WWW.LIB.KNIGI-X.RU
БЕСПЛАТНАЯ  ИНТЕРНЕТ  БИБЛИОТЕКА - Электронные матриалы
 


Pages:   || 2 | 3 | 4 |

«Главный редактор: профессор М. И. Панасюк Редколлегия: профессор Л. Л. Лазутин, к. ф.-м. н. Ю. В. Гоцелюк, к. ф.-м. н. Б. Ю. Юшков Кузнецов С. Н. К89 Избранные ...»

-- [ Страница 1 ] --

УДК 016:53+53(470+571)(092)Кузнецов С.Н.

ББК 22.3д(2) Кузнецов С.Н.+22.3я434 Кузнецов С.Н.

К89

Главный редактор:

профессор М. И. Панасюк

Редколлегия: профессор Л. Л. Лазутин,

к. ф.-м. н. Ю. В. Гоцелюк, к. ф.-м. н. Б. Ю. Юшков

Кузнецов С. Н.

К89 Избранные труды по солнечно-земной физике : [сборник] / Под ред. Профессора

М. И. Панасюка. — М.: Университетская книга, 2010. — 256 с.: табл, ил.

ISBN 978-5-91304-128-9

Книга «С. Н. Кузнецов. Избранные труды по солнечно-земной физике» посвящена памяти доктора физико-математических наук, профессора Сергея Николаевича Кузнецова — выдающегося ученого, ведущего специалиста по солнечно-земной физике. В книге приводится подборка публикаций С. Н. Кузнецова, отражающая разносторонний характер его научных интересов. Открывается научная часть обзором «Радиационные пояса Земли», скомпонованным из подготовленных им разделов фундаментального издания НИИЯФ МГУ «Модель космоса» 1983 и 2007 гг. и завершается несколькими заметками сотрудников НИИЯФ МГУ об отдельных направлениях его исследований. Во второй части дана подборка воспоминаний о С. Н. Kузнецове его друзей, учеников и коллег. В конце приводится список публикаций Сергея Николаевича Кузнецова.

УДК 016:53+53(470+571)(092)Кузнецов С.Н.

ББК 22.3д(2) Кузнецов С.Н.+22.3я434 Кузнецов С.Н.

© МГУ имени М. В. Ломоносова, 2010 © НИИЯФ МГУ имени Д. В. Скобельцына, © Кузнецов С.Н, 2010 ISBN 978-5-91304-128-9 © Издательство «КДУ», обложка, 2010

СОДЕРЖАНИЕ

М.И. Панасюк. Сергей Николаевич Кузнецов. Жизнь в науке ………………………5

ИЗБРАННЫЕ ТРУДЫ

С.Н.Кузнецов. Радиационные пояса Земли ……………………………………………9.

С.Н.Вернов, П.В.Вакулов, С.Н.Кузнецов, Ю.И. Логачев, Э.Н.Сосновец, В.Г.Столповский. Граница внешнего радиационного пояса и зона неустойчивой радиации …..……………………………………………………………43 С.Н.Вернов, С.Н.Кузнецов, Ю.И.Логачев, Г.Б.Лопатина, В.Г.Столповский.

Динамика внешнего радиационного пояса в период МГСС …………………………51 О.Р.Григорян, С.Н.Кузнецов, Л.М.Коврыгина, Э.Н.Сосновец, Л.В.Тверская.

Экспериментальное определение времени жизни электронов во внешнем радиационном поясе ……………………………………………………………………64 В.Д.Ильин, С.Н.Кузнецов, М.И.Панасюк, Э.Н. Сосновец. Неадиабатические эффекты и граница захвата протонов радиационных поясов Земли …………………70 Ю.В.Гоцелюк, С.Н.Кузнецов, В.А.Кузнецова, Б.Попелявска, И.Кимак, К.Кудела.

Рассеяние протонов радиационного пояса на свистовой моде ОНЧ-излучения ……75 С.Н.Кузнецов. Структура потоков энергичных частиц и продольных токов в магнитосфере Земли ……………………………………………………………………84 С.Н.Кузнецов, А.В.Суворова, А.В.Дмитриев. Форма и размеры магнитопаузы.

Связь с параметрами межпланетной среды ……………………………………………94 С.Н.Кузнецов, М.Вандас, М.Дворжакова, С.Фишер. Регистрация энергичных ионов на высоте 500 км во внутреннем радиационном поясе Земли…………………105 С.Н.Кузнецов, И.Н.Мягкова. Потоки квазизахваченных частиц под радиационными поясами Земли…………………………………………………………109 С.Н.Кузнецов, Б.Ю.Юшко.в О границе адиабатического движения заряженной частицы в поле магнитного диполя ……………………………………………………115 С.Н.Кузнецов, А.Ю.Рыбаков. Условия сильного высыпания энергичных частиц вблизи границы замкнутых дрейфовых оболочек в магнитосфере Земли, описываемой моделью магнитосферы Цыганенко-89…………………………………130 С.Н.Кузнецов, И.Н.Мягкова. Исследования вариаций ГКЛ в эксперименте на ИСЗ "КОРОНАС-И" и их связь с вариациями скорости солнечного ветра и средней величины магнитного поля Солнца как звезды в 1994 году ……………140 С.

Н.Кузнецов, В.Г.Курт, И.Н.Мягкова, Б.Ю.Юшков, К.Кудела. Гамма-излучение и нейтроны солнечных вспышек, зарегистрированные прибором СОНГ в 2001-2004 гг...……………………………………………………………………………145 С.Н.Кузнецов, И.Н.Мягкова, Б.Ю.Юшков, Ю.И. Денисов, Е.А. Муравьева, К.Кудела. Динамика радиационных[ поясов Земли во время сильных магнитных бурь по данным ИСЗ «КОРОНАС-Ф» …………………………………………………155 С.Н.Кузнецов, Б.Ю.Юшков, Ю.И.Денисов, К.Кудела, И.Н.Мягкова. Динамика границы проникновения солнечных космических лучей в магнитосферу Земли по данным ИСЗ КОРОНАС-Ф …………………………………………………………168 С.Н.Kузнецов, Б.Ю.Юшков, К.Кудела. Измерение спектра релятивистских протонов от солнечных вспышек 28 октября и 2 ноября 2003 г.

на ИСЗ "КОРОНАС-Ф" …………………………………………………………………174 Л.Л.Лазутин, С.Н.Кузнецов. Природа внезапных авроральных активизаций в начале магнитных бурь.………………………………………………………………179

ВОСПОМИНАНИЯ

Ю.А.Михеев. Друзья с детства и на всю жизнь…………………………………………193 Ю.И.Логачев. Первые пять лет Cергея Кузнецова в НИИЯФ МГУ …………………200 И.Н.Мягкова. Эксперименты на ИСЗ серии КОРОНАС ………………………………208 Соратник, друг и учитель (вспоминают Ю.В.Гоцелюк, А.Ф.Июдин, К.Кудела, Л.Л.Лазутин, И.Н.Мягкова, Р.А.Ныммик, М.И.Панасюк, А.В.Суворова, Е.В.Троицкая, Б.Ю.Юшков)………………………………………………………………215 СПИСОК ПУБЛИКАЦИЙ С.Н.КУЗНЕЦОВА …………………………………………231

ФОТОГРАФИИ

С.Н. КУЗНЕЦОВ. ЖИЗНЬ В НАУКЕ

Сергей Николаевич Кузнецов родился 6 июня 1940 года в городе Чимкенте в интеллигентной семье. Его родители - биологи Николай Михайлович Кузнецов и Галина Владимировна Паламарчук - работали в Академии Наук Казахской ССР. Сергей рано остался без отца – в 1942 году Николай Михайлович ушел добровольцем на фронт и не вернулся. Окончив школу в Алма-Ате, Сергей поступил в Московский Государственный университет им. М.В.Ломоносова, затем в аспирантуру, и с тех пор его жизнь связана с Научно-исследовательским институтом ядерной физики им. Д.В.

Скобельцына МГУ. В 1963 г. окончил физический факультет МГУ. В 1966 г. защитил кандидатскую диссертацию на тему: "Вариации радиационных поясов и связи с некоторыми геофизическими явлениями”. В 1980 г. защитил докторскую диссертацию на тему: "Динамика энергичных частиц в геомагнитной ловушке", в 1996 г. ему присвоено ученое звание профессора. Опубликовал более 200 научных работ.

С.Н.Кузнецов вел большую учебно-воспитательную работу - читал курс лекций "Астрофизика космических лучей" на кафедре "Космических лучей и физики космоса”, воспитывал аспирантов и студентов. Под его руководством защищено более десяти кандидатских диссертаций, причем сотрудниками не только НИИЯФ, но и ПГИ (Апатиты) и ИКФИА (Якутск). Был членом Ученого совета НИИЯФ и ОЯФ физического факультета МГУ, Совета РАН по космосу, Специализированного совета ИЗМИРАН.

Награжден медалью «За трудовую доблесть», Дипломом почета ВДНХ, серебряной медалью ВДНХ, медалью Минвуза СССР за научные достижения. В 2003 г. ему было присвоено почетное звание «Заслуженный научный сотрудник Московского Университета». В 2009 г. С.Н. Кузнецов удостоен премии правительства Российской Федерации за цикл работ по спутнику КОРОНАС-Ф (посмертно).

Настоящий сборник открывается обзором «Радиационные пояса Земли», скомпонованным из подготовленных С.Н.Кузнецовым разделов фундаментального издания НИИЯФ МГУ «Модель космоса» 1983 и 2007 гг. Далее приведены избранные научные работы С.Н.Кузнецова и несколько заметок сотрудников НИИЯФ МГУ об отдельных направлениях его исследований. Наконец, мы даем подборку кратких воспоминаний о С.Н.Kузнецове его друзей, учеников и коллег. Завершает сборник список публикаций Сергея Николаевича.

Стержневым направлением научных работ С.Н. Кузнецова было исследование энергичных частиц в межпланетном пространстве и магнитосфере Земли, а основным методом – измерения частиц на искусственных спутниках Земли. Спутников с начинкой НИИЯФ запускалось много и на каждом были приборы, с которыми работал Сергей Николаевич. Поэтому рассказать о его работе (без малого полвека) все невозможно, и в этом введении мы перечислим лишь коротко его основные научные результаты.

Генерация, распространение в межпланетном пространстве и проникновение в магнитосферу Земли солнечных космических лучей (СКЛ)

- Ускорение частиц высоких энергий во время солнечных вспышек. Под руководством С.Н.Кузнецова был создан детектор СОНГ (СОлнечные Нейтроны и Гамма-кванты), с помощью которого было измерено гамма-излучение солнечных вспышек при энергиях свыше 100 МэВ (КОРОНАС-Ф). В ряде вспышек выделена спектральная особенность, обусловленная генерацией и распадом нейтральных пионов и являющаяся индикатором ускорения протонов до энергий свыше 300 МэВ. В этих же вспышках детектором СОНГ были также зарегистрированы потоки солнечных нейтронов с энергиями в сотни МэВ.

- Измерен спектр релятивистских солнечных протонов с помощью эффекта геомагнитного обрезания (КОРОНАС-Ф).

- Эффект, получивший название северо-южной асимметрии СКЛ, исследован по измерениям на ИСЗ "Космос-480" в 1972 г. и предложено его объяснение.

- Исследована динамика частиц в полярных шапках Земли по измерениям на ИСЗ "Космос-900".

- Установлены закономерности сдвига границы проникновения СКЛ во внутреннюю магнитосферу Земли (КОРОНАС-И и Ф).

- Обнаружен эффект захвата протонов и альфа-частиц СКЛ в радиационные пояса Земли (КОРОНАС-Ф).

Радиационные пояса Земли

- ИСЗ последних десятков лет оснащались спектрометрами частиц, конструкция которых была продумана С.Н.Кузнецовым. Ему принадлежит идея создания прибора с большим геометрическим фактором, позволившим проводить измерения с большим временным разрешением.

- Открыта зона неустойчивой радиации (именуемая в настоящее время как зона квазизахвата, авроральная магнитосфера) за максимумом радиационного пояса, в которой развиваются главные события магнитосферных суббурь.

- Исследованы эффекты нарушения адиабатичности в движении частиц радиационных поясов, предложен критерий удержания частиц на конкретных оболочках. Разработана модель движения частиц в дипольном магнитном поле в случае явного нарушения классических условий сохранения адиабатичности, основанная на понятии центральной траектории – траектории, проходящей через центр диполя. На этой основе построено отображение Пуанкаре, позволяющее моделировать движение частицы в течение неограниченного времени.

- В радиационных поясах Земли зарегистрированы ядра кислорода, являющиеся частицами аномальной компоненты космических лучей, захваченных в геомагнитную ловушку (ИСЗ серии "Космос", КОРОНАС-И).

- Проведены исследования квазизахваченных и высыпающихся заряженных частиц, регистрируемых на 1.1L1.2 по данным различных ИСЗ и орбитальных станций МИР.

Энергичные электроны в магнитосфере Земли

- Исследована связь между высыпанием электронов с Ее30, Ее 300 кэВ и величиной поглощения космического радиошума по измерениям на ИСЗ "Космос -484".

- Выделен "дополнительный" максимум высыпаний электронов с Ее 300 кэВ (зона вблизи плазмопаузы), связанный с промышленной деятельностью человека.

- Анализировались характеристики пульсаций потоков заряженных частиц в радиационных поясах Земли (амплитуда, периоды, вероятность наблюдения в зависимости от энергии и местного времени, связь с геомагнитным полем) по одновременным измерениям на двух ИСЗ ("Космос -484" и "Космос-721").

- Исследовано распределение потоков релятивистских электронов с Ее 1 МэВ в авроральной зоне ("Космос-721").

- Обнаружена и изучена диффузионная волна электронов с Ее ~100 кэВ.

- Исследован процесс взаимодействия низкочастотных электромагнитных волн с потоками захваченных частиц ("Интеркосмос-3-5"), предложен механизм высыпания релятивистских электронов на высоких широтах при взаимодействии с волнами типа свистов (по измерениям на ИСЗ "Интеркосмос -17").

Кроме того, выполнен ряд исследований:

- динамики дневной магнитопаузы, формирования магнитопаузы вблизи геостационарной орбиты,

- динамики частиц во время магнитосферных суббурь,

- избыточного излучения,

- альбедо галактических космических лучей.

Результаты исследований обобщались С.Н.Кузнецовым в ряде обзоров и прикладных моделях (модель распространения и движения энергичных частиц в околоземном космическом пространстве и в магнитосфере Земли, модель формирования радиационных поясов Земли, эмпирическая модель протонного и электронного поясов для марта 1994 г., эмпирическая модель высотного распределения потоков электронов и протонов).

По заданию Совета министров СССР в НИИЯФ МГУ создавались обобщенные справочники по физическим условиям в космосе, получившие название "Модель Космоса" (1964 – 2007 гг.). В каждом издании были собраны доступные к тому времени сведения о радиации и других параметрах, характеризующих состояние магнитосферы и космического пространства, необходимые для научных работников, занимающихся исследованием космоса. С.Н.Кузнецов был постоянным автором глав о заряженных частицах в магнитосфере Земли, при этом всегда значительную часть материала составляли его собственные экспериментальные данные. С.Н.Кузнецов также участвовал в создании ГОСТа СССР "Пояса Земли радиационные естественные, термины и определения".

С.Н.Кузнецов плодотворно сотрудничал с зарубежными учеными из Европы, США и Японии, об этой стороне его деятельности - воспоминания профессора Карела Куделы.

Сергей Николаевич был, разумеется, не только ученым, но и хорошим семьянином, отцом и дедом. Общения с ним не хватает не только родным, но и его друзьям и коллегам.

Внезапная смерть 17 мая 2007 г. остановила творческий путь С.Н. Кузнецова. Но исследования всех задач, начатых им, продолжаются и расширяются с каждым годом.

–  –  –

1. ВВЕДЕНИЕ В настоящем разделе мы кратко рассмотрим особенности движения заряженных частиц в магнитном и электрическом полях в магнитосфере Земли. С более подробным изложени-ем этих вопросов можно ознакомиться в [1-3].

–  –  –

родного электрического поля величиной 10-6- 10-5 В/см, направленного с утра на вечер.

Движение частиц c Е 1 ГэВ в дипольном поле можно представить как суперпозицию трех независимых движений: ларморовского вращения частицы в плоскости, перпендикулярной магнитному полю; колебания мгновенного центра вращения (ведущего центра) вдоль силовых линий и дрейфа ведущего центра вокруг Земли.

–  –  –

где p - поперечный импульс частицы, с – скорость света и - угол между векторами скорости частицы и локального магнитного поля (питч-угол). Здесь В выражено в Гс, p с - в В, Е и Е0 в МэВ. Ларморовский радиус электронов радиационных поясов в геомагнитном поле не превосходит нескольких километров, а для протонов его величина может достигать нескольких сотен километров. В процессе движения частицы вдоль

–  –  –

где K= 1.25-0.25 cos2m, m – геомагнитная широта точки отражения, Е – в МэВ. Для не-релятивистских частиц 3= 44/(EL).

Рассмотренным периодическим движениям соответствуют некоторые величины, сохраняющиеся (в среднем) при движении частицы, если за время, характерное для данного типа движения (1,2,3), изменением магнитного поля можно пренебречь:

–  –  –

Используя эти два инварианта, а также то, что Е = const в постоянном магнитном поле, можно показать, что в дипольном поле частицы с разными энергиями и питч-углами, находящиеся на одной силовой линии, при дрейфе вокруг Земли движутся практически по одной и той же оболочке (дрейфовой оболочке). Поэтому трехмерное представление захваченной радиации сводится к двумерному и характеризуется функцией двух координат: L = Rэ/Rз и В.

