CC BY
9
УДК 550.388.2
ОСОБЕННОСТИ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ПРОТОНОВ НА МАЛЫХ ВЫСОТАХ НА ПРИЭКВАТОРИАЛЬНЫХ ШИРОТАХ ПО ДАННЫМ СПУТНИКОВЫХ ЭКСПЕРИМЕНТОВ. I. ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ
СПЕКТР
О. Р. Григорян, М. И. Панаскж, А. Н. Петров
(.НИИЯФ)
Представлены результаты измерения спектра протонов с энергиями от ~10 жэВ до ~1 МэВ в области геомагнитного эжватора на £<1.15 на высотах до 1000 жм по данным эжспериментов на спутнижах и орбитальном жомплежсе МИР. Получен спежтр протонов во время геомагнитных возмущений и в спожойное время. Построена аппрожсимания спежтров жаппа-фунжнией. Проведено сравнение спежтров протонов в приэжваториальной области и в жольневом тоже. Проведена оненжа времени жизни протонов в приэжваториальной области с учетом перезаряджи и жулоновсжого рассеяния. Подтверждено, что жольневой тож является одним из основных источнижов протонов в приэжваториальной области на малых высотах.
Введение
С 1969 г. спутниковые эксперименты показали, что в области вблизи геомагнитного экватора (Ь < 1.15) на высотах до ~ 1 ООО км постоянно наблюдаются возрастания потока протонов с энергиями от десятков кэВ до нескольких МэВ. Было показано, что их появление объясняется переносом на малые протонов радиационного пояса и кольцевого тока (Ь ~ 3-6) в процессе двойной перезарядки протонов на нейтральных атомах водорода [1-3]. Кольцевой ток — один из токов, определяющих поведение ионосферы и внутренней части магнитосферы. Он подпитывается из двух основных источников — ионосферы и солнечного ветра. Источником частиц с энергией в сотни кэВ является солнечный ветер, а более низких энергий — ионосфера. Поведение этих двух компонент кольцевого тока различно. Аналогичное разделение существует и в поведении потоков протонов в приэкваториальной зоне, что указывает на тесную связь этих образований.
В более поздних работах [4-10] был получен ряд данных, которые не объясняются этой моделью. Это зависимость потока протонов от местного геомагнитного времени и особенности зависимости от долготы, высоты и уровня геомагнитной активности. Представляется необходимым детальное изучение характеристик потока приэкваториальных протонов в зависимости от различных факторов с целью определить вклад возможных источников протонов в общий поток.
Описание экспериментов
Параметры орбиты, время проведения эксперимента, тип детектора (ППД — полупроводниковый детектор) и энергия регистрируемых протонов представлены в табл. 1.
Энергетическии спектр
Обобщенный спектр протонов в приэкваториальной области по данным нескольких экспериментов показан на рис. 1. В низкоэнергичной части спектра видно отличие спектров, зарегистрированных во время (Э) и в отсутствие (0) геомагнитных возмущений.
