Космические исследования, 2021, T. 59, № 6, стр. 460-472

ВВЕДЕНИЕ

Основное влияние на динамику радиационных условий в околоземном космическом пространстве (ОКП) в периоды минимума солнечной активности (СА) оказывают частицы внешнего радиационного пояса Земли (ВРПЗ) – захваченные магнитным полем Земли электроны релятивистских и субрелятивистских энергий. Это обусловлено тем, что основной источник другой популяции, представляющей радиационную опасность в ОКП – солнечных космических лучей – связан с солнечными вспышками, которые в минимуме солнечной активности отсутствуют. Поэтому в периоды минимумов СА потоки электронов ВРПЗ определяют радиационные условия в ОКП, в т. ч. на геостационарных орбитах. Релятивистские электроны могут негативно влиять на работу спутников, поскольку высокие уровни потоков релятивистских электронов с большой вероятностью повреждают чувствительные электронные компоненты спутников [1–4]. Причем в условиях дальнейшей миниатюризации электроники на КА негативное влияние РЭ будет только возрастать. Оперативный мониторинг радиационных условий и прогнозирование радиационного состояния ОКП позволяют предупредить опасные последствия изменений в радиационной обстановке [5]. Следовательно, новые экспериментальные данные о динамике радиационных условий на разных орбитах представляют не только научный, но и практический интерес.

Как известно, потоки электронов ВРПЗ чувствительны к геомагнитным возмущениям вне зависимости от их природы. Источниками возмущений могут быть как корональные выбросы массы (КВМ), связанные с солнечными вспышками, так и высокоскоростные потоки солнечного ветра (ВСП СВ) [6]. В период минимума СА более актуальными становятся магнитные бури, вызванные ВСП СВ из корональных дыр (КД). Из многочисленных экспериментов известно, что в большинстве случаев на главной фазе магнитной бури происходит резкое падение потоков релятивистских электронов ВРПЗ, вплоть до полного исчезновения [7]. Затем примерно в половине случаев бурь потоки возрастают до уровня выше добуревого, иногда на несколько порядков, примерно в одной четверти случаев восстанавливаются до добуревого уровня, в оставшейся четверти случаев – восстанавливаются не полностью, останавливаясь на уровне ниже добуревого [8–10].

Целью данной работы является сравнительный анализ данных российских КА, находящихся на геостационарной и круговых полярных орбитах, полученных во второй половине 2020 г. Исследовались вариации потоков электронов ВРПЗ, происходившие с сентября по ноябрь 2020 г. в результате рекуррентных геомагнитных возмущений, вызванных, в свою очередь, воздействием высокоскоростного потока солнечного ветра из северной корональной дыры в течение трех оборотов Солнца. Также рассматривалась способность российской группировки КА, имеющих разные орбиты, обеспечивать надежный мониторинг радиационной обстановки в ОКП.

ИСТОЧНИКИ И СОСТАВ ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ ДАННЫХ

В настоящей работе использовались данные о потоках электронов с низкоорбитальных метеорологических спутников РФ Метеор-М № 2 (запущен 8.VII.2014) и Метеор-М № 2-2 (запущен 5.VII.2019), а также геостационарных спутников GOES16 (США, запущен 19.XI.2016) и Электро-Л № 2 (РФ, запущен 11.XII.2015).

Орбиты спутников Метеор-М № 2 и Метеор-М № 2-2 солнечно-синхронные, высота в восходящем узле h = 832 км, наклонение i ~ 98.8°, период обращения Т = 101.3 мин, орбита Электро-Л № 2 – точка стояния 76° в.д., с сентября 2020 – 14.5° з.д, высота орбиты – 36000 км, наклонение – не более 0.5°.