В том случае, когда точки отражения захваченных частиц находятся на малых высотах над поверхностью Земли, для учета влияния атмосферы на захваченные частицы вводят параметр Hmin, представляющий минимальную высоту над поверхностью Земли, на которую опускается частица на данной дрейфовой оболочке L.

Третий инвариант Ф определяется как поток геомагнитного поля через экваториальную плоскость вне данной L-оболочки. При B/(dB/dt)~3 третий инвариант сохраняться не будет, но поскольку при этом B/(dB/dt) (1,2), первые два инварианта и J сохраняются. Магнитное поле на данной L-оболочке будет меняться, при этом E/B=const вследствие сохранения, и частица может перейти на другую L-оболочку с соответствующим изменением Е. Если B/(dB/dt)~(1,2), то ларморовское движение частицы и ее колебания между точками отражения нельзя считать независимыми движениями. При этом нарушается и J, экваториальный питч-угол частицы изменяется, и она может высыпаться в атмосферу. При большом импульсе частицы rL | gradB | rL 3rL кр = = (11) B rB L Здесь rB – радиус кривизны магнитной силовой линии на экваторе. В дипольном поле rB =L/3. В таком случае частица не может находиться в магнитной ловушке в захваченном состоянии и быстро покидает ее. Согласно экспериментальным данным [4] кр~0.1, это соответствует pc ( MB ) (12) L2

Для протонов это приводит к следующему выражению для максимальной энергии частиц, захваченных на данной L-оболочке (нерелятивистский случай):

E max ( МэВ ) (13) L4

По расчетам [5] кр=0.109exp(1.928sin2).

1.2 Движение частицы при наличии электрического поля Для объяснения многих явлений в магнитосфере Земли необходимо допустить существование электрического поля, перпендикулярного магнитному. При этом на движение ведущего центра частицы вокруг Земли накладывается дрейф в направлении, перпендикулярном электрическому и магнитному полю со скоростью Vе (см с-1):

Vе = 157/B, (14) где - напряженность электрического поля в кВ/Rз, B – магнитное поле в Гс.

Траекторию движения ведущего центра в плоскости экватора (э = 90°) можно вычислить, исходя из законов сохранения энергии и магнитного момента:

Е + U = const, = const, (15) где U - электрический потенциал данной точки пространства. Вид траекторий дрейфа электронов в однородном электрическом поле показан на рис. la. Подобный вид имеют и траектории электронов ионосферного происхождения, лишь разность между Lкр и Lmin больше, чем для высокоэнергичных электронов. Область замкнутых траекторий для ионосферных электронов качественно соответствует области плазмосферы. Для протонов больших энергий траектории подобны траекториям энергичных электронов, но зеркальны относительно линии, проходящей через центр Земли в направлении на Солнце. Видно, что траектории, проходящие на больших расстояниях от Земли, разомкнуты. Частицы, находящиеся на замкнутых орбитах, принадлежат радиационным Рис. 1. Траектории дрейфа частиц в экваториальной плоскости геомагнитного диполя в присутствии однородного электрического поля: а – траектории электронов больших энергий, б – траектории протонов малых энергий поясам. Точку ветвления Lкр на критической орбите можно найти, приравняв скорости электрического и магнитного дрейфов частиц вокруг Земли vm=2RЗL/3.

Для нерелятивистских частиц получаем:

Lкр = 3Е/ (16) здесь и далее Е в кэВ. Из этой формулы можно определить, частицы каких энергий на данном L принадлежат радиационным поясам.

С противоположной стороны частицы проходят на минимальном расстоянии от Земли:

Lmin = Lкр /1.78.

Оценим асимметрию замкнутых траекторий дрейфа частиц. Из условия =const следует, что EL3=const. Отсюда можно получить:

3 ЕL2L=L3E (17) Если LL, то максимальное изменение энергии частицы на дрейфовой траектории есть E=2L. Подставляя E в (17), получаем:

2 L2 L = (18) 3E Чем больше энергия частицы, тем меньше влияние электрического поля. Если мы рассматриваем движение частиц малых энергий в магнитосфере Земли, то следует учесть также вращение Земли. Это проще всего сделать в плоскости геомагнитного экватора, если ввести фиктивный отрицательный заряд в центр геомагнитного диполя. Приравнивая линейную скорость вращения вместе с Землей любой точки экваториальной плоскости к скорости электрического дрейфа 2RЗL/T3 = 157L3/0.304, (Тз – период вращения Земли), получим электрическое поле = 1.2510-2RЗ/(T3L2), которое можно рассматривать, как поле одиночного заряда. Знак заряда (отрицательный) определяется направлением вращения Земли. Потенциал поля этого заряда имеет вид U (кВ)= -91.8/L.

Вид траекторий электронов любых энергий и протонов малых энергий подобен. Эти частицы дрейфуют с вечерней стороны через ночную на утреннюю. Для электронов и протонов малых энергий 91.8 Lкр =, Lmin = ( 2 1) Lкр (19) B Для протонов, у которых выполняется условие 91.82/36EL391.82/12, вид траекторий дрейфа резко меняется, он показан на рис. 1б. Это получается из-за того, что на больших расстояниях протоны увлекаются вращением Земли, а при пере-ходе на малые расстояния скорость их магнитного дрейфа становится больше скорости вращения магнитного поля Земли. Поэтому протоны меняют направление своего движения.

1.3 Структура радиационных поясов Земли

На рис.2 схематически представлены в плоскости полуденно-полуночного меридиана области регистрации высокоэнергичных частиц в магнитосфере Земли. Асимметрия распределения частиц связана со структурой магнитосферы. Электроны с Ее 40 кэВ и протоны с Ер ~ 50 кэВ существуют не только во внешней дневной магнитосфере, но также с ночной стороны на внешних силовых линиях дипольной структуры и силовых линиях сильно вытянутых в хвост магнитосферы в области плазменного слоя. Электроны с энергией 500 кэВ образуют два пояса: внутренний на L 2.5 и внешний на L

3. В дальнейшем мы укажем, с чем связано такое разделение. Протоны не имеют такой структуры. С уменьшением L появляются протоны все больших энергий. Ранее мы указывали, что земной магнитный диполь сдвинут относительно центра Земли. Это приводит к тому, что на высотах 1200 км пояс регистрируется в довольно ограниченной области.

На рис. 3 приведена структура поясов на высоте ~ 500 км по данным ИСЗ КОРОНАС-Ф. В верхней части рисунка приведены линии изологарифма интенсивности электронов с Ее ~ 0.3–0.6 МэВ. Хорошо видно, что внутренний пояс регистрируется только над Бразилией. Электроны внешнего пояса регистрируются в узких полосах в северном и южном полушариях вокруг всей Земли. В основном – это квазизахваченные частицы внешнего пояса. В средней части рисунка представлены данные детектора, который регистрировал протоны с Еp 23 МэВ и электроны с Ее 1.6 МэВ. На этой же части приведены штриховыми линиями изолинии L. Видно, что внутренний пояс (в основном протоны с Еp 23 МэВ) над Бразильской аномалией находится на L 2.

Внешний радиационный пояс (электроны с Ее 1.6 МэВ) находится на L 2.5.

Рис. 2. Области регистрации частиц высоких энергий в магнитосфере Земли: а – электронов, б – протонов.

–  –  –

Устойчивые потоки наблюдаются над Южной Атлантикой. В остальных местах регистрируются квазизахваченные электроны (потоки менее устойчивые). В нижней части рисунка приведены данные о потоках протонов с Еp = 50–90 МэВ. Видно, что протоны регистрируются только над Бразильской аномалией. Вне Бразильской аномалии на L 2 захваченные потоки не регистрируются, здесь можно регистрировать потоки частиц космических лучей или потоки аномальных квазизахваченных частиц.

Радиационным поясам принадлежат частицы, имеющие замкнутые дрейфовые оболочки. В плоскости экватора - это частицы, движущиеся по линиям B = const при В 60 нТл. Частицы, движущиеся с ночной стороны по линиям В 60 нТл, или выбрасываются на утреннюю или вечернюю магнитопаузу (в зависимости от знака заряда частицы) или попадают в касповые области, где захват неустойчив. Если частицы отражаются вне плоскости экватора, особенно на малых высотах, то надо учитывать сохранение второго инварианта I. При отражении на малых высотах I ~ l, I – длина силовой линии между точками отражения. С дневной стороны последние замкнутые силовые линии L ~ 20-25 имеют длину 25-30Rз. Линии подобной длины с ночной стороны вблизи Земли соответствуют L~8. На рис. 4 показаны данные о потоках квазизахваченных

–  –  –

электронов с Ее 500 кэВ на средних и высоких широтах в плоскости полуденно- полуночного меридиана по данным ИСЗ КОРОНАС-И. С ночной стороны граница потоков электронов находится на ~ 69o (L ~ 7.8), с дневной стороны – на ~ 77 o (L ~ 21.6).

1.4 Процессы, определяющие структуру и динамику радиационных поясов Структура и динамика радиационных поясов определяется взаимодействием источников и потерь.

Источники:

- Распад нейтронов альбедо космических лучей [6]. Нейтроны являются источником захваченных протонов с Еp 30 МэВ. Мощность этого источника для электронного пояса недостаточна.

- Захват частиц из межпланетной среды при смещениях магнитопаузы во время • внезапных обжатий магнитосферы солнечным ветром [7].

- Перенос и ускорение заряженных частиц в магнитосфере при диффузии под • действием нестационарных электрических полей [8-12].

- Резонансное ускорение частиц под действием квазипериодических магнитных • возмущений [13].

- Инжекция частиц в процессе диполизации при втягивании силовых линий геомагнитного хвоста в область захваченной радиации [14].

- Ускорение частиц нестационарными электрическими полями суббурь до энер

–  –  –

В последние годы предложено несколько механизмов ускорения электронов до релятивистских энергий на основе взаимодействия волна-частица (см., напр., [17,18] и соответствующие ссылки). Одним из случаев инжекции является перераспределение частиц в результате большого (~200 нТл) биполярного внезапного импульса геомагнитного поля [19].

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 [20] Оно определяет время жизни на L1.5. Основным механизмом утечек электронов на больших L является циклотронная неустойчивость [21-23 ]. 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 [24].

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 [4]. 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 [25]. 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 [9,26].

1.5. Источники частиц радиационных поясов Земли Мы yжe упоминали, какие частицы ответственны за создание радиационных поясов Земли; теперь рассмотрим, при помощи каких механизмов происходит пополнение радиационных поясов Земли. Механизмы пополнения поясов частицами можно разбить на две группы: медленное непрерывное заполнение области радиационных поясов частицами и быструю "импульсную" инжекцию частиц.

Медленное непрерывное заполнение области радиационных поясов частицами высоких энергий происходит:

а) при распаде нейтронов альбедо космических лучей, являющихся источником частиц для пояса протонов с энергией 30 МэВ и для пояса электронов на L2-3. Последние расчеты интенсивности протонов во внутреннем радиационном поясе, источником которых являются нейтроны альбедо, с учетом измеренных спектров и потоков высокоэнергичных нейтронов, хорошо согласуются с экспериментальными данными на L1.8.

Расчеты интенсивности электронов с Е 500 кэВ на L3, в предположении, что их источником являются нейтроны альбедо, также дают результаты, согласующиеся с экспериментом. В этих расчетах предполагалось, что интенсивность электронов ограничивается циклотронной неустойчивостью (о ней речь ниже);

б) в процессе диффузии частиц из наружных областей магнитосферы в ее сердцевину.

Теория процесса хорошо разработана. Предполагается, что диффузия частиц происходит во время внезапных импульсов Si геомагнитного поля, довольно часто регистрируемых магнитными обсерваториями.

Диффузия частиц может также происходить во время магнитных суббурь. Этот процесс приводит к быстрой диффузии электронов на малых L 2. Изменение профиля интенсивности электронов с Ее I.6 МэВ в процессе диффузии показано на рис. 5.

–  –  –

Передний фронт пояса в процессе диффузии перемещается со скоростью:

v= 3.3 10- 7 L9 R0 /cут. (20) Скорость перемещения максимума пояса приблизительно в 4 раза меньше. На рис 6 показана зависимость скорости диффузии электронов с энергиями от 0.15 МэВ до 5 МэВ от L.

В процессе диффузии формируются протонные пояса Земли с Е30 МэВ и внешний электронный пояс. Максимум интенсивности частиц различных энергий образуется на том L, для которого время диффузии от границы пояса приблизительно равно времени жизни частиц. Быстрое возрастание интенсивности частиц в поясе происходит во время ионосферных суббурь, которые связывают с усилением крупномасштабного электрического поля в магнитосфере Земли.

Можно указать три модификации ускорительного механизма. Первая - инжекция частиц из хвоста магнитосферы под действием усиленного электрического поля; более высокоэнергичные частицы при этом появляются на более удаленных дрейфовых оболочках, электроны с Ее 40 кэВ появляются на L~4, а электроны с Ее 100 кэВ на L~7.5. Дрейфовые орбиты ускоренных частиц при действии усиленного электрического поля разомкнуты и лишь при его ослаблении становятся замкнутыми.

Вторая - перераспределение частиц пояса под действием относительно слабых, изменяющихся во времени электрических полей. При этом дрейфовые орбиты частиц остаются замкнутыми, но наблюдается быстрая диффузия частиц на L-оболочку, на которой период обращения частиц вокруг Земли 3 равен периоду действия электрического поля.

Так как 3 ~ 1/EL, то частицы больших энергий увеличивают свою интенсивность на меньших L по сравнению с частицами меньших энергий.

Третья - коллапс магнитных силовых линии, принадлежащих периферии области захвата при окончании магнитной суббури.

Механизм возникновения квазистационарного электрического поля пока не ясен. Возможно, происходит разделение зарядов на границе магнитосферы. Возможно возникновение зарядов в области протонного пояса, где формируется ток, ответственный за Dst -вариацию в магнитной буре. Возможно ускорение электронов в процессе питчугловой диффузии [22].

Средняя энергия, которую электроны могут получить в процессе питч-угловой диффузии, равна:

2.5 10 9 B2 E = = (21).

8 n L6 n Из этой формулы видно, что при рассеянии электронов вне плазмосферы возможна довольно существенная энергетизация электронов.

1.6. Гибель частиц радиационных поясов Земли Картина интенсивности частиц в радиационных поясах, рассмотренная выше, отражает состояние динамического равновесия между гибелью частиц и их пополнением.

Механизмы гибели для частиц разных сортов различны. Для протонов и -частиц основным механизмом гибели (особенно на L4) является уменьшение энергии частиц вследствие ионизационных потерь при взаимодействии с остаточной атмосферой на больших высотах. На L4 для протонов c Еp 1 МэВ обнаружено усиленное высыпание частиц, что говорит о дополнительном «неадиабатическом» механизме их гибели. Хотя на этих L (L4) механизм гибели более эффективен, чем ионизационные потери, тем не менее время жизни частиц на данных L-оболочках определяется лишь скоростью диффузии частиц поперек L-оболочек. Лишь для протонов с Еp 100 МэВ становится существенным нарушение первого адиабатического инварианта. Магнитный момент частицы, радиус кривизны которой близок к радиусу кривизны силовых линий, может не сохраняться.

Для электронов кулоновское рассеяние более эффективно, чем ионизационные потери. Оно определяет время жизни электронов на L1.5. На больших L время жизни уменьшается, что говорит о том, что включается новый более эффективный механизм, приводящий к выбыванию электронов из поясов. Таким механизмом является рассеяние на низкочастотном радиоизлучении типа "свистящие атмосферики".

Можно оценить резонансные частоты рассеяния для электронов и протонов радиационных поясов. Условие резонанса записывается в виде:

kIIvII- = m + ep (m = 0, 1, 2,... ), (22) где kII - составляющая волнового вектора, параллельная магнитной силовой линии; vII составляющая скорости частицы, параллельная магнитному полю; - частота волны;

ep - циклотронная частота eB ep = (23) mep c электрона или протона; с- скорость света; m=0 соответствует черенковскому резонансу, когда vII равна фазовой скорости волны, и если волна идет под углом к силовой линии, то частица может взаимодействовать с электрическим полем волны; m = 1 соответствует основному циклотронному резонансу; m= 2,3,„. соответствует кратным циклотронным резонансам.

Для волны, взаимодействующей с электронами (e p), связь между и k записывается в виде:

c 2 k 2 cos = e (24) 02 + c 2 + k 2

–  –  –

роль в динамике поясов он играет, по-видимому, на L 4-4.5. Следует отметить, что ЕСли рассеяние частиц в циклотронном резонансе идет практически без изменения энергии частиц, то при черенковском рассеянии энергия электронов существенно меняется.

На рис. 7 показаны зависимости резонансных частот для рассеяния электронов различных энергий в разных областях магнитосферы с учетом границы плазмосферы (плазмопаузы) для утренней и вечерней сторон Земли. В расчетах предполагалось, что на утренней стороне Земли плазмопауза находится на L~3.2; на вечерней стороне Земли на - L~5.5. Внутри плазмосферы плотность холодной плазмы меняется по закону n = I05 L-4 см-3, вне плазмосферы n~l см-3. На части рисунка для вечерней стороны Земли приведены расчеты (индексы со штрихом) в предположении, что плотность холодной плазмы в плазмосфере n~103см-3. На рис 7 хорошо видны области различных видов резонансов.

