Parametrul L al lui McIlwain

Parametrul L al lui McIlwain (numit după Carl E. McIlwain ), cunoscut și în limba engleză sub numele de L-shell sau L-value , este un parametru care descrie un set particular de linii de flux ale câmpului magnetic planetar. De fapt, termenul L-shell înseamnă de obicei o suprafață în care parametrul L este constant. În mod informal, se poate spune că parametrul L descrie deseori setul de linii de flux ale câmpului magnetic care traversează ecuatorul magnetic la un număr de raze terestre egal cu valoarea lui L. De exemplu, " $L=2$ ${\ displaystyle L = 2}$ ${\ displaystyle L = 2}$ "descrie setul de linii de flux ale câmpului magnetic al Pământului care traversează ecuatorul magnetic al Pământului la două raze ale Pământului din centrul Pământului. Parametrii L pot descrie și câmpul magnetic al altor planete. În astfel de cazuri, parametrul este renormalizat pentru raza planetară și modelul corespunzător al câmpului magnetic. ^[1]

Deși parametrul L este definit formal în termenii câmpului magnetic instantaneu al Pământului (sau al unui model de ordin înalt, cum ar fi IGRF ), este adesea folosit pentru a avea o descriere generală a fenomenelor magnetice din vecinătatea Pământului, în care cazul poate fi aproximat folosind modelul dipolar al câmpului magnetic al Pământului .

Mișcarea particulelor încărcate într-un câmp dipol

Mișcările particulelor încărcate cu energie scăzută în câmpul magnetic al Pământului (sau în orice câmp magnetic cvasi-dipolar) pot fi descrise în mod util în termeni de coordonate McIlwain (B, L), prima dintre care B este pur și simplu intensitatea (sau lungimea) vectorului câmpului magnetic. ^[2] Această descriere este deosebit de importantă atunci când raza Larmor a orbitei particulelor încărcate este mică în comparație cu scara spațială pentru variațiile de câmp. Deci, o particulă încărcată va urma practic o cale elicoidală care orbitează în jurul liniei de câmp locale. Într-un sistem de coordonate local {x, y, z} în care z urmează direcția câmpului, mișcarea transversală va reprezenta aproximativ un cerc, în jurul „ centrului de ghidare ”, care este centrul orbitei sau în jurul localului linia câmpului B , cu raza Larmor și frecvența caracteristică unei mișcări ciclotronice pentru intensitatea câmpului, în timp ce mișcarea simultană în direcția z va fi la o viteză aproximativ uniformă, deoarece componenta forței Lorentz în direcția a liniei câmpului este nulă.

La următorul nivel de aproximare, pe măsură ce orbitele particulelor se mișcă de-a lungul liniei câmpului, în direcția căreia câmpul se schimbă încet, raza orbitei se schimbă pentru a menține fluxul magnetic fix la valoarea constantă a orbitei. Deoarece forța Lorentz este strict perpendiculară pe viteză, nu poate face ca energia unei particule încărcate care se mișcă sub acțiunea sa să varieze. Prin urmare, energia cinetică a particulei rămâne constantă. Dar apoi viteza sa trebuie să rămână constantă. Din aceasta, se poate arăta că componenta vitezei particulei paralele cu câmpul local trebuie să scadă dacă câmpul crește în direcția z- a mișcării sale și crește dacă câmpul scade, în timp ce componentele transversale, cu respect la câmp, a creșterii sau scăderii vitezei pentru a menține constant modulul vitezei totale. Conservarea energiei împiedică creșterea vitezei transversale fără limită și, în cele din urmă, componenta longitudinală a vitezei devine zero, în timp ce unghiul dintre vectorul vitezei particulei și linia câmpului magnetic local devine 90 °. Apoi mișcarea longitudinală este oprită și inversată și particula este reflectată spre regiunile în care câmpul este cel mai slab și, în acest moment, centrul de acționare își retrage mișcarea anterioară de-a lungul liniei câmpului, cu viteza transversală a particulei care scade și viteza longitudinală crește. ^[3]

