Реферат: Радиационные пояса

--PAGE_BREAK--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*.

<img width=«245» height=«63» src=«ref-1_767541291-5434.coolpic» alt=«kk22 (5K)» v:shapes="_x0000_i1053">3.2.22

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

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

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

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

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

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

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

3 электроны радиационных поясов

3.1 Среднее состояние поясов

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Видно, что после бури меньшей амплитуды при небольшой (~400 км/с) скорости солнечного ветра произошло значительное возрастание потоков электронов (до ~103 см-2с-1ср-1), а после сильной бури 24 ноября при очень большой скорости солнечного ветра потоки упали и в дальнейшем не достигли даже предбуревого уровня (до ~102 см-2с-1ср-1).

Определяющим фактором возрастания потоков электронов явилось наличие высокой суббуревой активности на фазе восстановления январской бури и практическое отсутствие таковой – в ноябрьской. Авторы работ (Tverskaya et al., 2002, 2005) пришли к выводу, что для появления экстремальных потоков электронов с Ее > 2 МэВ (>104 см-2с-1ср-1 ) на геосинхронной орбите необходимы и высокая скорость солнечного ветра, и высокая суббуревая активность на фазе восстановления бури.

В работе (O’Brien et al., 2001) отмечена высокая корреляция потоков электронов с Pc-5 пульсациями геомагнитного поля на фазе восстановления бури. В 80% случаев, которые имели высокую мощность Рс-5 пульсаций в течение 24 и более часов после максимума бури, наблюдались большие возрастания потоков электронов.

Потоки электронов на геосинхронной орбите испытывают 2-4- часовые квазипериодические вариации (так называемые “saw-tooth variations”), связанные с вариациями давления солнечного ветра, переориентациями Bz-компоненты ММП и квазипериодическими суббурями при длительной южной ориентации Bz (Tverskaya, 2001; Tverskaya and Krasotkin, 2002, Huang et al., 2003).

3.3 Диффузионные волны релятивистских электронов внешнего пояса

Сформировавшийся на удаленных L-оболочках во время умеренных магнитных бурь пояс электронов под действием диффузии смещается вглубь магнитосферы. Когда после бури длительное время сохраняется невысокая геомагнитная активность, можно наблюдать диффузионные волны релятивистских электронов (Frank, 1965; Иванова и др., 2000).

На рис. 12 приведены данные о распространении диффузионной волны электронов с Ee>5 МэВ по (McIlwain, 1996) после магнитной бури 16 июня 1965 г. с Dst= -84 нТл.

Через два дня после бури (день 169) возник пояс с максимумом на L~4.5. Его эволюция представлена на рисунке. Анализ движения фронта на различных уровнях интенсивности дает следующую скорость этого движения Vf=(2.7)10-7L-9.25(Rз/сут) для интервала 3.2<L<3.7, эта зависимость согласуется с предсказанной теоретически Vf=1.510-7L-9(Rз/сут) (Тверской, 1968). Следует отметить, что зависимость от L является универсальной, хотя числовой коэффициент может меняться в достаточно больших пределах (Walt, 1996).

Наиболее благоприятные условия для распространения диффузионных волн электронов существуют в минимуме солнечной активности после рекуррентных магнитных бурь, которые формируют 27-дневную периодичность в потоках энергичных электронов внешнего пояса (Williams, 1966; Иванова и др., 2000).

3.4 Сезонные вариации

Сезонные вариации потоков энергичных электронов внешнего пояса наблюдались по данным измерений на ИСЗ ГЛОНАСС, Экспресс и GOES (Ivanova et al., 1997; Иванова и др., 2000; Tverskaya et al., 2003a) и SAMPEX (Baker et al., 1999).

На рис.13 представлены флюенсы релятивистских электронов за один пролет пояса по данным ИСЗ ГЛОНАСС (круговая орбита на высоте 20000 км с наклонением ~65°) и геомагнитные индексы Кр и Dst за 1994-1996 гг. (Иванова и др., 2000). Жирные линии представляют результаты сглаживания флюенсов методом скользящего среднего с колоколообразной весовой функцией с эффективной длиной сглаживания ~2.5 месяца. Представленные данные демонстрируют хорошо заметные сезонные вариации: потоки электронов достигают максимальных величин весной и осенью, минимальных – зимой и летом.