^ /, 1/(см2 с ср кэВ)
О оуП7 Б
• оуП7 0
----карраБ
- карра О
-О- ТЖ08_К
° онгсжА
* дгиы
О РЬоешх-1 $ 8РЬШТ-У1
8АМРЕХ д АСТГУЕ
Е, кэВ
Рис. 1. Энергетический спектр протонов на Ь < 1.15 по данным нескольких экспериментов. Приведена аппроксимация каппа-функцией спектров, зарегистрированных в спокойное время ((3) и во время геомагнитных возмущений (О)
Таблица 1
Космический аппарат Год Высота, км Наклонение, град Тип детектора Энергия регистрируемых протонов Ер
AZUR 1969 384-3145 103 ППД 0.25-1.65 МэВ
OV1-17 1969 398-468 85.5 ППД 12.4-180 кэВ
OV1-19 1969 471-5796 100 ППД 280-560 кэВ
Космос-378 1970 240-1770 71 ППД ~1 МэВ
Космос-484 1972 202-236 81.3 Газоразрядный 70-500 кэВ
Esro-4 1972-1973 245-1175 91 ППД 0.2-1.3 МэВ
TIROS-N 1979 850 98.8 ППД, 200 мкм 0.03-2.5 МэВ
S81-1 1982 170-290 85.5 ППД, масс-спектрометр >45 кэВ, >100 кэВ
OHZORA 1984-1987 320-850 73 ППД, телескоп 0.65-35 МэВ
АКТИВНЫЙ 1989-1993 500-2500 81.3 ППД, 100 мкм 55-550 кэВ
OK МИР 1991 400 51.6 ППД, 300 мкм 0.1-8.0 МэВ
КОРОНАС-И 1994 500 83 Сцинтиллятор >1 МэВ
SAMPEX 1992-1998 520-670 82 ППД, времяпролетный масс-спектрометр >770 кэВ
ОК МИР 1999 350 51.6 ППД, 200 мкм 0.3-5.0 МэВ
Видно хорошее соответствие спектров, полученных в различных экспериментах в течение нескольких десятилетий. Это подтверждает тот факт, что протонное образование стабильно во времени и пространстве. В целом, по данным большинства экспериментов, спектр при энергии Е > 100 кэВ имеет степенной вид, а при меньших энергиях — экспоненциальный.
Для оценки потоков протонов в настоящее время используется модель HACA АР8, созданная на основе экспериментальных данных, полученных в основном на спутниках за период до конца 1970-х гг. Эта модель справедлива для протонов с энергией от 100 кэВ до 400 МэВ только в области L > 1.15. Если продолжить модель АР8 в приэкваториальную область (L < 1.15), то окажется, что она предсказывает поток протонов, практически не зависящий от энергии (показатель дифференциального спектра а = 0.6). Однако, по данным ИСЗ OHZORA [11] и других экспериментов, при энергии протонов выше 200 кэВ показатель степенного спектра составляет а = 4.4 ±0.2. Из этого следует, что в области малых L модель нуждается в доработке.
Анализ данных показал, что для систематизации разнообразной информации о спектрах протонов на малых высотах на L < 1.15 зависимость потока протонов от энергии можно описать одной функцией, которая одинаково хорошо представляет и экспоненциальную пологость спектра в области энергий до 100 кэВ, и степенную особенность при больших энергиях.
Для аппроксимации спектров в радиационных поясах и за границами зоны устойчивого захвата используются несколько функций распределения. Перечислим их.
1. Функция распределения Максвелла имеет вид
№=а
Е_ Ё~о
ехр
Е_ "Ё~о
(1)
где £о аналог температуры и применяется для описания поведения равновесной (квазиравновесной) плазмы. Однако в природе равновесный спектр встречается довольно редко.
2. Благодаря разным типам ускорения спектр частиц в магнитосфере, солнечных космических лучах (и в первичных космических лучах тоже) имеет либо экспоненциальный
Г Е
^ (£") — схр —
(2)
либо степенной вид
/(£)=Л£"Т. (3)
3. В промежуточных случаях, когда низкоэнергичная часть распределения имеет вид, похожий на экспоненциальный, а высокоэнергичная имеет четко выраженный степенной «хвост», для описания таких распределений используют функции, учитывающие обе эти особенности. Например, каппа-функция, которая при устремлении некоего параметра & к бесконечности сходится к распределению Максвелла:
кЕ0_
При анализе экспериментальных данных по потокам протонов в приэкваториальной области мы использовали функции распределения (1)-(4) и провели аппроксимацию спектров этими функциями. Для аппроксимации была выбрана вся совокупность информации о зависимости потока протонов от энергии, полученная в разных экспериментах как в спокойное, так и возмущенное время.
