Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Потоки электронов в земной магнитосфере и в околоземном космическом пространстве 15
1.1. Краткие сведения о физических терминах, межпланетных параметрах и геомагнитных индексах, используемых в работе 15
1.2. Высокоэнергичные электроны в межпланетном и околоземном космическом пространстве 20
1.3. Возможности стратосферного эксперимента по космическим лучам в исследовании событий с высыпаниями энергичных электронов в земную атмосферу 32
1.4. Постановка задачи и предлагаемые методы ее решения... 37
1.5. Выводы главы 1 40
Глава 2. Стратосферный эксперимент по космическим лучам. Наблюдение высыпаний энергичных электронов в земную атмосферу 42
2.1. Краткое описание методики регистрации космических лучей в земной атмосфере 42
2.2. Метод выделения случаев высыпаний энергичных электронов из данных стратосферного эксперимента по космическим лучам 49
2.3. Основные характеристики событий с высыпаниями высокоэнергичных электронов, установленные по данным стратосферного эксперимента... 54
2.3.1 Основные характеристики спектра поглощения фотонов в атмосфере. 55
2.3.2 Временные вариации потока высыпающихся электронов 57
2.3.3 Сравнительный анализ данных одновременных наблюдений высыпаний электронов на полярных станциях 62
2.4. Особый класс событий - высыпания высокоэнергичных электронов во время солнечных протонных событий .64
2.4.1 Переходные кривые космических лучей в атмосфере связанные с высыпаниями высокоэнергичных электронов в солнечных протонных событиях 64
2.4.2 Энергетические спектры частиц и определение вклада вторичных фотонов , 66
2.4.3 Условия наблюдений высыпаний электронов во время солнечных протонных событий и возможные источники электронов 69
2.4.4 Высыпание высокоэнергичных электронов во время солнечного протонного события 23-24 марта 1991 г 72
2,5 Выводы главы 2 75
Глава 3. Определение основных характеристик потоков первичных электронов во время высыпаний, зарегистрированных в земной атмосфере 78
3.1 Основные физические процессы, сопровождающие прохождение электронов в земной атмосфере 78
3.2. Определение основных характеристик первичного потока высыпающихся электронов из данных стратосферного эксперимента 85
3.2.1 Результаты расчетов процесса прохождения электронов в атмосфере. Применение исследовательского программного комплекса «GEANT-4» 85
3.2.2 Определение энергетического спектра потока первичных электронов на границе атмосферы 99
3.2.3 Сравнение энергетических спектров электронов, полученных из стратосферных данных и данных наблюдений на спутниках во время высыпаний 101
3.3 Выводы главы 3 104
Глава 4. Межпланетные и геомагнитные условия, сопровождающие высыпания высокоэнергичных электронов в земную атмосферу 106
4.1. Высыпания высокоэнергичных электронов в полярную атмосферу в марте-мае 1994 г 106
4.2. Наблюдения высыпаний высокоэнергичиых электронов в обе. Мирный (Антарктида) 115
4.3. Межпланетные и геомагнитные условия, сопровождающие наблюдения электронных высыпаний в атмосфере. Некоторые примеры наблюдательных данных . 119
4.4. Выводы главы 4 127
Глава 5. Долговременные и короткопериодичсские изменения частоты высыпаний высокоэнергичиых электронов, зарегистрированных в полярной атмосфере 130
5.1. Изменение частоты высыпаний высокознергичных электронов в 11-летнем цикле солнечной активности 130
5.2. Сезонный эффект высыпаний высокоэнергичных электронов в полярную атмосферу 139
5.3. 27-дневная повторяемость высыпаний высокоэнергичных электронов в полярную атмосферу 145
5.4. Выводы главы 5 148
Заключение 150
- Высокоэнергичные электроны в межпланетном и околоземном космическом пространстве
- Метод выделения случаев высыпаний энергичных электронов из данных стратосферного эксперимента по космическим лучам
- Результаты расчетов процесса прохождения электронов в атмосфере. Применение исследовательского программного комплекса «GEANT-4»
- Межпланетные и геомагнитные условия, сопровождающие наблюдения электронных высыпаний в атмосфере. Некоторые примеры наблюдательных данных
Введение к работе
КЪ^ЪЬ .
Актуальность работы. Работа посвящена изучению процессов высыптия высокоэнергичных электронов из магнитосферы в атмосферу Земли. Экспериментальные данные получены в долговременном эксперименте по измерению потоков космичесіжх лучей на баллонах в стратосфере, проводимом лабораторией физики Солнца и космических лучей (ЛФС и КЛ) ФИАН. Этот эксперимент берет начало с 1957 г. -Международного Геофизического Года - и продолжается в настоящее время.
