Известия РАН. Серия физическая, 2019, T. 83, № 5, стр. 641-642
Пространственные и временные вариации потоков протонов во внутреннем радиационном поясе Земли в течение солнечного цикла
С. Ю. Александрин 1, *, А. М. Гальпер 1, Т. Р. Жараспаев 1, С. В. Колдашов 1, В. В. Малахов 1, В. В Михайлов 1
1 Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего образования
“Национальный исследовательский ядерный университет “МИФИ”
Москва, Россия
* E-mail: SYAleksandrin@mephi.ru
Поступила в редакцию 15.09.2018
После доработки 06.11.2018
Принята к публикации 28.01.2019
Аннотация
В работе представлены результаты анализа потоков протонов внутреннего радиационного пояса, полученных с помощью спектрометра “Арина”. Спутниковый эксперимент “Арина” выполнялся на борту российского низкоорбитального аппарата “Ресурс-ДК1” (высота 350–600 км, наклонение 70°, с 2006 по 2016 гг.). Спектрометр регистрировал высокоэнергичные протоны (30–100 МэВ) с энергетическим разрешением 10% и угловым разрешением 7°. Проанализированы географические и питч-угловые распределения потоков протонов в период убывающей фазы 23-го солнечного цикла и основной части 24-го. Показано, что интенсивность протонов зависит от фазы солнечного цикла (минимальная интенсивность наблюдается в период максимума и наоборот) и она варьируется в 2–7 раз для различных L-оболочек.
ВВЕДЕНИЕ
Внутренний пояс состоит преимущественно из протонов с энергией несколько десятков МэВ [1, 2]. В нем потоки протонов на несколько порядков выше, чем вне областей захвата частиц. Потоки частиц во внутреннем РП довольно стабильны, но границы его могут меняться во времени [3]. Существуют различные причины, влияющие на потоки частиц в РП, как внешние (солнечная активность), так и внутренние (геомагнитное поле). Изучение потоков представляет научный и практический интерес [4].
ИНСТРУМЕНТЫ
Основной частью спектрометра “АРИНА” является многослойный сцинтилляционный детектор [5]. Прибор измеряет потоки электронов с энергиями 3–30 МэВ и протонов с энергиями 30–100 МэВ. Разрешение спектрометра для электронов составляет 15%, а для протонов ~10%. Угловое разрешение составляет ±7°.
Спектрометр “АРИНА” был установлен на КА “Ресурс-ДК1”, который был запущен летом 2006 года с наклонением ~70° и высотой орбиты 350–600 км. Осенью 2009 г. орбиту КА изменили на круговую с высотой ~600 км. Спутник функционировал до января 2016 г.
ПОТОКИ ПРОТОНОВ ВО ВНУТРЕННЕМ РАДИАЦИОННОМ ПОЯСЕ ЗЕМЛИ
Потоки протонов в области Южно-атлантической аномалии могут испытывать как кратковременные вариации, так и долговременные изменения. В данной работе изучались потоки протонов с энергиями от 30 до 100 МэВ. Были получены зависимости потоков от величины магнитного поля Земли для различных L-оболочек от 1.13 до 2.5 (рис. 1). В минимуме солнечной активности граница РП ниже, чем в период максимума солнечной активности, атмосфера разогревается и “распухает”, когда Солнце активно [6]. Это и приводит к уменьшению потоков высокоэнергичных протонов на L-оболочках 1.13–1.16.
На рис. 2 приведены зависимости интегрального потока протонов с энергией 30–100 МэВ для оболочки L = 1.16. Данные приведены для 2009 и 2014 годов, которые являются периодами минимума и максимума солнечной активности соответственно (в минимуме поток выше, чем в период максимума солнечной активности). Наблюдается уменьшение потока при увеличении напряженности геомагнитного поля, т.е. уменьшение высоты точек отражения захваченных частиц. Как уже говорилось выше, плотность остаточной атмосферы на спутниковых высотах возрастает в период максимума солнечной активности, соответственно уменьшается время жизни протонов при дрейфе вокруг Земли по долготе [3].
На рис. 3 приведена зависимость интенсивности потока протонов от года наблюдения для выбранной L-оболочки в заданном интервале напряженности магнитного поля Земли вдоль этой оболочки, т.е. от фазы солнечного цикла. Для L = = 1.13–1.14 потоки протонов в период фазы максимума солнечного цикла в несколько раз меньше, чем в период минимальной солнечной активности. На этом же графике приведено количество солнечных пятен, характеризуемых числом Вольфа (штриховая линия). Видно, что в период фазы максимума солнечной активности, характеризуемого максимальным числом Вольфа, потоки захваченных частиц уменьшаются в 5–7 раз по сравнению с интенсивностью в период спокойного Солнца, т.е. в фазе минимума солнечной активности.
Список литературы
Вернов С.Н., Чудаков А.Е. // УФН. 1960. Т. 70. № 4. С. 585; Vernov S.N., Chudakov A.E. // Sov. Phys. Usp. 1960. V. 3. Р. 230.
Ван-Аллен Дж.А. // УФН. 1983. Т. 70. № 4. С. 715.
Kuznetsov N.V., Nikolaeva N.I., Panasyuk M.I. // Cosmic Res. 2010. V. 48. № 1. P. 80.
Ishikawa H., Miyake W., Matsuoka A. // Earth Planets and Space. 2013. V. 65. № 2. P. 121.
Александрин C.Ю., Гальпер А.М., Колдашов С.В. и др. // Труды 31-й Всерос. конф. по космич. лучам. Москва. МГУ. 2010. C. GEO_9.
Miyoshi Y., Morioka A., Misawa H. // Atmosph. Geophys. Res. Lett. 2000. V. 27. № 14. P. 2169.
Дополнительные материалы отсутствуют.
Инструменты
Известия РАН. Серия физическая