85386 (764011), страница 2
Текст из файла (страница 2)
Потери:
Для протонов и ионов радиационных поясов основными являются ионизационные потери. Частицы теряют свою энергию при ионизации и возбуждении атомов и ионов верхней атмосферы.
Для электронов кулоновское рассеяние более эффективно (McDonald and Walt, 1961). Оно определяет время жизни на L<1.5.
Основным механизмом утечек электронов на больших L является циклотронная неустойчивость (Андронов и Трахтенгерц, 1964; Tverskoy, 1965b; Kennel and Petchek, 1966; Тверской, 1967).
Переход от внутреннего электронного пояса к внешнему (зазор между поясами) обусловлен резким возрастанием поглощения возбуждаемых при неустойчивости волн. При этом основополагающую роль играет электромагнитное излучение в области особо низких частот, развивающееся вблизи плазмопаузы (Захаров, Кузнецов 1978).
Быстрые потери частиц наблюдаются на главной фазе магнитных бурь. Для энергичных протонов уменьшение интенсивности во время магнитных бурь объясняется нарушением адиабатичности движения из- за ослабления магнитного поля (Ильин, Кузнецов, 1975).
Очень сложен вопрос о быстрых потерях энергичных электронов во время магнитных бурь. Одной из причин является уменьшение размеров области замкнутых дрейфовых оболочек при обжатии магнитосферы. По-видимому, имеет место быстрое высыпание релятивистских электронов из-за паразитного резонанса с волнами, развивающимися при циклотронной неустойчивости кольцевого тока вблизи плазмопаузы (Thorne and Kennel, 1971). Возможен также ускоренный перенос частиц при перестройке конфигурации магнитосферы во внутренних областях во время магнитных бурь.
Адиабатические вариации. На приэкваториальных спутниках можно наблюдать обратимые вариации интенсивности частиц, коррелированные с Dst-вариацией. Расчеты показали хорошее согласие с экспериментом (Dessler and Karplus, 1961; Тверской, 1964б).
2. Протоны и ионы радиационных поясов
2.1 Среднее состояние поясов
На рис. 5 представлены профили потоков протонов различных энергий в плоскости экватора по данным модели радиационных поясов АР-8min. С моделью можно ознакомиться по адресу http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/models/trap.html.
Модель построена по данным различных спутников, летавших до 70- х годов. Характерным для протонного пояса является увеличение жесткости спектра с уменьшением L. С увеличением широты интенсивность частиц уменьшается. На рис. 6 показаны профили потоков протонов различных энергий в плоскости экватора и на широтах λ~30° (В/Вэ=3) и λ~44° (В/Вэ=10).
Зависимость интенсивности частиц от B выражается в виде J=Jэ(В/Вэ)-n. Мы видим, что для протонов от 0.5 до 20 МэВ высотный ход универсален, n варьирует в пределах 1.8 – 2.
Реальный энергетический спектр протонов показывает, что нейтроны являются источником захваченных протонов с Ер > 30 МэВ. Для протонов меньших энергий существует другой источник – захват протонов с энергиями в десятки–сотни кэВ на границе замкнутых дрейфовых оболочек (L~7-8) и дальнейшая радиальная диффузия с нарушением третьего инварианта (Parker, 1960; Тверской, 1964б, 1965а; Nakada and Mead, 1965; Falthammar, 1965). Источником протонов на L~7-8 могут быть или протоны солнечных космических лучей (СКЛ) или протоны солнечного ветра, ускоренные на стоячей ударной волне. В работе (Kuznetsov et al., 2002) указывалось, что потоки протонов на L = 6.6 по данным ИСЗ GOES коррелируют как с потоками СКЛ, так и со скоростью солнечного ветра.
Оптимальная связь потоков протонов с потоками СКЛ JCR и скоростью солнечного ветра V представляется в виде
с коэффициентом корреляции 
Структура пояса определяется характером диффузии и потерями.
В случае магнитной диффузии (под действием внезапных импульсов) коэффициент диффузии D~L10, а случае электрической – D~L6. Сравнение с экспериментальной структурой протонного пояса позволяет определить тип диффузии, ответственной за формирование пояса. Магнитная диффузия ионов с границы магнитосферы с учетом ионизационных потерь и плотности холодной атмосферы на больших высотах ~1000 см-3 дает количественное согласие с экспериментом (Тверской, 1965а, 1968; см. также Тверской, 2004). Положение максимума интенсивности протонов разных энергий Lmax(p)~E-3/16, причем для ионов i с другим атомным номером А и зарядом z теория предсказывает:
(3.2.20)
Предсказанная этой теорией структура пояса альфа-частиц полностью совпала с полученными позднее экспериментальными данными (Fritz and Spjeldvik, 1981). Исследования с привлечением большого количества данных по протонам, альфа-частицам, ионам углерода и кислорода подтвердили основную роль магнитной диффузии в формировании пространственно-энергетического распределения этих частиц (Panasyuk, 2004).