Помимо рассеяния при взаимодействии с электромагнитными волнами электроны могут рассеиваться при взаимодействии с электростатическими волнами, если vф= vII, vф - фазовая скорость волны.

Черенковское взаимодействие и взаимодействие с электростатическими волнами приводит помимо диффузии по питч-углам к диффузии по энергии, как говорилось выше. Для протонов резонансная частота определяется из выражения p = v (31) vA Электромагнитное излучение, вызывающее рассеяние частиц, может возникать различными способами. Во-первых, оно может генерироваться самими частицами данной энергии, тогда возникает неустойчивость распределения частиц данной энергии; вовторых, оно может генерироваться частицами меньшей энергии или другого сорта, тогда возникает паразитный резонанс. В частности, во время магнитных бурь плазма, вторгающаяся в сердцевину магнитосферы и создающая кольцевой ток, генерирует электромагнитные колебания в широком интервале частот, а также электростатические колебания, на которых гибнут частицы радиационных поясов Земли.

Уменьшение интенсивности на различных L-оболочкax в магнитоспокойные периоды может быть аппроксимировано функцией вида N = exp(-t/) (32) где - принято называть временем жизни электронов. Зависимость времени жизни электронов от L дана на рис. 8. При некоторой предельной интенсивности Nпред поток частиц сокращается вдвое за одни сутки. При интенсивностях, близких к Nпред, время

–  –  –

симость коэффициента диффузии электронов различных энергий от L в поле зарегистрированного излучения. Данные зависимости качественно соответствуют реально измеренным временам жизни электронов различных энергий. O количественном согласии пока говорить рано, так как до сих пор не известен характер изменения спектра ОНЧизлучения при движении от экватора к ионосфере вдоль силовой линии. Высыпанием частиц можно объяснить и быстрое (43 часов) уменьшение интенсивности электронов и протонов во внешнем радиационном поясе во время магнитосферных суббурь.

Если высыпание электронов и протонов с Ер 1 МэВ объясняется взаимодействием с электромагнитным излучением плазмы кольцевого тока (как указывалось выше), то гибель высокоэнергичных протонов (Е 30 МэВ) связана с нарушением условий адиабатичности при усилении Dst -вариации.

Граница пояса высокоэнергичных протонов при этом перемещается на L, определяемое из выражения:

L= 6.7/E1/4- 0.056 |Dst| /Е, (Е В МЭВ) (34)

2. ПРОТОНЫ И ИОНЫ РАДИАЦИОННЫХ ПОЯСОВ

2.1 Среднее состояние поясов На рис. 10 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. 11 показаны профили пото

–  –  –

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 [8-12]. 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 [29] 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 скорос

–  –  –

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 [10,30], см. также [31]. 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:

Lmax (i ) = A 0.5 z 2 Lmax ( p ). (35) Предсказанная этой теорией структура пояса альфа-частиц полностью совпала с полученными позднее экспериментальными данными [32]. 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 [33]. На рис. 12 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 [33]. 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 описы-вает структуру протонного пояса. Для энергий 30 МэВ, как уже отмечалось, источни-ком частиц является распад нейтронов альбедо космических лучей.

Отклонения на на малых энергиях связаны с необходимостью учета перезарядки и, возможно, электричес-кой диффузии [34]. 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.

Рис. 12. Зависимость положения максимума радиационных поясов протонов, ионов Не, С и О от энергии. 1 – модель АР-8; 2 – «Электрон-1 – 4»; 3 – «Explorer-45»; 4 – «Молния-1» (1970); 5 – «Молния-1» (1974); 6 – «Молния-2» (1974); 7 – «Молния-2» (1975); 8 – ISEE-1.

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 [35].

Минимальная энергия ионов Ei в МэВ/нукл находится из выражения:

14.32 10 6 Ei = (36) 2 938L4 A2 Эта энергия соответствует =0.75 и после полной обдирки для кислорода =0.75/8=0.94. Максимальная энергия, при которой может быть захвачен ион кислорода Emax=1.37 Ei. Для кислорода такой пояс наблюдается на L~2.2 в интервале энергий 18 – 25 МэВ. Длительные исследования этого пояса проведены на спутнике SAMPEX [36,37]. В составе этого пояса были обнаружены также ионы углерода, азота, неона и аргона. На L1.4 существует ионный пояс «второго» порядка, возникший в результате взаимодействия энергичных протонов внутреннего пояса с атомами кислорода остаточной атмосферы [38].

2.2 Вариации во время магнитных бурь Протоны радиационных поясов испытывают адиабатические вариации во время магнитных бурь, коррелирующие с Dst-вариацией [39,40]. Во время сильных бурь наблюдаются неадиабатические вариации протонов с энергией в десятки МэВ [41, 4]. Во время магнитной бури внутри кольцевого тока магнитное поле ослабевает, поэтому условия захвата частиц изменяются. Граница захвата протонов смещается на меньшие

L*:

3.64 10 2 Dst 0.5 6.95 L* = (1 ) (37).

0.25 E 0.375 E Формула справедлива при Dst·(L*)3/300400.17. Зарегистрированы случаи прямого захвата альфа-частиц, генерированных во время солнечных вспышек, на внутренние Lоболочки (L=3–4) [42] и возрастаний потоков более тяжелых ионов во внутренней магнитосфере во время сильных магнитных бурь [43].

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. [44]. 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 Ее15 МэВ. На рис. 13 [45] представлены радиальные профили радиационных поясов для протонов с Еp =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 Еp =20-80 МэВ – более чем на два порядка.

Через 6 месяцев новые пояса электронов и протонов продвинулись на меньшие L. В дальней-шем они регистрировались, по крайней мере, до середины 1993 г. [46,47].

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 [30] в предположении существования в данном случае биполярного импульса большой амплитуды (~200 нТл): положительного длительностью ~10 сек и отрицательного длительностью ~1 мин [48]. Аналогичная идея была использована в детальном компьютерном расчете этого случая [49].

3. ЭЛЕКТРОНЫ РАДИАЦИОННЫХ ПОЯСОВ

3.1 Среднее состояние поясов На рис. 14 приведена структура пояса электронов в плоскости экватора и при В/Вэ=3 по модели АЕ-8min (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 испыты-вает значительные вариации даже во время слабых геомагнитных возмущений.

3.2 Электронные радиационные пояса во время сильных магнитных бурь

Структура магнитосферы и радиационных поясов определяется взаимодействием магнитосферы с солнечным ветром. Во время солнечных вспышек Солнце выбрасывает «корональные выбросы масс» (КВМ), которые отличаются большой скоростью (до 2000 км/с), большой плотностью (до нескольких десятков частиц в кубическом сантиметре), большим магнитным полем (до нескольких десятков нанотесла) на орбите Земли. Когда КВМ проходят Землю, магнитосфера резко уменьшается в размерах, уменьшается область замкнутых дрейфовых оболочек (радиационных поясов), ночной плазменный слой приближается к Земле и ток в нем увеличивается, увеличивается также магнитное поле в хвосте магнитосферы. Частицы радиационных поясов, находившиеся на внешних оболочках, выбрасываются из магнитосферы. Эти процессы протекают поразному при разных направлениях магнитного поля КВМ (параллельном или антипараллельном геомагнитному полю). Токи, вызывающие Dst вариацию, более сильны при отрицательном Bz компоненте межпланетного поля при прочих равных условиях. В качестве примера мы рассмотрим динамику внешнего пояса во время двух сильных бурь: 24 марта 1991 г. и 6 ноября 2001 г.

Буря 24 марта 1991 г. Она была вызвана КВМ, эжектированным солнечной вспышкой 22 марта в 16 ч 20 м.В момент гигантского SSC (~200 нТл) сформировался «ударный»

пояс ультрарелятивистских электронов (см. раздел 2.2). Эволюция этого пояса во время последовавшей сильной магнитной бури (|Dst|max~300 нТл) и инжекция нового «буревого» пояса проанализированы в [50]. На рис. 15 представлена динамика радиального профиля пояса электронов с Ее 8 МэВ (ИСЗ Метеор), появившегося во время гигантского SSC 24 марта 1991 г. Моменты пролета спутника и положение максимумов пояса указаны на графике Dst-вариации. В ~05 UT 24 марта пик пояса электронов с Ее 8 МэВ находился на L~2.8. Во время главной фазы магнитной бури пояс сместился на L~2.3.

Эта вариация оказалась необратимой. На рис. 16 представлено распределение интенсивности электронов разных энергий для трех временных периодов: 24.03.91 (до SSC), Рис. 15. Эволюция электронного пояса, инжектированного во время внезапного импульса в марте 1991 г. Нижняя часть рисунка: Dst и положение максимума интенсивности электронов с Ее 8 МэВ (кресты). Верхняя часть – L-профили электронов с Ее 8 МэВ в разные моменты UT (указаны стрелками на кривой Dst).

25.03.91 (в начале фазы восстановления бури) и 27.03.91 (через два дня после максимума бури). Перед бурей хорошо виден зазор между поясами. Показания детектора, регис-трировавшего электроны с Ее 8 МэВ, находятся на уровне фона. На следующем пролете 25.03.91 на L~2.3 имеется пик интенсивности инжектированных во время SSC электронов, и сформировался ещё один новый пояс инжектированных во время бури электронов с максимумом на L~3. Данные ИСЗ CRRES также показывают появление после этой бури пояса электронов с Ее ~2 МэВ с максимумом на L=3.1 [51].

Наблюда-ется запаздывание в появлении более энергичных электронов. Это хорошо соответствует более ранним результатам исследования инжекции электронов во время бурь [52]. В дальнейшем может сформироваться максимум в спектре электронов внешнего пояса в области энергий 1 – 3 МэВ [53,54].

Рис. 16. L-профили для электронов разных энергий для пролетов ИСЗ МЕТЕОР в южном полушарии при одинаковых значениях напряженности магнитного поля марте 1991 г.: перед бурей (24.03.91), в начале фазы восстановления (25.03.1991) и через два дня после максимума бури (27.03.91).Темной стрелкой указан максимум пояса, сформировавшегося во время гигантского SSC («ударная» инжекция), светлой стрелкой – максимум пояса инжектированных во время последующей бури электронов («буревая» инжекция).

Буря 6 ноября 2001 г. Для бури 6 ноября [55,56] имеются данные по условиям в межпланетном пространстве. Буря была вызвана КВМ, эжектированным солнечной вспышкой 4 ноября в 16 ч. 20 м. На рис. 17 на верхней панели приведены данные о положении лобовой точки магнитопаузы, вычисленные по модели [57], и измеренная на ИСЗ КОРОНАС-Ф граница проникновения электронов солнечных энергичных частиц (СЭЧ) с Ее =0.3-0.6 МэВ с ночной стороны. В основном – это внутренняя граница плазменного слоя. Иногда мы видим резкое увеличение L границы проникновения электронов, возможно в это время происходит диполизация магнитного поля в хвосте магнитосферы.

На средней панели представлены Bz и Р - индексы, определяющие размеры магнитосферы и магнитные возмущения. На нижней панели представлены Hsym - минутный аналог Dst-вариации и АЕ-индекс авроральной активности.

Внезапное начало магнитной бури наблюдалось 6 ноября в 1 ч. 52 м. Через несколько минут началась главная фаза бури, которая длилась около полутора часов. Магнитосфера в это время имела минимальные размеры, X(0) ~ 4Rз. При возрастании Bz и сохранении Р на одном уровне X(0) ~ 6Rз. В это время около 5 часов Hsym практически не изменялось. Именно в это время было измерено состояние пояса (см. рис.18, пунктир).

Мы видим, что поток электронов всех энергий во внешнем поясе резко уменьшился по сравнению с потоками, измеренными 5 ноября. К сожалению, фоновый поток протонов СЭЧ в каналах электронов 0.6-1.5. 1.5-3, 3-6 МэВ мешает точно определить масштаб вариации. Для электронов 0.3-0.6 МэВ профиль пояса сместился на меньшие L по сравнению с профилем, полученным 5 ноября, и поток электронов уменьшился. ОтмеX(0) X(0)(RЗ) <

–  –  –

тим, что новый максимум пояса совпадает с минимальным значением L, которого достигала граница проникновения солнечных электронов при Hsym -300 нТл. На следующий день пояс с максимумом на L~3 начал формироваться и для электронов более высоких энергий. Аналогичная картина инжекции наблюдалась и на больших высотах [50]. В дальнейшем на L~3 снова формируется зазор между поясами для электронов 0.3МэВ. Для обеих бурь значение Lmax близко к тому, что дает эмпирическая зависимость Lmax от максимальной амплитуды Dst-вариации бури [58].

4. ПОТОКИ ЭНЕРГИЧНЫХ ЧАСТИЦ ПОД РАДИАЦИОННЫМИ ПОЯСАМИ

ЗЕМЛИ В реальном геомагнитном поле часть дрейфовых оболочек, определяемых из условия L,B = const, оказывается разомкнутой или, точнее говоря, замыкается под поверхностью Земли. Для такой оболочки Hmin 0. Дрейфующие по этим оболочкам заряженные частицы совершают менее одного оборота, а затем поглощаются атмосферой. Следовательно, в этой области невозможен стационарный захват, и эта область находится под радиационными поясами Земли. По рис. 19, представляющему сечение магнито

–  –  –

сферы Земли по меридиану, проходящему через Южно-Атлантическую аномалию, видно, как формируется область с разомкнутыми дрейфовыми оболочками.

Уже при первых полетах спутников и ракет было отмечено, что в этой области регистрируемые интенсивности заряженных частиц в несколько раз превышают интенсивность первичных космических лучей.

Частицы, регистрируемые в этой области, имеют различное происхождение:

- частицы с жесткостью R= p/Z 15/L2 (ГВ) - это частицы первичного космического излучения. В области радиационных поясов этот поток пренебрежимо мал (в 107-1010 раз) по сравнению с потоком захваченных частиц;

частицы, высыпающиеся из радиационных поясов, которые имеют энергии и жесткости те же, что и частицы радиационных поясов Земли.

Отметим, что первичные космические лучи, дойдя до Земли, или гибнут в атмосфере, или, отражаясь на малых высотах, уходят опять на бесконечность.

Альбедные частицы, родившиеся в атмосфере при жесткости, сравнимой с жесткостью первичных космических лучей, уходят из магнитосферы. При меньших жесткостях они, двигаясь вдоль силовой линии, попадают опять в атмосферу и гибнут (об исключении из этого правила мы поговорим позже).

Частицы, высыпающиеся из поясов, можно разбить на два класса:

- частицы, время жизни которых порядка времени половины качка вдоль силовой ли-нии, они при рассеянии сразу из области захвата попадают в область гибели;

- квазизахваченные частицы, время жизни этих частиц от нескольких качков до одного периода дрейфа вокруг Земли (~I04 качков), их зеркальные точки лежат в интервале 100 км Hmin 1200 км.

Наибольшее количество опубликованных данных о величинах потоков заряженных частиц под поясами получено с помощью экранированных газоразрядных счетчиков с нескольких десятков спутников. К примеру, проанализируем данные о широтном ходе интенсивности заряженных частиц на высоте ~220 км с помощью ИСЗ "Космос-721" (1975 г.). Для экваториальной области наблюдается достаточно хорошее согласие с

–  –  –

данными, полученными в другие периоды цикла солнечной активности. В полярной шапке данные счетчика на 20-30% превышают среднее значение за цикл в связи с тем, что измерения проводились в период минимума солнечной активности.

На рис. 20 показаны широтные зависимости потоков различных частиц. Приведена средняя направленная интенсивность в предположении, что излучение падает на счетчик в телесном угле ~4. Следует отметить, что Земля экранирует ~0.38 полного телесного угла, а частицы альбедо регистрируются в угле ~ 9 стер на высоте полета спутника. На графике приведена также интенсивность галактических космических лучей в зависимости от Rкр- критической жесткости. Из рис. 20 видно, что поток галактических космических лучей на экваторе существенно меньше полного потока альбедных частиц.

При малых жесткостях картина меняется.

Потоки протонов альбедо различных энергий существенно меньше полного потока альбедных частиц. Таким образом, основную часть алъбедных частиц составляют электроны.

Сравнение различных данных показывает, что электроны в интервале 2.3-10 МэВ практически отсутствуют. На ИСЗ серии "Протон" и некоторых ИСЗ серии "Космос" проводилось изучение спектра и потоков электронов в околоземном космическом пространстве. На рис. 21 представлена широтная зависимость потоков электронов с Е 100 и 300 МэВ по данным ИСЗ "Космос-490". Пороговая жесткость R (ГВ) связывается с Pис. 21.

Зависимость потоков электронов от пороговой жесткости места измерения [35]:

1) Ее80 МэВ, 2) Ее 250 МэВ в аномалии.

L соотношением R = 14.9/L2. Детектор регистрировал частицы пороговой жесткости космических лучей, приходящие сверху. Если при выходе из атмосферы угловое распределение электронов неизотропно, то показанный широтный ход может отличаться от широтного хода глобальной интенсивности альбедных электронов. Измерения в стратосфере показывают, что в альбедном излучении должны быть значительные потоки электронов с энергией 10 МэВ. Поток электронов с Е 10 МэВ примерно в 3 раза больше потока электронов с Е 100 МэВ.