№=а
i
(4)
Таблица 2
Максв. (3 Максв. О Степенная (3 Степенная О Эксп. (3 Эксп. О Каппа (3 Каппа О
А 2.3 ± 1.6 7.4 ±5.3 (5.5 ± 6.1) • 105 (5.9 ± 6.7) • 106 10.65 ±5.8 49.8 ±28 51 ±55 328 ±36
Ео 247 _1_ 23 227.....1......20 — — 13.1 ± 1.5 10± 1 30 ± 16 22.....1......10
7 — — -2.83 ±0.18 -3.1 ±0.2 — — — —
к — — — — — — 2.3 ± 0.6 3.2 ±0.5
х2 14.1 16.5 4.48 5.08 5.51 6.32 3.85 4.15
г2 0.56 0.57 0.85 0.87 0.83 0.82 0.88 0.89
Таблица 3
Высота, км 300 400 500 600 700 800 900 1000
Концентрация, см^3 1.96- 10® 1.32- 107 9.63- 105 7.57 • 101 6.39- IО3 5.79- IО2 5.60- 101 5.76-10°
Полученные параметры для каждой из функций имеют вид, представленный в табл. 2.
Наилучший коэффициент корреляции г2 наблюдается при аппроксимации спектра каппа-функцией.
Спектр протонов в максимуме кольцевого тока имеет те же особенности, что и в приэкваториальной области — степенной хвост и экспоненциальный вид при малых энергиях [12, 13]. Однако показатель степенного спектра в его высокоэнергичной части равен 7 = 4.7 ±2.2, что превышает значения наблюдаемые у спектра приэкваториальных протонов.
Объяснить это отличие можно, используя информацию о потерях, которые испытывают протоны при взаимодействии с атомами верхней атмосферы на высотах ~500—1 ООО км.
Протоны постоянно выбывают из радиационных поясов и кольцевого тока из-за потерь на куло-новские столкновения с электронами ионосферы, а также в результате перезарядки с нейтральными атомами верхней атмосферы и питч-углового рассеяния.
Ниже приведены оценки характерного времени жизни т для процесса перезарядки протонов с энергией от 100 кэВ до 10 МэВ на нейтральном кислороде атмосферы на высоте 500 км. Известно, что значение т связано с сечением перезарядки энергичного протона с нейтральным атомом кислорода Стц), относительной скоростью протона и атома кислорода и и концентрацией кислорода По соотношением
г = (гао4Г'. (5)
Сечение взаимодействия протонов с нейтральными атомами кислорода зависит от энергии следующим образом [1]:
= 1.7- 10^22-£^5'7 см2, (6)
где Е задается в МэВ. Эта аппроксимация справедлива только при энергиях от 100 кэВ и выше, при меньших энергиях зависимость сечения от энергии не степенная и надо использовать табличные значения.
Концентрация атомарного кислорода на различных высотах определяется по модели М515-Е-90, ко-
торая учитывает местоположение наблюдения, время года, местное время, уровень солнечной активности. Данные о концентрации атомарного кислорода для ночи в январе 1996 г. (минимум солнечной активности), приведены в табл. 3 [14, 15].
Результаты расчета времени жизни относительно процесса перезарядки приведены на рис. 2 для нескольких высот в интервале 300-900 км. Видно, что перезарядка сильно ограничивает время жизни протона с малой энергией (<100 кэВ).
20
и
и р.
я
15
10
х
К 2
Я
о »
РЭ
10
100
1000 10000
Е, кэВ
Рис. 2. Характерные времена жизни протона на высотах до 1000 км с учетом кулоновского рассеяния и перезарядки в сравнении с временем азимутального дрейфа вокруг Земли
На распределение более энергичных протонов в основном влияет явление кулоновского рассеяния протонов на электронах ионосферы. Время жизни можно оценить по формуле
П = 2.ЬЬ- Ю6-£3/2ЛН, (7)
где N — концентрация электронов, Е — энергия протона в кэВ. Концентрация электронов в ионо-
перезарядка кулоновское рассеяние дрейф
пип^. 'тах
500
сфере на I ~ 1.15 зависит от фазы солнечного цикла и составляет приблизительно 1.15- 105 ем^3 в максимуме и 1.61 - 104 ем^3 в минимуме цикла солнечной активности.
