CC BY
30
АСТРОНОМИЯ, АСТРОФИЗИКА И КОСМОЛОГИЯ
Влияние солнечных вспышек на радиационную обстановку в околоземном космическом пространстве в марте-апреле 2013 г. — возможности оперативного мониторинга
И.Н. Мягковаa, В. О. Баринова, С. Ю. Бобровников, О. Г. Баринов, Н.А. Власова, С. А. Доленко, В. В. Калегаев, Е.А. Муравьева, М.О. Рязанцева, В. Р. Широкий, Ю. С. Шугай
Научно-исследовательский институт ядерной физики имени Д. В. Скобельцына (НИИЯФ МГУ). Россия, 119991, Москва, Ленинские горы, д. 1, стр. 2. E-mail: a irina@srd.sinp.msu.ru
Статья поступила 30.04.2013, подписана в печать 31.05.2013.
Настоящая работа посвящена оперативному анализу влияния солнечных вспышек, ставших источником солнечных космических лучей, на радиационную обстановку в околоземном космическом пространстве в период с 1 марта по 18 апреля 2013 г.
Ключевые слова: солнечные космические лучи, радиационные пояса Земли, солнечный ветер, геомагнитные возмущения.
УДК: 550.385.4. PACS: 92.60.hw, 94.30.Xy, 96.60.Vg.
Введение
С начала космической эры прошло уже более полувека и чем дальше, тем актуальнее становится обеспечение радиационной безопасности космических полетов, в том числе и пилотируемых. С развитием и усложнением космической техники, усилением роли навигации с использованием космических систем, человечество стало гораздо более зависимым от процессов, происходящих в ближнем космосе, и возможность оперативно оценивать, а также прогнозировать эти процессы стала насущной необходимостью. С увеличением числа космических экспериментов и их продолжительности все острее стоит вопрос оперативного получения, хранения и обеспечения доступа к информации космических экспериментов. Это становится особенно актуальным в современных условиях, когда появились технические возможности не только передавать данные с борта космического аппарата (КА) на Землю, но и визуализировать их на специализированных порталах в Интернете практически мгновенно, т. е. в «онлайн»-режиме.
Мониторинг радиационных условий в космическом пространстве необходим для обеспечения безопасности экипажей и пассажиров самолетов на полярных трассах, пилотируемых космических полетов и предотвращения сбоев электронной аппаратуры при возрастаниях потоков солнечных космических лучей (СКЛ) [1, 2]. Это вызвано тем, что солнечные протоны с энергией 20-500 МэВ вносят существенный вклад в суммарную радиационную дозу [3].
В настоящее время в распоряжении исследователей имеется достаточное количество данных космических
экспериментов как в геостационарных КА (например, GOES и «Электро-Л»), так и в КА с квазикруговыми полярными орбитами высотой до 1000 км (например, КА серии POES NOAA, «Метеор-М № 1»). Мониторинг радиационной обстановки в околоземном космическом пространстве (ОКП) традиционно осуществляется при помощи геостационарных КА. Так, на крупнейшем портале «Центр прогнозирования космической погоды» (Space Weather Prediction Center) в качестве мониторинговых данных на главной странице используются данные КА серии GOES [4].
Что же касается данных с низкоорбитальных полярных спутников, то простых и доступных систем оперативного анализа радиационных условий на высотах 300-1000 км, при помощи которых можно было бы легко сравнивать данные, получаемые на малых высотах, с мониторинговыми измерениями на геостационарной орбите, до сих пор не существует. Это, в частности, вызвано спецификой поступающей информации, связанной с особенностями орбиты: спутник последовательно проходит разные области магнитосферы Земли, а именно полярные шапки, область внешнего радиационного пояса Земли (РПЗ), средние широты, область внутреннего РПЗ. В результате этого сравнение с данными других экспериментов возможно только после разделения получаемой информации в соответствии с проходимыми КА областями ОКП и последующей синхронизации с данными геостационарных КА. Традиционно данные экспериментов на КА с круговыми полярными орбитами представляют в виде карт интенсивности потоков заряженных частиц. Так, например, это сделано на портале Space Weather Prediction Center с данными, получаемыми на КА серии
Работа выполнена при поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации, проект № 2012-1.2.2-12000-1012-003, соглашение № 8705 «Разработка системы оперативного мониторинга радиационных условий в высокоширотных областях околоземного космического пространства».
