Известия РАН. Серия физическая, 2019, T. 83, № 5, стр. 679-683

ВВЕДЕНИЕ.

Принципиальная экспериментальная проблема при регистрации рентгеновского и γ-излучения приборами, установленными на космических аппаратах (КА), связана с высокой интенсивностью фона, генерируемого в приборе и вокруг него заряженными частицами. Фон для детекторов γ-излучения, установленных на борту низкоорбитальных околоземных КА, зависит от [1–3]: а) диффузного космического γ-излучения; б) атмосферного γ-излучения; в) локального фона γ-излучения и нейтронов, образованных в прямых взаимодействиях космических лучей (КЛ) c веществом детектора и КА; г) распада нуклидов, образованных во взаимодействиях КЛ и частиц радиационных поясов Земли (Earth Radiation Belts – ERB), Южно-атлантической магнитной аномалии (South Atlantic Anomaly – SAA) с веществом детектора и КА; д) нестационарных событий и высыпаний электронов; е) излучения дискретных космических источников. Относительный вклад разнообразных компонент фона зависит от конструкции детектора, массы КА, а также существенно различается в разных областях энергетического спектра и в общем случае является функцией времени и положения КА [2, 3]. Компоненты а и е не зависят от положения КА в магнитном поле Земли, но вклад остальных величин определяется потоком космических лучей, геомагнитной жесткостью обрезания (компоненты б–д), протонной дозой, накопленной при прохождении КА областей ERB, а также величиной промежутка времени от момента пролета данных областей до проведения измерений (компонент г). Для КА на низких околоземных орбитах существенно и альбедное излучение атмосферы.

1. КРАТКОЕ ОПИСАНИЕ АППАРАТУРЫ

Аппаратура АВС-Ф (Амплитудно-Временная спектрометрия Солнца) [4, 5] представляет собой систему электроники для бортовой обработки данных со сцинтилляционного детектора на основе кристалла CsI (Tl) СОНГ-Д (СОлнечные Нейтроны и Гамма-кванты) [6], разработанного НИИЯФ МГУ; и прибора РПС-1 (Рентгеновский Полупроводниковый Спектрометр) [7], созданного совместно МИФИ и ИКИ РАН на основе CdTe (см. рис. 1а). Эксперимент проводился 31.07.2001–6.12.2005 на борту КА КОРОНАС-Ф [8] и позволял изучать характеристики потоков жесткого рентгеновского и γ-излучения от Солнца, солнечных вспышек, гамма-всплесков, а также магнитосферных высыпаний частиц. Начальные параметры почти круговой орбиты составляли: высота 500 км, наклонение 82.5°.

Рис. 1.

Схема аппаратуры: а – АВС-Ф [4] (СОНГ-Д представляет собой цилиндр ∅200 мм и высотой 100 мм, окруженный для защиты от заряженных частиц антисовпадательным пластиковым детектором, размеры РПС-1: 4.9 × 4.9 мм, толщина 2.5 мм); б – RHESSI (регистрирующие элементы – охлажденные до ~75 K детекторы из сверхчистого (HPGe) германия (GeD) цилиндрической формы: высота 85 мм, ∅71 мм). Диапазоны регистрации излучения на октябрь 2003 г. составляли 3–30 кэВ для РПС-1; 0.1 – 17 МэВ, а также 4–90 МэВ для СОНГ-Д и 3 кэВ – 17 МэВ для RHESSI.

Прибор RHESSI (The NASA Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager) предназначен для изучения характеристик рентгеновского и γ-излучения солнечных вспышек [9, 10] – см. рис. 1б. Запуск КА был осуществлен 16.01.2000 на почти круговую орбиту с высотой ~600 км, наклонением 38°. Завершение работы КА планируется 1.10.2018.

2. ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ ФОНА

Типичный временной профиль скорости счета аппаратуры АВС-Ф в низкоэнергетическом γ‑диапазоне приведен на рис. 2а. Анализ данных показывает, что погрешность измерений скорости счета составляет не более 1% (табл. 1). Для построения модели, описывающей наблюдаемый фон с требуемой точностью, возможно, вместо формулировок подробных физических описаний вышеперечисленных компонент фона, представить ее в виде суммы эмпирических зависимостей, аппроксимирующих временной ход скорости счета в каждом спектральном канале. В эксперименте BATSE [11] (наклонение орбиты КА CGRO было 28°, начальная высота ~450 км) применялась аппроксимация периодическими функциями фоновой скорости счета в каждом спектральном канале на нескольких последовательных витках орбиты, редкие прохождения SAA учитывались при помощи активационного анализа. Для учета положения прибора в магнитном поле Земли использовалась линейная функция параметра МакИлвайна (L), а для учета направления детекторов относительно Земли и вклада наведенной активности применялись комбинация гармонических функций полярного и азимутального углов между нормалью к поверхности детектора и направлением на центр Земли и сумма экспонент, описывающих распад образовавшихся при прохождении SAA изотопов соответственно. При описании фоновых условий в эксперименте LEGRI [12] на борту КА MINISAT-01 (начальная высота орбиты ~600 км, наклонение 28.5°) применялась схожая модель, учитывающая только положение детектора в магнитном поле Земли (линейная функция параметра L) и распад двух наиболее активных изотопов ¹³¹Te и ¹²¹I. Однако в случаях большего наклонения орбиты, космический аппарат пересекает ERB и SAA несколько раз в сутки, и построение модели фона вышеупомянутым способом затруднительно – см., например, [5, 13]. При анализе данных спутников, орбиты которых имеют большее наклонение (наклонение КА КОРОНАС-Ф 82.5°), выделение событий возможно только в экваториальных областях и полярных шапках (см., например, [5, 14] и рис. 2а), следовательно, построение модели фона целесообразно только для этих участков. При этом для оценки фона в каждом канале используются значения скорости счета прибора, усредненные по нескольким ближайшим по времени прохождения участкам орбиты КА, имеющим близкие геомагнитные координаты. В работах [5, 13, 14] показано, что на экваториальных участках орбиты КА фон АВС-Ф в низкоэнергетическом γ-диапазоне в каждом спектральном канале может быть аппроксимирован полиномом IV или V степени. Были проанализированы фоновые загрузки АВС-Ф за 10 дней октября-ноября 2003 на экваториальных участках орбиты, на которых скорость счета в момент прохождения геомагнитного экватора не превышала 1200 с^–1, причем ее минимум регистрировался в интервале геомагнитной широты КА от +10° до –10°. Из рассмотрения были исключены интервалы с выявленными высыпаниями и нестационарными процессами. Для остальных участков построены аппроксимирующие полиномы и промоделирована скорость счета фона γ-квантов в областях прохождения геомагнитного экватора – пример см. рис. 2б и табл. 1, 2 (min значения скорости счета вычислялись в приближении их линейной зависимости от усредненного в 5 интервалах Kp-индекса за время от −24 до −12 ч до прохождения анализируемого геомагнитного экватора). Применяя эту методику, мы провели моделирование фона для детектора RHESSI – см. табл. 2 и рис. 2в, 2г, данные были взяты из [15].

Рис. 2.

Типичный временной профиль скорости счета на экваториальном участке орбиты по данным аппаратуры АВС-Ф (а) и RHESSI (в) и результаты их аппроксимации представленной моделью (панели б и г соответственно). На панелях а и в отчетливо выделяются экваториальные области (1), области ERB (2), область ERB+SAA (заштрихована и отмечена цифрой 3). Области полярных шапок выявляются только при наклонении КА более 60° – отмечены 2а на панели б.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Приводятся результаты анализа временного поведения фоновой скорости счета детекторов γ‑излучения в энергетическом диапазоне до нескольких МэВ для детекторов на борту низкоорбитальных космических аппаратов на примере аппаратуры АВС-Ф и RHESSI (начальная высота орбиты КА была ~500 и ~600 км, наклонение 82.5° и 38° соответственно). Ранее было показано, что в случае, если эффективное выделение полезных событий возможно только на экваториальных участках орбиты КА, то для учета вклада фона достаточно построить его модель в этих областях посредством аппроксимации полиномом IV или V степени в каждом спектральном канале [5, 13, 14]. Представленная модель широко использовалась для изучения солнечных вспышек и гамма-всплесков по данным АВС-Ф – см., например, [14, 16]. По результатам анализа фоновых данных RHESS, показана применимость приведенной методики и для приборов, установленных на КА с наклонением орбиты до 38°. В частности, при моделирование данных RHESSI за 27.10.2003 получено среднее значение 1017 ± 8 с^–1 для скорости счета в области геомагнитной широты ±5° в энергетическом диапазоне Е > 0.1 МэВ (анализ данных дает величину 1094 ± 153 с^–1 с учетом различия в эффективной площади и эффективности регистрации излучения этими приборами).