Измерения проводятся на нескольких географических широтах, в том числе в северных и южных полярных областях, что позволяет наблюдать высышшия высокоэнергичных электронов из земной магнитосферы в атмосферу. МагнитоссЬсра Земли содержит несколько популяций энергичных заряженных частиц (протоне в и электронов), которые отличаются разными динамическими свойствами. Наиболее устойчивыми образованиями являются внутренний и внешний радиационные полса Земли, образованные частицами, захваченными геомагнитным полем. Взаимодейс"ше магнитосферы Земли с набегающими потоками высокоскоростной плазмы солнечного ветра приводит к появлению дополнительных потоков заряженных частиц, которые при определенных. условиях могут высыпаться в земную атмосферу. Исследование временных, энергетических и пространственных характеристик этих популяций заряженных частиц (например, высокоэнергичных электронов) в земной магнитосфер, как экспериментальными методами так и теоретическими, является одним из центральных направлений в физике магнитосферы и связано с фундаментальной задачей исследования физических механизмов ускорения, переноса, удержания и потерь заряженных частиц в магнитосфере Земли и других планет, имеющих магнитное поле. Важными являются вопросы, каким образом энергия межпланетных возмущений (например, высокоскоростных потоков солнечного ветра, межпланетных ударных веля) " передается в магнитосферу» каким образом создаются необходимые условия для эффективного ускорения заряженных частиц в межпланетной среде и земнэй магнитосфере.
Ускоренные потоки высокоэнергичных электронов ответственны за многие процессы в цепи солнечно-земных связей, оказывают существенное влияние на физико-химические свойства земной атмосферы. Поэтому необходим анализ экспериментальных данных о высыпаниях высокоэнергичных (релятивистских) электронов в земную атмосферу, полученных на протяжении почти SO-летнего пгшттіі|і, іииіііініП ninmrnrnnn даст новую
і., rsgfla
важную информацию. Полученные результаты могут быть использованы для долгосрочного (в одиннадцатилетнем цикле солнечной активности), краткосрочного (напрі «ер, сезонных вариаций на протяжении года) и оперативного прогнозирования появления значительных потоков высокоэнергичных электронов в земной магнитосфере и атмэ:фере. Последнее имеет важное научное и практическое значение. В частности, известно, что эти электроны (т.н. электроны - убийцы, "killers") являются основной причиной нарушений функционирования бортовой аппаратуры и систем связи на космі^еских аппаратах во время геомагнитных возмущений. Релятивистские электроны проницают достаточно глубоко в наружные элементы и электрическую проводку," вьізьшгія появление наведенных статических зарядов и электрических пробоев, что привесит к многочисленным нарушениям в электрических цепях, навигационных и научных комплексах бортовой аппаратуры. Широко известен случай потери связи и возникновения нарушений в приборах контроля на канадских спутниках Intelsat К, ANIK Е2 и др. во время геомагнитных возмущений 20 января 1994 г. Актуальность и практическая важность данного направления исследований нашли отражение во многих межд;/народных программах (например, программа "Living With A Star (NRA-03-OSS-01-LWS)'r). В частности, исследования последних лет показали, что потоки высыпающихся энергичных частиц (как во время солнечных вспышек, так и во время геомагнитных возмущений) оказывают существенное влияние на образование в мезосфере и нижней термесфере (диапазон высот ~ 60-100 км) нечетных молекул NOy. Эти долгоживущие (несколько месяцев) химические составляющие переносятся из верхних слоев атмосферы на средние высоты ~ 25 км и существенно влияют на содержание озона в земной атмосфере. Эффект от высыпающихся частиц сравним с эффектом, производимым вариациями солнечного излучения в 11-летнем цикле солнечной активности.
Характеристики потоков высыпающихся электронов на границе атмосферы и потоков вторичных тормозных фотонов можно установить непосредственно из данных баллонных измерений ФИ АН и использовать их при проведении расчетов скорости ионообразования во время электронных высыпаний, радиационной нагрузки на космические аппараты; такие данные необходимы также для проведения модельных расчетов физических и химических процессов в земной атмосфере. В настоящее время высыпания энергичных электронов регистрируются на спутниках. Однако только данные, полученные в ФИ АН, позволяют исследовать это явление на протяжении многих десятков лет при неизменном положении станций наблюдения.
Целью настоящей работы является новое направление, развиваемое в ЛФС и КЛ ФИАН в последние годы - исследование природы и пространственио-времгниых, энергетических характеристик физического явления - высыпания потоков высокоэнергичных электронов в земную атмосферу. Основным экспериментальным материалом исследований являются данные измерений потоков космических лучей в атмосфере, полученные в ФИАНе с 1957 года по настоящее время.
Основными задачами данной работы является:
-
Обработка и анализ первичных экспериментальных данных стратосферных измерений на высокоширотных станциях, физическое обоснование и разработка методов выцгления событий с высыпаниями высокоэнергичных электронов в земную атмосферу и определение основных характеристик потоков тормозных фотонов в атмосфере во время этих событий.
-
Проведение численных расчетов процесса распространения высыпающихся элекгронов и вторичных фотонов в земной атмосфере, определение энергетического спектра высыпающихся электронов на границе атмосферы по данным наблюдений в стратисфере.
-
Анализ пространственно - временных и энергетических характеристик высыпаний электронов по данным одновременных наблюдений событий в атмосфере на разных геомагнитных, долготах. Исследование временных вариаций потоков высыпающихся электронов во время отдельных случаев высыпаний. Анализ физических условий в межпланетном пространстве и земной магнитосфере, сопутствующих высыпаниям высокоэнергичных электронов.
-
Исследование одиннадцатилетних и сезонных вариаций в частоте событий высыпаний электронов в земной атмосфере и установление связи этих вариаций с процессши на Солнце, межпланетной среде и в геомагнитном поле.