POES — Polar Orbiting Environmental Satellite [5]. Первая версия альтернативной системы оперативного представления данных, получаемых в экспериментах на КА с полярными круговыми орбитами, где демонстрируются не временные зависимости потоков заряженных частиц вдоль орбиты, а потоки в полярных шапках, представлена на главной странице сайта Центра данных космического мониторинга НИИЯФ МГУ [6] наряду с данными эксперимента на геостационарном КА «Элек-тро-Л». На данный момент времени — весна 2013 г. — функционирующим российским КА с полярной круговой орбитой является «Метеор-М № 1».
Целью настоящей работы является комплексный анализ потоков СКЛ по данным измерений российских и зарубежных КА на геостационарной орбите и на малых (820 км) высотах в период марта-апреля 2013 г. Исследование выполнено на основе автоматизированной системы оперативного мониторинга радиационной обстановки в ОКП, разрабатываемой в рамках Центра анализа космической погоды НИИЯФ МГУ (http://swx.sinp.msu.ru) [7].
1. Методика автоматизированной обработки
данных экспериментов на круговых полярных орбитах
Принципиальным отличием данных экспериментов на КА с круговыми полярными орбитами высотой до 1000 км от экспериментов на других орбитах является то, что на малых высотах, на разных участках орбиты регистрируются заряженные частицы разной природы — СКЛ, частицы внешнего и внутреннего РПЗ.
Поэтому при решении задач мониторинга и оперативного анализа информации следует разделять данные, поступающие со спутника, в соответствии с их природой. При анализе получаемой информации крайне существенно понять: имеют регистрируемые частицы солнечное или магнитосферное происхождение. Таким образом, потоки получаемой в спутниковом эксперименте информации должны разделяться в соответствии с физическими областями ОКП, в которых эта информация была получена.
Основное влияние на динамику радиационных условий в высокоширотных областях ОКП на высотах 300-1000 км могут оказывать три «популяции» заряженных частиц: а) частицы СКЛ — протоны, электроны, ядра; б) частицы внешнего РПЗ — электроны; в) частицы внутреннего РПЗ — протоны, электроны, ядра.
Влияние внутреннего радиационного пояса Земли на изменение радиационной обстановки на малых высотах в рамках настоящей работы не рассматривалось, поскольку внутренний РПЗ характеризуется достаточной пространственной и временной стабильностью [8].
Эта стабильность обусловливает значительно больший, чем мы рассматривали в рамках настоящей работы (годы и десятилетия по сравнению с часами и сутками), временной масштаб вариаций интенсивности потоков заряженных частиц.
Предлагаемая в настоящей работе методика заключается в автоматизированной оценке радиационных условий, связанных с двумя основными факторами, влияющими на радиационную обстановку в ОКП, —
потоками энергичных заряженных частиц солнечных космических лучей и внешнего радиационного пояса Земли.
Данная процедура легко осуществима, поскольку при регистрации потоков энергичных заряженных частиц вдоль орбиты КА для каждого момента измерения вычисляются и фиксируются географические координаты каждой точки измерения — широта, долгота, высота, а также геомагнитные координаты. Следовательно, высокоширотные части орбиты любого КА с круговой полярной орбитой можно разделить на области L >8-10 и L = 3-7. Данные области будут соответствовать областям полярных шапок (ПШ), где регистрируются потоки СКЛ, и зоне внешнего РПЗ.
