Van Allenove radiačné pásy

Van Allenove radiačné pásy alebo len radiačné pásy sú oblasti v okolí planéty, v ktorých je zachytené korpuskulárne žiarenie (energetické ióny a elektróny). Ide o častice slnečného vetra zachytené v magnetickom poli planéty, preto je ich existencia možná len u planét s magnetosférou. Radiačné pásy Zeme sa nazývajú Van Allenove pásy podľa objaviteľa vnútorného pásu, profesora Van Allena, ktorý ho objavil v roku 1958 na základe meraní prvej americkej družice Explorer 1.[1] Poznáme vonkajší a vnútorný Van Allenov pás. Vonkajší objavil profesor Vernov a jeho spolupracovníci na základe údajov zo sovietskej sondy Luna 1. V roku 2013 NASA oznámila existenciu tretieho radiačneho pásu.[2]

Van Allenove pásy v okolí Zeme

Charakteristika

Van Allenove pásy sa rozprestierajú od výšky zhruba 400 km nad zemským povrchom do vzdialenosti asi 50 000 km. Vnútorný radiačný pás tvorí zhustenie častíc vo výške asi 3 000 km, čo je okolo 0,1 až 1,5 zemských polomerov. Vyššia oblasť zhustenia vo výške zhruba 15 000 (2 – 10 zemských polomerov) je vonkajší pás. Vo vnútornom páse prevládajú energetické protóny s veľkou energiou. Je oveľa stabilnejší kvôli vyššej magnetickej energii ako vonkajší pás. Ten tvoria menej energetické elektróny s energiami merateľnými v kiloelektrónvoltoch. Oba pásy obklopujú Zem symetricky okolo jej magnetickej osi. Na priereze majú pásy polmesiacovitý tvar, čo je zapríčinené topológiou kriviek geomagnetického poľa. Zahusťujúce sa krivky majú efekt magnetického zrkadla, preto nimi väčšina nabitých častíc nemôže preniknúť až k pólu. Častice sa preto odrážajú späť a putujú k druhému zrkadlu nad druhým pólom, ktoré ich opäť odrazí. Týmto spôsobom sú častice v radiačnom páse dlhodobo uväznené. Pokiaľ majú častice vhodný uhol letu vzhľadom na siločiary a vhodné energie, môžu v oblastiach zrkadiel prenikať až do atmosféry, kde môžu spôsobiť polárnu žiaru. Pravdepodobnosť ich vysypávania do atmosféry je tým väčšia, čím väčší príkon častíc od Slnka pozorujeme, najväčšia preto býva v čase geomagnetických búrok.

Nabité častice vo Van Allenových pásoch sú ovládané Lorentzovou silou. Vykonávajú tri rôzne pohyby: obeh okolo svojej siločiary s periódou niekoľko mikrosekúnd až milisekúnd, špirálový pohyb pozdĺž siločiar a pohyb častíc kolmý na rovinu magnetického poludníka. Častice strácajú svoju energiu pri zrážkach s časticami atmosféry. Neustále však pribúdajú nové častice vznikajúce rozpadom sekundárneho kozmického žiarenia, zo slnečného vetra a z ionosféry. Van Allenove pásy majú všetky planéty s magnetosférou. Najmohutnejšie v slnečnej sústave ich má Jupiter, keďže má zo všetkých planét najsilnejšie magnetické pole. Jupiterove pásy sú silne ovplyvňované mesiacom Io, ktoré dodávajú pásom ióny síry a sodíka.

Zvýšená radiácia najmä vo vnútornom páse spôsobuje problémy družiciam, ktorých obežná dráha pretína túto oblasť. Jednou z nich je aj Hubblov vesmírny ďalekohľad, ktorý je pri prelete Van Allenovými radiačnými pásmi vypínaný.

Vplyv Van Allenových pásov na človeka

Úrovne žiarenia v pásoch by boli pre človeka nebezpečné, ak by im bol vystavený dlhší čas, alebo bez odtienenia radiácie. Na tienenie je možné použiť konštrukcie a materiály aj s inou úlohou, tieniť môže napr. vlastná stena hermetizovaných priestorov kozmickej lode, nádrže, zásoby vody, zásoby paliva, tepelná izolácia, konštrukcia protimeteorickej ochrany a pod. Misie Apollo minimalizovali nebezpečenstvo pre astronautov tým, že kozmické lode leteli vysokou rýchlosťou cez tenšie oblasti vonkajších pásov a úplne obchádzali vnútorné pásy, s výnimkou misie Apollo 14, kde kozmická loď prechádzala radiačnými pásmi priamo.[3]

Prúdy častíc vo Van Allenových pásoch
Rez Van Allenovými pásmi okolo Zeme. Modrá: vonkajšie zhustenie častíc - vonkajší pás, Červená: vnútorné zhustenie častíc - vnútorný pás

Hustota toku častíc, tvar pásov a umiestnenie špičkového toku sú rôzne, predovšetkým v závislosti od slnečnej aktivity.[4]

Na magnetickom rovníku majú elektróny s energiou presahujúcou 5 000 keV (resp. 5 MeV) všesmerové toky v rozmedzí od 1,2 × 106 (resp. 3,7 × 104) do 9,4 × 109 (resp. 2 × 107) častíc na štvorcový centimeter za sekundu.

Protónové pásy obsahujú protóny s kinetickými energiami v rozmedzí od asi 100 keV, ktoré dokážu preniknúť len do hĺbky 0,6 μm olova, do protónov s energiami viac ako 400 MeV, na ktorých odtienenie by bolo potrebných až 143 mm olova.

Pre modelovanie počtu a toku častíc sa používajú protónové modely AP8MIN a AP8MAX. Protónové modely AP8 sú empirické modely všesmerovo zachyteného protónového toku v zemskej magnetosfére. Modely boli odvodené z meraní satelitov v 60. a 70. rokoch[5]

  • Tok častíc pri normálnej slnečnej aktivite
  • AP8 MIN všesmerový tok protónov ≥ 100 keV Vyznačený priemer Zeme so zemepisnou šírkou a oblasti s rozložením hustoty protónov.
  • AP8 MIN všesmerový tok protónov ≥ 1000 keV Vyznačený priemer Zeme so zemepisnou šírkou a oblasti s rozložením hustoty protónov.
  • AP8 MIN všesmerový tok protónov ≥ 400 MeV Vyznačený priemer Zeme so zemepisnou šírkou a oblasti s rozložením hustoty protónov.

Referencie
  1. Van Allen radiation belt [online]. Encyclopædia Britannica, [cit. 2019-01-15]. Dostupné online.
  2. Petr Kulhánek,Objev třetího Van Allenova pásu, bulletin aldebaran 2013-09 (česky)
  3. Apollo 14 Mission Report, Chapter 10 [online]. . Dostupné online.
  4. HESS, Wilmot N.. The Radiation Belt and Magnetosphere. Waltham, MA : Blaisdell Pub. Co., 1968.
  5. NASA, protónový model AP8, angl.

Iné projekty
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.