Потоки излучения, регистрируемого глобальным газоразрядным счетчиком под поясами, испытывают долготные вариации. Поток частиц на одной и той же L-оболочке меняется с долготой на 30%. Подобные вариации вызваны структурой геомагнитного поля. В определенных долготных районах (40-100° для отрицательных, 260-360° для положительных частиц) альбедные частицы того или иного знака, выходящие по касательной к атмосфере, т.е. имеющие локальный питч-угол, близкий 90°, отражаются от магнитной пробки при каждом качке на все большей высоте. Это приводит к накоплению альбедных частиц. Максимальная интенсивность накопленных частиц должна наблюдаться в интервале долгот 100-260°, как это и было зарегистрировано в эксперименте. Численные оценки этого эффекта хорошо согласуются с данными наблюдений.

Потоки частиц малых энергий вызваны высыпанием частиц из радиационных поясов Земли. Наиболее интенсивные потоки квазизахваченных и высыпающихся частиц - это электроны. Но во время магнитных возмущений наблюдались потоки высыпающихся протонов с E 0.5 МэВ около 104 см-2 с-1 ср-1.

Характерной особенностью распределения энергичных электронов на малых высотах является наличие долготной зависимости их интенсивности вдоль траектории дрейфа. При одних и тех же параметрах L и В интенсивность электронов на долготах к западу от аномалии больше, чем к востоку [59].

–  –  –

На более низких широтах, чем область высыпания из внешнего пояса, также существуют потоки квазизахваченных частиц, генетически связанных с радиационными поясами. На рис.22 приведены данные пролета ИСЗ КОРОНАС-И с севера на юг на L8. В северном полушарии видно два пика потоков электронов, соответствующие внешнему поясу (L~4-5) и внешней кромке внутреннего пояса (L~2.1-2.3). В южном полушарии наблюдаются дополнительные пики на L~1.3 и L~1.6. Также заметно некоторое возрастание потоков протонов на экваторе, на промежуточных L и вблизи внешней границы внешнего пояса. Анализ данных, полученных на других орбитах, показывает, что возрастания потоков протонов на экваторе и на L~3.5 и 4.5 повторяются.

На рис. 23 приведено географическое распределение потоков электронов [61]. Все области квазизахваченных электронов хорошо разделяются. В северном полушарии в области долгот от -70° до +50° потоки электронов на L~2.1 и 1.6 практически отсутствуют. Это - область, сопряженная Бразильской аномалии. Исходя из разницы магнитного поля в Бразильской аномалии и сопряженной точке на высоте полета спутника, можно определить, что рассеяние электронов на полукачке на L~2.1 и 1.6 меньше на угол 4-6°. Интересно, что если на L~2.1 и 1.3 пики электронов регистрируются в любое мировое время, то на L~1.6 они регистрируются только с 10 до 24 ч UT (см. рис. 24).

Иногда во внешнем поясе в районах северного полушария, сопряженных с ЮжноAтлантической аномалией, где зеркальные точки опускаются ниже 50 км или уходят под Землю, регистрируются заметные потоки энергичных электронов. Это, скорее всего, связано с рассеянием частиц за один качок при движении между точками отражения [62].

На L2 квазизахваченные электроны регистрировались в ряде экспериментов. На существование потоков электронов на L~1.6 было указано в работе [60]. В работах [63, 64] исследовалось высыпание электронов, вызванное взаимодействием с излучением низкочастотных радиостанций.

Зарегистрированы случаи появления в районе экватора протонов с Ер~70 кэВ [65] и 1-4.5 МэВ [61]. Исследования этого эффекта проводились и ранее [66-69]. В работе [70] более детально изучалось распределение протонов под поясами. На рис. 25 приведено Рис. 23. Карта распределения потоков различных типов на высоте ~500 км по данным ИСЗ КОРОНАС-И. Данные ИСЗ OHZORA [60] – для L~1.6.

Рис. 24. Распределение пиков электронов на различных L – оболочках.

Рис. 25. Распределение потоков протонов с Ер =1-4.5 МэВ вблизи экватора. Линии изоинтенсивности проведены через 0.05 частиц/см2ср. Штриховыми линиями показаны L-оболочки.

распределение протонов вблизи экватора. Видно, что они регистрируются на L1.1, то есть существуют менее одного периода дрейфа вокруг Земли. Их источником считаются протоны радиационного пояса на L~2.5–4. Эти протоны захватывают электроны экзосферы и уже не удерживаются магнитным полем. Часть их, достигая атмосферы Земли на высоте ~ 200 км в экваторе, обдираются и, если они имеют питч-угол ~ 90°, захватываются магнитным полем. В работе выделены еще две области регистрации квазизахваченных протонов. Это – 3L4 и L4. Область квазизахваченных протонов на 3L4 существует из-за паразитного рассеяния протонов на циклотронном излучении элект-ронов [71]. Неясно, чем объяснить высыпание протонов на L4.

ЛИТЕРАТУРА

1. Альвен Г., Фельтхаммер К., Космическая электродинамика. М.: Мир, 1967.

2. Лайонс Л., Вильямс Д., Физика магнитосферы, М.: Мир, 1987.

3. Chen A.J. // J. Geophys. Res. 1970. V. 75. P.2458.

4. Ильин В.Д., Кузнецов С.Н. // VII Ленинградский Междунар. Cеминар. 1975. Л. C.269.

5. Кузнецов С.Н., Юшков Б.Ю. // Физика плазмы. 2002. Т. 28 C.375.

6. Singer S.F. // Phys. Rev. Lett. 1958. V.1. P.181.

7. Тверской Б.А. // Изв. АН СССР, сер. физ. 1964. Т.28. C.2099.

8. Parker E.N. // J. Geophys. Res. 1960. V.65. P.3117.

9. Тверской Б.А. // Геомагнетизм и аэрономия. 1964. Т.4. C.436.

10. Тверской Б.А. // Геомагнетизм и аэрономия. 1965. T.5. C.793.

11. Nakada N.P. and Mead G.D. // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.3529.

12. Falthammar С.G. // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.2503.

13. Cladis J.B. // J. Geophys. Res. 1966. V. 71. P.5019.

14. Tverskoy B.A. // Rev. Geophys. 1969. V.7. P.219.

15. Бондарева Т.Б., Тверская Л.В. // Геомагнетизм и аэрономия. 1973. Т.13. C.723.

16. Li X., Baker D.N., Temerin M. et al. // Geophys. Res. Lett. 1998. V.25. P.3759.

17. Summers D., Ma С. // J. Geophys. Res. 2000. V.105. P.2625.

18. Бахарева М.Ф. // Геомагнетизм и аэрономия. 2003. Т.43. C.737.

19. Blake J.B., Gussenhoven M.S. et al. // IEEE Trans. Nucl. Sci. 1992. V.39. P.1761.

20. McDonald W.H., Walt M. // Ann. Phys. 1961. V.15. P.44.

21. Андронов А.А., Трахтенгерц В.Ю. // Геомагнетизм и аэрономия. 1964. Т.4. C.181.

22. Kennel C. F., Petscheck H.E. // J. Geophys. Res. 1966. V.71. P.1.

23. Тверской Б.А. // Геомагнетизм и аэрономия. 1967. Т.7. C.226.

24. Захаров А.В., Кузнецов С.Н. // Геомагнетизм и аэрономия. 1978. Т.18. C.352.

25. Thorne R.M., Kennel C.F. // J. Geophys. Res. 1971. V.76. P.4456.

26. Dessler A.I., Karplus R. // J. Geophys. Res. 1961. V.66. P.2289.

27. Frank L.A. // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.3533.

28. Vernov S.N., Gorchakov E.V., Kuznetsov S.N., Logachev Yu.I., Sonsovets E.N., Stolpovsky V.G. // Rev. Geophys. 1969. V.7. P.257.

29. Kuznetsov S.N., Myagkova I.N., Yushkov B.Yu. // Proc. Space Radiation Environment Workshop, Farnborough, UK, 1999. Eds. D.Rodgers, S.Clucas, K.Hunter and C.Dyer.

British National Space Centre, No 12, p.1-4, 2002.

30. Тверской Б.А. Динамика радиационных поясов Земли, М.: Наука,1968, 224 с.

31. Тверской Б.А. Основы теоретической космофизики, М.: Едиториал УРСС, 2004, 376

32. Fritz T.A., Spjeldvik W.N. // Planet. Space Sci., 1981. V.29. P.1169.

33. Panasyuk M.I., in: Effect of Space Weather on Technology Infrastructure, ed. I.A. Daglis, Kluwer Academic Publishers. P.65. 2004.

34. Панасюк М.И. // Космические исследования. 1984. T.22. C.572.

35. Grigorov N.L., Kondrat’eva M.A. et al. // Geophys. Res. Lett. 1991. V.18. P.1959.

36. Leske et al. // Proc. 26th ICRC. 1999. Salt Lake City. V.7. P.516.

37. Mazur I. et al. // Proc. 26th ICRC. 1999. Salt Lake City. V.7. P.527.

38. Кузнецов С.Н., Вандас М., Дворжакова М., Фишер С. // Изв. АН СССР. сер.физич.

1988. Т.52. С.921.

39. McIlwain C.E. // J. Geophys. Res. 1966. V.71. P.3623.

40. Soraas F., Davis L.R. // GSFC Rept. X-612-68-328. 1968.

41. McIlwain C.E. // Space Res. 1965. V.5. P.374.

42. Van Allen J.A., Randall D.A. // J. Geophys. Res. 1971. V.76. P.1830.

43. Spjeldvik W.N., Fritz T.A. // J. Geophys. Res. 1981. V.86. P.2349.

44. Blake J.B., Gussenhoven M.S. et al. // IEEE Trans. Nucl. Sci. 1992. V.39. P.1761.

45. Li X., Hudson M.K., Blake J.B. et al. // AIP Conf. Proc. 1996. V.383. P.109.

46. Гинзбург Е.А., Малышев А.В., Пустоветов В.П. // Изв. РАН, сер.физ. 1993. T57. C.92.

47. Klecker B. // Adv. Space Res. 1996. V.17. P.37.

48. Павлов Н.Н., Тверская Л.В., Тверской Б.А., Чучков Е.А. // Геомагнетизм и аэрономия.1993. Т.33. C.41.

49. Li X., Roth I., Temerin I.M. et al. // Geophys. Res. Lett. 1993. V.20. P.2423.

50. Tverskaya L.V., Ginzburg E.A., Pavlov N.N. et al. // Adv. Space Res. 2003. V.31. P.1033.

51. Ingraham J.C., Cayton T.E., Belian R.D. et al. // AIP Conf. Proc. 1996. V.383. P.103.

52. Williams D.J., Arens I.F., Lanzerotti L.T. // J. Geophys. Res. 1968. V.73. P.5673.

53. Вакулов П.В., Коврыгина Л.М., Минеев Ю.В., Тверская Л.В. // Геомагнетизм и аэрономия. 1975. Т.15. C.1028.

54. West H.I., Buck R.M., Davidson G.T. // J. Geophys. Res. 1981. V.86. P.2111.

55. Tverskaya L.V., Ivanova T.A, Pavlov N.N. et al. // Adv. Space Res. 2005. V.36. P.2392.

56. Кузнецов С.Н., Мягкова И.Н., Юшков Б.Ю. и др. // Астрон. вестник. 2007. Т.41.

С.350.

57. Кузнецов С.Н., Суворова А.В., Дмитриев А.В. // Геомагнетизм и аэрономия. 1998.

Т.68. C.7.

58. Тверская Л.В. // Геомагнетизм и аэрономия. 1986. Т.26. C.864.

59. Вернов С.Н., Савенко И.А., Шаврин П.И., Тверская Л.В. // Геомагнетизм и аэрономия. 1963. Т.3. C.812.

60. Nagata K., Kohno T., Murakami H. et al. // Planet. Space Sci. 1988. V. 36. P.591.

61. Bashkirov V.F., Denisov Yu.I., Gotselyuk Yu.V., Kuznetsov S.N., Myagkova I.N., Sinyakov A.V. // Radiation Measurements. 1999. V.30. P.537.

62. Вернов С.Н., Савенко И.А., Тверская Л.В., Тверской Б.А., Шаврин П.И. // Космические исследования. 1965. Т.3. C.128.

63. Imhof W. L., Reagan J. B., Gaines E.E. et al. // J. Geophys. Res. 1984. V.89. P.10827.

64. Imhof W.L., Gaines E.E., Reagan J.B. // J. Geophys Res. 1995. V.90. P.8333.

65. Бутенко В.Д., Григорян О.Р., Малкиэль Г.С., Столповский В.Г. // Космические исследования. 1975. Т.13. C.508.

66. Hovestadt D., Hausler B., Sholer M. // Phys. Rev. Lett. 1972. V.28. P.1340.

67. Гоцелюк Ю.В., Логачев Ю.И., Столповский В.Г. // Геомагнетизм и аэрономия. 1974.

Т.14. C.944.

68. Greenspan M. E., Mason G.M., Mazur J.E. // J. Geophys. Res. 1999. V.104. P.19,911.

69. Grachev E., Grigorian O., Juchniewicz J. et al. // Adv. Space Res. 2002. V.30. P.1841.

70. Кузнецов С.Н., Гоцелюк Ю.В., Денисов Ю.И., Юшков Б.Ю. // Космические исследования. 2006. Т.44. С.500.

71. Гоцелюк Ю.В., Кузнецов С.Н., Кузнецова В.А. и др. // Космические исследования.

1985. Т.23. №5. С.729-735.

–  –  –

Граница внешнего радиационного пояса и зона неустойчивой радиации* Исследуется положение границы внешнего радиационного пояса на широтах 25локализация и свойства зоны неустойчивой радиации, находящейся за пределами внешнего радиационного пояса. Положение границы внешнего радиационного пояса, форма зоны неустойчивой радиации сильно зависят от местного времени.

Интенсивность электронов с Е 100 кэВ в зоне неустойчивой радиации зависит от магнитной активности. Коэффициент корреляции между величиной lgN и Кp достигает 77%. Исследование связи между lgN и Q-индексом показало, что магнитная возмущенность возрастает за 1 час до возрастания интенсивности в зоне неустойчивой радиации. Высказано предположение, что частицы зоны неустойчивой радиации генерируются в хвосте магнитосферы, в области нейтральной линии.

При исследованиях за пределами радиационных поясов Земли обнаруживаются более или менее протяженные области с сильно флуктуирующими потоками радиации далеко за максимумом внешнего радиационного пояса. Впервые такая картина была зарегистрирована при полете советских космических ракет как для электронов малых энергий [1], так и для электронов с энергией Ее ~ 100 кэВ [2]. Затем во время полетов спутников «Эксплорер-XIV» [З, 4] и IMP-1 [5] регулярно наблюдались эти потоки электронов при всех значениях местного времени, от которого зависела лишь локализация этих потоков. Если с дневной, утренней и вечерней сторон Земли эти потоки электронов окаймляли внешний пояс и получили название «юбка внешнего пояса» [3, 5], то с ночной стороны Земли потоки наблюдались лишь в области, непосредственно прилегающей к недавно открытому [6] нейтральному слою в хвосте магнитосферы, и получили название «выступ» [3, 5].

Все эти исследования проводили на спутниках, летавших вблизи плоскости экватора.

Авторы [3, 5] для электронов с Ее 40 кэВ отличают область внешнего радиационного пояса, где потоки электронов относительно стабильны (интенсивность испытывает вариации по величине менее чем на порядок), и область «юбки» или «выступа», где вариации интенсивности достигают нескольких порядков.

_____________________________________________________________

* Геомагнетизм и аэрономия. 1967. Т.7. №3. С.417-422.

Эти исследования [3-5] показали, что с дневной стороны Земли граница внешнего радиационного пояса в плоскости экватора находится на более близком расстоянии к Земле, чем граница магнитосферы: R ~ 1.0-1.5 Rз. Установлено, что с дневной, утренней и вечерней сторон Земли пространство между границей внешнего радиационного пояса и границей магнитосферы занято нерегулярными потоками электронов с Ее ~ 40 – 100 кэВ. С ночной стороны Земли эти потоки тянутся на расстояние до 16 Rз.

Исследование внешнего радиационного пояса на высоте 1000 км над поверхностью Земли показало, что если граница постоянно существующих потоков электронов с Ее 40 кэВ наблюдается на = 69° с ночной стороны ( = arccos L-1/2) и перемещается на = 7678° при переходе на дневную сторону Земли [7], то граница потоков электронов с Ее 230 кэВ с ночной стороны наблюдается = 68°, а с дневной - на = 72° [8, 9]. Область электронов с Ее 230 кэВ и считается собственно внешним радиационным поясом [9].

Спутники «Электрон» имели орбиту, проходящую через границу внешнего пояса на промежуточных широтах ( 25-55°). Полеты эти спутников позволили уточнить границу внешнего радиационного пояса и заполнить пробел в исследовании областей радиации на этих широтах за пределами радиационных поясов Земли, изучить некоторые свойства этой радиации и с привлечением всех предшествующих результатов получить пространственное расположение этих областей на различных по отношению к Солнцу направлениях от Земли. Так как существующие названия области радиации за пределами внешнего пояса не отражают («юбка», «выступ») и не показывают единства их происхождения, предлагается дать им новое единое название: зона неустойчивой радиации.

На фиг. 1 даны разрезы внешнего пояса, полученные с помощью сцинтилляционного счетчика на спутниках «Электрон-2» и «Электрон-4» при пролетах с дневной и утренней сторон. Кристалл сцинтилляционного счетчика (NaJ) имел цилиндрическую форму с размерами: диаметр 20 мм, длина 20 мм. Минимальное экранирование кристалла составляло ~ 1 г/см2 Аl. Регистрировались частицы, выделявшие в кристалле 30 кэВ на спутнике «Электрон-2» и 60 кэВ на спутнике «Электрон-4».