Здесь L — параметр Мак-Илвайна — одна из двух координат, L и B, используемых в физике магнитосферы и космических лучей для описания распределения потоков заряженных частиц в диполеподобном поле [9]. Величина L примерно равна отношению среднего удаления реальной магнитной оболочки от центра Земли в плоскости геомагнитного экватора к радиусу Земли [10]. Значения L и B вычисляются по трем пространственным координатам КА с использованием стандартного приближения главного геомагнитного поля, так называемого IGRF — International Geomagnetic Reference Field (Международного эталонного геомагнитного поля) [11].
Метод автоматического разделения потоков энергичных заряженных частиц, регистрируемых на низких полярных орбитах, использует координаты Мак-Илвай-на (L, B). На каждом витке КА дважды пролетает полярную область, следовательно, наблюдается два локальных максимума L-координаты.
Алгоритм разделения потоков энергичных заряженных частиц состоит в следующем:
1) на каждом витке выбираются два периода времени, от момента входа в область, где L-координата превышает значение 8 для протонов и 10 для электронов, до момента выхода из этой области;
2) для каждого из этих периодов вычисляются средние значения потока протонов и потока электронов, т. е. проводится суммирование, и полученная сумма делится на величину периода времени, за который данный суммарный поток был получен в каждой полярной шапке;
3) полученные значения заносятся в базу данных на момент времени, соответствующий полусумме моментов времени входа и выхода из области.
Таким образом, дважды за виток (примерно раз в 45 минут) мы получаем средние значения потоков СКЛ в полярных шапках. Разделение на север и юг позволяет изучать асимметрию прихода СКЛ в полярные шапки. Потоки протонов и электронов разделяются на уровне разных каналов регистрации приборами на борту КА.
Следует отметить, что без предварительной фильтрации данных по L невозможно осуществить сравнение данных экспериментов на низковысотных КА с полярными орбитами не только с данными с геостационарной орбиты, но и данных низковысотных экспериментов между собой. Это вызвано тем, что потоки СКЛ регистрируются в полярных шапках, а вариации потоков электронов ВРПЗ — в областях ВРПЗ, и
в эти области пространства каждый из КА с круговой полярной орбитой попадает в разное время. Вследствие этого показания детекторов заряженных частиц с разных полярных КА в один и тот же момент времени оказываются различными. Сравнение данных разных КА является краеугольным камнем космофизического исследования, так как подтверждением достоверности получаемых с орбиты данных является в первую очередь непротиворечивость показаний, полученных в разных экспериментах, осуществлявшихся одновременно.
С другой стороны, с прикладной точки зрения наиболее важной особенностью разрабатываемой в рамках проекта системы является возможность оперативного анализа поступающих с борта КА данных. Система анализа космической погоды НИИЯФ МГУ [7] позволяет по данным измерений параметров плазмы, магнитного поля и потоков заряженных частиц в магнитосфере Земли и в солнечном ветре восстановить в режиме реального времени основные характеристики воздействия солнечной активности на геомагнитную обстановку и радиационное окружение Земли. Такая оперативность позволит наладить систему оповещения о возрастании радиационной опасности в высокоширотных областях ОКП.
Таким образом, предлагаемая в данной работе методика автоматического разделения потоков энергичных заряженных частиц, регистрируемых на низких полярных орбитах, позволит оперативно зафиксировать возрастания потоков солнечных космических лучей и вариации потоков релятивистских электронов внешнего радиационного пояса Земли на высотах до 1000 км. Контроль за уровнями потоков энергичных заряженных частиц с использованием описанной методики может осуществляться в режиме реального времени по мере получения спутниковых данных.
2. Эксперименты
В настоящей работе мы использовали данные, полученные в экспериментах на спутниках «Электро-Л» и «Метеор-М № 1», являющихся российскими космическими аппаратами гидрометеорологического назначения.
КА «Метеор-М № 1», предназначенный для оперативного получения информации в целях прогноза погоды, контроля озонового слоя и радиационной обстановки в околоземном космическом пространстве, а также для мониторинга морской поверхности, включая ледовую обстановку, был выведен 17 сентября 2009 г.
на круговую полярную солнечно-синхронную орбиту со средней высотой 820 км и наклонением 98.77°.
