Van Allen kuşağı: Revizyonlar arasındaki fark

Van Allen radyasyon kuşağı, enerji yüklü [[Parçacık (fizik)|parçacıkların]] bir bölgesi olup, bunların çoğunluğu, gezegenin manyetik alanı tarafından bir gezegenin yakaladığı ve etrafında tuttuğu [[Güneş rüzgârı|güneş rüzgarından]] kaynaklanmaktadır. Dünya'nın böyle iki bandı vardır ve bazen başkaları da geçici olarak oluşur.

Van Allen kuşakları terimi, özellikle Dünya'yı çevreleyen radyasyon kemerlerini ifade eder; Bununla birlikte, benzer gezegen kemerleri diğer gezegenler çevresinde keşfedilmiştir. Güneş, istikrarlı, global bir dipol (çiftkutup) alanına sahip olmadığı için uzun vadeli radyasyon kemerlerini desteklemez. Dünya atmosferi kuşakların parçacıklarını, 200-1.000  km'nin üzerindeki bölgelere, [5] (124-620 mil) sınırlarken, kuşaklar 8 Dünya yarıçapını geçmemiştir. [5] Kuşaklar, gök ekvatorunun her iki yanında yaklaşık 65 ° [5] uzanan bir hacimle sınırlandırılmıştır.

NASA Van Allen Probları misyonu, uzayda gözlemsel elektronların ve [[İyon|iyonlarıniyon]]ların populasyonlarının güneş etkinliği ve güneş rüzgarındaki değişimlere tepki olarak nasıl oluştuğunu veya bunu nasıl değişeceğini (öngörülebilir noktaya kadar) anlamayı amaçlamaktadır. NASA İşeri Conceptler Enstitüsü tarafından finanse edilen çalışmalar, Van Allen kemerleri içerisinde doğal olarak bulunan antimaddeyi toplamak için manyetik kürekler önermiş olsa da, tüm kemerde sadece yaklaşık 10 mikrogram [[Antiproton|anti-proton]] varolduğu tahmin edilmektedir. [6]

İçteki Van Allen Kemeri, tipik olarak, Dünya üzerindeki 0.2 ila 2 Dünya yarıçapından (1 ila 3'lük L değerleri) veya 1,000  km'den (620  mi) 6,000  km'ye (3,700 mil) kadar uzanır. [2] [9] Güneş etkinliğinin daha güçlü olduğu durumlarda veya Güney Atlantik Anomalisi gibi coğrafi bölgelerde iç sınır, Dünya yüzeyinin yaklaşık 200 kilometresine kadar [10] aşağı düşebilir. İç kemer, yüzlerce keV aralığında yüksek elektron konsantrasyonları ve enerjileri 100 [[Elektronvolt|MeV]]'ı aşan enerji yüklü protonları içerir, bu parçacıklar bölgedeki güçlü (dış kemere göre) manyetik alanlar tarafından yakalanmıştır. [11]

Düşük irtifalarda alt kemerde 50 MeV'yi aşan proton enerjilerinin, üst atmosferdeki çekirdeklerle kozmik ışınların çarpışmalarıyla oluşturulan [[Nötron|nötronlarınnötron]]ların [[Beta bozunması|beta bozunumunun]] sonucu olduğuna inanılmaktadır. Daha düşük enerjili protonların kaynağının ise, [[Jeomanyetizma|jeomanyetik]] fırtınalar sırasında manyetik alan değişikliklerinden ötürü proton difüzyonu olduğu düşünülmektedir. [12]

Dış kemer, esasen dünyanın manyetosferi tarafından sıkışmış yüksek enerjili (0.1-10 MeV) elektronlardan oluşur. Güneş aktivitesinden daha kolay etkilendiği için iç kemerden daha değişkentir. Üçlü bir irtifada başlayıp, Dünya yüzeyinin 13.000 ila 60.000 kilometre (8.100 ila 37.300 mil) yukarıdaki on Dünya Yarıçapına (RE) uzanan, neredeyse toroidal bir şekle sahiptir. En büyük yoğunluğu genellikle 4-5 RE arasındadır. Dış elektron radyasyon kuşağı çoğunlukla ısının whistler-mode plazma dalgalarından radyasyon bandı elektronlarına aktarımı nedeniyle içe radyal difüzyon [17] [18] ve lokal ivme [19] tarafından üretilir. Radyasyon bandı elektronları, Dünya atmosferi ile çarpışmalar, [19] manyetopozda kayıplar ve dışarıya doğru radyal difüzyonyondan dolayı sürekli olarak uzaklaşır. Enerjik protonların döngüsü, onları Dünya atmosferi ile temasa geçirecek kadar büyük olurdu. Bu bant içinde, elektronların yüksek akısı vardır ve jeomanyetik alan çizgilerinin jeomanyetik "kuyruk" a açıldığı dış kenarda (manyetopozun yakınında), enerjik elektronların akısı yaklaşık 100  km'lik seviyedeki düşük gezegenler arası seviyelere düşebilir (62 mil), yani 1.000 faktörlük bir azalma gösterir.