Такое энерговыделение было в основном обусловлено тормозным излучением электронов с Еe 100 кэВ. Как видно из фиг. 1, зона неустойчивой радиации (отмечена горизонтальными стрелками) заметно выделяется на спаде интенсивности внешнего радиационного пояса, особенно во время магнитных возмущений. Интересно отметить, что во время магнитных возмущений потоки частиц в зоне неустойчивой радиации увеличиваются на два порядка и более, в то время как во внешФиг.1 <

Фиг.2

нем поле изменения невелики. Особенно ясно это видно на фиг. 2, где приведены временные вариации максимальной интенсивности электронов в зоне неустойчивой радиации (1) и в максимуме внешнего пояса (2) с дневной стороны Земли. Видно, что при возрастании индекса Кp происходит возрастание максимальной интенсивности электронов в зоне неустойчивой радиации. Вариации электронов внешнего пояса Фиг.3 происходят иначе. Это указывает на то, что зона неустойчивой радиации представляет собой образование, отличающееся по своим свойствам от внешнего радиационного пояса, и, возможно, имеет другую природу.

На фиг. 3 представлено расположение зоны неустойчивой радиации в пространстве с дневной и ночной (верхняя часть фигуры) и с утренней и вечерней сторон (нижняя часть). Граница зоны неустойчивой радиации, полученная на спутниках «Электрон», отмечена на фигуре (крестики - наружная граница, точки - внутренняя).

Положение границы неустойчивой радиации вблизи плоскости экватора и на высотах ~1000 км дано по результатам спутников «Эксплорер-XIV», «Эксплорер-XVIII»

«Инджун-III» [3,5,7,8].

С дневной стороны граница в плоскости экватора магнитосферы в 1964 г. располагалась на 11-11.5 Rз [10], и граница внешнего радиационного пояса должна находиться на ~10 Rз [5]. Зона неустойчивой радиации занимает все пространство между границей магнитосферы и границей внешнего радиационного пояса. На средних широтах зона неустойчивой радиации дана по спутникам «Электрон», а на высоких широтах вблизи Земли использованы результаты измерений электронов с Еe 230 кэВ для определения границы внешнего пояса [8] и электронов с Ее 40 кэВ для определения границы зоны неустойчивой радиации [7].

Необходимо указать, что положение внутренней границы зоны неустойчивой радиации, или, что то же, границы внешнего пояса с дневной стороны Земли, по данным спутников «Электрон» отличается от теоретически рассчитанного [11]. В работе [11] предполагается, что граница внешнего радиационного пояса с дневной стороны Земли определяется границей пояса с ночной стороны. Частицы с различными питчуглами, находящиеся на одной силовой линии с ночной стороны Земли на границе пояса, при переходе на дневную сторону окажутся на разных силовых линиях из-за асимметрии геомагнитного поля. Характер расщепления путей дрейфа частиц и определяет границу пояса с дневной стороны.

Фиг.4

Схема расщепления пограничной ночной оболочки при переходе на дневную сторону представлена на фиг. 4а. 1, 2, 3, 4 - точки отражения частиц с различными питчуглами. В этих расчетах не учитывались особенности геомагнитного поля. Согласно расчетам [12], с дневной сторон Земли вблизи границы магнитосферы минимум магнитного поля на силовых линиях наблюдается не в плоскости экватора, а на широте 30Если частица находится с ночной стороны Земли вблизи границы внешнего пояса и обладает вторым инвариантом J 0, то она лежит в области минималъного поля, т. е.

ее точка отражения лежит вблизи плоскости экватора. При переходе на дневную сторону Земли эта частица оказывается не около плоскости экватора, а около широты 30-40°. Схема расщепления пограничной оболочки дана на фиг. 4б. На возможность подобного расщепления оболочки указывалось в [13]. Граница внешнего пояса с дневной стороны, по данным «Электрон-IV» (см. фиг. 3), качественно согласуется с границей пояса, показанной на фиг. 46, и не согласуется с границей пояса на фиг. 4а.

С ночной граница внешнего пояса ограничивается практически дипольной силовой линией, пересекающейся с плоскостью экватора на расстоянии 7-8 R3, а зона неустойчивой радиации вытянута в плоскости эклиптики вдоль нейтрального слоя на расстояние до 13—16 R3 [3-5]. Фигура соответствует периоду равноденствия.

С утренней и вечерней сторон Земли пояс также ограничивается дипольной силовой линией, которая пересекает плоскость экватора на 9-9.5 R3 [5]. Зона неустойчивой радиации простирается в экваториальной плоскости до границы магнитосферы, располагающейся на 14-16 R3 [3, 5], а на высоких широтах ( 30°) находится на силовой линии, пересекающей поверхность Земли на широте 74°, что совпадает с границей зоны существования электронов с Е 40 кэВ на высоте 1000 км [7].

С утренней и вечерней сторон Земли на широтах, больших 30°, потоки электронов в зоне неустойчивой радиации гораздо меньше, чем на тех же широтах с дневной стороны. Это объясняется тем, что с дневной стороны Земли минимум напряженности магнитного поля на силовых линиях, пересекающих плоскость экватора на расстоянии 8 R3, находится не в плоскости экватора, а на широтах 30-40° [12], и на этих широтах лежит центр зоны неустойчивой радиации.

С утренней и вечерней сторон минимум поля находится на экваторе, и точки отражения частиц в основном лежат на широтах, меньших 30°. Поэтому в магнитоспокойное время по данным спутников «Электрон» с дневной и вечерней сторон зона неустойчивой радиации выражалась слабее, чем на дневной стороне.

Рассмотрим более детально связь между магнитной активностью и интенсивностью электронов в зоне неустойчивой радиации. Ниже приведены коэффициенты корреляции r интенсивности электронов с величиной Кр-индекса с опережением и запаздыванием Криндекса относительно момента измерения интенсивности.

t, часы -6 -3 0 +3 +6 r 0.55 0.55 0.77 0.69 0.50 ±0.063 ±0.063 ±0.037 ±0.048 ±0.068 Анализ показывает, что корреляция практически отсутствует, если рассматривать магнитные возмущения, происходящие за три часа и более до регистрации электронов, но после увеличения интенсивности электронов этой зоне магнитные возмущения затухают медленнее.

Для уточнения временной связи магнитных возмущений и интенсивности электронов зоны неустойчивой радиации можно использовать Q-индекс, который дается за каждые 15 минут. Мы проводили сравнение интенсивности электронов со средФиг. 5 ним Q-индексом ст. Лукселе и Уэлен, отстоящих друг от друга на 170°. Станции выбраны таким образом, чтобы уменьшить влияние суточных ионосферных вариаций.

Коэффициенты корреляции приведены на фиг. 5. Видно, что коэффициент корреляции возрастает при t0 =tN ± 1 час. Это указывает на то, что во время магнитных возмущений с ночной стороны Земли, по-видимому, вблизи нейтрального слоя возникают электроны с Ее ~ 100 кэВ, которые дрейфуют на дневную сторону за 60 мин., где они и регистрировались спутниками «Электрон». Это время запаздывания появления потоков электронов на дневной стороне Земли по сравнению с временем регистрации магнитных возмущений вполне разумно. В дипольном поле на расстоянии 10 R3 в плоскости экватора электроны с Ее ~ 100 кэВ это же расстояние прошли бы за ~30 мин., в реальном магнитном поле градиент поля вблизи границы магнитосферы меньше, чем в дипольном поле, а величина поля больше, поэтому скорость дрейфа электронов несколько меньше. Малое запаздывание увеличения интенсивности электронов по сравнению со временем регистрации магнитных возмущений указывает на то, что электроны зоны неустойчивой радиации живут на более одного оборота вокруг Земли.

Во время магнитных возмущений происходит перераспределение плотности точек отражения, и зона нерегулярной радиации становится заметной на высоких широтах.

Постоянное существование зоны неустойчивой радиации и четкая связь с магнитной активностью позволяют предполагать, что зона неустойчивой радиации является переходным звеном, которое необходимо для формирования радиационных поясов Земли из частиц солнечного ветра. В работе [13] предложен возможный механизм, по которому в зоне неустойчивой радиации с ночной стороны осуществляются условия, обеспечивающие ускорение электронов до энергий ~ 100-200 кэВ. Затем эти электроны под действием различных геомагнитных возмущений сносятся во внутренний слой магнитосферы, пополняя внешний радиационный пояс Земли.

ЛИТЕРАТУРА

1. К. И. Грингауз, В.В. Безруких, В.Д. Озеров, Р.Е. Рыбчински // Докл. АН СССР. 1960.

Т.131. С.1301.

2. П.В. Вакулов, Е.В. Горчаков, Ю.И. Логачев. Сб. «Космические лучи» № 6. Изд-во «Наука», 1965.

3. L. A. Frank // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.1593.

4. P. Serlemitsos // J. Ceophys. Res. 1966. V.71. P.61.

5. K.A. Andersоn // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.4742.

6. N.P. Ness // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.2989.

7. L. A. Frank, J.A. Van Allen, J. D. Craven // J. Geophys. Res. 1964. V.69. P.3155.

8. T.Armstrong // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.2077.

9. D.J. Wi11iams, C.D.Mead // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.3017.

10. J. Hepper. Recent measurement of the magnetic field in the outer magnetosphere and boundary region. NASA. X-619-65-49. 1965 (preprint).

11. J. G. Roederer. On the adiabatic a motion of energetic particles in a model magnetosphere 1966 (preprint).

12. A.E. Антонова, В. П. Шабанский // Изв. АН СССР, сер. физ. 1968. T.32. C.1802.

13. В. П. Шабанский. Докторская диссертация. МГУ, 1966.

С Н.Вернов, С.Н.Кузнецов, Ю.И.Логачев, Г.Б.Лопатина, В.Г.Столповский

Динамика внешнего радиационного пояса в период МГСС* Подводятся итоги исследования внешнего радиационного пояса и зоны неустойчивости радиации на спутниках серии «Электрон» в период минимума солнечной активности (1964-1965 гг.). Рассмотрены явления в магнитоспокойное и возмущенное время. Вариации внешнего пояса во время магнитных бурь говорят об усилении электрического поля в магнитосфере и вторжении плазмы из хвоста в сердцевину магнитосферы. Исследована также поперечная диффузия электронов во внешнем поясе и высотный ход интенсивности электронов на разных L-оболочках.

–  –  –

диационного пояса условно считается магнитная оболочка L=3.5; методика определения положения наружной границы пояса дана в [2]. Форма области радиационных поясов Земли дана для периода времени от конца июля до начала августа. Положение южного полушария Земли относительно плоскости эклиптики в январе-феврале эквивалентно положению северного полушария относительно плоскости эклиптики в июле-августе, поэтому точки, снятые при помощи спутников «Электрон-1», «Электрон-2», перенесены в северное полушарие.

На рис. 1 выделены две группы точек: граница собственно внешнего радиационного пояса (точки) и граница зоны неустойчивой радиации (кресты) [2], называемой в некоторых работах [3, 4] зоной квазизахвата. Положение границы зоны неустойчивой радиации определяется с утренней, дневной и вечерней сторон положением границы магнитосферы, а с ночной стороны - величиной области замыкания силовых линий через нейтральный слой хвоста магнитосферы. Положение границы собственно внешнего радиационного пояса определяется величиной электрического тока в нейтральном слое хвоста магнитосферы и расстоянием от центра Земли до границы этого тока [3, 5].

В магнитоспокойное время по данным, полученным на дневной стороне Земли, не выявлено никаких систематических вариаций положения границы зоны неустойчивой радиации. Граница внешнего пояса с дневной стороны испытывает систематические вариации, связанные как с изменением угла наклона оси геомагнитного диполя относительно вертикали к плоскости эклиптики, так и с секторной структурой межпланетного

–  –  –

поля [6]. На рис. 2 оба типа вариаций положения границы внешнего пояса проявляются в систематических суточных изменениях границы и в смещениях границы пояса на большие L в отрицательном секторе межпланетного магнитного поля и на меньшие L в положительном секторе. Использование L для определения границы внешнего пояса на данных широтах (см. рис. 1) оказалось вполне оправданным, так как проекция на Землю силовой линии с дневной стороны с геомагнитной широты ~ 40° по формуле 1/L = cos2, где - инвариантная геомагнитная широта, приводит к ошибке в не более чем на ~0,5° по сравнению с определением по более сложным моделям [3, 4], а сам эффект систематического изменения положения границы достигает в L 3 или в 2°. Подобные изменения положения границы внешнего радиационного пояса могут свидетельствовать о вариациях тока в нейтральном слое хвоста магнитосферы, связанных с изменением ориентации магнитного диполя относительно перпендикуляра к плоскости эклиптики и с изменением направления межпланетного магнитного поля.

Изменения интенсивности низкоэнергичных электронов в зоне, связанной с плазменным слоем хвоста магнитосферы, наблюдались с ночной стороны Земли на спутнике «Электрон-2» [7]. Эти вариации могут объяснить фазу суточных изменении положения границы пояса с дневной стороны Земли.

Структура внешнего радиационного пояса электронов с энергией Ее 100 кэВ представлена на рис. 3. Видно, что для электронов этой энергии максимум пояса находился на L ~ 4.75. На рис. 3 выделена также зона неустойчивой радиации (ЗНР).

По своим свойствам эта область сильно отличается от более внутренних областей высокоэнергичной радиации. На рис. 4 видна хорошая корреляция интенсивности электронов с энергией Ее 100 кэВ в зоне неустойчивой радиации с Кр. Между интенсивностью электронов с Ее 100 кэВ во внешнем поясе (на L = 4 и 6) и Кр корреРис. 3. Изолинии интенсивности электронов с Ее 100 кэВ во внешнем радиационном поясе.

Заштрихована зона неустойчивой радиации. Форма пояса дана для периода равноденствия.

ляции не наблюдается. Величины коэффициентов корреляции r между интенсивностью электронов и величиной Кр-индекса для различных областей внешнего пояса приведены ниже:

–  –  –

Более детальный анализ связи между интенсивностью электронов в ЗНР с дневной стороны Земли и магнитной активностью с использованием 15-минутных Q-индексов [2] показал, что появление больших потоков электронов в ЗНР запаздывает на 45 мин - 1 час по сравнению с началом магнитных возмущений.

В области внешнего пояса быстрые вариации интенсивности электронов носят иной характер: из табл. видна отрицательная корреляция между интенсивностью электронов с Ее 150 кэВ во внешнем радиационном поясе и магнитной активностью. При этом наибольшая антикорреляция наблюдается между величиной интенсивности на L=6 (с дневной стороны Земли) [8, 9] и AU-индексом, характеризующим Рис. 4. Вариации электронов с Ее 100 кэВ (ЗНР), с Ее 150 кэВ на L = 6 и 4 по данным «Электрона-4» и Кр в июле-сентябре 1964 г.

величину положительной магнитной бухты в зоне полярных сияний Наибольшая величина коэффициента отрицательной корреляции достигается в том случае, когда на магнитных широтах ~ 30° наблюдается наибольшее понижение магнитного поля в вечернем секторе Земли (18h-24h LT) [9]. Данные о корреляции интенсивности электронов на L=6 с индексами AU и AL (характеризующим отри-цательную бухту в зоне сияний) в зависимости от фазы наибольшего понижения поля на малых широтах показаны на рис. 5. Эти результаты получены при анализе поведения внешнего пояса как с дневной, так и с ночной стороны Земли [9, 10]. При увеличении магнитных возмущений интенсивности наблюдается не только на L = 6, но может захватить и L = 5 4.

Таким образом, во время магнитных возмущений в период МГСС было характерным возрастание интенсивности электронов с Ее 100 кэВ в зоне неустойчивой радиации (на L ~ 10) и уменьшение интенсивности электронов с Ее 150 кэВ во внешнем радиационном поясе.

По данным о вариациях интенсивности электронов Е 35 кэВ [11, 12] видно, что интенсивность электронов с Е 35 кэВ во время магнитных возмущений вырастает на L

4. Можно предположить, что во время магнитосферных суббурь усиливается электрическое поле, направленное с утренней стороны на вечернюю в плоскости экватора [13]. Появление такого поля необходимо для объяснения магнитного возмущения

–  –  –

типа DP-2 [14]. В скрещенных электрическом и магнитном полях осуществляется дрейф заряженных частиц поперек электрического и магнитного полей [15]. При указанном направлении электрического поля должен происходить дрейф частиц из хвоста магнитосферы к сердцевине, в дальнейшем, двигаясь вдоль электрического поля вследствие магнитного дрейфа, частицы будут ускоряться.

Электроны малых энергий появляются на меньших L согласно соотношениям [9] E = 2.1·109 L (1) E = 2.1·10 L -·10 /L (2) В уравнениях (1) и (2) Е - энергия частиц в эВ, - электрическое поле в В/см. Уравнение (1) не учитывает вращения Земли. Вариации интенсивности электронов с Е100 кэВ [2, 9] и Е 35 кэВ [11, 12, 16] подтверждают эту гипотезу.

Потоки электронов с Е 35 кэВ, возникающие во время магнитных возмущений, настолько велики [11, 12], что они вызывают циклотронную неустойчивость электронов внешнего пояса не только в области энергий Е 35 кэВ, но также и в случае больших энергий, если зеркальные точки электронов расположены вне плоскости экватора [16].

