b'\n_START_ARTICLE_\nParametro L di McIlwain\n_START_PARAGRAPH_\nIl parametro L di McIlwain (intitolato a Carl E. McIlwain), conosciuto in inglese anche come L-shell o L-value, \xc3\xa8 un parametro che descrive un particolare insieme di linee di flusso del campo magnetico planetario. In realt\xc3\xa0, di solito con il termine L-shell si intende una superficie in cui il parametro L \xc3\xa8 costante. Informalmente, si pu\xc3\xb2 dire che il parametro L spesso descrive l\'insieme di linee di flusso del campo magnetico che attraversano l\'equatore magnetico ad un numero di Raggi terrestri pari al valore di L. Per esempio, "" descrive l\'insieme di linee di flusso del campo magnetico terrestre che attraversano l\'equatore magnetico terrestre a due raggi terrestri dal centro della Terra. I parametri L possono inoltre descrivere il campo magnetico di altri pianeti.  In tali casi, il parametro \xc3\xa8 rinormalizzato per il raggio planetario e per il modello di campo magnetico corrispondente._NEWLINE_Sebbene il parametro L sia formalmente definito in termini del vero campo magnetico terrestre istantaneo (o di un modello di ordine elevato, quale l\'IGRF), esso spesso \xc3\xa8 usato per avere una descrizione generale dei fenomeni magnetici in prossimit\xc3\xa0 della Terra, nel qual caso pu\xc3\xb2 essere approssimato utilizzando il modello dipolare del campo magnetico terrestre.\n_START_SECTION_\nMoti di particelle cariche in un campo di dipolo\n_START_PARAGRAPH_\nI moti di particelle cariche a bassa energia nel campo magnetico terrestre (o in ogni campo magnetico quasi-dipolare) possono essere utilmente descritti in termini di coordinate di McIlwain (B,L)\xc2\xa0 la prima delle quali, B\xc2\xa0 \xc3\xa8 semplicemente l\'intensit\xc3\xa0 (o lunghezza) del vettore campo magnetico._NEWLINE_Questa descrizione \xc3\xa8 particolarmente importante quando il raggio di Larmor dell\'orbita delle particelle cariche \xc3\xa8 piccola rispetto alla scala spaziale per le variazioni del campo.  Quindi una particella carica seguir\xc3\xa0 fondamentalmente un percorso elicoidale orbitando attorno alla linea locale del campo. In un sistema locale di coordinate {x,y,z}\xc2\xa0 nel quale z\xc2\xa0 segue la direzione del campo, il moto trasversale rappresenter\xc3\xa0 approssimativamente una circonferenza, attorno al "centro guida", che \xc3\xa8 il centro dell\'orbita, o attorno alla linea locale del campo B\xc2\xa0, con il raggio di Larmor e la frequenza caratteristici di un moto di ciclotrone per l\'intensit\xc3\xa0 del campo, mentre il contemporaneo moto nella direzione z\xc2\xa0 sar\xc3\xa0 a velocit\xc3\xa0 approssimativamente uniforme, poich\xc3\xa9 la componente della forza di Lorentz nella direzione della linea del campo \xc3\xa8 nulla._NEWLINE_Al livello successivo di approssimazione, quando le orbite delle particelle si spostano lungo la linea del campo, nella cui direzione il campo varia lentamente, il raggio dell\'orbita varia in modo da mantenere il flusso magnetico fissato al valore costante dell\'orbita. Poich\xc3\xa9 la forza di Lorentz \xc3\xa8 strettamente perpendicolare alla velocit\xc3\xa0, essa non pu\xc3\xb2 far variare l\'energia di una particella carica in moto sotto la sua azione. Quindi l\'energia cinetica della particella rimane costante. Ma allora deve rimanere costante anche la sua velocit\xc3\xa0. Da ci\xc3\xb2, si pu\xc3\xb2 dimostrare che la componente della velocit\xc3\xa0 della particella parallela al campo locale deve diminuire se il campo \xc3\xa8 crescente nella direzione z\xc2\xa0 del suo moto e aumentare se il campo decresce, mentre le componenti trasversali, rispetto al campo, della velocit\xc3\xa0 aumentano o diminuiscono in modo da mantenere costante il modulo della velocit\xc3\xa0 totale. La conservazione dell\'energia impedisce alla velocit\xc3\xa0 trasversale di aumentare senza limiti e, alla fine, la componente longitudinale della velocit\xc3\xa0 diventa zero mentre l\'angolo tra il vettore velocit\xc3\xa0 della particella e la linea del campo magnetico locale diventa 90\xc2\xb0. Quindi il moto longitudinale viene fermato e invertito e la particella viene riflessa verso le regioni in cui campo \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 debole e, a questo punto, il centro di guida ripercorre il suo moto precedente lungo la linea di campo, con la velocit\xc3\xa0 trasversale della particella che diminuisce e la sua velocit\xc3\xa0 longitudinale che aumenta._NEWLINE_Nel campo (approssimativamente) dipolare della Terra, il modulo del campo \xc3\xa8 maggiore in prossimit\xc3\xa0 dei poli magnetici e minore in prossimit\xc3\xa0 dell\'equatore magnetico. Quindi, dopo che la particella attraversa l\'equatore, incontrer\xc3\xa0 di nuovo regioni di campo crescente, finch\xc3\xa9 non si fermer\xc3\xa0 di nuovo al cosiddetto punto