Геостационарный гидрометеорологический космический комплекс (ГГКК) «Электро-Л» был запущен на геостационарную орбиту (высота ~36000 км, долгота: 76°Е) 20 января 2011 года. Он предназначается для обеспечения Росгидромета оперативной информацией для анализа и прогноза погоды, изучения состояния акваторий морей и океанов, мониторинга условий для полетов авиации, а также изучения состояния ионосферы и магнитного поля Земли.
На КА «Электро-Л» и «Метеор-М № 1» установлена научная аппаратура, разработанная и созданная в НИИЯФ МГУ — спектрометры энергичных заряженных частиц, способные регистрировать потоки протонов и электронов, источниками которых могут быть как солнечные вспышки, так и радиационные пояса Земли.
На КА «Электро-Л» регистрация осуществляется в южном направлении, перпендикулярном плоскости орбиты, на КА «Метеор-М № 1» — в двух взаимно перпендикулярных направлениях: в зенит и по вектору скорости. Схема спектрометра СКЛ-Э, установленного на КА «Электро-Л», и его подробное описание представлены в работе [12]. Спектрометр состоит из полупроводникового детектора типа dE/dx, имеющего толщину чувствительного слоя ~ 300 мкм Б1, и двух сцинтилляционных детекторов на основе кристалла Сз1(Т1) размером h 20 х 0 15 мм и h 5 х 0 20 мм. Аналогичные спектрометры были установлен на КА «Метеор-М № 1».
3. События на Солнце, в гелиосфере и в магнитосфере Земли в марте-апреле 2013 г.
Вспышечная и геомагнитная обстановка в марте и в первой половине апреля 2013 г., несмотря на близость к максимуму 24-го цикла солнечной активности (СА), не являлась сильно возмущенной. Так, в марте 2013 г., несмотря на то что среднемесячное число Вольфа составляло W = 81, а максимальное за месяц, зафиксированное 15 марта, W = 133, вспышек класса М произошло всего три — 5, 15 и 21 марта. В первой половине апреля, когда среднемесячное число Вольфа еще выросло, изменившись от 84 (1 апреля) до 163 (10 апреля), наблюдалось еще три вспышки класса М. Информация обо всех шести вспышках приведена в таблице. Указаны моменты начала, максимума и конца вспышки, номер активной области (АО), координаты вспышки, ее класс в мягком рентгеновском
Солнечные вспышки в марте — первой половине апреля 2013 г.
№ Дата, дд/мм Время начала-максимума-конца АО Координаты АО Класс/Балл Протоны СКЛ (макс. Ер)
1 05/03 07:47-07:54-07:59 1686 S15W54 М1.2^Е 1 МэВ
2 15/03 05:46-06:58-08:35 1692 Ш1Е12 М1.1/1Е 10 МэВ
3 21/03 21:42-22:04-22:36 1692 лимб М1.6/— —
4 05/04 17:34-17:48-18:04 1719 залимб. М2.2/— —
5 11/04 06:55-07:16-07:29 1719 Ы09Е12 М6.5/3В > 100 МэВ
6 12/04 19:52-20:38-20:46 1718 — М3.3/— —
излучении по данным GOES, оптический балл и максимальная энергия протонов, ускоренных во вспышке.
Из таблицы видно, что источники протонов СКЛ с энергией выше 10 МэВ были зафиксированы только для двух из шести приведенных вспышек. Отсутствие регистрации СКЛ в трех из оставшихся вспышек легко объяснимо: две из них произошли вблизи лимба, а третья (5 марта) была очень слабой и не дала протонов с энергией выше 10 МэВ. При этом возрастание потока электронов с энергией 175-315 МэВ примерно в три раза по сравнению с фоном было зафиксировано на КА АСЕ. Отсутствие же какого-либо возрастания потоков СКЛ после вспышки класса 3.3 в АО 1718, находившейся 12 апреля (исходя из координат АО 1718 за предыдущий и последующий дни) в районе 38-40° западной долготы, объяснить сложнее.