-
Анализ особого класса электронных высыпаний - высыпаний во время солнечных протонных событий. Разработка метода разделения протонной и электронной компонент во время таких событий и восстановления характеристик первичного потока высыпающихся электронов.
Научная новизна работы. В настоящее время в мире не существует аналогов наблюдений высыпаний высокоэнергичных (релятивистских) электронов в земную атмосферу на протяжении около 50 лет, что и определяет в первую очередь новизну и уникальность полученных в работе результатов. Впервые на современном уровне, сделан вывод о распределении высыпаний высокоэнергичных электронов в цикле согнечной активности, о наличии полугодовой (сезонной) волны в появлении этих событий. Новыми
являются результаты исследований высыпаний электронов во время солнечных прстонных событий. Впервые проведены детальные расчеты процесса прохождения первичного потока электронов и вторичных тормозных фотонов через земную атмосферу, применительно к стратосферному эксперименту; получены энергетические и угловые характеристики потоков вторичных фотонов на различных уровнях атмосферы в применении к стратосферному эксперименту по космическим лучам. Создан уникальный каліпог событий электронных высыпаний, зарегистрированных в полярной атмосфере в период 1958-2003 гг. на станциях стратосферного зондирования в северных полярных широтах (Оленья (Мурманская обл.), Норильск и Тикси) и в Антарктиде (обе. Мирный).
Вклад автора. Автор работы в течение более 18 лет является непосредственным участником стратосферного эксперимента по космическим лучам, проводимого сотрудниками ЛФС и КЛ Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук. Постановка задач, физическое обоснование и разработка методов их решения, проведение необходимых расчетов, обработка и анализ большой совокупности данных, вклочая первичные экспериментальные данные стратосферного зондирования на полярных станциях (с 1957 г. - по настоящее время), получение результатов по теме диссертации выполнены непосредственно автором работы или под его руководством. Основные статьи, опубликованные по результатам представленной работы, написаны при определяющем вкладе автора диссертации.
Апробация работы. Основные результаты диссертации были представлены и
обггткдались йа семинарах и конференциях, как отечественных так и зарубежных: на
российских конференциях по космическим лучам в 1993, 1999, 2002 и 2004 гг., на
ежегодных всероссийских семинарах по физике авроральных явлений в г. Апатиты (ЛГИ
КНЦ РАН) в 2001 и 2003 гг., VII-ой Пулковской Международной конференции по
физике Солнца в г. Санкт-Петербург в 2003 г., Международном семинаре "Auroral
phenomena and Solar-Terrestrial Relations" в г. Москве в 2003 г., международных
симпозиумах COSPAR э Германии (2002 г.) и во Франции (2004 г.), на Европейских
симпозиумах по космическим лучам в Польше (2000 г.), России (2002 г.) и Италии (2004
г.). на международных конференциях по космическим лучам в США (1993 г.), Италии
(Ш5 г.), Германии (2001 г.) и Японии (2003 г.).
П> Є лнкацни. По материалам диссертации опубликовано 32 работы.
ОЧъем диссертации. Диссертация содержит 209 страниц в том числе 42 рисунка, 9
таблиц и состоит из введения, пяти глав, заключения, 2-х приложений и списка
лигературы.
Высокоэнергичные электроны в межпланетном и околоземном космическом пространстве
К основным источникам электронов с энергиями более десяти кэВ относятся солнечные вспышки, галактические космические лучи, электроны от Юпитера и земная магнитосфера. Рассмотрим кратко их основные свойства с точки зрения их возможного вклада в баллонные измерения в атмосфере во время геомагнитных возмущений и высыпаний высокоэнергичных электронов в земную атмосферу.
Электроны от солнечных вспышек. Известно, что во время солнечных вспышек на Солнце происходит ускорение электронов и протонов до высоких энергий (электронов - до десятков-сотен МэВ, протонов - до десятков ГэВ). Электроны СКЛ имеют (при равной кинетической энергии) интенсивность в более 100 раз меньшую, чем протоны. Потоки вспышечных электронов в околоземном пространстве меняются от события к событию, зависят от энергии и достигают, например, величин J( 30 кэВ) 104 см" -с" -ср" и J (12-45 МэВ)« 0.7 см -с" -ср" . Энергетический спектр электронов от солнечных вспышек может быть представлен степенной функцией от кинетической энергии J( 30 кэВ) =А- Е"г, Величина показателя спектра электронов зависит от диапазона энергии и составляет величину у =0.6-2.0 (Е=20 кэВ-150 кэВ), у =2.3-4.4 (Е=150 кэВ-20 МэВ), у -2.9 (Е=30 кэВ-3 МэВ) и у =2.5-3.8 (Е=12-45 МэВ) (Акиньян и др. 1983;Базилевская и др., 1990; Sladkovaetal. 1998;).