În câmpul (aproximativ) dipolar al Pământului, magnitudinea câmpului este cea mai mare în apropierea polilor magnetici și cea mai mică în apropierea ecuatorului magnetic. Apoi, după aceea, particula traversează ecuatorul, se va întâlni din nou cu regiuni de câmp în creștere, până când oprește din nou așa-numitul punct al oglinzii magnetice (în engleză magnetic mirror point), din partea opusă față de ecuator. Rezultatul este că, atunci când particula orbitează centrul de conducere de pe linia câmpului, ea ricoșează înainte și înapoi între punctul nord al oglinzii și punctul sud al oglinzii, rămânând aproximativ pe aceeași linie de câmp. Prin urmare, particula este prinsă pentru totdeauna și nu poate scăpa din regiunea Pământului. Particulele pentru care unghiul dintre vectorul vitezei și linia câmpului magnetic local este prea mic pot atinge atmosfera superioară dacă nu sar înainte ca linia câmpului lor să se apropie prea mult de Pământ, caz în care în cele din urmă vor fi dispersate de atomii din aer, vor pierde energie și vor fi pierduți de centurile în care au fost închiși. ^[4]

Cu toate acestea, pentru particulele care ricoșează la altitudini sigure, (încă într-un alt nivel de aproximare) faptul că câmpul crește în general spre centrul Pământului înseamnă că curbura de pe latura orbitei cea mai apropiată de Pământ este puțin mai mare decât pe partea opusă, astfel încât orbita să aibă un curs ușor non-circular, cu o formă (prolată) cicloidă și centrul de ghidare să se miște încet perpendicular atât spre linia câmpului, cât și spre direcția radială. Centrul de ghidare al orbitei ciclotronului, în loc să se deplaseze exact de-a lungul liniei de câmp, apoi se mișcă încet spre est sau spre vest (în funcție de semnul sarcinii particulei) și linia locală care conectează cele două puncte ale oglinzii în orice moment, mătură încet o suprafață care le conectează pe măsură ce se mișcă în longitudine. În cele din urmă, particula va deriva în întregime în jurul Pământului și suprafața va fi închisă în sine. Aceste suprafețe de derivare, cuibărite ca straturi de ceapă, sunt suprafețele în care L este constant în sistemul de coordonate McIlwain. Acestea se aplică nu numai pentru un câmp dipol perfect, ci și pentru câmpurile care sunt aproximativ dipolare. Pentru o particulă dată, atâta timp cât este implicată doar forța Lorentz, B și L rămân constante și particulele pot fi prinse la nesfârșit. Utilizarea coordonatelor (B, L) ne oferă o modalitate de a mapa câmpul real, non-dipolar, terestru sau planetar în coordonate care se comportă în mod esențial ca cele ale unui dipol perfect. Parametrul L este tradițional exprimat în raze terestre, în punctul în care coajă L corespunzătoare, adică suprafața corespunzătoare unde L este constantă, traversează ecuatorul magnetic al dipolului echivalent. B se măsoară în gauss.

Ecuație pentru L într-un câmp dipol magnetic

Într-un model de câmp central cu dipol magnetic, calea de-a lungul unei L-shell date poate fi descrisă prin ecuația ^[5]

$r=L\cos ^{2}\lambda$ ${\ displaystyle r = L \ cos ^ {2} \ lambda}$ ${\ displaystyle r = L \ cos ^ {2} \ lambda}$

unde este $r$ ${\ displaystyle r}$ $r$ este distanța radială (în raze planetare) de la un punct de pe linie, $\lambda$ ${\ displaystyle \ lambda}$ $\ lambda$ este latitudinea geomagnetică și $L$ ${\ displaystyle L}$ $L$ indică L-shell în cauză.

L-scoici lângă Pământ

Pentru Pământ, L-shell-urile definesc în mod unic regiunile de interes geofizic special. Unele fenomene fizice apar în ionosferă și magnetosferă la caracteristicile L-shell, care corespund valorilor caracteristice lui L. De exemplu, fenomenele de lumină sonoră sunt mai frecvente în jurul valorii de L = 6, pot ajunge la L = 4 în timpul perturbațiilor moderate și în timpul mai multor furtunile geomagnetice intense se pot apropia de L = 2. Benzile Van Allen corespund aproximativ L = 1,5-2,5 și L = 4-6. Plasmapuza este de obicei în jurul valorii de L = 5.