На рис. 7 приведены зависимости положения максимумов поясов протонов, ионов Не, С, N и О от энергии по данным модели АР-8, и по данным измерений ИСЗ «Электрон-1– 4», «Explorer-45», «Молния-1,2», и ISEE-1 (Panasyuk, 2004).
Прямые линии 1 – 4 для каждого сорта ионов соответствуют теории Тверского (для ионов С и О среднее зарядовое состояние 5+ и 6+, соответственно).
Экспериментальные данные для ионов имеются в сравнительно узком диапазоне энергий, и все удовлетворительно согласуются с теоретическими зависимостями. Видно, что в широком диапазоне энергий протонов (от ~0.3 до 30 МэВ) теория хорошо описывает структуру протонного пояса. Для энергий >30 МэВ, как уже отмечалось, источником частиц является распад нейтронов альбедо космических лучей. Отклонения на малых энергиях связаны с необходимостью учета перезарядки и, возможно, электрической диффузии (Панасюк, 1984).
Обращает на себя внимание значительное отклонение данных модели АР-8 в области энергий 0.1 – 0.3 МэВ от многочисленных более поздних измерений. Этот интервал энергий уже относится к диапазону энергий частиц кольцевого тока и здесь не рассматривается.
Ионы радиационных поясов могут иметь различное происхождение:
1. Захват ионов на внешних замкнутых дрейфовых оболочках, как и протонов, тогда максимальный их поток наблюдается на экваторе, и теория ионного пояса аналогична теории протонного пояса, как указывалось выше.
2. В магнитосферу могут проникать однозарядные ионы аномальной компоненты космических лучей, обдираться во внешней атмосфере на высотах 200 – 300 км и захватываться при соответствующем питч- угле в Бразильской аномалии (Grigorov et al., 1991). Минимальная энергия ионов Ei в МэВ/нукл находится из выражения:
(3.2.21)
Эта энергия соответствует χ =0.75 и после полной обдирки для кислорода χ=0.75/8=0.94. Максимальная энергия, при которой может быть захвачен ион кислорода Emax=1.37Ei.
Для кислорода такой пояс наблюдается на L~2.2 в интервале энергий 18 – 25 МэВ. Длительные исследования этого пояса проведены на спутнике SAMPEX (Leske et al., 1999, Mazur et al., 1999). В составе этого пояса были обнаружены также ионы углерода, азота, неона и аргона.
На L<1.4 существует ионный пояс «второго» порядка, возникший в результате взаимодействия энергичных протонов внутреннего пояса с атомами кислорода остаточной атмосферы (Вандас и др., 1988).
2.2 Вариации во время магнитных бурь
Протоны радиационных поясов испытывают адиабатические вариации во время магнитных бурь, коррелирующие с Dst-вариацией (McIlwain, 1966; Soraas and Davis, 1968). Во время сильных бурь наблюдаются неадиабатические вариации протонов с энергией в десятки МэВ (McIlwain, 1965; Ильин, Кузнецов, 1975). Во время магнитной бури внутри кольцевого тока магнитное поле ослабевает, поэтому условия захвата частиц изменяются. Граница захвата протонов смещается на меньшие L*.
3.2.22
Формула справедлива при Dst •(L*)3/30040<0.17.
Зарегистрированы случаи прямого захвата альфа-частиц, генерированных во время солнечных вспышек, на внутренние L- оболочки (L=3–4) (Van Allen and Randall, 1971) и возрастаний потоков более тяжелых ионов во внутренней магнитосфере во время сильных магнитных бурь (Spjeldvik and Fritz, 1981).
Появление нового мощного пояса протонов и электронов с энергиями в десятки МэВ на L~2.5 было зарегистрировано на ИСЗ CRRES 24 марта 1991 г. (Blake et al., 1992). В момент гигантского (с амплитудой ~200 нТл) внезапного импульса геомагнитного поля за ~1 минуту на L~2.8 сформировался новый пояс протонов в десятки МэВ, эквивалентный стабильному внутреннему поясу, имеющему максимум на L~1.5, и электронов с Ее>15 МэВ.
На рис. 8 (Li et al., 1996) представлены радиальные профили радиационных поясов для протонов с Ер=20-80 МэВ и электронов с Ее>15 МэВ, построенные по данным измерений до события 24 марта 1991 г., через 6 дней и через ~6 месяцев после образования нового пояса. Видно, что потоки электронов с Ее>15 МэВ превысили спокойный уровень почти на три порядка величины, а протоны с Ер=20-80 МэВ – более чем на два порядка. Через 6 месяцев новые пояса электронов и протонов продвинулись на меньшие L. В дальнейшем они регистрировались, по крайней мере, до середины 1993 г. (Гинзбург и др., 1993; Klecker, 1996).
Эволюция “ударного” пояса релятивистских электронов в процессе последовавшей за гигантским SSC сильной магнитной бури будет рассмотрена в 3.6.
