Диссертация (1145308), страница 10
Текст из файла (страница 10)
Среднемесячные значения потока заряженных частиц на высоте 25-30 км для разныхгеомагнитных широт 64º ( Rc =0.6 ГВ), 51º ( Rc =2.4 ГВ), 33º ( Rc =6.7 ГВ) по данным[Bazilevskaya et al., 2000].Солнечные космические лучи, представляют собой потоки заряженных частиц,ускоряемых во время вспышек на Солнце и/или на фронте ударной волны, формируемойвыбросом корональной массы. Характеристики СКЛ отличаются большой изменчивостью39(состав, амплитуда возрастания, временной ход интенсивности, энергетический спектр,анизотропия). Элементный состав СКЛ тесно связан с составом солнечного вещества именяется в зависимости от конкретного события, но основную долю СКЛ составляют протоны,энергии которых могут варьировать от ~1 МэВ до ~10 ГэВ. Также наблюдаются ядра болеетяжелых элементов (с зарядами Z ≥ 2 и энергиями от ~0.1 до 100 МэВ/нуклон) и электроны сэнергиями ≥ 30 кэВ. Энергетический спектр СКЛ отражает особенности механизмов ускорения.Интегральный спектр СКЛ имеет вид степенной функции J (> E ) ~ E −γ , где показатель спектраγ меняется в пределах 1 ≤ γ ≤ 4 в зависимости от события.
Солнечные протоны с энергияминиже 100 МэВ могут регистрироваться только приборами, установленными на космическихаппаратах, тогда как протоны с энергиями 100−500 МэВ достигают высот стратосферы и могутрегистрироваться аппаратурой, поднимаемой на аэростатах. Солнечные протонные события(СПС) являются спорадическими явлениями, но их частота увеличивается в максимумесолнечной активности [Bazilevskaya et al., 2000].При прохождении через атмосферу протоны СКЛ с энергиями менее ~500 МэВрасходуют энергию на ионизацию и не дают вклада в образование вторичных частиц.
ПротоныСКЛ с энергиями более ~500 МэВ вступают в ядерные взаимодействия, разрушая ядраатмосферных элементов и порождая каскад вторичных частиц. Образовавшиеся нейтронымогут достигать поверхности Земли и регистрироваться наземными нейтронными мониторами.Солнечные протонные события, сопровождающиеся возрастанием скорости счета нейтронногомонитора, получили название GLE (Ground Level Enhancement), однако такие событиядостаточно редки. Потоки СКЛ имеют более мягкий спектр (т.е. интенсивность потока частицбыстрее уменьшается с увеличением энергии), чем потоки ГКЛ, поэтому в результатегеомагнитного обрезания вторжения СКЛ в атмосферу Земли происходят, как правило, только ввысоких широтах.
Характеристики потоков СКЛ в атмосфере Земли приведены в Таблице 1.Как видно из таблицы, интенсивность потока космических частиц в ходе наиболее мощныхпротонных событий может возрастать до ~104 см−2⋅с−1⋅ср−1. Солнечные протонные события сэнергиями частиц ≥ 100 МэВ более подробно рассматриваются в разделе 2.1.Релятивистские электроны радиационных поясов Земли. Во внутренних областяхмагнитосферы Земли формируются радиационные пояса, где магнитное поле удерживаетзаряженные частицы высоких энергий (от десятков кэВ до сотен МэВ), получившие названиезахваченной радиации.
Распределение протонов и электронов внутри радиационных поясовсущественно различается (протоны сконцентрированы преимущественно во внутреннем поясе,электроны – во внешнем). В связи с этим на ранних стадиях исследований считалось, чторадиационных поясов два: внутренний протонный и внешний электронный. Радиационные40пояса Земли (РПЗ) были обнаружены в 1958 году с помощью счетчиков Гейгера,установленныхнаискусственныхспутникахЗемли,американскимиисоветскимиисследователями: группами Ван Аллена [Van Allen and Frank, 1959] (внутренний радиационныйпояс) и С.Н.
Вернова (внешний радиационный пояс) [Вернов и Чудаков, 1960]. Позднее былоустановлено, что радиационные пояса имеют более сложную структуру, и их можно условноразделить на внутренний радиационный пояс, внешний радиационный пояс, пояс протоновмалых энергий и область квазизахвата, или авроральной радиации.Одним из источников образования частиц в радиационных поясах является распаднейтронов, которые образуются при взаимодействии первичных космических лучей с земнойатмосферой.
Нейтроны, распространяющиеся в направлении от Земли (т.н. нейтроны альбедо),беспрепятственно проходят сквозь магнитное поле, но быстро распадаются на протоны,электроны и электронное антинейтрино. Нейтроны альбедо обеспечивают поступление врадиационные пояса протонов с энергиями до 103 МэВ и электронов с энергиями до несколькихМэВ [Гальпер, 1999].
