Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8  9  10  11 | Следующая страница реферата

Ионы радиационных поясов могут иметь различное происхождение:

1. Захват ионов на внешних замкнутых дрейфовых оболочках, как и протонов, тогда максимальный их поток наблюдается на экваторе, и теория ионного пояса аналогична теории протонного пояса, как указывалось выше.

2. В магнитосферу могут проникать однозарядные ионы аномальной компоненты космических лучей, обдираться во внешней атмосфере на высотах 200 – 300 км и захватываться при соответствующем питч- угле в Бразильской аномалии (Grigorov et al., 1991). Минимальная энергия ионов Ei в МэВ/нукл находится из выражения:

(3.2.21)

Эта энергия соответствует χ =0.75 и после полной обдирки для кислорода χ=0.75/8=0.94. Максимальная энергия, при которой может быть захвачен ион кислорода Emax=1.37Ei.

Для кислорода такой пояс наблюдается на L~2.2 в интервале энергий 18 – 25 МэВ. Длительные исследования этого пояса проведены на спутнике SAMPEX (Leske et al., 1999, Mazur et al., 1999). В составе этого пояса были обнаружены также ионы углерода, азота, неона и аргона.

На L<1.4 существует ионный пояс «второго» порядка, возникший в результате взаимодействия энергичных протонов внутреннего пояса с атомами кислорода остаточной атмосферы (Вандас и др., 1988).

2.2 Вариации во время магнитных бурь

Протоны радиационных поясов испытывают адиабатические вариации во время магнитных бурь, коррелирующие с Dst-вариацией (McIlwain, 1966; Soraas and Davis, 1968). Во время сильных бурь наблюдаются неадиабатические вариации протонов с энергией в десятки МэВ (McIlwain, 1965; Ильин, Кузнецов, 1975). Во время магнитной бури внутри кольцевого тока магнитное поле ослабевает, поэтому условия захвата частиц изменяются. Граница захвата протонов смещается на меньшие L*.

3.2.22

Формула справедлива при Dst •(L*)3/30040<0.17.

Зарегистрированы случаи прямого захвата альфа-частиц, генерированных во время солнечных вспышек, на внутренние L- оболочки (L=3–4) (Van Allen and Randall, 1971) и возрастаний потоков более тяжелых ионов во внутренней магнитосфере во время сильных магнитных бурь (Spjeldvik and Fritz, 1981).

Появление нового мощного пояса протонов и электронов с энергиями в десятки МэВ на L~2.5 было зарегистрировано на ИСЗ CRRES 24 марта 1991 г. (Blake et al., 1992). В момент гигантского (с амплитудой ~200 нТл) внезапного импульса геомагнитного поля за ~1 минуту на L~2.8 сформировался новый пояс протонов в десятки МэВ, эквивалентный стабильному внутреннему поясу, имеющему максимум на L~1.5, и электронов с Ее>15 МэВ.

На рис. 8 (Li et al., 1996) представлены радиальные профили радиационных поясов для протонов с Ер=20-80 МэВ и электронов с Ее>15 МэВ, построенные по данным измерений до события 24 марта 1991 г., через 6 дней и через ~6 месяцев после образования нового пояса. Видно, что потоки электронов с Ее>15 МэВ превысили спокойный уровень почти на три порядка величины, а протоны с Ер=20-80 МэВ – более чем на два порядка. Через 6 месяцев новые пояса электронов и протонов продвинулись на меньшие L. В дальнейшем они регистрировались, по крайней мере, до середины 1993 г. (Гинзбург и др., 1993; Klecker, 1996).

Эволюция “ударного” пояса релятивистских электронов в процессе последовавшей за гигантским SSC сильной магнитной бури будет рассмотрена в 3.6.

Эффект «ударной» инжекции частиц был объяснен в рамках теории дрейфа частиц в электрическом и магнитном полях внезапного импульса (Тверской, 1968) в предположении существования в данном случае биполярного импульса большой амплитуды (~200 нТл): положительного длительностью ~10 сек и отрицательного длительностью ~1 мин (Павлов и др., 1993). Аналогичная идея была использована в детальном компьютерном расчете этого случая (Li et al., 1993).

Как следует из расчетов, влияние внезапного биполярного импульса на перераспределение заряженных частиц во внутренней магнитосфере зависит от его амплитуды и временных масштабов переднего и заднего фронтов. Импульсы меньшей амплитуды, чем гигантский SSC 24 марта 1991 г., также могут вызвать появление новых поясов частиц других энергий на других L-оболочках.

3 электроны радиационных поясов

3.1 Среднее состояние поясов

На рис 9 приведена структура пояса электронов в плоскости экватора и при В/Вэк=3 по модели АЕ-8мин (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/models/trap.html).

Мы видим, что в отличие от протонного пояса электронный можно разделить на внутренний и внешний пояса. Высотный ход потоков электронов во внешнем поясе более слабый, чем для протонов: n = 0.46, а не 2. Во внутреннем поясе высотный ход потоков электронов увеличивается.

Максимум внутреннего пояса энергичных электронов (с Ее~1 МэВ) находится на L~1.5, внешнего – на L~4.5.

В отличие от протонного пояса, который оказался устойчивым относительно различных видов нестабильности, внешний электронный пояс испытывает значительные вариации даже во время слабых геомагнитных возмущений.

3.2 Вариации в периферических областях внешнего электронного пояса (геосинхронная орбита)

Наиболее детальные многолетние измерения энергичных электронов проведены на геосинхронных ИСЗ. Они анализировались в большом количестве работ (см., напр., обзор Friedel et al., 2002 и соответствующие ссылки).

Одним из наиболее важных результатов (Paulikas and Blake, 1979), затем неоднократно подтвержденном (см., напр., Безродных и др., 1984; Baker et al., 1997), явилось установление корреляции интенсивности электронов на геосинхронной орбите со скоростью солнечного ветра. Наиболее высокая корреляция наблюдается в годы минимума солнечной активности (Kuznetsov et al., 2002).

Потоки электронов появляются, как правило, на фазе восстановления магнитных бурь, но их интенсивность не зависит от мощности магнитной бури (Reeves et al., 1998).

Попытка выяснить, какие факторы в межпланетной среде и внутри магнитосферы определяют появление потоков (в том числе и экстремальных) релятивистских электронов на геосинхронной орбите, была предпринята в работах (O’Brien et al., 2001; Tverskaya et al., 2002, 2005), выполненных на большом статистическом материале. На рис. 10 и 11 из (Tverskaya et al., 2002) представлены примеры вариаций потоков электронов с Ее>2 МэВ на ИСЗ GOES для двух бурь разной амплитуды: 22.01.2000 г. (Dst = -97 нТл) и 24.11.2001 г. (Dst = -221 нТл). Приведены параметры межпланетной среды: Bz-компонента ММП, плотность и скорость солнечного ветра и геомагнитные данные: AU, AL, AE индексы авроральной активности и Dst-вариация.

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: диплом государственного образца, реферат образование.





Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8  9  10  11 | Следующая страница реферата