Электроны релятивистских и субрелятивистских электронов регистрировались с помощью гейгеровских счетчиков (пороговые энергии 0.7  и 1.7 МэВ), и телескопической сборки из полупроводниковых и сцинтилляционного детекторов (пороговые энергии 100, 300 и 700 кэВ). На спутниках Метеор-М № 2 было установлено два набора телескопов с углами обзора в 30° – по вектору скорости спутника (ось X спутника) и в перпендикулярном направлении в сторону открытого космоса (ось Z). На средних широтах, близких к положению широты максимума внешнего пояса, направление осей телескопов занимают промежуточное положение между направлением вдоль силовой линии и нормалью к ней. Тем не менее, направление оси X ближе к направлению нормали к силовой линии, чем направление оси Z. Поэтому, с учетом относительно узкого угла обзора, телескоп вдоль оси X регистрирует захваченные частицы. Поэтому в данной работе мы использовали показания телескопа, смотрящего по оси X.

Основные измерительные характеристики использовавшихся приборов приведены в табл. 1.

ИСТОЧНИКИ ВОЗМУЩЕНИЙ И УСЛОВИЯ В ОКОЛОЗЕМНОМ МЕЖПЛАНЕТНОМ ПРОСТРАНСТВЕ

Как уже было сказано выше, процессы, происходящие в ОКП магнитосфере Земли, тесно связаны между собою, что делает необходимым рассмотрение условий, в которых осуществлялись наблюдения, а также источников вариаций потоков электронов ВРПЗ.

На рис. 1 приведены временные зависимости наиболее существенных параметров, влияющих на вариации потоков электронов внешнего радиационного пояса (ВРПЗ) – модуль В и Bz-компоненты вектора магнитной индукции межпланетного магнитного поля (ММП), а также плотности и скорости солнечного ветра в период с сентября по ноябрь 2020. Как можно заметить, в указанный период времени трижды регистрировались высокоскоростные потоки солнечного ветра (ВСП СВ). Источником этих возрастаний стала квазистационарная северная корональная дыра, наблюдавшаяся на Солнце с августа по декабрь 2020. Также из рис. 1 видно, что скорость ВСП СВ во всех трех возрастаниях не превышает 700 км/c, а отрицательное значение Bz держится не слишком долго, что заставляет ожидать небольшую амплитуду рекуррентных геомагнитных возмущений. Заштрихованные области – это рассматриваемые нами интервалы возмущений.

Рис. 1

На верхней панели рис. 2 приведены временные зависимости геомагнитных индексов Kр и Dst, характеризующие рекуррентные возмущения, вызванных приходом к Земле ВСП СВ. Видно, что геомагнитное возмущение с максимальной амплитудой наблюдалось после сентябрьского возрастания скорости потока СВ, когда максимальная амплитуда Dst-вариации равнялась –57 нТ, а Kр-индекс = 6-. Также видно, что во всех трех случаях, геомагнитные возмущения не имели единственной, четко выраженной главной фазы бури, а состояли из нескольких активаций. Мы предполагаем, что такой характер возмущений может быть связан со сложной пространственной структурой корональной дыры, являвшейся источником всех трех ВСП СВ.

Рис. 2

Мы ограничились демонстрацией вариаций Dst и Kр-индекса, поскольку анализ буревых вариаций потоков электронов внешнего РПЗ выполнен на довольно грубой временной шкале – несколько дней для каждого из трех событий. На этой временной шкале вариации Kр и авроральных индексов АЕ-АL носят сходный характер. Авроральные индексы может дать существенные результаты только при исследований мелкомасшбных вариаций потоков частиц (например, высыпаний) в областях близких ко внешней границе внешнего пояса, что планируется нами сделать в последующих работах.

На нижней панели рис. 2 представлен временной ход релятивистских и субрелятивистских электронов на геостационарной орбите по данным GOES16 (>2 МэВ) и Электро-Л № 2 – >600 кэВ.