Уменьшение интенсивности электронов с Ее 150 кэВ на L б может быть связано именно с вторжением электронов с Е 35 кэВ в эту область пространства. Это уменьшение резче всего выражено в начале полярной суббури, пока еще не успела сформироваться вследствие вторжения потоков плазмы из хвоста в сердцевину магнитосферы Dst-вариация [8]. Время жизни потоков электронов с Е 35 кэВ, инжектированных во время возмущения, согласно данным [12], не более 1 час.

Во время магнитных бурь после достижения минимума Dst-вариации на фазе восстановления, пока продолжаются магнитные возмущения в высоких широтах, наблюдается возрастание интенсивности электронов с Е 150 200 кэВ в течение 1224 часов на L = 45 [17, 18]. Анализ ряда событий [18] позволил предположить, что наиболее вероятным механизмом ускорения электронов в магнитосфере является резонансное ускорение частиц до энергий в несколько сот кэВ. Наиболее эффективно на данной L-оболочке в данной серии магнитных возмущений ускоряются частицы, период обращения которых вокруг Земли (Т др ) кратен периоду Т М следования магнитных возмущений: (2п + 1)Т др = Т М, где п - целое число [18]. Так, 6 февраля 1964 г. на L4.5 по данным двух последовательных пролетов спутников «Электрон-1» через внешний пояс в 9h44m и 12h30m UT интенсивность электронов с Е 200 кэВ возросла в два раза [19]. Как видно из рис. 6, приблизительно с 8h30m до l2h30m на станциях зоны сияний наблюдалась последовательность четырех магнитных бухт (возмущение типа DP-1) с периодом следования ~ 1 час. На L = 4.5 период обращения вокруг Земли ~ 1 час имеют электроны с Е ~ 200 кэВ. Под действием такого механизма во внешнем поясе возможно формирование линейчатого спектра заряженных частиц. Спектр электронов оказывается сплошным в случае, если величина электрического поля (23)·10-5 В/см или частота следования магнитных возмущений не постоянна.

Таким образом, всю совокупность явлений во время магнитных возмущений можно описать, предполагая, что магнитосферная суббуря начинается с усилением электрического поля, направленного с утра на вечер в магнитосфере Земли. Под действием такого поля происходит вторжение электронов и протонов с энергией Е ~ 3050 кэВ на L~56. Электроны с Е 100 кэВ появляются в это время в ЗНР (на L ~ 10). Вторжение электронов и протонов с Е~3050 кэВ на L~56 приводит к образованию пространственных объемных зарядов в области L~5: положительного - с вечерней стороны Земли, отрицательного - с утренней. Возникновение объемных зарядов может происходить согласно модели, предложенной [20], или благодаря перестановочной неустойчивости [21]. Возникшая конфигурация электрического поля соответствует магнитным возмущениям типа DP-1. На L~56 в результате циклотронной неустойчивости при этом происходит гибель электронов более высокой энергии (Е 150 кэВ), а на меньших L происходит ускорение электронов согласно изложенной выше схеме.

Сравнение вариаций радиационного пояса с магнитными возмущениями позволило выдвинуть непротиворечивую гипотезу о развитии магнитосферных возмущений. При этом предполагалось, что причиной возмущения являются усиление электрического поля в магнитосфере Земли и вторжение плазмы из плазменного слоя хвоста магнитосферы в сердцевину.

Помимо изучения быстрых вариаций внешнего радиационного пояса, на спутниках серии «Электрон» исследовались медленные вариации. В частности, проводиРис.6. Величина H-компоненты магнитного Поля на различных станциях б февраля 1964 Рис.7. Зависимость коэффициента кроссг. Вертикальными линиями обозначено время корреляции интенсивности электронов на пролета спутника «Электрон-1» через L~4.5. различных L-оболочках от t.

лось изучение диффузии электронов поперек дрейфовых оболочек и медленных вариаций высотного хода интенсивности электронов на различных L. Как видно из рис. 4, вариации интенсивности электронов на L = 6 иногда опережают подобные вариации на L = 4. Подробный анализ показал [22], что сдвиг по времени в вариациях интенсивности электронов на различных L можно связать с диффузией электронов поперек дрейфовых оболочек.

На рис. 7 приводятся данные о величине коэффициентов корреляции r[NL1(t), NL2(t+t)] интенсивности электронов на L = 6, 5, 4 при различных временных сдвигах t. Анализ зависимости автокорреляции интенсивности электронов на L = 4; 5; 6 от t [22] не показал существования периодичностей, которые могли бы объяснить обнаруженные зависимости коэффициентов кросс-корреляции от t (см. рис. 7). Был сделан вывод, что систематическое запаздывание вариации на малых L по сравнению с большими L объясняется поперечной диффузией электронов. В предположении, что скорость диффузии vд ~ L9, согласно [16], получаем vд = 3.3·10-7 L9 [Rз/сутки]. (3) При помощи спутника «Электрон-3» удалось изучить радиальную диффузию электронов не только статистически, но и по изменению профиля внешнего пояса при отдельных внезапных импульсах в магнитосфере Земли. На рис. 8 показано изменение профиля пояса для электронов с Е 150 и 400 кэВ в течение 6 дней с 6 по 11 августа 1964 г. и в течение 6 часов 11 августа. Если изменение профиля пояса в течение 6 дней происходило в соответствии с выражением (3), то перемещение максимума пояса на меньшие L 11 августа отвечает увеличению скорости диффузии на два порядка. 11 августа за время, меньшее 3 часов, на магнитных станциях наблюдались три внезапных импульса с амплитудой до 30 (рис. 9).

–  –  –

Данные, полученные для электронов с Е 400 кэВ, показывают, что, по-видимому, изменение профиля пояса связано со среднеквадратичными смещениями частиц поперек L-оболочек. То, что весь профиль пояса перемещается на меньшие L, повидимому, связано с тем, что при движении частиц на большие L их энергия уменьшается, и они перестают регистрироваться детектором. Меньшее смещение электронов с Е 150 и 400 кэВ по сравнению с Е 150 и 400 кэВ можно объяснить, учитывая, что Tдр(Е 150 кэВ)Tдр(Е 400 кэВ). Время восстановления геомагнитного поля после внезапного импульса было близко к Tдр(Е 150 кэВ), и электроны с Е 150 кэВ частично возвращаются на исходные дрейфовые оболочки.

Таким образом, экспериментальное изучение дрейфа заряженных частиц поперек L-оболочек различными методами подтверждает теорию дрейфа, развитую в [16].

Рис. 10. Связь между величиной показателя мгновенного высотного хода X на L = 4 и Кр, интенсивностью электронов по данным «Электрона-3» (а), интенсивностью электронов по данным «Электрона-4» (б). Число случаев регистрации различной величины X. Ее ~ 100- 250 кэВ; I – 10-15.VII.1964 г.; 11 – 21-25.VII; III — 13-18.VIII; IV – 1-8. IX.

Рис. 11. То же, что и на рис. 10, но для L = 5.

Рис. 12. То же, что и на рис. 10, но для L = 6.

Исследования радиационных поясов с помощью двух спутников дали уникальную возможность изучать «мгновенный» высотный ход частиц. Выбирались прохождения, когда оба спутника пересекали одновременно (с точностью до одного часа) одну и ту же L-оболочку. Показатель высотного хода интенсивности электронов X определялся по соотношению N4/N3 = (B3/B4)X. Здесь N3 и N4 - показания детекторов на спутниках «Электрон-3» и «Электрон-4»; B3 и B4 - магнитное поле на данной Lоболочке в точке пересечения ее «Электроном-3» и «Электроном-4». Определялось наиболее вероятное значение X на каждой L-оболочке. Строились поля точек зависимостей между X и Кр, N3, N4 для оболочек с L = 4; 5; 6. Эти данные приведены на рис. 10, 11 и 12. Из этих рисунков видно, что: а) с уменьшением L показатель высотного хода X уменьшается; б) в 20% случаев на L = 4 отсутствовал высотный ход; в) для Z = 5 и 6 имеется тенденция увеличения высотного хода X при увеличении Кр; г) для L = = 5 и 6 нет зависимости между X и N3, N4, для L = 4 нет зависимости между X и N4;

д) для L = 4 заметна тенденция увеличения N3 при уменьшении X. Особенно хорошо это видно по данным, полученным в магнито-спокойные промежутки времени, следующие за магнитными возмущениями. Эти серии данных обозначены I, II, III, IV.

Увеличение высотного хода с увеличением L, а также и с увеличением Кр, можно объяснить преимущественной инжекцией частиц в плоскости экватора и гибелью частиц Е 100250 кэВ, благодаря вторжению в эту область менее энергичных частиц.

В дальнейшем в процессе диффузии из-за малого времени жизни частиц их зеркальные точки быстро понижаются и на L = 4 в течение 4-6 дней исчезает высотный ход.

ЛИТЕРАТУРА

1. С.Н. Вернов, А.Е. Чудаков и др. Сб. Исследования космического пространства.

«Наука», М., 1965. С.394.

2. С.Н. Вернов, П.В. Вакулов и др. // Геомагнетизм и аэрономия. 1967. Т.7. С.417.

3. А.Е. Антонова, В.П. Шабанский // Геомагнетизм и аэрономия. 1968. Т.8. С.801.

4. J.С. Rоеdеrеr // Rev. Geophys. 1969. V.7. P.77.

5. D.Y. Wi11iams, G.D. Мead // J. Geophys. Res. 1965. V.70. P.3017.

6. С. Н. Кузнецов, В.Г. Столповский // Геомагнетизм и аэрономия. 1971. Т.11. С.703.

7. М.3. Хохлов // Космич. исслед. 1970. Т.8. С.261.

8. С.Н. Вернов, С.Н. Кузнецов и др. // Геомагнетизм и аэрономия. 1970. Т.10. С.214.

9. С.Н. Вернов, С.Н. Кузнецов и др. // Геомагнетизм и аэрономия. 1971. Т.11. С.11.

10. С.Н. Кузнецов //. Изв. АН СССР. Сер.физ. 1966. Т.30. С.1827.

11. I.В. McDiarmid, J. R. Burrows, M. D. Wilson // J. Geophys. Res. 1969. V.74. P.3554/

12. I. B. McDiarmid, J. R. Burrows, M. D. Wilson // J. Geophys. Res. 1969. V.74. P.1749.

13. С. Н. Кузнецов // Геомагнетизм и аэрономия. 1972. Т. 12. С.354.

14. W.I. Axfоrd // Planet. Space Sci. 1964. V.12. P.45.

15. Г.Альвен, К.-Г. Фельтхаммар. Космическая электродинамика. «Мир», М., 1968

16. Б.А. Тверской. Динамика радиационных поясов Земли. «Наука», М., 1968.

17. С. Н. Вернов, Б. М. Дриацкий и др. // Геомагнетизм и аэрономия. 1966. Т.6. С.1.

18. С.Н. Вернов, С.Н. Емельяненко, С.Н. Кузнецов, В.Г. Столповский // Геомагнетизм и аэрономия. 1972. Т.12. С.790.

19. С.Н. Кузнецов, Э.Н. Сосновец, В. Г. Столповский. В сб. «Исследования космического пространства». «Наука», М., 1965, С.420.

20. Б.А. Тверской. Доклад на симпозиуме «Солнечно-земная физика». Л., 1970.

21. D. В. Chang, L. D. Pearlstein, M. N. Rosenbluth // J. Geophys. Res. 1965. V.70.

P.3085.

22. С. Н. Вернов, С. Н. Кузнецов и др.// Геомагнетизм и аэрономия. 1968. Т.8. С.323.

О.Р.Григорян, С.Н.Кузнецов, Л.М.Коврыгина, Э.Н.Сосновец, Л.В.Тверская Экспериментальное определение времени жизни электронов во внешнем радиационном поясе* Представлены результаты по определению времени жизни электронов с Ee;30 кэВ путем прямого сопоставления потоков захваченных и высыпающихся электронов, зарегистрированных на ИСЗ “Молния-1” и “Космос-484”. Полученные значения времени жизни электронов сопоставляются с данными других авторов.

Время жизни в геомагнитной ловушке является важнейшей характеристикой динамики захваченных электронов.

Экспериментально оно может быть определено несколькими способами:

1) по скорости уменьшения интенсивности захваченной радиации, которая определяется временем жизни после импульсной инжекции. Как правило, для этого используются данные одного спутника. Сводка таких данных по различным экспериментам дана в [1];

2) по сопоставлению потоков захваченных и высыпающихся частиц на данной силовой линии. Оно проводится, как правило, по результатам измерений на двух космических аппаратах, один из которых производит регистрацию захваченных частиц в плоскости экватора, а другой - высыпающихся на малых высотах [2];

3) путем оценки времени жизни по данным о мощности ОНЧ-излучения [3].

В настоящей работе для определения времени жизни электронов с энергией Eе30 кэВ во внешнем радиационном поясе использованы данные ИСЗ “Молния-1” с сильно вытянутой эллиптической орбитой и “Космос-484”- маловысотного (220 км) полярного спутника с примерно круговой орбитой. На “Космосе-484” газоразрядным счетчиком с геометрическим фактором =2-10-2 см2·ср, направленным в зенит (полный раствор коллиматора 46°), регистрировались потоки высыпающихся электронов с Eе 30 кэВ. На ИСЗ “Молния-1” (апогей ~40000 км в Северном полушарии, перигей ~500 км в Южном полушарии, период обращения ~12 ч, наклонение орбиты 65°) газоразрядным детектором с геометрическим фактором =l.72·10-4 см2·ср регистрировались электроны с Ее40 кэВ.

__________________________________

* Геомагнетизм и аэрономия. 1979. Т.19. №4. С.623-628.

В нашем распоряжении имеются результаты за 10 суток совместной работы этих двух спутников, что соответствует примерно 600 прохождениям “Космоса-484” через внешний радиационный пояс. Поэтому оказалось возможным определить время жизни электронов с Ее 30 кэВ методом сравнения усредненных потоков высыпающихся и захваченных частиц (подобная методика была использована при сопоставлении данных ИСЗ “Инджун-1” и “Эксплорер-12” [2]). Однако в настоящей работе исследовались флуктуации значений времени жизни путем сравнения данных индивидуальных пролетов в плоскости экватора и на малых высотах. Такой подход связан с тем, что, как показано в работе [4], области высыпания электронов с энергиями в десятки кэВ весьма чувствительны даже к незначительным геомагнитным возмущениям. Кроме того, в утреннем и вечернем секторах магнитосферы на L3 существуют различные условия для взаимодействия электромагнитных волн и электронов внешнего пояса. Из общего числа прохождений “Молнии-1” через внешний радиационный пояс отобрано 15 пролетов в различные местные времена, причем каждому из пролетов “Молнии-1” можно сопоставить 1-3 пролета “Космосачерез данную зону.

На фиг. 1 приведен типичный пример пролета через пояс ИСЗ “Молния-1” в вечер

<

Фиг.1

ние часы (MLT - геомагнитное местное время); показаны также два пролета “КосмосаЗаштрихованными прямоугольниками обозначены временные интервалы, когда проводилась одновременная регистрация электронов на двух ИСЗ. Видно, что потоки электронов с Ее 40 кэВ в вершине силовой трубки не испытывают заметных флуктуации, в то время как потоки высыпающихся электронов с Ее 30 кэВ на малых высотах подвержены значительным флуктуациям. Максимум внешнего радиационного пояса в экваториальной плоскости лежит на L~4.55.5, тогда как на высоких широтах для обоих полушарий он находится на L6.0-6.5. Отметим также, что положение зазора между внутренним и внешним радиационными поясами довольно стабильно в плоскости экватора, но подвержено временным вариациям на малых высотах.

Для оценки времени жизни электронов с Ее 30 кэВ воспользуемся формулой:

= ( I e B p / I p Be ) 2 (0.085 I e / I p ) L4 (1.35 I e / E k / 2 I p ) L4, где Ie и Be - соответственно поток электронов данной энергии и величина магнитного поля в вершине силовой трубки; Ip и Bp - поток высыпающейся радиации и величина магнитного поля на концах силовой линии; 2 — период колебаний заряженной частицы вдоль силовой линии; =/с, v — скорость частицы; Еk — энергия частицы, кэВ.

Формула является приближенной, и при ее выводе сделаны следующие допущения: 1) распределение электронов в окрестности экватора на данной силовой линии близко к изотропному; 2) распределение электронов на высоте полета спутника “Космос-484” в конусе потерь также изотропно.

На фиг. 2 представлены зависимости рассчитанного по приведенной выше формуле времени жизни электронов с Ее 30 кэВ от L для различных местных времен и областей географических долгот. Величина потока захваченной радиации сравнивалась с интенсивностью высыпающихся электронов, если время регистрации на “Молнии-1” и “Космосе-484” отличается не более чем на 1 час. Обозначения на фиг. 2 соответствуют определенному пролету “Молнии-1” для данной группы событий.

Такое представление полученных результатов использовано для иллюстрации поведения времени жизни на одном прохождении “Молнии-1” через внешний радиационный пояс. Сплошная линия соответствует минимальному времени жизни min, определенному из условия I3=IB. Из того факта, что на L7 некоторые значения min, следует, что либо во время высыпания электронов происходит их энергетизация, либо на больших L существует сильная долготная зависимость интенсивности захваченной или высыпающейся радиации.

Фиг.2

Фиг. 2 хорошо иллюстрирует тот факт, что понятие “среднего времени жизни” представляет собой достаточно грубую характеристику динамики потоков захваченных электронов, так как от витка к витку “Космоса-484” вариации значений могут достигать нескольких порядков даже в условиях относительно спокойной геомагнитной обстановки.