Другим механизмом заполнения РПЗ является медленный процессускорения и переноса частиц солнечного ветра из внешних во внутренние областимагнитосферы. Частицы солнечного ветра проникают в радиационные пояса через области, гдемагнитное поле ослаблено и не мешает движению заряженных частиц: к ним относятсядневные полярные каспы, а также нейтральный слой в хвосте магнитосферы (с ночнойстороны).
Данный механизм обеспечивает пополнение электронов внешнего пояса и поясапротонов малых энергий (до ~30 МэВ). Радиационные пояса могут пополняться также за счетпротонов и электронов солнечных космических лучей.Захваченные частицы радиационных поясов совершают сложное движение, котороескладывается из ларморовского вращения вокруг силовой линии, колебания вдоль силовойлинии между зеркальными точками (точками, где происходит отражение частицы и онаначинает двигаться к сопряженной зеркальной точке в другом полушарии) и более медленногоперемещения (долготного дрейфа) вокруг Земли. Долготный дрейф обусловлен градиентомнапряженности магнитного поля (градиентый дрейф) и кривизной силовых линий.
Протон сэнергией ~100 МэВ совершает одно колебание между зеркальными точками за время ~0.3 с,электроны и протоны с энергией 10 МэВ – за секунду и десятую долю секунды, соответственно.Долготный дрейф заряженной частицы происходит значительно медленнее. Время полногооборота частицы вокруг Земли зависит от ее энергии (период обращения обратнопропорционален энергии) и составляет от нескольких минут до суток.
Электроны с энергией~10 МэВ совершают полный оборот за ~2 минуты, протоны с той же энергией – за несколькодесятков секунд [Гальпер, 1999]. Положительно заряженные частицы дрейфуют на запад,электроны – на восток. Частица считается устойчиво захваченной, если может совершить41полный оборот вокруг Земли. В режиме квазизахвата частица совершает менее одного оборотаи покидает магнитосферу.При движении заряженной частицы в магнитном поле Земли ее мгновенный центрвращения (ведущий центр) находится на определенных силовых линиях, составляющихповерхность – т.н. магнитную оболочку. Магнитная оболочка характеризуется параметром L(параметром Мак-Илвайна), который равен расстоянию (в радиусах Земли) от центра земногодиполя до точки пересечения магнитной силовой линии с плоскостью магнитного экватора.Магнитная силовая линия с L = 1 имеет точку пересечения с магнитным экватором наповерхности Земли.
Энергия частиц связана с величиной L следующим образом: частицы сбóльшими энергиями находятся на оболочках с меньшими значениями параметра Мак-Илвайна,поскольку для удержания более энергичных частиц во внутренних областях магнитосферытребуется более сильное магнитное поле.В процессе движения захваченные частицы теряют энергию на ионизацию остаточнойатмосферы, синхротронное излучение (для электронов), из-за рассеяния на магнитныхнеоднородностях и плазменных волнах в магнитосфере.
Потеря энергии сопровождаетсяпотерей скорости и изменением питч-угла частицы (угла между вектором скорости имагнитным полем), что приводит к нарушению условий их движения в геомагнитном поле(нарушению адиабатитических инвариантов) и высыпанию частиц из радиационных поясов ватмосферу Земли. Вследствие ионизационных потерь время пребывания протонов вовнутреннем радиационном поясе ограничено величиной ~109 с (~30 лет). Рассеяние можетсократить время пребывания электронов во внешнем поясе до ~104−105 с (3−30 часов). Особоважное значение имеет высота зеркальных точек. Если они расположены достаточно высоко,ионизационные потери частицы малы и она может осциллировать между зеркальными точкамидостаточно долго.
Во время магнитных бурь изменения конфигурации магнитного поля могутпривести к перемещению зеркальных точек в более глубокие и плотные слои атмосферы, врезультате чего частицы более интенсивно теряют энергию за счет рассеяния и ионизации пристолкновениях с атмосферными атомами и молекулами, изменяют питч-углы и поглощаютсяатмосферой.Релятивистские электроны (с энергиями от ~30 кэВ до нескольких МэВ) высыпаются извнешнего радиационного пояса.
Внешний радиационный пояс расположен между магнитнымиоболочками L = 3 и L = 6 , для него характерны электроны с энергиями ~40−100 кэВ.Наибольшая плотность потока частиц наблюдается в области L = 4 − 4.5 . При повышеннойсолнечной активности во внешнем радиационном поясе также могут присутствовать электроныс энергиями ~1 МэВ и выше. Высыпания из данного пояса обусловлены резонанснымвзаимодействием электронов с магнитосферными плазменными волнами, что приводит к питч42угловой диффузии указанных частиц [Milan and Thorne, 2007; Lam et al., 2010]. Высыпаниярелятивистских электронов являются одним из проявлений магнитосферных суббурь инаиболее интенсивны в субавроральных широтах (λ ≈ 50−60º), где внешний пояс в наибольшейстепени приближен к Земле (до высот 200−300 км).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