На нижней панели рис. 2 хорошо видны три последовательных возрастания потоков электронов ВРПЗ. Также заметны их отличия – например, что первое возрастание, вызванное более сильной магнитной бурей, привело к более интенсивному возрастанию потоков релятивистских электронов (>2 МэВ). Также видно, что возрастания потоков электронов субрелятивистских энергий (>600 кэВ) начинаются раньше, чем релятивистских, что отмечалось и в ранних работах [7, 11].

Потоки электронов субрелятивистских (>100 кэВ) и релятивистских (>2 МэВ) ВРПЗ, р-егистрировавшиеся в эксперименте на ИСЗ Мете-ор-М № 2, имевшим круговую полярную орбиту и за счет этого пересекавшие разные L-оболочки, представлены на рис. 3 .

Рис. 3.

Вариации потоков электронов субрелятивистских (>100 кэВ) и релятивистских (>2 МэВ) энергий ВРПЗ по данным ИСЗ Метеор-М № 2 с 15.IX по 14.XII.

Рис. 3 отражает вариации не только интенсивности, которая показана цветом в полутоновой шкале, но и пространственного распределения частиц ВРПЗ разных энергий. Мы видим, что отмеченные выше для геостационарной орбиты более интенсивные и более длительные возрастания потоков электронов релятивистских энергий наблюдаются и на малых высотах.

Рассмотрим более подробно каждый из трех периодов геомагнитных возмущений.

РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ ПОТОКОВ ЭЛЕКТРОНОВ ВРПЗ НА МАЛЫХ ВЫСОТАХ

Как уже было сказано выше, из трех рассмотренных событий, сентябрьское было наиболее интенсивным. Поток высокоскоростного СВ вызвал умеренную геомагнитную бурю, которая в свою очередь привела к вариациям потоков электронов ВРПЗ. На верхней панели показаны вариации потоков релятивистских электронов (>2 МэВ) вдоль орбиты Метеор-М № 2. На рисунке хорошо видно, как на фазе восстановления бури поток электронов с энергией >2 МэВ постепенно возрастает на всех L-оболочках от 3 до 7, вплоть до 5.Х, когда после небольшого возмущения (Kр = 4) происходит резкое падение потока электронов не только на геостационарной орбите (см. рис. 2), но и на малых высотах.

На нижней панели рис. 4, показывающей временной ход геомагнитных индексов Dst и Kр, стрелками отмечены моменты времени, для которых далее на рис. 5 приведены профили – зависимости от L-оболочки величин потоков электронов разных энергий, полученные для вечерних значений локального времени.

Рис. 4.

Временные зависимости с 18.IX по 7.X потоков электронов релятивистских (>2 МэВ) энергий по данным ИСЗ Метеор-М № 2 (а), геомагнитных индексов Kр и Dst (б).

Рис. 5.

Профили внешнего радиационного пояса для электронов >150 кэВ (а), >700 кэВ (б), >1.7 кэВ (в) во время геомагнитного возмущения 23–30.IX.

При построении профилей потоков электронов разных энергий фоновым считался профиль за 19.IX (толстая сплошная линия). Из рис. 5 видно, что максимумы пояса для электронов >700 кэВ и >1.7 МэВ наблюдались на L = 4.5 и 4.3, соответственно.

23.IX (тонкая сплошная линия) мы наблюдаем небольшое возрастание и сдвиг в область более высоких L пояса для электронов >150 кэВ, небольшое падение потока >700 кэВ-ных электронов и практически полное исчезновение пояса релятивистских электронов (>1.7 МэВ), аналогично тому, как это наблюдалось в других экспериментах [7]. Для профилей 24.IX (частые точки) наблюдается рост и расширение пояса 150 кэВ-ных электронов, дальнейшее падение потоков 700 кэВ-ных в области старого максимума и начало формироваться новый максимум на L = 4.9.

