакИлвайна, первым предложившим их использование /9/, L-B координат или инвариантных координат, т.к. они основаны на инвариантах движения частиц в магнитном поле. За параметр магнитной оболочки обычно принимается величина L, равная отношению среднего удаления реальной магнитной оболочки от центра Земли в плоскости геомагнитного экватора, к радиусу Земли. В работе /9/ даны методы определения параметра магнитной оболочки для произвольной точки пространства.
Эти методы требуют длительных расчетов и в начале использования L,B - координат были составлены подробные карты, по которым для произвольной точки пространства можно определить L и В. На pисунке 4.3 пpиведены для пpимеpа линии pавных L и В над всей повехностью земного шаpа для высоты 1000 км. В настоящее время L,B - координаты для каждого эксперимента рассчитываются при формировании информационного кадра и результаты измерений автоматически представляются в этих координатах.

Рис. 4.3 Линии равных L и B над поверхностью земного шара на высоте 1000 км.

На больших расстояниях структура геомагнитного поля резко отличается от поля диполя из-за воздействия на него потоков солнечного ветра (см. рис 4.4), тем не менее использование инвариантных геомагнитных координат допустимо и на периферии поясов, не выходя за пределы замкнутых силовых линий магнитного поля.

Рис. 4.4 Структура магнитосферы Земли, обтекаемой солнечным ветром

Представленная в этих естественных (инвариантных) координатах форма Земли становится неправильной, зато магнитное поле приближается к полю диполя, потоки частиц приобретают высокую степень симметрии, так что долгота и знак широты могут игнорироваться. При этом данные, полученные в любой точке пространства, могут рассматриваться как относящиеся к некоторой выбранной меридианальной плоскости. После построения карт интенсивности в этой выбранной меридианальной плоскости можно определить интенсивность в произвольной точке пространства, хотя реально в данной точке никаких измерений не производилось.
Введение геомагнитных координат для описания захваченной радиации настолько естесственно, что их появление было положительно воспринято, научным сообществом, хотя сложности их вычисления и традиционное трехмерное мышление затрудняли их быстрое восприятие. Как уже говорилось, эти координаты ввел МакИлвайн /9/, они стали широко использоваться при исследованиях радиационных поясов Земли. Нужно однако иметь в виду, что для вычисления этих координат необходимо знание вектора напряженности магнитного поля в каждой точке, среднее стационарное значение которого известно достаточно хорошо, но вариации которого иногда очень сильно искажают реальную картину L-B координат. Для больших расстояний от Земли вычисление L-B координат также затруднительно из-за плохого знания структуры реального геомагнитного поля, искаженного воздействием солнечного ветра.
Осознание всех этих аспектов произошло не сразу, в НИИЯФ этой проблеме было посвящено несколько семинаров, заслушивались доклады о мининимальных высотах движения частиц, об их времени жизни из-за ионизационных потерь, о связи критических импульсов галактических частиц с параметрами магнитных оболочек и ряде других явлений. Начиная с полета спутника Земли "Космос-17" (1963 г.) все результаты исследования радиационных поясов представлялись уже в L-B координатах.

назад		вперед		оглавление		литература
		На первую страницу по истории солнечно-земной физики