Источником возрастания потока СКЛ, начало которого было зарегистрировано 15 марта 2013 г., стала вспышка класса М1.1 (номер 2 в таблице). Как видно из таблицы, данная вспышка произошла в активной
области АО 1696, которая в момент вспышки находилась почти в центре диска. С этой вспышкой связан также корональный выброс массы (КВМ), зарегистрированный прибором LASCO (на КА SOHO) около 7 ч 30 мин мирового времени (UT) и имевший начальную скорость около 900 км/c, который в свою очередь стал источником ударной волны и ускорил протоны малых энергий (до 10 МэВ).
Наиболее мощное возрастание потоков СКЛ за рассматриваемый период было вызвано вспышкой М6.5, зарегистрированной 11 апреля 2013 г. (номер 5 в таблице). Данная вспышка также сопровождалась корональ-ным выбросом массы, который был зарегистрирован прибором LASCO около 7 ч мирового времени (UT).
На рис. 1 на двух верхних панелях представлены данные о параметрах межпланетного магнитного поля (ММП) и солнечного ветра (СВ) за рассматриваемый период времени. На рис. 1, а показаны среднечасовые значения параметров ММП — полного вектора межпланетного магнитного поля B (сплошная серая линия)
я
и
и
0
1
U
03
а
1 1 I 1 I 1 Г 1 Г 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I г Г1 I 1 I 1 I 1 I 1 Г1 I г I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I
2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24 26 28 30 32 34 36 38 40 42 44 46 48 50
День с начала марта 2013
Рис. 1. Временные зависимости параметров межпланетного магнитного поля, скорости и плотности солнечного ветра, потоков электронов и протонов СКЛ по данным экспериментов на КА АСЕ, «Электро-Л» и ООБ8-13, а также геомагнитных индексов, в марте-апреле 2013 г.
и вертикальной составляющей вектора магнитного поля Bz (сплошная черная линия), по данным КА АСЕ, которые были получены из базы данных OMNI Годдар-довского центра космических полетов (Goddard Space Flight Center) [13]. На рис. 1, б приведены скорость СВ (Усв — сплошная черная линия) и плотность СВ (n — сплошная серая линия), также по данным КА АСЕ.
На панели рис. 1, в представлен временной ход потоков СКЛ — электронов с энергией 175-300 кэВ по данным КА АСЕ (пунктирная линия) и протонов 4-9 МэВ по данным GOES (сплошная серая линия), 13.5-23 МэВ по данным «Электро-Л» (тонкая черная линия) и 42-112 МэВ по данным «Электро-Л» (жирная черная линия). Временные зависимости величины геомагнитных индексов — Dst (сплошная черная линия) и Kp (тонкая пунктирная линия) даны на самой нижней панели г). Как можно видеть из рис. 1, максимальные значения геомагнитных параметров Dst-вариации и Kp-индекса (Dst = -132 нТ и Kp = 6.3) наблюдались поздно вечером 17 марта 2013 г., когда к орбите Земли пришел корональный выброс массы, связанный со вспышкой М1.1, произошедшей на Солнце 15 марта 2013 г.
Среднечасовая скорость СВ в момент прихода КВМ по данным КА АСЕ составила 714 км/c, что является максимальным значением скорости СВ для рассматриваемого периода. Максимальная плотность при этом была не слишком велика — около 8 частиц/см3. Отметим, что амплитуда Dst была обусловлена не только высокой скоростью СВ, а еще и амплитудой и длительностью отрицательного значения Bz ММП — минимальное значение Bz составило около -10 нТ. Согласно современным представлениям, силовые линии магнитосферы Земли пересоединяются с силовыми линиями ММП при южной ориентации последнего (см., например, [14, 15]). Расстояние до подсолнечной точки в рассматриваемом событии резко уменьшилось и в момент минимального значения Bz его значение, вычисляемое в [7] по модели, представленной в работе [16], составило 5.8 радиуса Земли. Ключевая роль величины Bz для развития магнитной бури наглядно демонстрируется благодаря динамике параметров ММП, СВ и геомагнитных индексов во время прихода к Земле КВМ, связанного со вспышкой М6.5 11 апреля. При скорости СВ более 500 км/c и плотности около 16 частиц/см3, величина Bz ММП была отрицательной (—4 нТ) всего 1 ч, а остальное время ММП имело северную ориентацию, в результате чего значение Dst было положительным, при том, что Kp-индекс достигал 3. Минимальное расстояние до подсолнечной точки здесь составило 8.8 радиуса Земли [7].