Далее 25.IX (пунктирная линия) профиль пояса электронов с энергией >150 кэВ изменился мало, рост потока частиц >700 кэВ продолжился, и их новый максимум на L = 4.9 расширился, у релятивистских электронов начал формироваться новый максимум также на L = 4.9. В данных по КА Метеор-М № 2-2 имелся пропуск 26.IX, 27.IX и 28.IX, 29.IX.2020 (показано штрихпунктирной линией) мы наблюдаем существенное возрастание потоков >700 кэВ-ных и >1.7 МэВ-ных электронов, а также расширение области захваченной радиации по сравнению не только с состоянием 25.IX, но и с добуревым поясом. Интенсивность потока >150 кэВ-ных электронов также возросла по сравнению с добуревым состоянием, заполнился зазор между поясами, полярная граница сдвинулась на более высокие L-оболочки. Профиль, полученных 1.X (жирные точки) показывает продолжающуюся тенденцию роста потоков электронов с энергией >0.7 и >1.7 МэВ и расширения области ВРПЗ. Кроме того, для обоих энергетических диапазонов видно возникновение дополнительного максимума вблизи L = 7. Поток электронов с энергией >150 кэВ остаeтся на уровне 29.IX. Поток электронов с энергией 1.7 МэВ остается высоким вплоть до 6.X, когда после краткого геомагнитного возмущения, вызванного скачком плотности СВ, он резко упал на геостационарной орбите на три порядка (см. нижнюю панель рис. 2), тогда как поток субрелятивистских электронов плавно снижался вплоть до прихода ВСП СВ на следующем обороте Солнца. Отдельно следует отметить дополнительное возрастание потоков электронов на L = 7, зафиксированное во всех трех энергетических диапазонах 1.X.

Последовательно рассмотреть вариации на отдельных L-оболочках можно на рис. 6. На нем показаны данные с КА Метеор-М № 2 (2014 г.). Детекторы – гейгеровский счетчик с пороговой энергией по электронам Ee > 0.7 МэВ и телескоп ДАС4 с пороговой энергией Ee > 0.1 МэВ, смотрящий по вектору скорости КА.

Рис. 6.

Вариации потоков электронов ВРПЗ с энергиями >700 кэВ (а), >100 кэВ (б) на отдельных L-оболочках по данным КА Метеор-М № 2 с 22.IX по 1.X.

Точки на этом рисунке представляют собой скользящие средние значения потоков за один оборот спутника вокруг Земли, т.е. за 4 последовательных пересечения внешнего пояса – по два пересечения в северном и южном полушариях. Таким образом, каждая точка – это как бы усредненный по всем долготам поток частиц на заданной L-оболочке, отнесенный к моменту времени между вторым и третьим пересечениями внешнего пояса. Следовательно, получившееся значение потока, очевидно, меньше, чем максимальный поток в этот же момент времени на той же L-оболочке на долготах Бразильской аномалии.

При сравнении верхней и нижней панели хорошо видно, что резкое возрастание потока частиц меньших энергий происходит раньше, чем более энергичных, потоки частиц меньших энергий во время рассматриваемого возмущения изменялись сильнее, а также амплитуда вариаций потока частиц больше для более высоких L-оболочек.

Следующий раз поток высокоскоростного СВ из той же самой корональной дыры пришел к орбите Земли 23.Х и вызвал слабое геомагнитное возмущение – максимальная амплитуда Dst-вариации составила всего –38 нТ. Тем не менее, данное возмущение, как и на предыдущем обороте Солнца, вызвало заметные вариации потоков электронов ВРПЗ и их пространственного распределения. На верхней панели рис. 7 представлены вариации потоков релятивистских электронов ВРПЗ по данным ИСЗ Метеор-М № 2.

Рис. 7.

То же, что на рис. 4 для интервала времени с 20.X по 30.X.

На рис. 7 видно, что характер вариаций в этом событии существенно отличается от первого – после падения интенсивности формируется дополнительный максимум на большем расстоянии от Земли. На нижней панели рис. 7 на временной зависимости геомагнитных индексов, как и для сентябрьского события, стрелками отмечены моменты времени, для которых далее приведены профили потоков электронов в зависимости от L на рис. 8.