di specchio magnetico (in inglese magnetic mirror point), dal lato opposto rispetto all\'equatore. Il risultato \xc3\xa8 che, quando la particella orbita attorno al centro guida sulla linea del campo, rimbalza avanti e indietro tra il punto specchio nord e il punto specchio sud, rimanendo approssimativamente sulla stessa linea di campo. La particella \xc3\xa8 perci\xc3\xb2 intrappolata per sempre e non pu\xc3\xb2 sfuggire dalla regione della Terra. Le particelle per le quali l\'angolo tra il vettore velocit\xc3\xa0 e la linea del campo magnetico locale \xc3\xa8 troppo piccolo possono colpire la parte superiore dell\'atmosfera se non rimbalzano prima che la loro linea di campo si avvicini troppo alla Terra, nel qual caso alla fine saranno disperse dagli atomi nell\'aria, perderanno energia e andranno perse dalle fasce in cui erano confinate._NEWLINE_Tuttavia, per particelle che rimbalzano ad altitudini sicure, (ancora in un ulteriore livello di approssimazione) il fatto che il campo generalmente aumenti verso il centro della Terra significa che la curvatura sul lato dell\'orbita pi\xc3\xb9 vicina alla Terra \xc3\xa8 leggermente maggiore rispetto al lato opposto, in modo che l\'orbita abbia un andamento leggermente non circolare, con una forma (prolata) cicloidale e il centro di guida si muove lentamente perpendicolarmente sia verso la linea del campo che verso la direzione radiale. Il centro guida dell\'orbita ciclotronica, invece di spostarsi esattamente lungo la linea di campo, quindi si sposta lentamente verso est o ovest (a seconda del segno della carica della particella) e la linea locale che collega i due punti specchio in qualsiasi momento, spazza lentamente una superficie che li connette mentre si muove in longitudine. Alla fine la particella andr\xc3\xa0 alla deriva interamente attorno alla Terra e la superficie sar\xc3\xa0 chiusa su se stessa. Queste superfici di deriva, annidate come strati di una cipolla, sono le superfici in cui L\xc2\xa0 \xc3\xa8 costante nel sistema di coordinate di McIlwain. Esse si applicano non solo per un campo di dipolo perfetto, ma anche per i campi che sono approssimativamente dipolari. Per una data particella, purch\xc3\xa9 sia \xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8bcoinvolta solo la forza di Lorentz, B\xc2\xa0 e L\xc2\xa0 rimangono costanti e le particelle possono essere intrappolate indefinitamente. L\'uso delle coordinate (B,L)\xc2\xa0 ci fornisce un modo di mappare il campo terrestre o planetario reale, non dipolare, in coordinate che si comportano essenzialmente come quelle di un dipolo perfetto. Il parametro L\xc2\xa0 \xc3\xa8 espresso, tradizionalmente, in raggi terrestri, del punto in cui la corrispondente L-shell, cio\xc3\xa8 la corrispondente superficie in cui L \xc3\xa8 costante, attraversa l\'equatore magnetico del dipolo equivalente.  B\xc2\xa0 \xc3\xa8 misurato in gauss.\n_START_SECTION_\nEquazione per L in un campo di dipolo magnetico\n_START_PARAGRAPH_\nIn un modello di campo centrale di dipolo magnetico, il percorso lungo una data L-shell pu\xc3\xb2 essere descritto dall\'equazione_NEWLINE_dove  \xc3\xa8 la distanza radiale (in raggi planetari) da un punto sulla linea,  \xc3\xa8 la latitudine geomagnetica e  indica la L-shell in questione.\n_START_SECTION_\nLe L-shell in prossimit\xc3\xa0 della Terra\n_START_PARAGRAPH_\nPer la Terra, le L-shell definiscono in modo univoco regioni di particolare interesse geofisico.  Alcuni fenomeni fisici si verificano nella ionosfera e nella magnetosfera presso caratteristiche L-shell, corrispondenti a caratteristici valori di L. Per esempio, i fenomeni luminosi aurali sono maggiormente comuni intorno a L=6, possono raggiungere L=4 durante perturbazioni moderate e durante le tempeste geomagnetiche pi\xc3\xb9 intense possono avvicinarsi a L=2. Le fasce di Van Allen corrispondono approssimativamente a L = 1,5-2,5 e L = 4-6. La plasmapausa tipicamente \xc3\xa8 intorno a L=5.\n_START_SECTION_\nLe L-shell in prossimit\xc3\xa0 di Giove\n_START_PARAGRAPH_\nIl campo magnetico di Giove \xc3\xa8 il campo planetario pi\xc3\xb9 intenso nel sistema solare. Tale campo magnetico intercetta elettroni con energie superiori a 500 MeV  Le L-shell caratteristiche sono L=6, dove la distribuzione degli elettroni subisce un marcato aumento di energia, and L=20-50, dove l\'energia degli elettroni diminuisce al regime di emissioni in VHF e la magnetosfera alla fine lascia il posto al vento solare. Poich\xc3\xa9 gli elettroni intrappolati da Giove contengono tanta energia, si diffondono pi\xc3\xb9 facilmente attraverso le L-shell rispetto agli elettroni intrappolati nel campo magnetico terrestre. Una conseguenza di ci\xc3\xb2 \xc3\xa8 uno spettro radio pi\xc3\xb9 continuo e uniformemente variabile emesso da elettroni intrappolati in risonanza ciclotronica elettronica.'