Рассмотрим подробнее, как повлияли события СКЛ, вызванные вспышками 15 марта и 11 апреля, на радиационную обстановку в ОКП.
4. Изменения радиационных условий в околоземном космическом пространстве, вызванные солнечными вспышками в марте-апреле 2013 г.
Как уже было сказано выше, потоки СКЛ в экспериментах на КА, имеющих круговую полярную орбиту, регистрируются в области открытых силовых линий —
полярных шапках. На рис. 2 на двух верхних панелях представлен подробный временной ход потоков СКЛ после вспышки 15 марта, который демонстрирует возможности оперативного мониторинга потоков СКЛ в полярных шапках на высотах 300-1000 км. На рис. 2, а показан временной ход потоков электронов СКЛ с энергиями > 100 кэВ, регистрировавшихся в полярных шапках в эксперименте на КА «Метеор-М № 1» с 14 по 18 марта 2013 г. Данные были отобраны автоматической системой мониторинга [6] при значениях L выше 10. Открытые треугольники соответствуют значениям потоков электронов СКЛ в северной ПШ, кресты — в южной. Для сравнения приведены потоки электронов с энергиями 175-315 кэВ, регистрируемые на КА АСЕ прибором ЕРАМ — пунктирная линия. Данные с АСЕ мы были вынуждены использовать, поскольку в экспериментах на КА на геостационарной орбите, которая расположена на границе внешнего радиационного пояса, солнечные электроны, как правило, не регистрируются.
На рис. 2, б приведены аналогичным образом полученные потоки протонов СКЛ с энергией 1-100 МэВ, также регистрировавшиеся в ПШ в эксперименте на КА «Метеор-М № 1» с 14 по 21 марта 2013 г.: открытые ромбы — в северной ПШ, закрытые — в южной, отобранные автоматической системой мониторинга [6] при значениях L выше 8. Более высокое значение L при отборе электронов вызвано необходимостью надежно исключить попадание в отбираемые данные потоков электронов ВРПЗ и высыпаний электронов на его полярной границе. Из рис. 2, б видно, что асимметрии прихода СКЛ в пределах ошибок измерения не наблюдается. Для сравнения приведены потоки протонов СКЛ на геостационарной орбите: 4-9 МэВ (сплошная линия с крестами) и 9-15 МэВ (сплошная серая линия) по данным эксперимента на КА GOES, 13.5-23 МэВ (тонкая черная линия с открытыми кружочками), 23-42 МэВ (тонкая черная линия), 42-112 МэВ (пунктирная серая линия) по данным КА «Электро-Л».
На рис. 2 хорошо видно, что временные профили потоков СКЛ, как протонов, так и электронов, измеренные на КА «Метеор-М № 1» в полярных шапках и автоматически отфильтрованные с помощью разрабатываемой в НИИЯФ МГУ системы оперативного мониторинга, повторяют профили потоков СКЛ, полученные в межпланетном пространстве и на геостационарной орбите.
На рис. 2, в приведены геомагнитные индексы Kp и Dst. Сравнение временного хода геомагнитных индексов и потоков СКЛ показывает, что смягчение спектра протонов СКЛ, а также достижение максимума потоков электронов происходило во время главной фазы магнитной бури, вызванной приходом к орбите Земли КВМ. Такое смягчение спектра, как было ранее показано в работе [17], связано с приходом к Земле протонов малых энергий, ускоренных ударной волной КВМ. При этом энергия СКЛ после вспышки 15 марта не превышала 40 МэВ; в канале 42-112 МэВ (серая пунктирная линия) поток оставался на уровне фонового значения.