Рис. 8.

То же, что на рис. 5 во время геомагнитного возмущения 23–30.IX.

Фоновым в данном случае был выбран профиль, полученный 22.Х (толстая сплошная линия). На профиле, полученном 24.X (тонкая сплошная линия) видно, что поток частиц в районе старого максимума для всех трех энергетических каналах упал, как это и должно происходить на главной фазе бури, но у 150 кэВ-ных электронов начал образовывается новый максимум в районе L = 5.5

Профиль 25.Х (частые точки) демонстрирует для 150 кэВ-ных электронов падение потока в старом максимуме на L = 3.7 и сдвиг нового максимума к L = 5. У потоков 700 кэВ-ных электронов также возникает второй максимум на L = 5, при этом интенсивность в обоих максимумах чуть ниже предыдущего дня, а поток 1.7 МэВ-ных электронов продолжает падать. 27.Х (пунктирная линия) профиль пояса 150 кэВ-ных электронов еще немного упал на L < 5, а на L > 5 вырос, новый на L = 5 пояс 700 кэВ-ных вырос и расширился, а старый еще уменьшился, потоки релятивистских электронов в области старого максимума не изменились, но на L = 5–5.5 начал образовываться новый максимум.

Профили, полученные 30.Х (штрихпунктирные кривые) показывают дальнейшее расширение пояса 150 кэВ-ных электронов, при этом пояс 700 кэВ-ных, наоборот, немного сузился, по сравнению с 27.Х, а у пояса релятивистских (>1.7 МэВ) электронов стали четко видны два максимума – на L = 3.7 и L = 5. Профили за 31.Х (жирные точки) помимо сужения – падения потоков на L > 5 для всех трех энергетических каналов, мало изменились по сравнению с 30.Х. Отметим, что положение и глубина зазора между поясами во время данного события оставалась неизменной.

Вариации на отдельных L-оболочках с 22.Х по 31.Х показаны на рис. 9. Мы видим, что возрастание потока частиц меньших энергий также, как и в сентябрьском событии происходит раньше, чем у более энергичных. Вариации потоков электронов во время рассматриваемого возмущения, как и в сентябре тем больше, чем выше номер L-оболочки и меньше энергия частиц. В отличие от сентябрьского события в октябрьском событии возрастание даже 100 кэВ-ных электронов на L = 3 практически отсутствует.

Рис. 9.

То же, что на рис. 6 для интервала времени с 22.X по 31.X.

На следующем обороте Солнца ВСП СВ из этой же корональной дыры пришел к Земле 21.ХI. Он вызвал слабое геомагнитное возмущение – максимальная амплитуда Dst-вариации также, как и в октябре составила –38 нТ. Данные слабые возмущения также стали причиной вариаций потоков электронов ВРПЗ. Представленные на верхней панели рис. 10 вариации потоков релятивистских (>2 МэВ) электронов ВРПЗ по данным ИСЗ Метеор-М № 2 демонстрируют характерные вариации – падение интенсивности, а затем восстановление потоков электронов. На нижней панели рис. 10 на временной зависимости геомагнитных индексов, как и для сентябрьского и октябрьского событий, отмечены моменты времени, для которых далее приведены профили потоков электронов в зависимости от L на рис. 11.

Рис. 10.

То же, что на рис. 4 для интервала времени с 14.XI по 1.XII.

Рис. 11.

То же, что на рис. 5 во время геомагнитного возмущения 20–29.XI.