Proton kemerleri kinetik enerjileri, yaklaşık 100 keV (0.6 μm'lik kurşuna nüfuz edebilen) dan 400 MeV'a kadar değişen (143  mm'lik kurşuna nüfuz edebilen) protonları içerir. [23]

Güneş pilleri, entegre devreler ve sensörler radyasyondan dolayı zarar görebilir. Jeomanyetik fırtınalar bazen uzay aracındaki elektronik bileşenlere zarar verir. Elektronik ve mantık devrelerinin küçültülmesi ve dijitalleştirilmesi uyduları radyasyona karşı daha savunmasız hale getirdi, çünkü bu devrelerdeki toplam elektrik yükü, gelen iyonların yükleriyle karşılaştırılabilecek kadar küçük hale geldi. Güvenilir çalışması için uydulardan gelen elektronikler radyasyona karşı sertleştirilmelidir. [[Hubble Uzay Teleskobu]], diğer uydular gibi sık sık yoğun radyasyon bölgelerinden geçerken sensörlerini kapatır. [29] Radyasyon kemerlerinden geçen eliptik bir yörüngede (200 x 20.000 mil (320 x 32.190  km)) 3  mm alüminyum ile korunan bir uydu, yılda yaklaşık 2,500 rem (25 Sv) alacaktır (karşılaştırma için, tam vücut için 5 Svd doz ölümcüldür). Hemen hemen tüm radyasyon, iç bandı geçerken alınacaktır. [30]

Yüksek Voltajlı Yörünge Uzun Tether veya HiVOLT, Rus fizikçi VV Danilov tarafından önerilen ve Robert P. Hoyt ve Robert L. Forward tarafından tasfiye edilen Dünyayı çevreleyen [35] Robert Allen radyasyon kemerlerinin [34] radyasyon alanlarının boşaltılması ve çıkarılması için sunulmuş bir bir konsepttir. Önerilen bir uygulama, uydulardan dağıtılan beş 100  km uzunluğunda büyük voltajlara şarj edilmiş iletken tethere sahip bir sistemden oluşur. Bu, kirişlerle karşılaşan yüklü parçacıkların yükselme açısını değiştirmesine neden olur; Böylece zamanla iç kemerler çözülür. Hoyt ve Forward'un şirketi olan Tetherers Unlimited, 2011'de bir ön analiz simülasyonu gerçekleştirdi ve LEO nesnelerini tehdit eden iç kemerler için iki ay içinde teorik radyasyon akış azaltışını [36] mevcut seviyelerin%1'inden daha düşük bir seviyeye indiren bir tablo çizdi. [37]

[[Plazma|Plazma (fizik)]]

Yörünge periyotları ve hızları, R = metre cinsinden yörünge yarıçapı, T = saniye cinsinden yörünge periyodu, V = m / s cinsinden yörünge hızı, G = yerçekimi sabiti ≈ 4π²R³ = T²GM ve V²R = GM arasındaki ilişkileri kullanarak hesaplanır 6.673 × 10-11 Nm² / kg², M = Dünya kütlesi = 5.98 × 1024  kg.

Ay en yakınında (405 696  km ÷ 42 164  km) aya en yakınken (363 104  km ÷ 42 164  km) yaklaşık 9,6 kere yaklaşık 8,6 kere (yarıçap ve uzunluk).

D. N. Baker; A. N. Jaynes; V. C. Hoxie; R. M. Thorne; J. C. Foster; X. Li; J. F. Fennell; J. R. Wygant; S. G. Kanekal; P. J. Erickson; W. Kurth; W. Li; Q. Ma; Q. Schiller; L. Blum; D. M. Malaspina; A. Gerrard & L. J. Lanzerotti (27 November 2014). "An impenetrable barrier to ultrarelativistic electrons in the Van Allen radiation belts". Nature. 515. pp.  531–534. Bibcode:2014Natur.515..531B. doi:10.1038/nature13956.

Woods, W. David (2008). How Apollo Flew to the Moon. New York: Springer-Verlag. p.  109. ISBN 978-0-387-71675-6.

Mirnov, Vladimir; Üçer, Defne; Danilov, Valentin (November 10–15, 1996). High-Voltage Tethers For Enhanced Particle Scattering In Van Allen Belts. 38. College Park, MD: American Physical Society, Division of Plasma Physics Meeting. p.  7. Bibcode:1996APS..DPP..7E06M. OCLC 205379064. Abstract #7E.06.

Shprits, Yuri Y.; Elkington, Scott R.; Meredith, Nigel P.; Subbotin, Dmitriy A. (November 2008). "Review of modeling of losses and sources of relativistic electrons in the outer radiation belt". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 70 (14). Part I: Radial transport, pp.  1679–1693, doi:10.1016/j.jastp.2008.06.008; Part II: Local acceleration and loss, pp.  1694–1713, doi:10.1016/j.jastp.2008.06.014.

==Dış Bağlantılarbağlantılar==