Эффект «ударной» инжекции частиц был объяснен в рамках теории дрейфа частиц в электрическом и магнитном полях внезапного импульса (Тверской, 1968) в предположении существования в данном случае биполярного импульса большой амплитуды (~200 нТл): положительного длительностью ~10 сек и отрицательного длительностью ~1 мин (Павлов и др., 1993). Аналогичная идея была использована в детальном компьютерном расчете этого случая (Li et al., 1993).
Как следует из расчетов, влияние внезапного биполярного импульса на перераспределение заряженных частиц во внутренней магнитосфере зависит от его амплитуды и временных масштабов переднего и заднего фронтов. Импульсы меньшей амплитуды, чем гигантский SSC 24 марта 1991 г., также могут вызвать появление новых поясов частиц других энергий на других L-оболочках.
3 электроны радиационных поясов
3.1 Среднее состояние поясов
На рис 9 приведена структура пояса электронов в плоскости экватора и при В/Вэк=3 по модели АЕ-8мин (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/models/trap.html).
Мы видим, что в отличие от протонного пояса электронный можно разделить на внутренний и внешний пояса. Высотный ход потоков электронов во внешнем поясе более слабый, чем для протонов: n = 0.46, а не 2. Во внутреннем поясе высотный ход потоков электронов увеличивается.
Максимум внутреннего пояса энергичных электронов (с Ее~1 МэВ) находится на L~1.5, внешнего – на L~4.5.
В отличие от протонного пояса, который оказался устойчивым относительно различных видов нестабильности, внешний электронный пояс испытывает значительные вариации даже во время слабых геомагнитных возмущений.
3.2 Вариации в периферических областях внешнего электронного пояса (геосинхронная орбита)
Наиболее детальные многолетние измерения энергичных электронов проведены на геосинхронных ИСЗ. Они анализировались в большом количестве работ (см., напр., обзор Friedel et al., 2002 и соответствующие ссылки).
Одним из наиболее важных результатов (Paulikas and Blake, 1979), затем неоднократно подтвержденном (см., напр., Безродных и др., 1984; Baker et al., 1997), явилось установление корреляции интенсивности электронов на геосинхронной орбите со скоростью солнечного ветра. Наиболее высокая корреляция наблюдается в годы минимума солнечной активности (Kuznetsov et al., 2002).
Потоки электронов появляются, как правило, на фазе восстановления магнитных бурь, но их интенсивность не зависит от мощности магнитной бури (Reeves et al., 1998).
Попытка выяснить, какие факторы в межпланетной среде и внутри магнитосферы определяют появление потоков (в том числе и экстремальных) релятивистских электронов на геосинхронной орбите, была предпринята в работах (O’Brien et al., 2001; Tverskaya et al., 2002, 2005), выполненных на большом статистическом материале. На рис. 10 и 11 из (Tverskaya et al., 2002) представлены примеры вариаций потоков электронов с Ее>2 МэВ на ИСЗ GOES для двух бурь разной амплитуды: 22.01.2000 г. (Dst = -97 нТл) и 24.11.2001 г. (Dst = -221 нТл). Приведены параметры межпланетной среды: Bz-компонента ММП, плотность и скорость солнечного ветра и геомагнитные данные: AU, AL, AE индексы авроральной активности и Dst-вариация.
Видно, что после бури меньшей амплитуды при небольшой (~400 км/с) скорости солнечного ветра произошло значительное возрастание потоков электронов (до ~103 см-2с-1ср-1), а после сильной бури 24 ноября при очень большой скорости солнечного ветра потоки упали и в дальнейшем не достигли даже предбуревого уровня (до ~102 см-2с-1ср-1).
Определяющим фактором возрастания потоков электронов явилось наличие высокой суббуревой активности на фазе восстановления январской бури и практическое отсутствие таковой – в ноябрьской. Авторы работ (Tverskaya et al., 2002, 2005) пришли к выводу, что для появления экстремальных потоков электронов с Ее > 2 МэВ (>104 см-2с-1ср-1 ) на геосинхронной орбите необходимы и высокая скорость солнечного ветра, и высокая суббуревая активность на фазе восстановления бури.
В работе (O’Brien et al., 2001) отмечена высокая корреляция потоков электронов с Pc-5 пульсациями геомагнитного поля на фазе восстановления бури. В 80% случаев, которые имели высокую мощность Рс-5 пульсаций в течение 24 и более часов после максимума бури, наблюдались большие возрастания потоков электронов.
Потоки электронов на геосинхронной орбите испытывают 2-4- часовые квазипериодические вариации (так называемые “saw-tooth variations”), связанные с вариациями давления солнечного ветра, переориентациями Bz-компоненты ММП и квазипериодическими суббурями при длительной южной ориентации Bz (Tverskaya, 2001; Tverskaya and Krasotkin, 2002, Huang et al., 2003).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