В качестве фонового в ноябрьском событии взят профиль, полученный 19.ХI (толстая сплошная линия). Следующий набор профилей, полученный 21.ХI (тонкая сплошная линия) показывает, что потоки электронов >700 кэВ и >1.7 МэВ падают, и их максимумы немного смещаются ближе к Земле – для >700 кэВ с L = 4.2 на L = 4 и для >1.7 МэВ с L = 4 на L = 3.9. Поток электронов >150 кэВ также упал, и помимо старого максимума, также сдвинувшегося с 4.2 на 4.1, образовался новый на L = 6.2. Профиль 22.ХI (частые точки) демонстрирует возрастание интенсивности >150 кэВ-ных электронов выше добуревого уровня, а также дальнейшее падение потоков >700 кэВ-ных и >1.7 МэВ-ных электронов в старых максимумах и образование новых максимумов на L = 5.

Поток 23.ХI (пунктирная линия) >150 кэВ-ных электронов не изменился для L < 6.5 и вырос на более высоких L, поток >700 кэВ-ных и 1.7 МэВ-ных в новых максимумах, которые сдвинулись ближе к Земле – на L = 4.8 и L = 4.7, соответственно, существенно вырос. Рост потока в новом максимуме для электронов этих энергий продолжился и 25.ХI (штрихпунктирная линия). Поток электронов с энергией >150 кэВ остался тем же для L < 6.4, а на более высоких L существенно упал, на L = 7 – на порядок по сравнению с предыдущим днем. Профили, полученные 29.ХI (жирные точки) для каналов >150 и >700 кэВ изменились не существенно по сравнению с 25.ХI, за исключением падения интенсивности на L > 7, а у релятивистских электронов зазор между старым и новым поясом заполнился, и общая интенсивность еще подросла, но все равно не достигла добуревого уровня.

Таким образом, можно заключить, что в результате геомагнитного возмущения, начавшегося (Kр = 5-, Dst = –38 нТ) произошла инжекция электронов на L = 4.3 по всем энергетическим каналам и началось смещение к Земле старого максимума. 23.ХI сформировался новый максимум потоков на L = 4.7, а остатки “старого” пояса сместились на более низкие L-оболочки. Положение и глубина зазора между поясами во время данного события оставалась неизменной для всех трех энергетических каналов, как и во время октябрьского события.

На рис. 12 показаны вариации на отдельных L‑оболочках с 20.ХI по 29.ХI. На нижней панели рис. 12 хорошо видно, что время момент возрастания потока электронов с энергией >150 кэВ тем больше, чем больше выбранный номер L-оболочки. Рисунок на верхней панели показывает, что возрастание потоков электронов с энергией >700 кэВ на L = 5 и 4.5 происходило одновременно. Также мы видим, что отмеченная для двух предыдущих событий закономерность – амплитуда вариаций потока частиц возрастает на более высоких L-оболочек – сохраняется и для третьего события.

Рис. 12.

То же, что на рис. 6 для интервала времени с 20.XI по 29.XI.

ОБСУЖДЕНИЕ ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ РЕЗУЛЬТАТОВ

Выполненный анализ динамики внешнего радиационного пояса Земли в период слабых геомагнитных возмущений в сентябре–ноябре 2002 г. показывает, что большая амплитуда геомагнитных возмущений не является необходимым условием значимых вариаций потоков электронов ВРПЗ, возникающих в результате ускорения и рассеяния частиц в магнитосфере. Приход на орбиту Земли ВСП СВ оказывается достаточным для изменения пространственных и спектральных характеристик ВРПЗ, причем скорость СВ в данном случае не превышала 650 км/c.