L-scoici în vecinătatea lui Jupiter

Câmpul magnetic al lui Jupiter este cel mai puternic câmp planetar din sistemul solar . Acest câmp magnetic interceptează electronii cu energii mai mari de 500 MeV ^[6] Cochilii L caracteristici sunt L = 6, unde distribuția electronilor suferă o creștere semnificativă a energiei și L = 20-50, unde energia electronilor scade la regimul de emisii VHF și magnetosfera cedează în cele din urmă vântului solar. Întrucât electronii prinși de Jupiter conțin atât de multă energie, se răspândesc mai ușor prin cochilii L decât electronii prinși în câmpul magnetic al Pământului. O consecință a acestui fapt este un spectru radio mai continuu și mai variabil, emis de electronii prinși în rezonanța ciclotronului electronic.

Notă

^ Galileo - Glosar de termeni selectați . Laboratorul de propulsie cu jet NASA , (2003).
^ Carl E. McIlwain, Coordonate pentru cartografierea distribuției particulelor prinse magnetic , în Journal of Geophysical Research , vol. 66, nr. 11, 1961, pp. 3681–3691, Bibcode : 1961JGR .... 66.3681M , DOI : 10.1029 / JZ066i011p03681 .
^ Introducere în știința spațiului , Robert C Haymes, Wiley & sons, 1971. Capitolul 7, „Radiația Van Allen” și Capitolul 9, „Magnetismul planetar”
^ Centura de radiații și magnetosfera . WN Hess, Blaisdell Publishing Co 1968
^ Martin Walt, Introducere în radiațiile prinse geomagnetic , New York, NY, Cambridge University Press , 1994, ISBN 978-0-521-61611-9 .
^ Spectrul radio al lui Jupiter de la 74 MHz la 8 GHz . Imke de Pater și colab. Icar , volumul 163, numărul 2, iunie 2003, paginile 434-448.

Elemente conexe

Alte referințe

Tascione, Thomas F. (1994), Introducere în mediul spațial (ediția a doua), Malabar, FL: Kreiger
Margaret Kivelson și Christopher Russell (1995), Introducere în fizica spațiului , New York, NY: Cambridge University Press, pp. 166–167

Portalul de fizică

Portalul Științelor Pământului

[galileo_glossary-1] Galileo - Glosar de termeni selectați . Laboratorul de propulsie cu jet NASA , (2003).

[2] Carl E. McIlwain, Coordonate pentru cartografierea distribuției particulelor prinse magnetic , în Journal of Geophysical Research , vol. 66, nr. 11, 1961, pp. 3681–3691, Bibcode : 1961JGR .... 66.3681M , DOI : 10.1029 / JZ066i011p03681 .

[3] Introducere în știința spațiului , Robert C Haymes, Wiley & sons, 1971. Capitolul 7, „Radiația Van Allen” și Capitolul 9, „Magnetismul planetar”

[4] Centura de radiații și magnetosfera . WN Hess, Blaisdell Publishing Co 1968

[walt-5] Martin Walt, Introducere în radiațiile prinse geomagnetic , New York, NY, Cambridge University Press , 1994, ISBN 978-0-521-61611-9 .

[jupiter_radio-6] Spectrul radio al lui Jupiter de la 74 MHz la 8 GHz . Imke de Pater și colab. Icar , volumul 163, numărul 2, iunie 2003, paginile 434-448.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

V · D · M Magnetosfere și câmpuri magnetice
Câmp magnetic stelar	Inele coronare · Găuri coronare · Pete fotosferice
Magnetosfere din sistemul solar	Talpa ( heliosfera ) · Mercur · Pământ · Jupiter · Saturn · Uranus · Neptun
Magnetosfere ale sateliților	Ganymede