Как правило, увеличение потоков электронов МэВ-ных энергий сопровождается увеличением потоков протонов с энергиями в десятки МэВ и выше. В результате этого, во время прихода солнечных протонов к Земле (в земную атмосферу) наблюдается резкое увеличение всенаправленного и вертикального потоков частиц, регистрируемых радиозондом. Эффект увеличения обычно наблюдается одновременно на высотах, соответствующих атмосферному давлению Х 100-200 г см"2. Этот критерий используется в данной работе для отождествления высокоэнергичных протонов от солнечных вспышек. При этом используются как данные измерений в стратосфере во время солнечных протонных событий, так и результаты наблюдений солнечных космических лучей па космических аппаратах, на наземных нейтронных мониторах и данные о солнечных вспышках, полученные в наземных и орбитальных солнечных обсерваториях (Svestka & Simon, 1975; Акиньян и др. 1983; Базилевская и др., 1990; Sladkova et al. 199S; Бондаренко и др. 1986; Solar-Geophysical Data 1967-2004). Это позволило разделить высыпания высокоэнергичных электронов во время солнечных вспышек и высыпания в атмосферу магнитосферных электронов во время геомагнитных возмущений. Исключение составляют некоторые солнечные протонные события (СПС) в которых одновременно с солнечными протонами наблюдались потоки высыпающихся электронов. Эти события представлены в разделе 2.4 данной работы.
Электроны в межпланетном пространстве с энергиями в несколько сотен кэВ могут быть ускорены коротирующими ударными волнами (например, Roelof et al., 1996). Однако ускорение электронов до энергий в несколько МэВ пока не обнаружено. Также возможно ускорение электронов межпланетными ударными волнами связанными с выбросами корональной массы (Coronal Mass Ejection- СМЕ). В любом случае следует иметь в виду, что в Мурманской области (ст. Оленья) геомагнитный порог обрезания позволяет проникнуть из межпланетного пространства в атмосферу электронам с энергией 600 МэВ. В Мирный могут проникнуть только электроны с энергией свыше 30 МэВ.
Галактические космические лучи. Потоки галактических космических лучей (ГКЛ) постоянно присутствуют в межпланетном пространстве и гелиосфере, испытывая известные долговременные и короткопериодические вариации их интенсивности. Эти потоки частиц (в основном, протоны) участвуют в формировании обычных «фоновых» переходных кривых поглощения космических лучей в атмосфере. Указанные фоновые кривые поглощения вычитаются из данных, полученных во время высыпаний высокоэнергичных электронов, которые наблюдаются как резкое и кратковременное возрастание темпа счета всенаправленного счетчика радиозонда над предыдущими (фоновыми) переходными кривыми поглощения космических лучей в атмосфере (подробнее см. Главу 2),
Электроны галактических космических лучей являются основной электронной компонентой во внутренней и внешней гелиосфере, в том числе и на высоких гелиоширотах внутренней гелиосферы (Ferreira et al., 2001; Hebor et al., 2002 и ссылки в них). Однако потоки электронов ГКЛ составляют около 1% от потока протонов -основной компоненты галактических лучей (например, дифференциальные потоки электронов в области энергий 100 кэВ меньше 10" см с" ср" кэВ" ). Таким образом, вклад потоков электронов галактических космических лучей при анализе результатов измерений во время высыпаний практически отсутствует.
Магнитосфера Юпитера является постоянным источником электронов МэВ-ных энергий в межпланетном пространстве. Это открытие было сделано Симпсоном и сотрудниками в 1973 г. по данным измерений потоков электронов с энергиями свыше 1 МэВ на борту космического аппарата "Pioneer 10" (Simpson, 1974; Simpson et al., 1974a; Pyle & Simpson, 1977). Были обнаружены повышенные потоки релятивистских электронов в течение 4 месяцев, повторяющиеся каждые 13 месяцев, когда наиболее благоприятное соединение Земли и Юпитера одними и теми же силовыми линиями (спирали Архимеда) межпланетного магнитного поля(ММП) (TeegardenetaL, 1974). Кроме того, для потоков юпитерианских электронов в межпланетном пространстве, характерны более кратковременные временные вариации с периодом 10 часов и 25 суток (Tsuchiya et al., 1999; Morioka et al., 2002 и ссылки в них).
Собственный период вращения Юпитера определяет 10 - часовую вариацию потоков электронов, а их 25- дневная вариация связана с периодом вращения Солнца. В последнем случае, изменение динамического давления солнечного ветра влияет на процесс инжекции электронов из магнитосферы Юпитера в межпланетное пространство. Кроме того, в результате анализа данных измерений на космических аппаратах IMP 8, Pioneer 11, 12 и Ulysses обнаружено, что в отрицательном секторе межпланетного магнитного поля (ММП) инжекция электронов из магнитосферы Юпитера больше, чем в положительном секторе ММП (Chenette, 1980; Morioka et al., 1997; Tsuchiya et al., 1999; Kanekal et al. 2003). Анализ имеющихся данных наблюдений свидетельствует о существенной диффузии электронов в направлении, поперечном (перпендикулярном) среднему гелиосферному магнитному полю (Chenette et al,, 1975; Smith et al., 1976; Fichther et al., 2000).
Метод выделения случаев высыпаний энергичных электронов из данных стратосферного эксперимента по космическим лучам
Для описания движения заряженных частиц в геомагнитном поле используются адиабатические инварианты: первый адиабатический инвариант, связан с сохранением магнитного момента (инварианта) заряженных частиц при их вращении вокруг силовой линии магнитного поля, #=р Jlm В; второй адиабатический инвариант связан с сохранением магнитного момента заряженных частиц при их движении вдоль силовой линии магнитного поля, между 2-мя зеркальными точками, /= JpdsB , Если пространственно — временные изменения магнитного поля за время колебательного движения частицы между северной и южной (зеркальными) точками на выбранной силовой линии незначительны, то частица остается на данной силовой линии.
Наконец, третий адиабатический инвариант, связан с сохранением магнитного момента заряженных частиц в процессе их дрейфового движения вокруг Земли, Ф= JB-dA. Если изменения магнитного поля за время дрейфа частиц незначительны (пренебрежимо малы), то сохраняется магнитный поток через поверхность, образованную вращением силовой линии диполя вокруг оси.
Сохранение (постоянство) этих интегралов движения у заряженных частиц и обеспечивает длительное существование (захват) захваченной компоненты в геомагнитном поле, т.н. радиационные пояса Земли.
Основными источниками частиц радиационных поясов Земли являются (1) атмосферные высокоэнергичные электроны и протоны альбедо, которые возникают в результате взаимодействия первичных протонов с ядрами в верхней атмосфере. В результате рассеяния на остаточной атмосфере они захватываются геомагнитным полем в радиационные пояса; (2) радиальная диффузия заряженных частиц в геомагнитном поле: частицы солнечного ветра попадают в магнитное поле Земли со стороны хвоста магнитосферы, и могут быть захваченными на магнитной силовой линии. Далее, если геомагнитное поле не испытывает быстрых изменений, они захватываются и участвуют во всех трех описанных выше движениях, с сохранением инвариантов. Захваченная частица на силовой линии L имеет энергию Е, причем EL3 = const. При резком изменении давления солнечного ветра магнитное поле может сильно измениться даже за один оборот частицы вокруг земного шара. Тогда второй инвариант изменяется и частица переходит на оболочку с меньшим L. Следовательно, происходит увеличение энергии частицы за счет изменения магнитного поля. Этот процесс ускорения медленный, но он дополнительно обеспечивает радиационный пояс протонами и электронами до энергии - 30 МэВ. Это основной механизм формирования внешнего радиационного пояса (РПЗ), который достаточно динамичен, поскольку зависит от магнитных возмущений. (3) наконец, распад нейтронов- альбедо, п — р + е + ve; Этот источник дает протонами с энергией до 100 МэВ и электронами МэВ-пых энергий (Солнечная и солнечно-земная физика, 1980).
В одних из первых работах, посвященных результатам наблюдений авроральных электронов были предложены два возможных источника высыпающихся частиц: 1) низкоширотный источник, активный в ионосфере- ускоряет электроны вдоль направления магнитного поля до энергий Ее 10 кэВ (Evans 1974; Mozer et al. 1977); 2) удаленный источник, находящийся дальше геосинхронных орбит ответственен за ускорение электронов до энергий свыше 20 кэВ (Parks and Winckler 1968). Результаты проведенных экспериментов предполагают, что зачастую эти 2 источника частиц работают одновременно. Основные характеристики и модельные представления о распределении потоков электронов в магнитосфере Земли и их динамике были изложены в работах Тверского Б.А. (Тверской, 1968, 2004). Важным является вопрос о возможном ускорении частиц, в частности электронов, до релятивистских энергий в земной магнитосфере во время геомагнитных возмущений. Несмотря на многообразие существующих моделей ускорения заряженных частиц, в настоящее время не существует единой завершенной теории ускорения, объясняющей всю совокупность экспериментальных данных (особенно относящуюся к области электронов релятивистских энергий). В целом, существующие механизмы ускорения частиц могут быть сведены к 3-м основным классам (Тверской, 1968,2004): 1. адиабатическое ускорение, происходящее в медленно изменяющихся полях, основано на сохранении адиабатических инвариантов частиц. Так как геомагнитное поле в среднем постоянно, то адиабатическое ускорение возможно лишь при наличии переноса частиц поперек дрейфовых оболочек. При этом частицы, точки отражения которых смещаются к Земле (т.е. в область более сильного геомагнитного поля), будут ускоряться. Перемещение частиц поперек дрейфовых оболочек возможно лишь при наличии электрического поля. При этом поле должно быть асимметричным по долготе и изменяться с характерным временем значительно меньшим периода магнитного дрейфа частиц на расстояниях порядка пространственного масштаба электрического поля. Эти условия вытекают из сохранения обобщенного момента импульса в аксиально-симметричных полях и из адиабатической инвариантности дрейфовых оболочек. 2. статистическое ускорение происходящее в случае значительного превышения амплитуды электромагнитных и плазменных колебаний уровня тепловых шумов (например, модель ускорения Ферми- ускорение за счет отражения частиц от движущихся магнитных неоднородностей). Статистическое ускорение может проявляться либо во флуктуациях инварианта продольного действия при сохранении магнитного момента, либо в нарушении обоих инвариантов. 3, бесстолкновительные ударные волны также могут быть источником ускорения частиц. При сильно нелинейных движениях частицы плазмы приобретают большие направленные скорости и одновременно формируются неустойчивые конфигурации (как правило, возникают пучки). При рассеянии частиц на развивающихся электромагнитных или электростатических колебаниях направление скорости частично хаотизируется, что приводит в конечном счете к необратимому разогреву. Существование неустойчивости является необходимым условием элементом механизма нагрева.
Возможности ускорения электронов в результате магнитного пересоединения магнитных силовых линий в хвосте магнитосферы рассмотрены в ряде работ (Dubinin and Podgomy Ш. 1974; Podgorny I.M. et al., 1988; Podgorny A.I. et al., 1997; Podgomy A.I. and Podgorny I, M., 2000) и в результате взаимодействия электронов с электромагнитными волнами (хорами) в работах (Meredith et al., 2003; O Brien et al., 2003).
Исследованию взаимосвязи между полярными сияниями, поглощением космического радиошума, геомагнитными возмущениями, микропульсациями магнитного поля и вторжением потоков электронов в земную атмосферу посвящено множество работ (отметим наиболее ранние: Лазутин и Ролдугии, 1966; Кузьмин и др. 1968). Отмечено, что начало возрастания рентгеновского излучения в стратосфере совпадает с началом увеличения интенсивности полярного сияния, появлением пульсирующих пятен сияний, обусловленных высыпающимися потоками жестких электронов. Высыпания электронов были обнаружены также в ранних измерениях потоков заряженных частиц на околоземных космических аппаратах (Космос-225, и др.) и было установлено, в частности, что во время сильных геомагнитных возмущений они могут наблюдаться в широком диапазоне широт, вплоть до экваториальных, что для высыпаний высокоэнергичных электронов (несколько МэВ) характерны резкие возрастания (в десятки раз) интенсивности частиц (в виде пучков частиц или их сгустков) на временных интервалах минуты и меньше (Головин и др. 1971).
Результаты расчетов процесса прохождения электронов в атмосфере. Применение исследовательского программного комплекса «GEANT-4»
В данной главе представлено краткое описание методики регистрации космических лучей в земной атмосфере. Приведены основные характеристики станций стратосферного зондирования, экспериментальные данные которых использованы в работе. Излагается методика выделения случаев высыпаний энергичных электронов в земную атмосферу из стратосферного эксперимента. Представлены основные характеристики таких событий, получаемые из стратосферных измерений.
Измерение потоков космических лучей в земной атмосфере проводится с помощью стандартных радиозондов, поднимаемых на баллонах до высот 25-35 км (см. напр. Чарахчьян А.Н., 1961, 1964; Стожков Ю.И., 1980, Bazilevskaya et al., 1991; и ссылки в них). Детектор заряженных частиц радиозонда состоит из 2-х цилиндрических газоразрядных счетчиков Гейгера, составляющих вертикальный телескоп, с А1-фильтром между ними. Перед запуском каждый счетчик калибруется на контрольном стенде. Это позволяет получать однородный долговременный ряд данных в стратосферном эксперименте, начиная с 1957 г.- Международного Геофизического года. Рабочий размер счетчиков составляет 9.8 см в длину и 1.8 см в диаметре. Толщина стальных стенок счетчиков составляет 0.05 г-см", толщина JZ-фильтра равна 7 мм (2 г-см" ). Верхний одиночный счетчик регистрирует весиаправленный поток заряженных частиц: электроны с энергиями Ее 200 кэВ и протоны Ер 5 МэВ. Телескоп регистрирует вертикальный поток заряженных частиц с энергией Ее 5 МэВ- для электронов и Ер 30 МэВ - для протонов, внутри телесного угла 1 ср и не чувствителен к у-лучам. Таким образом, радиозонд одновременно регистрирует всенаправленный и вертикальный потоки заряженных частиц в атмосфере. Следует отметить, что одиночный счетчик также чувствителен к потоку гамма квантов с эффективностью — 1%, в то время как эффективность регистрации заряженных частиц равна 100%. Геометрический фактор одиночного счетчика и телескопа в случае изотропного распределения заряженных частиц в атмосфере составляет 15.1 см" и 17.8 см"2-ср" , соответственно. Дополнительно, в состав радиозонда входит барограф, позволяющий определить высоту (глубину остаточного атмосферного давления - X (г-см"2)), во время подъема баллона в атмосфере.
Данные о темпе счета одиночного счетчика, телескопа и показания барографа передаются на наземный приемный пункт с помощью радиопередатчика, работающего, в основном, на частотах 110-140 MHz. Принимаемые данные регистрируются с помощью автоматической системы приема и записи информации; имеется также возможность приема и записи информации вручную.
Таким образом, в каждом полете радиозонда получаются экспериментальные данные о распределении потоков заряженных частиц в атмосфере, в зависимости от высоты или глубины остаточной атмосферы (X, г-см"). На основе этих данных получаются т.н. кривые поглощения космических лучей в атмосфере, или переходные кривые. В качестве примера на рис.2.1.1 показаны данные измерений космических лучей на ст. Москва, Мурманск и Мирный 10 мая 1998 г. Слева - данные измерений всенаправленного счетчика, справа - данные вертикального телескопа. По горизонтальной оси представлены величины атмосферной глубины в единицах X (г-см ), а по вертикальной оси - темп счета одиночного счетчика, N0, мин" и телескопа, NT, мин"1. Темп счета усреднен за каждые 3 минуты. Данные получены в условиях спокойной межпланетной и геомагнитной обстановки, т.е. в отсутствие солнечных протонных событий, Форбуш (Forbush) понижений интенсивности галактических космических лучей и геомагнитных возмущений (в частности, в отсутствие высыпаний энергичных электронов в атмосферу), а также в отсутствие радиоактивных облаков в атмосфере.
Для всех представленных кривых характерно монотонное возрастание темпа счета частиц до максимума (т.н. максимум Пфотцера, который наблюдается на глубинах Х=40-90 гсм"2 и Х=60-150 г-см"2 по данным одиночного счетчика и телескопа, соответствено), а затем плавное уменьшение темпа счета вплоть до границы атмосферы (Х-0). Положение максимума по глубине атмосферы (X) и его величина отличаются для разных станций стратосферного зондирования и меняются в цикле солнечной активности.
Во время солнечных протонных событий (при наличии в околоземном пространстве потоков солнечных протонов с энергиями Ер 100 МэВ) вид этих «спокойных» (фоновых) кривых изменяется как по данным одиночного счетчика, так и телескопа: исчезает ярко выраженный максимум в переходных кривых и темп счета возрастает до глубин Х 0 г-см 2. Это вызвано регистрацией потоков солнечных протонов в атмосфере на соответствующих высотах. Методика выделения из стратосферных данных временных и энергетических характеристик солнечных космических лучей (СКЛ) описана подробно в (Чарахчьян Т. Н., 1970; Стожков, 1980; Махмутов, 1983; Базилевская, 1985). Также хорошо разработаны и используются методики выделения Форбуш-понижения интенсивности ГКЛ, их 27-дневных, 11-летних вариации, обнаружения радиоактивных облаков в атмосфере (Чарахчьян Т.Н., 1970; Стожков, 1980; Базилевская, 1985; Свиржевский, 2002). В данной работе, предложена методика выделения случаев высыпаний энергичных электронов в атмосферу, показана возможность определения характеристик первичного потока электронов, высыпающихся в земную атмосферу. Следует отметить, что наиболее вероятно наблюдение высыпаний электронов на станциях, расположенных относительно геомагнитного поля в области границы стабильного захвата заряженных частиц (например, электронов) в земной магнитосфере. Поэтому, для проведения анализа нами использовались данные измерений космических лучей в атмосфере, полученные на приполярных и полярных станциях стратосферного зондирования. В таблице 2.1 представлена информация о наземных станциях стратосферного зондирования, данные которых использованы в работе. Для каждой станции указаны географические и геомагнитные координаты, период времени проведения регулярных измерений, анализируемый в работе, величина вертикальной жесткости геомагнитного обрезания Re (Shea 2001), величина параметра Мак-Илвайна (L в ед.-х земного радиуса RE; - соответствует положению станции в зоне открытых силовых линий геомагнитного поля); полное число проведенных полетов и/или частота запусков и полное число зарегистрированных случаев высыпаний высокоэнергичных электронов.
Межпланетные и геомагнитные условия, сопровождающие наблюдения электронных высыпаний в атмосфере. Некоторые примеры наблюдательных данных
Как известно, одним из ярких явлений, сопутствующих геомагнитным возмущениям, являются высыпания электронов из земной магнитосферы в атмосферу. При этом, в ряде случаев, энергии высыпающихся электронов заключены в широком интервале энергий - от нескольких электронвольт (эВ) до нескольких МэВ. Электроны малых энергий (-десятков эВ) вызывают полярные сияния, всплески аврорального рентгеновского и радио-излучений и т.д. Зачастую электронные высыпания имеют «тонкую» пространственную и временную структуру (Parks et al. 1992): протяженность области высыпаний достигает 15-100 км, а их длительность варьирует в диапазоне от нескольких секунд до нескольких часов. В нашем эксперименте мы имеем дело, в основном, с долговременными геомагнитными возмущениями, длительность которых достигает нескольких часов и более. Высокоэнергичные электроны (включая релятивистские), высыпающиеся в земную атмосферу, вследствие энергетических потерь на высотах Н=70-100 км конвертируются в потоки вторичных тормозных гамма - квантов (фотонов) с энергиями от нескольких кэВ до нескольких МэВ, проникающих достаточно глубоко в атмосферу. Например, фотоны с энергиями ЕфО.З МэВ, ЕфЮ.З-1.5 МэВ, Еф=1.5-3 МэВ и Еф 3.0 МэВ проникают в атмосферу до атмосферных уровней атмосферного давления Х 10 гсм 2, Х=10-20 г см 2, Х=20-30 г-см" и Х 30 гхм" , соответственно (Сегрэ, 1955). Эти потоки фотонов изменяют обычную «фоновую» кривую поглощения космических лучей на высотах Н 25 км. Как отмечалось ранее, наиболее вероятно наблюдение высыпаний электронов на станциях с геомагнитными координатами, соответствующими области вблизи границы стабильного захвата заряженных частиц в земной магнитосфере. Поэтому, для проведения анализа нами использовались данные измерений космических лучей в атмосфере, полученные на приполярных и полярных станциях стратосферного зондирования.
