Радиационные пояса (стр. 2 из 6)

(Тз – период вращения Земли), получим электрическое поле

которое можно рассматривать, как поле одиночного заряда. Знак заряда (отрицательный) определяется направлением вращения Земли. Потенциал поля этого заряда имеет вид

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

(3.2.19)

Для протонов, у которых выполняется условие

, 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 переходе 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 Ер > 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 Ер > 23 МэВ) над Бразильской аномалией находится на L < 2. Внешний радиационный пояс (электроны с Ее > 1.6 МэВ) находится на L > 2.5.

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 Ер = 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, l – 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 (Singer, 1958). Нейтроны являются источником захваченных протонов с Ер>30 МэВ. Мощность этого источника для электронного пояса недостаточна.

- Захват частиц из межпланетной среды при смещениях магнитопаузы во время внезапных обжатий магнитосферы солнечным ветром (Тверской, 1964а).

- Перенос и ускорение заряженных частиц в магнитосфере при диффузии под действием нестационарных электрических полей (Parker, 1960; Тверской, 1964б, 1965а; Nakada and Mead, 1965; Falthammar, 1965).

- Резонансное ускорение частиц под действием квазипериодических магнитных возмущений (Cladis, 1966).

- Инжекция частиц в процессе диполизации при втягивании силовых линий геомагнитного хвоста в область захваченной радиации (Tverskoy, 1969).

- Ускорение частиц нестационарными электрическими полями суббурь до энергии в первые сотни кэВ (Бондарева, Тверская, 1973; Li et al., 1998).

- В последние годы предложено несколько механизмов ускорения электронов до релятивистских энергий на основе взаимодействия волна-частица (см., напр., Summers and Ma, 2000; Бахарева, 2003 и соответствующие ссылки). Одним из случаев инжекции является перераспределение частиц в результате большого (~200 нТл) биполярного внезапного импульса геомагнитного поля (Blake et al., 1992). Данные об этом событии представлены ниже (см. п. 2.2).

Потери:

Для протонов и ионов радиационных поясов основными являются ионизационные потери. Частицы теряют свою энергию при ионизации и возбуждении атомов и ионов верхней атмосферы.

Для электронов кулоновское рассеяние более эффективно (McDonald and Walt, 1961). Оно определяет время жизни на L<1.5.

Основным механизмом утечек электронов на больших L является циклотронная неустойчивость (Андронов и Трахтенгерц, 1964; Tverskoy, 1965b; Kennel and Petchek, 1966; Тверской, 1967).

Переход от внутреннего электронного пояса к внешнему (зазор между поясами) обусловлен резким возрастанием поглощения возбуждаемых при неустойчивости волн. При этом основополагающую роль играет электромагнитное излучение в области особо низких частот, развивающееся вблизи плазмопаузы (Захаров, Кузнецов 1978).

Быстрые потери частиц наблюдаются на главной фазе магнитных бурь. Для энергичных протонов уменьшение интенсивности во время магнитных бурь объясняется нарушением адиабатичности движения из- за ослабления магнитного поля (Ильин, Кузнецов, 1975).

Очень сложен вопрос о быстрых потерях энергичных электронов во время магнитных бурь. Одной из причин является уменьшение размеров области замкнутых дрейфовых оболочек при обжатии магнитосферы. По-видимому, имеет место быстрое высыпание релятивистских электронов из-за паразитного резонанса с волнами, развивающимися при циклотронной неустойчивости кольцевого тока вблизи плазмопаузы (Thorne and Kennel, 1971). Возможен также ускоренный перенос частиц при перестройке конфигурации магнитосферы во внутренних областях во время магнитных бурь.

Адиабатические вариации. На приэкваториальных спутниках можно наблюдать обратимые вариации интенсивности частиц, коррелированные с Dst-вариацией. Расчеты показали хорошее согласие с экспериментом (Dessler and Karplus, 1961; Тверской, 1964б).

2. Протоны и ионы радиационных поясов

2.1 Среднее состояние поясов

На рис. 5 представлены профили потоков протонов различных энергий в плоскости экватора по данным модели радиационных поясов АР-8min. С моделью можно ознакомиться по адресу http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/models/trap.html.

Модель построена по данным различных спутников, летавших до 70- х годов. Характерным для протонного пояса является увеличение жесткости спектра с уменьшением L. С увеличением широты интенсивность частиц уменьшается. На рис. 6 показаны профили потоков протонов различных энергий в плоскости экватора и на широтах λ~30° (В/Вэ=3) и λ~44° (В/Вэ=10).

Зависимость интенсивности частиц от B выражается в виде J=Jэ(В/Вэ)-n. Мы видим, что для протонов от 0.5 до 20 МэВ высотный ход универсален, n варьирует в пределах 1.8 – 2.

Реальный энергетический спектр протонов показывает, что нейтроны являются источником захваченных протонов с Ер > 30 МэВ. Для протонов меньших энергий существует другой источник – захват протонов с энергиями в десятки–сотни кэВ на границе замкнутых дрейфовых оболочек (L~7-8) и дальнейшая радиальная диффузия с нарушением третьего инварианта (Parker, 1960; Тверской, 1964б, 1965а; Nakada and Mead, 1965; Falthammar, 1965). Источником протонов на L~7-8 могут быть или протоны солнечных космических лучей (СКЛ) или протоны солнечного ветра, ускоренные на стоячей ударной волне. В работе (Kuznetsov et al., 2002) указывалось, что потоки протонов на L = 6.6 по данным ИСЗ GOES коррелируют как с потоками СКЛ, так и со скоростью солнечного ветра.

Оптимальная связь потоков протонов с потоками СКЛ JCR и скоростью солнечного ветра V представляется в виде

с коэффициентом корреляции

Структура пояса определяется характером диффузии и потерями.

В случае магнитной диффузии (под действием внезапных импульсов) коэффициент диффузии D~L10, а случае электрической – D~L6. Сравнение с экспериментальной структурой протонного пояса позволяет определить тип диффузии, ответственной за формирование пояса. Магнитная диффузия ионов с границы магнитосферы с учетом ионизационных потерь и плотности холодной атмосферы на больших высотах ~1000 см-3 дает количественное согласие с экспериментом (Тверской, 1965а, 1968; см. также Тверской, 2004). Положение максимума интенсивности протонов разных энергий Lmax(p)~E-3/16, причем для ионов i с другим атомным номером А и зарядом z теория предсказывает: