Химическая физика, 2022, T. 41, № 5, стр. 841-90

1. ВВЕДЕНИЕ

Радиационный пояс Земли (РПЗ) формируется быстрыми заряженными частицами (с энергией E от десятков кэВ и больше), которые проникают на низкие высоты и приводят к ионизации и возбуждению нейтральных атомов и молекул верхней атмосферы [1]. Быстрые электроны с энергиями E > 30 кэВ могут попадать в верхние слои атмосферы на высоты от 1000 до 50 км и ионизировать D-, E- и F-слои ионосферы [2]. Высыпание электронов сопровождается нагревом верхних слоев атмосферы [3], приводящим к ее подъему и изменению химического состава термосферы [4].

Радиационный пояс электронов состоит из внешней и внутренней зон. Внешний РПЗ содержит быстрые и релятивистские электроны (с энергиями E от десятков кэВ до нескольких МэВ), захваченные в магнитосфере [5, 6]. Электроны внешнего РПЗ дрейфуют вокруг Земли на экваториальных расстояниях, больших трех радиусов Земли, и колеблются вдоль силовых линий геомагнитного поля. Большинство захваченных электронов характеризуются питч-углами вблизи 90° и колеблются в непосредственной близости от геомагнитного экватора. Электроны с малыми питч-углами могут высыпаться в ионосферу и верхнюю атмосферу на средних и высоких широтах, что приводит к нагреву атмосферы. В свою очередь, нагрев атмосферы формирует нейтральные ветры, направленные к экватору, которые переносят возмущения в ионосфере и термосфере на более низкие широты [7]. В результате высыпание электронов на высоких широтах влияет на всю ионосферу, включая высокие и экваториальные широты.

Основным источником быстрых электронов (с E > 30 кэВ) во внешнем РПЗ является ускорение горячей плазмы магнитосферного хвоста во время суббурь [8]. Продолжительные периодические магнитные бури связаны с высокоскоростными потоками солнечного ветра, которые характеризуются альфвеновскими волнами большой амплитуды в межпланетном магнитном поле [9]. Кроме того, магнитные бури сопровождаются непрерывной суббуревой активностью, ускорением электронов и высыпаниями, которые оказывают постоянное внешнее воздействие на атмосферу, термосферу и ионосферу [10]. Общее число и мощность магнитных бурь, а также интенсивность потоков электронов внешнего РПЗ выше в более активных солнечных циклах.

Электроны внутреннего радиоционного пояса Земли обладают энергиями в десятки-сотни кэВ. На экваторе он простирается на расстояния, составляющие от 1.2 до 2.5 земных радиусов. Вследствие наклона оси земного диполя и его сдвига относительно оси Земли внутренний РПЗ опускается на низкие высоты в области Бразильской магнитной аномалии (БМА), где постоянно фиксируются интенсивные потоки заряженных частиц. Сдвиг диполя, как следует из длительных наблюдений геомагнитного поля, непрерывно уменьшается, поэтому на высотах внутреннего РПЗ потоки частиц и площадь БМА со временем также уменьшаются [11]. С другой стороны, на величину площади БМА влияют потери энергии частиц на ионизацию в атмосфере. Во время высокой солнечной и геомагнитной активности атмосфера разогревается и поднимается, что приводит соответственно к усилению потерь и уменьшению площади БМА. В то же время при низкой солнечной активности эта площадь, наоборот, увеличивается [12].

На низких широтах и высотах в несколько сотен километров, т.е. ниже внутреннего РПЗ, также наблюдаются спорадические интенсивные потоки быстрых электронов с энергиями 10 < E < 300 кэВ [13, 14]. Здесь электроны дрейфуют поперек геомагнитного поля по долготе на восток и менее чем за 20 ч достигают БМА, где опускаются на высоты ниже 100 км, что приводит к их гибели вследствие термализации из-за потерь энергии на ионизацию. Такие электроны называются квазизахваченными, так как срок их жизни ограничен всего одним оборотом вокруг Земли. В работе [15] было показано, что источником этих электронов является внутренний РПЗ. Однако механизм их транспорта из РПЗ до конца исследован не был. Таким образом, быстрые электроны на низких широтах способны проникать в ионосферу и атмосферу практически на любых долготах, а не только в области БМА.

Цель настоящей работы – определение пространственного распределения высыпаний быстрых электронов из РПЗ в ионосферу по данным непрерывных низкоорбитальных спутниковых наблюдений в период 23-го и 24-го солнечных циклов (т.е. с 1998 по 2019 гг.) на основе самого большого объема статистических данных, имеющихся на сегодняшний день. Кроме того, по данным о распределении квазизахваченных электронов установлен механизм их появления под внутренним РПЗ на высоте 850 км и быстрого радиального переноса к Земле. Проведенное исследование является последовательным развитием статистического анализа динамики заряженных частиц РПЗ, представленного в наших предыдущих работах [1, 16].

2. ДАННЫЕ СПУТНИКОВЫХ ИЗМЕРЕНИЙ

С 1998 г. по настоящее время высыпания быстрых электронов из РПЗ постоянно наблюдаются низкоорбитальными полярными спутниками серии NOAA/POES [17]. Спутники имеют солнечно-синхронную орбиту с наклонением в 98° на высоте около 850 км, что позволяет проводить наблюдения в фиксированном диапазоне местного времени. В табл. 1 приведены период времени функционирования спутников и диапазоны местного времени (LT). Видно, что три пары спутников движутся преимущественно в трех орбитальных плоскостях, покрывающих диапазоны терминаторов в 6 и 18 LT, утро–вечер в 9 и 21 LT и ночь–день в 2 и 14 LT. На спутниках POES установлены детекторы для регистрации быстрых электронов и протонов, приходящих с различных направлений. В нашем случае использовался детектор электронов, направленный в зенит. Электроны регистрировались в трех интегральных каналах: E > 30 кэВ, E > 100 кэВ и E > 300 кэВ.

На низких широтах, где силовые линии магнитного поля расположены почти горизонтально, детектор фиксирует квазизахваченные частицы, которые быстро термализуются в верхних слоях атмосферы: во время азимутального дрейфа на восток их дрейфовые оболочки опускаются на высоты, обладающие плотной атмосферой в области БМА. На больших широтах, где силовые линии почти вертикальны, детектор регистрирует электроны, высыпающиеся из внешней зоны РПЗ в конус потерь и проникающие на высоты нижней ионосферы и верхней атмосферы.

Для численного анализа высыпаний интенсивных потоков электронов с энергиями E > 30 кэВ определялись максимальные потоки в пространственных ячейках 3° × 2° географической долготы и широты соответственно [18, 19]. В результате были построены пространственные распределения потоков электронов с интенсивностью I > 10⁴ (см² ∙ с ∙ ср)^–1 и частоты наблюдений таких потоков. При этом был использован массив данных, накопленный спутниками POES в период с 1998 по 2019 гг. Так, в 23-м солнечном цикле (с 1998 по 2009 г.) были учтены данные наблюдения 13773 дней, что соответствует 220368 виткам спутников, а в 24-м солнечном цикле (с 2010 по 2019 гг.) – 20157 дней, соответствующих 322512 виткам спутников.

Следует отметить, что до 2014 года спутниковые данные были получены с временны́м разрешением в 16 с, а после – с разрешением около 2 с. Таким образом, объем статистики событий увеличился почти в 10 раз. На сегодняшний день это является наиболее полным массивом данных по измерениям потоков быстрых электронов на низкой околоземной орбите.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ АНАЛИЗА СПУТНИКОВЫХ ДАННЫХ

Пространственные распределения потоков электронов с энергиями E > 30 кэВ в географической системе координат для 23-го и 24-го солнечных циклов представлены на рис. 1. На высоких и средних широтах (с полярным углом θ > 40°) в северном и южном полушариях видны широкие полосы высыпаний из внешней зоны РПЗ с интенсивностями I > 10⁷ (см² ∙ с ∙ ср)^–1. Сравнительный анализ показывает, что в 24-м солнечном цикле в северном полушарии на восточных долготах интенсивные высыпания раcположены на более низких широтах (со смещением на несколько градусов), чем в предыдущем солнечном цикле, что подтверждается выводами работы [1].

Рис. 1.

Карты пространственного распределения максимальных потоков электронов с энергией E > 30 кэВ, высыпающихся из радиационного пояса Земли, построенные по данным спутниковых измерений NOAA/POES на высоте 850 км: а – для 23-го солнечного цикла (с 1998 по 2009 гг.); б – для 24-го солнечного цикла (с 2010 по 2019 гг.). Магнитный экватор показан кривой черного цвета.

На низких широтах виден вклад потоков квазизахваченных электронов из внутренней области РПЗ, который растянулся вдоль геомагнитного экватора с максимумом в области азимутального угла –100° ≤ φ ≤ –20°, что соответствует БМА. Отметим, что потоки квазизахваченных электронов в 24-м цикле оказались заметно слабее, чем в 23‑м, когда солнечная активность была значительно выше вследствие бóльшего числа мощных магнитных бурь. Кроме того, наблюдается существенное уменьшение интенсивности потоков в области БМА.

Эффект уменьшения площади БМА наглядно демонстрируется на рис. 2, где сравниваются частоты появления интенсивных потоков электронов с E > 30 кэВ во время 23-го и 24-го солнечных циклов. Видно, что низкоширотная область в диапазоне –100° ≤ φ ≤ –20°, где интенсивные потоки наблюдаются наиболее часто, в 23-м цикле имеет существенно бóльшую протяженность как по широтам, так и по долготам. Шлейф повышенного числа высыпаний перемещается на запад от БМА вдоль геомагнитного экватора. Широтная протяженность и интенсивность этого шлейфа заметно выше в 23-м цикле. Из рис. 2 также видно, что на высоких широтах область интенсивных потоков во внешней зоне РПЗ смещается над Северной Америкой к полюсу, а над Сибирью – к экватору. Поскольку объем статистики событий в 24-м солнечном цикле в 10 раз больше, чем в 23-м, то наблюдаемый эффект является статистически обеспеченным.

Рис. 2.

Географические карты частоты появления интенсивных потоков электронов с энергией E > 30 кэВ, высыпающихся из радиационного пояса Земли, построенные по данным спутниковых измерений NOAA/POES на высоте 850 км: а – для 23-го солнечного цикла (с 1998 по 2009 гг.); б – для 24-го солнечного цикла (с 2010 по 2019 гг.). Магнитный экватор показан кривой черного цвета.

Детальное представление распределения интенсивных потоков квазизахваченных электронов на низких широтах приведено на рис. 3. Здесь объединены данные по двум солнечным циклам с 1998 по 2019 гг., что позволяет составить среднестатистическую картину динамики электронов и определить механизм их появления в запрещенной области под внутренней зоной РПЗ. Заметно различимы две области повышенных потоков. Первая находится над Африкой и простирается от восточной кромки БМА до долготы 60° (азимутальный угол 0° ≤ φ ≤ 60°). Вторая область находится над Тихим океаном и простирается от долготы φ = 100° до западной границы БМА (φ = –100°). Между этими областями располагаются зазоры, где потоки электронов довольно слабы и редки. Отметим, что потоки квазизахваченных электронов над Африкой гораздо слабее, чем над Тихим океаном. Интенсивность потоков над Африкой и частота их появления уменьшаются на восток с удалением от БМА. В то же время потоки электронов над Тихим океаном как по интенсивности, так и по частоте событий растут с долготой, достигая максимума в области БМА (см. рис. 3).

Рис. 3.

Карты распределения максимальных потоков квазизахваченных электронов с энергией E > 30 кэВ на низких широтах (полярный угол θ < 40°), построенные по данным спутниковых измерений NOAA/POES на высоте 850 км в период 23-го и 24-го солнечных циклов (с 1998 по 2019 гг.): а – максимальные потоки электронов; б – частота событий в пространственной ячейке 3° × 2° географической долготы и широты соответственно. Магнитный экватор показан кривой черного цвета.