Анализируя фиг. 2, можно выделить некоторые особенности.

6. Существует тенденция к уменьшению значений на L=3,5, что связано, как правило, с уменьшением I3, а не IB, и положением зазора между поясами.

7. Наличие довольно сильного разброса в значениях, особенно на фиг.

2в. Интенсивности зарегистрированных на “Молнии-1” захваченных электронов на L=46 меняются на одном и том же L незначительно, всего в 1.5-2 раза, колебания в значениях значительно выше, т. е. разброс в значениях не связан с изменением полного потока захваченной радиации в экваториальной плоскости.

8. Использованный метод сравнения индивидуальных пролетов “Молниии “Космоса-484” позволил сравнить время жизни электронов с Ее30 кэВ с условиями магнитной обстановки. Заметим, что рассматриваемый период совместной работы двух спутников в целом был исключительно магнитоспокойным. В качестве характеристики геомагнитной активности принимался АЕ-индекс [5], причем за спокойные условия принимались значения АЕ 50-100 нТ (на фиг. 2 соответствующие значения помечены кружками). Из фиг. 2 видно, что на L4.56.0 в спокойное время для всех трех выделенных групп значительно выше, чем в возмущенное, т. е. на больших L имеются колебания в, значениях связанные с величиной геомагнитной активности. На L4.0 определенную зависимость от AE-индекса установить трудно.

9. Полученные значения электронов с Eе30 кэВ меньше времени жизни электронов такой же энергии, определяемому по экспоненциальному уменьшению интенсивности захваченной радиации на силовой линии (несколько суток) [1], но близки по порядку величины к значению времени жизни, полученному из сравнения потоков захваченных и высыпающихся электронов по данным двух спутников [2]. Согласно данным по мощности ОНЧ-излучения время жизни электронов с энергиями в десятки кэВ составляет (23)·105 с в области циклотронного рассеяния [3], что на порядок величины выше значений т, полученных из сравнения результатов “Молнии-1” и “Космоса-484”. Расчеты в [3] проводились для условий, существующих внутри плазмосферы. Согласно [3], мощность ОНЧ-излучения в вечерние часы на 1-2 порядка ниже, чем в утренние, что должно приводить к тому, что вечутр (см. фиг. 2).

Остановимся подробнее на факторах, которые могут приводить к ошибкам в определении времени жизни:

1) поскольку траектория “Молнии-1” лежит не точно в плоскости экватора, это приводит к занижению интенсивности захваченной радиации. Сравнение данных “Молнии-1” с результатами, полученными, например, на “Эксплорере-14” [6], показывает, что учет этого обстоятельства может привести к увеличению не более чем в 1.5-2.0 раза;

2) различие в энергетических порогах детекторов на “Молнии-1” и “Космосе-484”.

Однако спектр электронов таков, что это также приведет к незначительному повышению - в 1.5-2.0 раза;

3) так как конус потерь на высоте полета “Космоса-484” составляет ~75°, а детектор электронов направлен в зенит и имеет полный раствор коллиматора 46°, то детектор регистрирует в основном частицы с питч-углами, близкими к 0°. Это приводит к тому, что мы регистрируем электроны вдали от границ конуса потерь, отсюда истинный поток высыпающихся частиц выше измеренного. Учет этого фактора будет приводить к незначительному уменьшению времени жизни.

Таким образом видно, что время жизни электронов с Ее 30 кэВ определено с точностью до фактора 2-3.

С утренней стороны Земли на L3.5 спутники находились вне плазмосферы, поэтому на L~36 отсутствуют условия для возникновения циклотронного рассеяния частиц данной энергии. С вечерней стороны область L~36 находится внутри плазмосферы. На L6 понижение величины магнитного поля приводит к такому соотношению между плазменной и электронной циклотронной частотами, что снова возникают условия для циклотронного резонанса. Отметим, что L~6.06.5 представляет собой среднее положение максимума высыпания электронов с Ее 30 кэВ с утренней и дневной сторон магнитосферы [4].

ЛИТЕРАТУРА

1. С.Н.Вернов, Е.В.Горчаков, С.Н.Кузнецов, Э.Н.Сосновец, Ю.И.Логачев, В.Г.

Столповский. Физика магнитосферы. “Мир”.1972. С.318.

2. В. J. O'Brien // J. Geophys. Res. 1962. V.67. P.3687.

3. А.В.Захаров, С.Н.Кузнецов // Геомагнетизм и аэрономия. 1978. Т.18. С.352.

4. О.Р. Григорян, С.Н. Кузнецов, В.Г. Столповский // Космические исследования. 1978.

Т.16. С.527.

5. World Data Center A for Solar-Terrestrial Physics, report UAG-45, May, 1975.

6. L.A.Frank et al. // J. Geophys. Res. 1964. V.69. P.2171.

7. Т.Б.Бондарева, Л.В.Тверская // Геомагнетизм и аэрономия. 1973. Т.13. С.723.

8. Ф.Кеннел. Сб. “Физика магнитосферы”. “Мир”, 1972, С.462.

В.Д.Ильин, С.Н.Кузнецов, М.И.Панасюк, Э.Н.Сосновец Неадиабатические эффекты и граница захвата протонов радиационных поясов Земли* Особенности пространственного распределения протонов радиационных поясов Земли с учетом неадиабатических эффектов движения в геомагнитной ловушке рассматривались в [1]. Однако это рассмотрение касалось только экваториальной плоскости. Результаты ИСЗ серии «Электрон» и «Молния» позволяют провести такой анализ практически для всей области существования захваченной радиации при энергиях 1Е р 100 МэВ [2-9]. Данные о потоках солнечных космических лучей (СКЛ) в этом же диапазоне энергий также дают возможность исследовать характер движения заряженных частиц в периферийных областях геомагнитной ловушки [10].

Магнитный момент частицы в геомагнитном поле не является точным интегралом движения, а есть адиабатический инвариант, который сохраняется лишь приближенно [11]. Степень изменения / в процессе колебаний частицы между точками отражения и дрейфа по долготе определяется параметром адиабатичности =L/Rc (L – ларморовский радиус, Rc - радиус кривизны магнитной силовой линии) и величиной асимметрии геомагнитного поля. Нарушение эквивалентно рассеянию частиц по питч-углам, соответственно характер питч-углового распределения захваченных частиц зависит от степени изменения : чем больше /, тем более изотропным должно быть распределение частиц.

Качественный анализ экспериментальных данных, полученных в спокойных геомагнитных условиях, показывает, что питч-угловое распределение захваченных протонов анизотропно вблизи экваториальной плоскости и ближе к изотропному при питч-углах кр, где кр зависит от энергии протонов и L [12]. Пример распределения по В интенсивности захваченных протонов с EP 100 МэВ на различных L-оболочках показан на рис. 1. Результаты получены на ИСЗ серии «Электрон» в 1964 г. Видно, как по мере увеличения L сужается приэкваториальная область анизотропных потоков захваченных протонов.

Значения углов кр в функции от L для различной пороговой энергии протонов представлены на рис. 2. Можно считать, что при =90° соответствующее значение Lоболочки определяет границу области захвата в экваториальной плоскости LРП для _________________________________________

* Известия АН СССР, сер.физическая. 1984. Т.48. № 11. С.2200-2203.

Рис. 1. Распределение интенсивности захваченных протонов (Iр, протон·см -2с-1cp-1) с ЕР110 МэВ на различных L-оболочках (указано у кривых) в зависимости от напряженности геомагнитного поля В. Значение поля В кр в точке перегиба на высотной зависимости связано с экваториальным питч-углом кр соотношением sin2кр=Вэ/Вкр, где Вэ - напряженность поля на геомагнитном экваторе при данном L (треугольники на рисунке).

протонов заданной энергии. Ввиду отсутствия экспериментальных данных в экваториальной плоскости для протонов с ЕР 5 МэВ значение LРП=3.9 было вычислено в предположении переноса протонов с ЕР1 МэВ с границы - с оболочки L =6.7 - с соответствующим бетатронным ускорением [15, 16].

На рис. 2 представлено также распределение ночных границ проникновения протонов СКЛ различных энергий (LСКЛ), относящихся к спокойным условиям [10].

Согласно принятой в [10] методике определения границ, поток СКЛ на LLСКЛ изотропен, при LLСКЛ - анизотропен. Изотропия потока на оболочках LLСКЛ обусловлена неадиабатическим характером движения частиц в этих областях геомагнитного доля. Для протонов с ЕР1 МэВ LСКЛ= LРП =6.7, для других энергий видно определенное различие в положении границ между данными по СКЛ и захваченным частицам.

Рис. 2. Сравнение положения границ захвата протонов радиационного пояса Земли и границ проникновения протонов СКЛ в магнитосферу Земли с расчетными значениями (прерывистые кривые) границ, соответствующих областям стохастического движения частиц в асимметричном дипольном поле. Экспериментальные точки: О - ЕР110 МэВ; косые кресты - ЕР 30 МэВ; прямые кресты - ЕР =34 МэВ [13]; черные кружки - ЕР = 5-80 МэВ; квадраты - ЕР = 4-13 МэВ [14]; треугольники - Ер1 МэВ (сплошные кривые проведены по экспериментальным точкам).

Точечная кривая (эксперимент) соответствует значениям питч-углов, при которых заметным образом начинают сказываться атмосферные потери, и высотный ход захваченных частиц становится более крутым. Эта кривая близка к границе захвата на малых высотах (при малых питч-углах).

Штрих-пунктиром на рис. 2 показано положение границы области стохастической неустойчивости, вычисленной с учетом модуляционных эффектов при дрейфе в асимметричном геомагнитном доле [17]. Параметр, соответствующий этой границе, зависит от и составляет 0,3 при =90° и 0,2 при =40°. Расчеты в [17] производились для дипольного поля, поэтому в приэкваториальных областях (60°) при L5 видно явное несоответствие вычисленных значений границ и границ по данным СКЛ при энергиях Ер5 и 1 МэВ. В то же время для Ер30 и 110 МэВ экстраполяция расчетной границы при =70° к экваториальной плоскости даст удовлетворительное согласие результатов (пунктирные линии). Положение границы захвата для Е р 1 МэВ при =3040° было найдено из данных о границе протонов с Е р 5 МэВ путем обратного пересчета энергии к большим L с учетом эффективности бетатронного ускорения в данном диапазоне питч-углов. Результаты пересчета энергии к большим L показаны звездочкой на рис. 2, L=6 и L=6.2 (0.8 и 0.95 МэВ соответственно).

Анализ результатов, представленных на рис.

2, позволяет сделать следующие выводы:

1. При энергии протонов Ер 110 МэВ граница изотропных потоков (светлые кружки) при 70° практически совпадает с теоретической границей области стохастического движения частиц. При энергиях ЕР 30 МэВ (крестики) и ЕР 5 МэВ (черные точки и квадраты) наблюдается расхождение экспериментальных данных и теоретических значений, сильно увеличивающееся с уменьшением энергии. При энергии Ер 30 МэВ эксперимент и теория согласуются при 40°.

2. В приэкваториальной области радиационного пояса ( =90°) граница изотропных потоков LСКЛ находится на бльших L, чем граница захваченных протонов LРП, соответствующая анизотропному питч-угловому распределению. В дипольном поле граница LСКЛ должна находиться там, где 0.7, поскольку ркр=14,9/L2 и =5·10-2 L2p, где p - импульс протона [1]. Значения СКЛ для этих границ приведены ниже:

ЕР, МэВ 110 30 5 1 СКЛ 0.47(0.51) 0.32(0.41) 0.17(0.27) 0.13(0.19) РП 0.2 0.13 0.07 0.13 В скобках указаны значения СКЛ для модели реального геомагнитного поля [18].

Различие между СКЛ в дипольном поле и в реальном связано с большим радиальным градиентом реального поля. Как видно из приведенных данных, границы пояса захваченных протонов находятся в областях адиабатичности движения, где РПСКЛ.

3. Существуют несколько механизмов пополнения протонного пояса. Распад нейтронов альбедо, по-видимому, может обеспечить заполнение пояса протонов с Ер110 и 30 МэВ вплоть до границы стохастической неустойчивости. Для протонов с Ер5 МэВ мощности этого источника оказывается недостаточно. Заполнение пояса протонов с Ер5 МэВ на оболочках L 4.0 может быть обеспечено за счет радиальной диффузии протонов горячей магнитосферной плазмы с Ер1 МэВ с границы захвата (L =6.7).

Из рис. 2 видно, что возможен второй диффузионный источник пополнения протонного пояса с границы захвата - захват и диффузия внутрь протонов СКЛ. В этом случае для приэкваториальных протонов с энергией Ер30 МэВ должны быть источником протоны СКЛ с ЕР 5 МэВ, проникающие в спокойных условиях до оболочки L =6. Для протонов с Ер110 МэВ источником могут быть протоны СКЛ с энергией Ер20 МэВ, проникающие до L =5.5. Так как число слабых вспышек больше, чем число сильных, то существование избыточных протонов с Ер30 МэВ на оболочке L

2.5 может быть связано с более частой инжекцией протонов СКЛ с Ер5 МэВ.

ЛИТЕРАТУРА

1. Ильин В.Д., Кузнецов С.Н. Тр. VII Ленинградск. междунар. семинара. Л. 1975. С.269.

2. Вернов С.Н., Чудаков А. Е., Вакулов П. В. и др. В кн.: Исследования космического пространства. М.: Наука. 1965. С.394.

3. Сосновец Э.Н. // Изв. АН СССР. Сер. физ. 1966. Т.30ю С.1820.

4. Vernov S.N., Vakulov Р.V., Kuznetsov S.N. et al. // Space Research. V.7. Amsterdam:

North-Holland Publ. Соmр. 1967. Р.577.

5. Vernov S. N. Proc. 11th ICRC. Budapest. 1970. Р.85.

6. Вернов С.Н., Бородулин В.П., Панасюк М.И. и др. // Космич. исслед. 1972. Т.10.

С.376.

7. Ковтюх А.С., Панасюк М.И., Сосновец Э.Н. // Изв. АН СССР. Сер. физ. 1976. Т.40.

С.496.

8. Панасюк М.И., Рейзман С.Я., Сосновец Э.Н., Филатов В.Н. // Космич. исслед.

1977. Т.15. С.887.

9. Панасюк М.И., Власова Н.А. // Космич. исслед. 1981. Т.19. С.76.

10. Бирюков А.С., Иванова Т.А., Коврыгина Л.М. и др. // Космич. исслед. 1983. Т.21.

С.897.

11. Арнольд В.И. // ДАН СССР. 1964. Т.156. С.9.

12. Власова Н.А., Кузнецов С.Н., Панасюк М.И., Сосновец Э.Н. // Изв. АН СССР.

Сер. физ. 1984. Т.48. С.2204.

13. McIlvain С.Е., Fillius R.W., Valerio J., Dave A. Preprint NASA TN D-2616, 1964.

14. Gabbe J.D., Brown W.L., In: Radiation Trapped in the Earth's Magnetic Field/Ed.

McCormac. Dordrecht: D. Reidel. Publ. Соmр. 1966. Р.165.

15.Тверской Б.А. Динамика радиационных поясов Земли. М.: Наука, 1968.

16. Nakada M.P., Dungey J.W., Hess W.N. Preprint X-640-64410, GSFC, Greenbelt, Maryland, 1964.

17.Ильин В.Д., Ильина А.Н. // Физика плазмы. 1982. Т.8. С.148.

18. Mead J.D., Fairfield D.H. // J. Geophys. Res. 1975. V.80. P.523.

–  –  –

Рассеяние протонов радиационного пояса на свистовой моде ОНЧ-излучения * На ИСЗ «Интеркосмос-5» в период фазы восстановления магнитных бурь регистрируются на малых высотах потоки квазизахваченных протонов с Ер ~1 МэВ в области L~3З,5. Наблюдающиеся потоки объясняются рассеянием протонов радиационного пояса на свистовой моде ОНЧ-излучений. Механизм рассеяния рассмотрен для спокойного и магнитовозмущенного времени. Приводятся значения энергий протонов, взаимодействующих со свистовой модой ОНЧ-излучений, в зависимости от L. Эффективность рассеяния сравнивается с рассеянием за счет других механизмов.

В спокойное геомагнитное время на ИСЗ «Космос-378» на малых высотах регистрировались потоки квазизахваченных протонов (H min 0) с энергией ~1 МэВ [1].

По данным ИСЗ «Интеркосмос-5» наряду с известным максимумом протонного пояса на L2,7 на малых высотах был обнаружен высокоширотный максимум на L4, который особенно проявлялся на Hmin200 км [2].

Во время геомагнитных возмущений ИСЗ «Интеркосмос-5» регистрировал две зоны высыпаний [3, 4]: на L4 наблюдались изотропные высыпающиеся потоки протонов с ночной стороны Земли и на L33,5 - потоки квазизахваченных протонов во все местные времена. Высокоширотная зона высыпаний, приходящаяся на область за плазмопаузой, объясняется в [5] рассеянием протонов при паразитном резонансе на циклотронном излучении протонов кольцевого тока. Появление низкоширотной зоны высыпаний протонов на L33,5 в [6] объясняют фермиевским рассеянием на альвеновских колебаниях, резонансных для данного L. Предпочтительнее на наш взгляд механизм рассеяния протонов на свистовой моде ( Р е ) низкочастотного электромагнитного излучения (ОНЧ-излучение).