Наблюдаемые сезонные вариации потоков электронов внешнего пояса связаны, скорее всего, с сезонной зависимостью геомагнитных возмущений (Russel and McPherron, 1973). Коэффициент корреляции между сглаженными значениями флюенсов электронов и Кр составляет 0.7.

3.5 Зависимость положения максимума внешнего пояса энергичных электронов от цикла солнечной активности

По данным измерений в 19-м цикле солнечной активности максимум внешнего пояса электронов (Lmax) и зазор между поясами отодвигались к большим L при переходе от максимума цикла к минимуму (Vernov et al., 1969).

На рис.14 представлен временной ход Lmax за период 1958- 1983 гг. (Tverskaya, 1996). Приведены также бури с амплитудой Dst-вариации <100 нТл, среднемесячные значения Dst и число солнечных пятен Rz.

Видно, что нет прямой корреляции Lmax с солнечной активностью, а основное влияние на его положение оказывают магнитные бури. Для нескольких лет непрерывных данных ИСЗ Молния и Метеор коэффициент корреляции Lmax с Rz составил -0.2. В то же время коэффициент корреляции Lmax со среднемесячным значением Dst составил -0.7.

Наблюдается интересная особенность при сопоставлении ежемесячных непрерывных данных по Lmax (ИСЗ Метеор) с Dst в 1978- 1983 гг.: активизация магнитных бурь до и после максимума солнечной активности и соответствующее смещение Lmax к меньшим L.

3.6 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 по-разному 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 (Tverskaya et al., 2003b).

На рис. 15 представлена динамика радиального профиля пояса электронов с Ee>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), 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, регистрировавшего 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 (Ingraham et al., 1996).

Наблюдается запаздывание в появлении более энергичных электронов. Это хорошо соответствует более ранним результатам исследования инжекции электронов во время бурь (Williams et al., 1968). В дальнейшем может сформироваться максимум в спектре электронов внешнего пояса в области энергий 1 – 3 МэВ (Вакулов и др., 1975, West et al., 1981).

Буря 6 ноября 2001 г. Для бури 6 ноября (Tverskaya et al., 2005; Кузнецов и др., 2006) имеются данные по условиям в межпланетном пространстве. Буря была вызвана КВМ, эжектированным солнечной вспышкой 4 ноября в 16 ч. 20 м.

На рис. 17 (Кузнецов и др., 2006) на верхней панели приведены данные о положении лобовой точки магнитопаузы, вычисленные по модели (Кузнецов и др., 1998), 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.

Отметим, 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 (Тverskaya et al., 2005). В дальнейшем на L~3 снова формируется зазор между поясами для электронов 0.3-0.6 МэВ.

Для обеих бурь значение Lmax близко к тому, что дает эмпирическая зависимость Lmax от максимальной амплитуды Dst вариации бури (Тверская, 1986).

3.7 Зависимость положения максимума пояса инжектированных во время магнитных бурь релятивистских электронов от мощности бури

Впервые зависимость положения максимума пояса релятивистских электронов, инжектированных во время магнитных бурь (Lmax), от мощности магнитной бури, определяемой амплитудой Dst-вариации, изучалась в (Williams et al., 1968). Авторы рассматривали бури в интервале амплитуд Dst=30–140 нТл и получили линейную зависимость Lmax(Dst). Однако, исследования c привлечением данных по более сильным бурям (вплоть до |Dst|max ~ 400 нТл), показали, что зависимость существенно нелинейна и имеет вид (Тверская, 1986):

<img width=«196» height=«32» src=«ref-1_767546725-2269.coolpic» alt=«kk23 (2K)» v:shapes="_x0000_i1054">3.2.23

На рис. 19 приводится зависимость Lmax от |Dst|max, построенная во всем диапазоне известных амплитуд магнитных бурь, включая самую сильную бурю за всю историю космических исследований – 13-14 марта 1989 г. (Tverskaya et al., 2005). Видно, что новые данные многочисленных спутников на больших и малых высотах хорошо соответствуют зависимости (3.2.23).