Результаты расчета представлены на рис. 2. Из рисунка видно, что при малых энергиях (<100 кэВ) основным механизмом, определяющим потери протонов, является перезарядка, а при больших энергиях — ионизация.
Для сравнения на рис. 2 приведено время, которое затратил бы протон с указанной энергией на дрейф по всем долготам вокруг Земли, если бы постоянно находился на высоте ~500 км. Из рисунка следует, что на высотах 300-900 км только протоны с энергией > 1 МэВ являются квазизахваченными. Однако вследствие недипольности земного магнитного поля частица во время дрейфа не остается на одной и той же высоте (особенно в области южно-атлантической аномалии), и вследствие этого время жизни сокращается еще сильнее. То есть нижняя граница энергии квазизахваченных протонов сдвигается еще выше.
Из рис. 2 следует, что протоны с энергией менее или порядка 100 кэВ испытывают потери в основном на перезарядку. Вследствие этого спектр протонов кольцевого тока, поступающих в приэкваториальную область за счет перезарядки, становится жестче в результате исчезновения низкоэнергичных частиц. Это подтверждается значениями показателя степенного спектра: 2-3 у спектра приэкваториальных протонов и 4.4 у спектра кольцевого тока.
Выводы
1. Спектр протонов может быть аппроксимирован каппа-функцией:
Е
/(£) — /11 1 + _ I V Мо/
В спокойных условиях Ео = 30 ± 16, к = 2.3 ±0.6. В возмущенных Е0 = 22 ± 10, к = 3.2 ± 0.5.
2. При энергии < 100 кэВ основным механизмом, определяющим потери протонов, является перезарядка, а при больших энергиях — ионизационные потери.
3. Спектр протонов кольцевого тока, которые поступают в приэкваториальную область в результате перезарядки, становится жестче вследствие исчезновения низкоэнергичных частиц.
Литература
1. Moritz I. // Z. Geophys. 1972. 38, N 4. Р. 701.
2. Mizera P.F., Blake J.B. 11 J. Geophys Res. 1973. 78. P. 1058.
3. Hovestadt D., Hausier В., Sholer M. // Phys. Rev. Lett. 1972. 28, N 20. P. 1340.
4. Greenspan M.E., Mason G.M., Mazur I.E. 11 J. Geophys. Res. 1999. 104, N A9. P. 19911.
5. Biryukov AS., Grigoryan O.R., Kuznetsov S.N. et al. 11 Adv. Space Res. 1996. 17, N 10. P. 10189.
6. Вутенко В.Д., Григорян О.Р., Кузнецов С.Н. и др. // Косм, исслед. 1975. 13, № 4. С." 503.
7. Grachev Е., Grigoryan О., Klimov S. et al. // COSPAR-ESA Colloquium «Acceleration and Heating in the Magnetosphere». Konstancin Jeziorna, Poland, February 6-10, 2001. P. 31.
8. Grigoryan O., Petrov A., Kudela К. 11 WDS'02 Proceedings. Pt. II. Prague, 11-14 June, 2002. P. 263.
9. Grachev E., Grigoryan O., Juchniewicz J. et al. 11 Adv. Space Res. 2002. 30, N A7. P. 1841.
10. Петров A.H. 11 Тез. Междунар. конф. «Ломоно-сов-2002». Москва, 9-12 апреля 2002. С. 226.
11. Gusev A.A., Kohno Т., Spjedlvik W.N. et al. // J. Geophys. Res. 1996. 101, N A9. P 19659.
12. Ковтюх A.C., Мартыненко Г.Б., Сосковец Э.Н. и др. // Косм, исслед. 1995. 33, № 4. С. 350.
13. Ковтюх A.C. // Косм, исслед. 2001. 39, № 6. С. 563.
14. Labitzke К., Barnett J.J., Edwards В. 11 Handbook MAP 16. Urbana, 1985.
15. Hedin A. E. // J. Geophys. Res. 1991. 96, N A2. P. 1159.
Поступила в редакцию 17.02.06