Характерные примеры наблюдаемых переходных кривых поглощения космических лучей в атмосфере во время недавних электронных высыпаний 1999-2000 гг. представлены на верхней части рис,2.2.1 (панель а). Сплошная кривая соответствуют кривым поглощения, полученным в условиях спокойной геомагнитной обстановки, и обусловленным лишь потоками ГКЛ в земной атмосфере. Разными значками представлены данные измерений, полученные во время электронных высыпаний (см, подписи к рис. 2.2.1). Видно, что во время этих событий темп счета одиночного счетчика увеличивается в несколько раз по сравнению со спокойным фоновым уровнем на разных уровнях атмосферы, например, в 3 раза на глубине Х=7 г-см . Учитывая малую эффективность регистрации фотонов всенаправленным счетчиком Гейгера, можно сделать вывод о том, что здесь мы имеем дело с большими потоками вторичных фотонов, а следовательно, и высыпающихся электронов ( 105 мин"). Как отмечалось ранее, телескоп не чувствителен к потокам фотонов, поэтому аналогичный эффект увеличения темпа счета отсутствует в данных телескопа. Для выделения эффекта высыпания, по данным одиночного счетчика, необходимо из данных, полученных во время высыпаний, вычесть данные, полученные в спокойный, невозмущенный период в отсутствие геомагнитных возмущений (т.н. фоновая кривая-толстая линия на рис.2.2.1). В результате такой процедуры получим распределение потоков фотонов (AN), генерированных потоками высыпающихся электронов, на разных уровнях атмосферы, т.е. определим спектр поглощения фотонов в атмосфере во время электронных высыпаний. На рис.2.2.1 (б), в качестве примера приведены спектры поглощения фотонов во время высыпаний, представленных на верхней панели рисунка. В представленных событиях потоки тормозных фотонов проникали достаточно глубоко в атмосферу, до высот 20-25 км (Х=35 г-см ). Как отмечалось ранее, глубина проникновения фотонов в атмосферу определяется их энергией (например, фотоны с Еф 3 МэВ достигают уровней Х 30 г-см 2) и, следовательно, в качестве характеристики спектра поглощения можно использовать величину максимального уровня атмосферы, Хтах(г см" ), до которого проникают фотоны в каждом случае электронных высыпаний. Далее, зная величину Хтах, можно оценить величину энергии (Еф,о) первичного фотона, падающего на границу атмосферы, а, следовательно, и величину первоначальной энергии электрона, Ее,о, высыпающегося в атмосферу. Кроме того, зная темп счета прибора, его геометрический фактор и эффективность регистрации, можно установить величину первоначального потока генерированных фотонов, Ыф,о (Еф,о) и, далее, определить величину первичного потока высыпающихся электронов. Т.о. появляется возможность на основе экспериментально установленного спектра поглощения фотонов во время электронных высыпаний установить спектр генерированных фотонов на границе атмосферы и, наконец, установить энергетический спектр высыпающихся электронов в данном событии. Более подробная методика определения указанных характеристик представлена в главе 3. Т.о. для выделения случаев электронных высыпаний нами были проанализированы все первичные данные стратосферного эксперимента в период 1957-2003 гг., полученные на приполярных (полярных) станциях Оленья (Апатиты), Мирный, Норильск, Тикси, Восток и Баренцбург (см. Табл. 2.1). Вначале были выделены все случаи, в которых было зарегистрировано увеличение темпа счета одиночного счетчика (AN 100 мин"1; см. в качестве примера рис.2.2.1а) при отсутствии аналогичного эффекта возрастания в данных телескопа. Далее, все выделенные случаи таких возрастаний были проанализированы с точки зрения их возможной связи или временной корреляции с такими явлениями как: 1. солнечные протонные события (СПС); 2. Форбуш (Forbush) - понижения интенсивности ГКЛ и сопутствующие им явления; 3. регистрация радиоактивных облаков в атмосфере, а также, 4. повышение потоков протонов и электронов, возможно, связанных с возмущениями в межпланетном мапштном поле и т. д. При этом были использованы экспериментальные данные, представленные в каталогах солнечных протонных событий (Svestka & Simon, 1975; Акиньян 1983; Базилевская 1990; Sladkova et al. 1998; Бондаренко и др.,1986), данные измерений потоков энергичных заряженных частиц и характеристик межпланетной плазмы и солнечного ветра, полученные на ИСЗ серии Прогноз, IMP, Метеор, GOES и т. д. Следует также отметить, что при разделении событий с высыпаниями высокоэнергичных электронов и случаев регистрации радиоактивных облаков в атмосфере учитывалось, что: а), радиоактивность в атмосфере наблюдалась в основном, в период проведения испытаний атомного оружия 1957-1971 гг. и б), в случае регистрации радиоактивности в атмосфере повышение темпа счета одиночного (всенаправлешгого) счетчика начинается на уровнях атмосферы X 200 гхм", достигает максимума на уровнях Х=80-120 г-см" и затем резко спадает на высотах, соответствующих Х 40-60 гхм (Bazilevskaya et al., 1991; Bazilevskaya & Svirzhevskaya, 1998). Т.е. вид кривых поглощения на высотах, соответствующих величинам Х 60 г-см"2 имеет «возрастающий» вид в случае электронных высыпаний и «ниспадающую» форму в случае регистрации радиоактивных облаков. Т.о. с учетом всего сказанного выше, были выделены все случаи возрастания темпа счета всенаправленного счетчика на высотах, соответствующих Х 60 г-см", связанные с наблюдениями событий высыпаний электронов в атмосферу Земли, Дальнейший анализ имеющихся данных о межпланетных и геомагнитных условиях, установил связь этих событий с возмущениями в геомагнитном поле и межпланетной среде, а также показал высокую корреляцию выделенных событий с возрастаниями потоков релятивистских электронов на геостационарной орбите (данные GOES и т.д.).