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Анализ пространственного распределения интенсивных высыпаний быстрых электронов с E > > 30 кэВ из внешней зоны РПЗ на средних и высоких широтах северного полушария показал, что в 24-м солнечном цикле область высыпаний над Северной Америкой смещается к полюсу, а над Сибирью – к экватору. Впервые такая динамика была обнаружена ранее в работе [20]. Этот эффект можно объяснить ускоренным сдвигом северного магнитного полюса от Канады в сторону Сибири, в результате чего интенсивные высыпания быстрых электронов из внешней зоны РПЗ и дискретные полярные сияния начали наблюдаться в среднеширотной части России.

Вместе с тем на низких широтах обнаружено существенное уменьшение числа и интенсивности потоков электронов, а также площади БМА. Этот эффект нельзя объяснить уменьшением солнечной активности в 24-м солнечном цикле, поскольку оно должно приводить к усилению электронных потоков и увеличению площади БМА [12]. С другой стороны, благодаря ускоренному изменению геомагнитного поля Земли, напряженность магнитного поля в районе БМА увеличивается, что приводит к подъему нижней кромки внутренней зоны РПЗ на бóльшие высоты, уменьшению потоков квазизахваченных частиц и площади БМА [11].

Анализ распределения квазизахваченных электронов на низких широтах позволил определить механизм их появления под внутренним РПЗ на высоте 850 км. Этот механизм напрямую связан с топологией магнитного поля Земли, имеющего на указанной высоте в области геомагнитного экватора минимальную напряженность в районе БМА. Магнитное поле быстро растет на восток и достигает максимума в районе 60° ≤ φ ≤ 100°. Далее напряженность поле начинает плавно спадать и возвращается к своему минимуму в БМА.

Если электроны начинают свое движение из области БМА и дрейфуют на восток, то они быстро движутся вдоль дрейфовых оболочек вверх на большие высоты в область меньшей напряженности поля, сохраняя при этом магнитный момент. Пройдя область максимальных высот, электроны начинают двигаться вниз и снова становятся видимыми на заданной высоте. При этом поток электронов не должен возрастать. Увеличение потока и частоты наблюдения быстрых электронов над Тихим океаном объясняется инжекцией частиц из внутренней зоны РПЗ. Полученное в данной работе распределение является надежным подтверждением механизма радиального переноса быстрых электронов из внутреннего РПЗ к Земле с последующим азимутальным дрейфом на восток [21].

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В результате анализа данных непрерывных спутниковых наблюдений низкоорбитальных полярных спутников серии NOAA/POES в период 23-го и 24-го солнечных циклов (т.е. с 1998 по 2019 гг.) определено пространственное распределение высыпаний быстрых электронов с энергиями E > 30 кэВ из РПЗ в ионосферу. Установлено, что область высыпаний электронов из внешней зоны РПЗ смещается над Северной Америкой к полюсу, а над Сибирью – к экватору, т.е. в 24-м солнечном цикле в северном полушарии на восточных долготах интенсивные высыпания раcположены на более низких широтах (смещение на несколько градусов), чем в предыдущем солнечном цикле. Это хорошо согласуется с последними данными о динамике северного геомагнитного полюса.

Проведенное сравнение данных спутниковых наблюдений указывает на то, что интенсивность потоков быстрых электронов в области БМА и площадь самой БМА существенно уменьшились в 24-м солнечном цикле по сравнению с 23-м, что может быть вызвано в первую очередь изменением геомагнитного поля Земли на низких широтах, а также уменьшением геомагнитной активности.

Полученное в данной работе распределение квазизахваченных электронов на низких широтах позволяет подтвердить механизм их появления под внутренней зоной РПЗ на высоте 850 км и радиального переноса из внутреннего РПЗ по направлению к Земле с последующим азимутальным дрейфом на восток. Последнее особенно важно учитывать для повышения устойчивости работы глобальных навигационных спутниковых систем и дистанционного зондирования Земли [22–25].

Авторы благодарят подразделение Полярных орбитальных космических спутников NOAA/POES за предоставление экспериментальных данных о высокоэнергетичных частицах.

Работа выполнена в рамках госзадания Министерства науки и высшего образования Российской Федерации (регистрационный номер 122040500060-4). Работа А.В. Дмитриева поддержана грантом MOST 108-2111-M-008-035, частично грантом MOST 110-2111-M-008-013 и научно-исследовательским фондом Национального центрального университета Тайваня.