В соответствии с теоретическими представлениями (Tverskoy, 1972, 1982, 1997) и экспериментальными данными (Тверская, 1998; Tverskaya et al., 2005) формула (3.2.23) может определять (с точностью не хуже, чем первые десятые доли L), до каких L- оболочек в ночной магнитосфере смещаются в максимуме бури многие плазменные структуры: граница области захваченной радиации, максимум давления плазмы кольцевого тока, экваториальная граница овала полярных сияний, центр западной электроструи, граница проникновения солнечных космических лучей. Поэтому рассматриваемая зависимость может быть эффективно использована для предсказания космической погоды.

Вопрос о механизме ускорения релятивистских электронов во время магнитных бурь остается открытым. Электроны с энергиями в десятки – первые сотни кэВ (так называемые “seed” электроны) легко могут быть ускорены нестационарными электрическими полями суббурь (Бондарева и Тверская, 1973; Li et al., 1998). Электроны больших энергий могут ускоряться в процессе диполизации магнитного поля при втягивании силовых линий геомагнитного хвоста в область захваченной радиации во время суббурь (Tverskoy, 1969). Поскольку электроны инжектируются в поле, ослабленное кольцевым током, на фазе восстановления бури они испытывают дополнительное ускорение (Вакулов и др., 1975).

В последние годы предложено несколько механизмов ускорения электронов до релятивистских энергий на основе взаимодействия волна-частица (Summers and Ma, 2000; Бахарева, 2003 и соответствующие ссылки). Однако большинство этих механизмов ускоряют электроны до релятивистских энергий за время порядка нескольких часов и даже дней. В то же время эксперимент показывает, что ускорение электронов до релятивистских энергий может происходить даже в сердцевине внешнего радиационного пояса на временной шкале ~1 ч (Тверская, 1998; Li et al., 1999).

Достаточно подробный обзор разрабатываемых в последние годы механизмов ускорения электронов радиационных поясов можно найти в (Friedel et al., 2002).

4 потоки энергичных частиц под радиационными поясами земли

На рис. .3 (из раздела 1.3) приведены карты распределения различных частиц в поясах на высоте около 500 км. Для электронов с Ее=0.3-0.6 МэВ выбрана минимальная интенсивность 10 частиц/см2сср. Хорошо видны области внутреннего пояса, внешнего пояса и область высыпания из внешнего пояса на северных и южных широтах вокруг всей Земли. 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 (Вернов и др., 1963).

На более низких широтах, чем область высыпания из внешнего пояса, также существуют потоки квазизахваченных частиц, генетически связанных с радиационными поясами. На рис.20 приведены данные пролета ИСЗ КОРОНАС-И с севера на юг на L<8. 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. 21 (Bashkirov et al., 1999) приведено географическое распределение потоков электронов. 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 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. 22).

Иногда во внешнем поясе в районах северного полушария, сопряженных с Южно-Aтлантической 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 качек при движении между точками отражения (Вернов и др., 1965).

На L<2 квазизахваченные электроны регистрировались в ряде экспериментов. На существование потоков электронов на L~1.6 было указано в работе (Nagata et al., 1988). В работах (Imhof et al., 1984, Imhof et al., 1995) исследовалось высыпание электронов, вызванное взаимодействием с излучением низкочастотных радиостанций.

Зарегистрированы случаи появления в районе экватора протонов с Ер~70 кэВ (Бутенко, 1975) и 1-4.5 МэВ (Bashkirov, 1999). Исследования этого эффекта проводились и ранее (Hovestadt et al., 1972; Гоцелюк и др., 1974; Greenspan et al, 1999; Grachev et al., 2002). В работе (Гоцелюк и др., 2005) более детально изучалось распределение протонов под поясами. На рис. 23 приведено распределение протонов вблизи экватора. Видно, что они регистрируются на L<1.1, 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 – 3<L<4 и L>4. Область квазизахваченных протонов на 3<L<4 существует из-за паразитного рассеяния протонов на циклотронном излучении электронов (Гоцелюк и др., 1985). Неясно, чем объяснить высыпание протонов на L>4.

Список литературы

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

Андронов А.А., Трахтенгерц В.Ю., Кинетическая неустойчивость радиационных поясов Земли, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 4, с. 181-185, 1964.     продолжение
--PAGE_BREAK--