Проанализируем механизм рассеяния протонов на свистовой моде ОНЧизлучения. Условие резонанса между частицей и волной записывается в виде

- k|| v|| +n e,p =0 (n=0,±1,±2, ), (1) где - циклическая частота волны, e,p = еВ/тс - гирочастота электрона е или протона р ______________________

–  –  –

На рис. 1 приведены максимальные и минимальные величины энергий протонов, взаимодействующих со свистовой модой ОНЧ-излучений, в зависимости от параметра L внутри плазмосферы (область вертикальной штриховки) и вне плазмосферы (область горизонтальной штриховки). В разное местное время плазмопауза может находиться на L3.55.5, что и отмечено на рисунке тонкими штриховыми линиями. Протоны, энергии которых заключены в пределах этих диапазонов, могут взаимодействовать со свистовой модой ОНЧ-излучения. Линия 1 соответствует предельной энергии протонов радиационного пояса Епр~2000/L4. Как видно из рис. 1, со свистовой модой излучения внутри плазмосферы взаимодействуют протоны с энергией, значительно меньше предельной, на плазмопаузе и вне плазмосферы взаимодействуют протоны более высоких энергий, и диапазон энергий этих протонов в значительной степени выше предельной.

По данным спектра ОНЧ-излучения [11] максимумы мощности излучения приходятся на следующие частоты: f1700800 Гц, f2 (21022104) Гц при изменении L от 5 до 1 и f3 (71036104) Гц в интервале L52,4. Диапазон частот f2 в таком интервале L приходится на частоты нижнего гибридного резонанса, т. е. (fe fp)1/2, а f31/2 fе.

Уравнение (4) для экваториальной плоскости можно переписать в виде f 0.2L3NЕк. (5) Из (5) следует, что излучение на частотах f1 и f2 вызывает рассеяние протонов с энергией 1 МэВ, что соответствует на рис. 1 штриховым линиям 2 и 3. Излучение на частоте f3 может вызвать рассеяние протонов с энергией ~ 1 МэВ в области с плотностью холодной плазмы N (10100) см-3, приходящейся на плазмопаузу, где плотность имеет промежуточное значение между той, которая существует в плазмосфере и вне ее (штриховая линия 4).

Исследуем эффективность подобного рассеяния.

Как следует из выражения для коэффициента диффузии [8]:

–  –  –

т. е. время жизни протонов l р в ~1800 раз больше времени жизни электронов l e.

В работе [12] на основании данных [11] рассчитывалось время жизни электронов внутри плазмосферы. На L3 l e.равнялось нескольким суткам, при уменьшении L до 1,5 l e.увеличивается до года. Тогда время жизни протонов на L3 paвно нескольким десяткам лет и тысячам годам во внутреннем поясе из-за резонансного взаимодействия протонов с ОНЧ-излучением в области нормального Допплер-эффекта.

Воздействием такого механизма на динамику радиационного пояса протонов можно пренебречь, хотя экспериментально, как указывалось выше, наблюдается слабое высыпание протонов с энергией ~1 МэВ в области аномалии на L4 [1]. По данным ИСЗ «Интеркосмос-5» для спокойного времени было найдено, что зависимость потоков вдоль L-оболочки более резкая с высотой (высотный ход) на L3.2 и слабеет с увеличением L, что приводит к формированию дополнительного максимума на L4 [2].

Для выявления этого максимума с помощью высотных ходов было построено распределение потоков протонов с Е 1 МэВ в зависимости от L для частиц с Hmin=соnst, т.е. частиц, имеющих такие питч-углы на экваторе, которым соответствуют минимальные высоты зеркальных точек от 200 до 1100 км. На рис. 2 известный максимум протонов радиационного пояса на L~2.7 виден вплоть до Hmin 600 км, на малых высотах обнаружен дополнительный максимум на L~4, особенно заметный на Hmin ~200300 км. Повышенное рассеяние протонов, приводящее к понижению высот зеркальных точек в области L~4, приходящейся на район плазмопаузы, по всей вероятности, подтверждает существование описанного выше механизма взаимодействия волн и частиц.

Во время геомагнитных возмущений мощность ОНЧ-излучения возрастает на 23 порядка, что должно приводить к усилению рассеяния протонов. Проведем оценку минимального времени жизни протонов p min, считая, что они рассеиваются на цик

–  –  –

где 2 - период качка частицы вдоль силовой линии, Ek - кинетическая энергия электронов в МэВ. Так, на L3 в режиме сильной питч-угловой диффузии регистрировались электроны с энергией ~(0.020.1) МэВ [13], и для них e min 3010 с, на L 4 - e min 8040 с. Тогда на L34 время жизни протонов p 4 4 min~210 810 с, если они рассеиваются на излучении, вызванном сильной питч-угловой диффузией электронов с энергией 0.1 МэВ.

Можно оценить максимальное смещение высоты зеркальных точек h при рассеянии протонов на ОНЧ-излучении, вызванном сильной питч-угловой диффузией электронов в конус потерь. За период одного качка при времени жизни протонов p p потоки протонов в конусе потерь малы. Однако они накапливаются при дрейфе min

–  –  –

где Ее - кинетическая энергия электронов (0.1 МэВ), ЕР - кинетическая энергия протонов в МэВ.

Так, на L3 при Eе~0.1 МэВ максимальное смещение высот зеркальных точек протонов с Ep1 МэВ h~3000 км, и при E е 0.02 МэВ h 1000 км.

На рис. 3 приведены данные о потоках протонов с энергией ~1 МэВ, регистрировавшихся на ИСЗ «Интеркосмос-5» во время фазы восстановления магнитной бури 21.1.1972 г.

Видны две области регистрации протонов:

Рис. 3. Потоки высыпающихся (жирная линия) и квазизахваченных (тонкая) протонов с энергией ~1 МэВ, зарегистрированные 21.1.1972 г. во время фазы восстановления магнитной бури на «Интеркосмосе-5».

1) высокоширотная область на L4, в которой с ночной стороны наблюдаются изотропные высыпающиеся потоки, а с дневной стороны только захваченные на Нmin ~200 км (рис. 2);

2) низкоширотная область на L~33.5, где регистрировались квазизахваченные протоны в любое местное время.

Высыпание протонов в высокоширотной зоне в ночное время объясняется паразитным резонансным взаимодействием с излучением кольцевого тока [13]. При рассеянии протонов в области кольцевого тока характерна именно такая суточная асимметрия [3].

Квазизахваченные потоки протонов во время семи магнитных бурь на фазе восстановления наблюдались на L33.5. Так, на рис. 3 видно, что потоки появлялись на Нmin -800 км. В спокойное время, как видно из рис. 2, в области L3.2 регистрировались протоны на Нmin 400 км. Таким образом, чтобы наблюдать протоны на Нmin -800 км во время геомагнитных возмущений, высоты зеркальных точек протонов должны опуститься на h 1200 км, что и согласуется с вышеприведенными оценками. На рис. 4 приведены все случаи пересечения ИСЗ области L3.2 на 200 км Нmin -800 км во время фазы восстановления магнитных бурь в зависимости от долготы.



Pages:   || 2 | 3 | 4 |
Похожие работы:

«VIII Всероссийская конференция с международным участием "Горение твердого топлива" Институт теплофизики им. С.С. Кутателадзе СО РАН, 13–16 ноября 2012 г. УДК 621.181.12.001 ОЦЕНКА ДОЛИ ЗЕЛЕНОЙ ЭНЕРГИИ И СЖИГАНИИ БИОМАССЫ В ВИХРЕВЫХ ТОПКАХ...»

«RU0410270 Пятый Международный Уральский Семинар РАДИАЦИОННАЯ ФИЗИКА МЕТАЛЛОВ И СПЛАВОВ Тезисы докладов 23 февраля 1 марта February 23 March 1 The Fifth International Ural Seminar RADIATION DAMAGE PHYSICS OF METALS AND ALLOYS Abstr...»

«О МИГРАЦИИ ФОСФОРА И ДРУГИХ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ С ГРУНТОВЫМ СТОКОМ В СЕЛЬСКИХ ЛАНДШАФТАХ Шилькрот Г.С. Институт географии РАН, Москва gal-shilkrot@yandex.ru Качественный состав природных вод есть результат взаимодействия всех компонентов ландшафта, а в любом ландшафт...»

«15 ВЕСТН. МОСК. УН-ТА СЕР. 5. ГЕОГРАФИЯ. 2012. № 1 В РАЗВИТИЕ ИДЕЙ М.А. ГЛАЗОВСКОЙ УДК 502.1 Н.С. Касимов1, Д.В. Власов2 ТЕХНОФИЛЬНОСТЬ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В НАЧАЛЕ XXI ВЕКА Технофильность, предложенная А.И....»

«С.Л. Василенко Базовое тождество математических основ гармонии Светлой памяти Л.Эйлера и М.Марутаева Мне известно, что мне ничего не известно, – Вот последний секрет из постигнутых мной. Омар Хайям, Рубаи, Пер. Г. Плисецкого Введение. Идея новой научно-концепту...»

«Геология и геофизика, 2010, т. 51, № 8, с. 1088—1100 УДК 553.061.2:550.42:553.064/065(571.55) РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЗОЛОТА В ГРАНИТОИДНЫХ МАГМАТИЧЕСКИХ КОМПЛЕКСАХ ЦЕНТРАЛЬНОГО И ЮГО-ЗАПАДНОГО РАЙОНОВ ВОСТОЧНОГО ЗАБАЙКАЛЬЯ А.М. Спиридонов, В.Д. Козлов, Л.Д. Зорина, В....»

«А.П. Стахов Проблемы Гильберта и "математика гармонии" Введение В лекции "Математические проблемы, представленной на 2-м Международном конгрессе математиков (Париж, 1900), выдающийся математик Давид...»

«Мусина Тамара Курмангазиевна генеральный директор, кандидат химических наук, доцент. Дорогие коллеги, товарищи, друзья ! От всей души поздравляю вас с большим событием – 100-летним юбилеем создания в России промышленности химических волокон. Твердо верю в то, что наша отрасль будет успешно развиваться и в...»

«VII Всероссийское литологическое совещание 28-31 октября 2013 ЛИТОЛОГО-ФАЦИАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ТРИАСОВЫХ ОТЛОЖЕНИЙ КРЯЖА ПРОНЧИЩЕВА (СРЕДНЯЯ СИБИРЬ) А.Ю. Попов, Е.С. Соболев, А.В. Ядренкин Институт нефтегазовой геологии и геофизики им. А.А. Трофимука СО РАН, Новосибирск, PopovAY...»

«торой получена наноразмерная кристаллическая фаза. Библиографические ссылки 1. Булатов Л.И. Абсорбционные и люминесцентные свойства висмутовых центров в алюмои фосфоросиликатных волоконных световодах...»

«О.В. Узорова, Е.А. Нефёдова Математика ИТОГОВОЕ ТЕСТИРОВАНИЕ 1–4 классы · АСТ Астрель Москва УДК 373:51 ББК 22.1я71 У34 Узорова, О. В. У34 Математика : итоговое тестирование : 1 4 й кл./ О. В. Узорова, Е. А. Нефёдова. – М.: АСТ: Астрель, 2011. – 62,...»

«МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего профессионального образования "Уральский федеральный университет имени перво...»

«Приложение к свидетельству № 45019 Лист № 1 об утверждении типа средств измерений всего листов 6 ОПИСАНИЕ ТИПА СРЕДСТВА ИЗМЕРЕНИЙ Газоанализаторы Палладий-3М Назначение средства измерений Газоанализаторы П...»

«НГУЕН ХОАЙ ТХЫОНГ РЕЛАКСАЦИОННЫЕ ПРОЦЕССЫ В СЕГНЕТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ КОМПОЗИТАХ С МАТРИЦЕЙ ИЗ НАНОКРИСТАЛЛИЧЕСКОЙ ЦЕЛЛЮЛОЗЫ 01.04.07 – физика конденсированного состояния Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: доктор физико-математических наук, профессор А.С. Сидоркин Воронеж – 2...»

«98 Гиперкомплексные числа в геометрии и физике, 1 (22), том 12, 2015, с. 98-123 ТЕНЗОРНЫЕ ПРОИЗВЕДЕНИЯ МАТРИЦ В ИЗУЧЕНИИ ОРГАНИЗМА КАК ГЕНЕТИЧЕСКОЙ СИСТЕМЫ РЕЗОНАНСОВ С.В. Петухов Института машиноведения РАН, Москва, Россия spetoukhov@gmail.com Статья посвящена новому...»

«Александр Постолаки О проявлении "золотого сечения", "чисел фибоначчи" и "закона филлотаксиса" в природе, в строении организма и зубочелюстной системы человека “Всё, что находится в природе, математически точно и определённо.” М. В. Ломоносов “Всё, что видим мы, видимость только одна....»

«С И Б И Р С К О Е О ТД Е Л Е Н И Е РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК НАУЧНЫЙ ЖУРНАЛ ГЕОЛОГИЯ И ГЕО ФИЗИКА Геология и геофизика, 2014, т. 55, № 5—6, с. 721—744 СедиментолоГия и палеоГеоГрафия УДК 550.461 ГЕОХИМИЧЕСКОЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ ПРЕСНОВОДНОЙ И МОРСКОЙ ГИДРОСФЕР В.В. Гордеев, А.П. Лисицы...»

«Биоорганическая химия, № 1, 2014 УДК 541.124:546.11.2 ТВЕРДОФАЗНЫЙ ИЗОТОПНЫЙ ОБМЕН ВОДОРОДА НА ДЕЙТЕРИЙ И ТРИТИЙ В ГЕННО-ИНЖЕНЕРНОМ ИНСУЛИНЕ ЧЕЛОВЕКА © 2013 г. Ю. А. Золотарев1*,, А. К. Дадаян1*, В. С. Козик1*, Е. В. Гасанов1*, И. В. Назимов2*, Р. Х. Зиганшин2*, Б. В. Васьковский2*...»

«Экспериментальные и экспедиционные исследования УДК 551.35 К.И. Гуров, Е.И. Овсяный, Е.А. Котельянец, С.К. Коновалов Геохимические характеристики донных отложений акватории Каламитского залива Черного моря Рассмотрены основные геохимические характеристики (влажность, гранулометри...»

«ПРОСТРАНСТВО И ВРЕМЯ 4 (22)/2015 УДК 550.385 Владимирский Б.М. "Этногенез и биосфера Земли": влияют ли вариации космической погоды на наступление "пассионарных толчков" Л.Н. Гумилева? Владимирский Б...»

«Алексей Стахов и Иван Райлян "Идея Гармонии" как связующее звено между философией и математикой. Путь сквозь тысячелетия от Гермеса, Хеси-Ра, Пифагора, Платона, Евклида до современной "Математики Гармонии". То ли Пифагор говорит языком Гермеса, то ли Гермес языком Пифагора Иоганн Кеплер Математика владеет не только истиной, но и высокой крас...»

«ОТЗЫВ официального оппонента на диссертацию Никифоровой Татьяны Евгеньевны на тему: "Физико-химические основы хемосорбции ионов d-металлов модифицированными целлюлозосодержащими материалами", представленную на соискание ученой степени доктора химических наук по специал...»

«ОБЧИСЛЮВАЛЬНІ СИСТЕМИ УДК 93/94 А.А. МОРОЗОВ*, В.В. ГЛУШКОВА**, Т.В. КОРОБКОВА** СОЗДАНИЕ ЕДИНОЙ СИСТЕМЫ СОЦИАЛЬНОЙ ИНФОРМАЦИИ (ЕССИ) – БОЛГАРСКОЙ ОГАС * Институт проблем математических машин и систем НАН Украины, Киев, Украина ** Институт кибернетики им. В.М. Глушкова НАН Украины, Киев, Украина Анотація. У статті описується наукове співроб...»

«А.П. Стахов От "Золотого Сечения" к "Металлическим Пропорциям". Генезис великого математического открытия от Евклида к новым математическим константам и новым гиперболическим моделям Природы. Аннотация Настоящая статья на...»

«190 Вестник АмГУ Выпуск 71, 2015 УДК 339.1/.5 Е.И. Красникова, А.В. Ящер ОЦЕНКА КОНКУРЕНТОСПОСОБНОСТИ ТОРГОВЫХ ПРЕДПРИЯТИЙ С ПОМОЩЬЮ ЭКОНОФИЗИЧЕСКОГО МЕТОДА В статье представлены результаты исследования конкурентоспособности супермаркетов бытовой химии и косметики с использованием эко...»

«ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ НАУКИ ИНСТИТУТ БИОФИЗИКИ СИБИРСКОГО ОТДЕЛЕНИЯ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК ТЕЗИСЫ КОНКУРСА-КОНФЕРЕНЦИИ МОЛОДЫХ УЧЁНЫХ И АСПИРАНТОВ 29 марта 2016...»

«r • '• /' i I / ФЗИ-1396 ФИЗИКО-ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ О. Д. КАЗАЧКОВСКИИ, А. В. ЖУКОВ, Н. М. МАТЮХПН, А. П. СОРОКИН, К. С. РЫМКЕВИЧ Интенсификация тепломассообмена в сборках твэлов быстрых реакторов с противонаправленными проволочными навивками при неравномерном по се...»

«Прежде всего, я верю в будущее теории чисел, и я надеюсь, что недалеко то время, когда неопровержимая арифметика одержит блестящие победы в области физики и химии. Герман Минковский Абачиев С. К., Ст...»








 
2017 www.lib.knigi-x.ru - «Бесплатная электронная библиотека - электронные матриалы»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.