Вызванные этим небольшие геомагнитные возмущения, как было показано, приводят к возрастанию потоков субрелятивистских электронов ВРПЗ, а также опустошению пояса релятивистских электронов, с последующим его восстановлением на уровень выше добуревого, как это было во время геомагнитного возмущения, начавшегося 23.IX. Данные результаты не противоречат результатам, полученным в предыдущих экспериментах, в частности на ИСЗ серии КОРОНАС – КОРОНАС-Ф [7] и КОРОНАС-Фотон [11–13] – резкому снижению интенсивности релятивистских электронов во внешнем РПЗ на главной фазе геомагнитной бури. В нашем случае о полноценных бурях с главной фазой говорить трудно, но мы видим, что для опустошения пояса релятивистских электронов не требуется выраженной главной фазы бури. При этом следует отметить, что после при сравнении трех исследованных событий было получено, что возрастание потоков релятивистских электронов (>1.7 и >2 МэВ) выше добуревого уровня наблюдалось только для более сильного возмущения, наблюдавшегося в сентябре 2020. Поток субрелятивистских электронов (>700 кэВ) также возрос выше добуревого уровня только после сентябрьского, а после октябрьского и ноябрьского возмущений лишь вернулся на добуревой уровень, но новый максимум пояса образовался дальше от Земли – на более высоких L‑оболочках.

Помимо того следует отметить, что для рассеяния частиц, оказывается достаточно минимального возмущения в солнечном ветре, как это наблюдалось 6.X и 31.IX, когда после минимального воздействия поток релятивистских электронов упал более, чем на порядок на геостационарной орбите (см. рис. 2). Следует отметить, что данные российского КА Электро-Л, находящегося на геостационарной орбите позволяют верифицировать данные о потоке релятивистских электронов с КА GOES16. Вариации потоков релятивистских электронов во ВРПЗ экспериментально изучались как в России, так и за рубежом различными научными коллективами с момента их открытия до наших дней, например, [8–10, 14–16] и ссылки там. Корреляция между вариациями потоков электронов ВРПЗ и параметрами солнечного ветра, в частности со скоростью СВ, хорошо известна и была показана во многих из этих работ, а также детально была рассмотрена в работах [17, 18].

Представленные в настоящей работе экспериментальные данные не противоречат полученным ранее результатам, и ранее известный факт, что высокая скорость солнечного ветра можно рассматривать как основной индикатор вариаций ВРПЗ и в случае не только сильных, но и слабых геомагнитных возмущений. При этом сам по себе солнечный ветер не может ускорить электроны ВРПЗ. В настоящее время, существует статистически подтвержденная гипотеза, что ВСП СВ сопровождаются пульсациями Pc5 (2–7 МГц) [3, 18], и ускорение и рассеяние электронов могут быть результатом взаимодействия “волна-частица”. Предположительно, основным агентом, вызывающим возбуждение этих полярных пульсаций, является проникновение флуктуаций плазмы СВ на переднем фронте магнитного облака. Однако, попытки точного теоретического объяснения причин резкого возрастания потоков РЭ во внешнем радиационном поясе Земли сталкиваются с трудностями из-за существования целого ряда разнообразных физических факторов, играющих сравнимую между собой важную роль. Это приводит к большой неопределенности в параметрах пространственной, питч-угловой и энергетической диффузии при различных типах волновой активности. Поэтому новые экспериментальные данные, полученные в различных физических условиях и их систематизация остаются актуальной задачей в данной области исследований.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

По данным российских КА серии Электро-Л и Метеор-М была изучена радиационная обстановка в ОКП в сентябре–ноябре 2020. На основании выполненного исследования можно сделать следующие выводы:

С сентября по ноябрь 2020 радиационная обстановка в ОКП определялась вариациями потоков электронов во внешнем РПЗ, вызванными рекуррентными потоками высокоскоростного солнечного ветра, истекавшими из северной корональной дыры, существовавшей в течение нескольких оборотов Солнца.

При анализе вариаций потоков электронов различных энергий видно, что вариации потоков 100 кэВ-ных электронов существенно сильнее, чем релятивистских. Также видно, что чем выше энергия электронов, тем слабее вариации потоков частиц на малых L.

На сегодняшний день информация, поступающая с российских КА позволяет оперативно оценивать радиационную обстановку в ОКП.

Данные о потоках электронов геостационарной орбите, измеряемые на КА GOES16, предоставлены Space Weather Prediction Center, Boulder, CO, National Oceanic and Atmospheric Administration, US Dept. of Commerce.