Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

ляется пространственной структурой геомагнитного поля

(рис. 12.4) [40].

Внутри радиационного пояса выделяют несколько основных зон радиации, соответствующих максимальным потокам протонов

о структуре радиационно­ го пояса соответствуют спокойному солнечному ветру. Возмуще­

ния на Солнце, приводящие к изменению структуры солнечных корпускулярных потоков, вызывают вариации в структуре радиа­ ционного пояса.

По данным измерений установлено, что для каждого участка спектра заряженных частиц существует свое характерное про­

странственное распределение при общей тенденции (особенно у протонов) смещения максимума интенсивности с увеличением энергии частиц по направлению к Земле.

Рассмотрим раздельно протонную и электронную компоненты захваченной радиации (по В. П. Шабанскому, 1965).

237

Протонная компонента

Протоны в радиационном поясе условно можно разделить на

На рис. 12.5 показано распределение протонов в радиационном поясе. Протоны сравнительно малых энергий (0,1 < £р < 5 Мэв) распределены по всему радиационному поясу и образуют протоносферу 1. Вблизи Земли на протоносферу накладывается об­ ласть энергичных протонов 2 с энергией Ер > 30 Мэв, которая и называется внутренней зоной радиационного пояса.

На рис. 12.6 приведено распределение протонов средних энер­ гий (от 1 до 30 Мэв) вблизи экваториальной плоскости по изме­ рениям, проведенным на ИСЗ серии «Электрон». Данные соот­ ветствуют поверхности, где напряженность магнитного поля в три раза больше экваториального значения. Из рисунка видно, что имеет место определенная закономерность в распределении

238

Временные вариации энергичных протонов и их пространст­ венное распределение во внутренней зоне чрезвычайно стабиль­ ны. По данным спутника

«Космос-17» (май 1963 г.), на высоте около 800 км интен­ сивность протонной компо­ ненты не претерпела сущест­ венных изменений по срав­ нению с 1958 г. (амери­ канский спутник «Экспло- pep-IV») [46].

Протоны средних и низ­ ких энергий испытывают большую временную измен­ чивость. Происходит увели­ чение их интенсивности во время геомагнитных бурь. Так, на расстоянии L > 5 на­ чинают наблюдаться значи-

тельные вариации потоков протонов с Ер~ 0,5 Мэе, связанные с геомагнитными возмущениями. По данным прямых измерений, во время магнитной бури на L —9 интенсивность протонов может возрасти на три порядка.

Электронная компонента

Электроны радиационного пояса условно также разделяют на

Распределение электронов в радиационном поясе менее ста­ бильно, чем протонов, и имеет более сложную структуру.

Характер временных и пространственных измерений сущест­

называют внешней зоной радиационного пояса. Электроны сред­ них энергий (Ее > 40 кэв) распределены по всему радиационно­ му поясу 1 и образуют электроносферу, несимметричную по от­ ношению к Земле. Под воздействием солнечного ветра она вы­ тянута по направлению к Солнцу.

Интенсивность потока высокоэнергичных электронов в макси­ муме внешней зоны изменяется -со временем в широких преде­

239

бильно во времени (в пределах одного радиуса Земли), особенно в период сильной магнитной возмущенности; в первую фазу маг­ нитной бури максимум, по-видимому, приближается к Земле. По­ ложение максимума и расстояние от центра Земли до верхней границы внешней зоны зависят от местного времени — угла ') Lsep. Подъем кривой интенсивности к максимуму (L — 3,5) про­ исходит на участке ~ 1 -М ,5 /?3. Спад интенсивности на 4 поряд­

ка (доу ~ 10 смг2• сек~1) сильно растянут и происходит на уча­ стке 4—7 R3 .

Поток электронов средних значений (у~108 см~2 • сек~х) поч­ ти постоянен до расстояния 70 000 км, а затем на участке 3000— 6000 км резко уменьшается. Как показали измерения, резкий

/

Рис. 12.7. Распределение электронов в радиационном поясе

спад интенсивности с дневной стороны пространственно совпа­ дает с границей магнитосферы. При увеличении угла Lsep гра- J ница магнитосферы удаляется от границы захваченных электро­ нов.

Электроны малых энергий впервые были зарегистрированы с помощью АМС «Луна-1» на расстояниях больше 50 000 км от Земли. Во внешней зоне их поток не превышал у — 107 см~2-сек~х, а при выходе из зоны он возрастал до 2 • 108 см~2 • сек~1. По дан­ ным АМС «Луна-2», повышенная интенсивность электронов малых энергий наблюдалась на расстояниях от 60 000 до 80 000 км. Эту область назвали самой внешней зоной радиационного пояса [46]. Однако впоследствии измерения показали, что внутренняя гра­ ница этой зоны совпадает с внешней границей магнитосферы, и поэтому интенсивные потоки электронов малых энергий не яв­ ляются захваченными геомагнитным полем, т. е. они не относятся к радиационному поясу. Они, однако, являются источником энер­ гичных электронов, проникающих в магнитосферу.

Распределение электронов имеет одну общую черту с распре­ делением протонов: возрастание интенсивности энергичных час-

■) Угол Lsep — угол Солнце—Земля-спутник — отсчитывается условно в плоскости экватора по линии Земля—Солнце в западном или восточном на­ правлении.

240

тиц при приближении к Земле. По мере уменьшения L интенсив­ ность электронов с энергиями в десятки килоэлектронвольт ме­

няется слабо, но быстро возрастают потоки электронов более высоких энергий.

Потоки электронов радиационного пояса находятся в силь­

На высотах менее 1000 км над поверхностью Земли основные осо­ бенности распределения электронов определяются аномалиями геомагнитного поля.

На широтах <р > 50° часто происходит «высыпание» электро­ нов из радиационного пояса и рассеяние их в плотных слоях ат­ мосферы. Во время магнитных бурь сброс электронов резко воз­ растает на всех долготах и сопровождается повышением иониза­ ции в слоях Е и D ионосферы, а также полярными сияниями.

Большой научный интерес представляет установление источ­ ников заряженных частиц в радиационном поясе.

Потоки быстрых протонов могут формироваться при проры­ вах протонов солнечного ветра и корпускулярных потоков через нейтральные точки магнитосферы, а также в результате распада нейтронов альбедо космических лучей. При распространении в области магнитосферы под воздействием магнитного поля проис­ ходит ускорение протонов до высоких энергий.

Первичные космические лучи при взаимодействии с атомами атмосферы вызывают ядерные реакции, при которых освобож­ даются нейтроны. В более плотных слоях атмосферы эти быстрые нейтроны могут создать вторичные нейтроны или распасться по

ся в пределах магнитосферы. Образующиеся протоны и элек­ троны при соответствующих питч-углах могут быть также захва­ чены геомагнитным полем. Наиболее вероятной причиной гибели электронов с Ер > 0,5 Мэе являются ионизационные потери, а в области меньших энергий, кроме того, и перезарядка.

В динамике электронной компоненты радиационного пояса большую роль играет перенос. При этом источником энергичных электронов являются электроны с энергией в десятки килоэлек­ тронвольт, сосредоточенные у границы магнитосферы, интенсив­ ность и спектр которых относительно стабильны. Потери электро­ нов происходят в результате рассеяния в плотных слоях атмо­

сферы.