-Я 100.0 7
Я
I
н
I
100.00 -Ч
10.00 -
1.00 -
&
а
1 с
0.10 -
0.01
-100
22 18 22 20 День марта 2013
Рис. 2. Временной ход потоков электронов и протонов СКЛ по данным КА АСЕ, «Метеор-М № 1», «Электро-Л» и ООБ8-13 и геомагнитных индексов в период с 14 по 21 марта 2013 г.
На рис. 3 приведены временные зависимости потоков СКЛ с 11 по 16 апреля, ускоренных во вспышке 11 апреля 2013 г.
Структура рис. 3 аналогична структуре рис. 2, с той разницей, что на рис. 3, б, помимо всех энергетических каналов с рис. 2, показаны еще данные о потоках протонов СКЛ с энергией 112-320 МэВ по данным «Электро-Л» — полужирная черная линия. Как можно видеть, в данном энергетическом канале наблюдается возрастание потока протонов СКЛ примерно в 2 раза.
Как уже было сказано выше, после прихода к орбите Земли КВМ, связанного со вспышкой 11 апреля, магнитная буря не развилась из-за положительного Вг ММП. Смягчения спектра СКЛ не наблюдалось. Асимметрии прихода СКЛ в ПШ в данном событии также не наблюдалось.
На рис. 2 и 3 хорошо видно, что форма временных профилей потоков СКЛ в полярных шапках, по данным
эксперимента на КА «Метеор-М № 1», полученных при помощи автоматической фильтрации по величине Ь-оболочки, аналогична профилям потоков протонов и электронов СКЛ в межпланетном пространстве и на геостационарной орбите. Это говорит о правильности работы, разрабатываемой системы оперативного мониторинга.
5. Обсуждение
Анализ потоков СКЛ в период марта-апреля 2013 г. на геостационарной орбите и малых (820 км) высотах показывает, что только треть — две из шести — вспышек класса М (по жесткому рентгеновскому излучению) существенно повлияли на радиационную обстановку в ОКП. При этом рентгеновский балл вспышки 15 марта был ниже, чем у вспышки 12 апреля — М1.1 и М3.3 соответственно, а положение АО 1692 на диске Солнца (гелиодолгота Е 11 °) не было более выигрыш-
1000 f
День апреля 2013
Рис. 3. Временной ход потоков электронов и протонов СКЛ по данным КА АСЕ, «Метеор-М № 1», «Электро-Л» и ООБ8-13 и геомагнитных индексов в период с 11 по 15 апреля 2013 г.
ным, чем АО 1718 12 апреля (гелиодолгота W30-40°). В работе [18], в которой анализировались события СКЛ трех последних циклов солнечной активности, сделан вывод, что преимущество с точки зрения геоэффективности, т. е. достижения потоками СКЛ обриты Земли, имеют вспышки, происходящие в западном полушарии Солнца. Тем не менее возрастания потока СКЛ даже малых энергий после вспышки не было зарегистрировано. Это говорит о существенных сложностях при предсказании появления возрастания потока СКЛ у Земли по рентгеновскому баллу вспышки.
Сравнение рис. 2 и 3 показывает, что максимальная энергия солнечных протонов, зарегистрированных во втором событии, была существенно выше, чем в первом. После вспышки 15 марта поток частиц с энергией
выше 40 МэВ оставался на фоновом уровне, а 11 апреля возрастание потоков протонов СКЛ наблюдалось и при энергиях выше 100 МэВ. При этом максимальное значение потока протонов с энергиями ниже 9 МэВ 17 марта, после прихода к орбите Земли КВМ, примерно в два раза превышает максимальное значение потока протонов СКЛ в данном энергетическом диапазоне сразу после второй вспышки 11 апреля. Это говорит о достаточной эффективности ускорения протонов малых энергий ударной волной коронального выброса массы. При этом временной профиль потока протонов с энергией 13.5-23 МэВ («Электро-Л») и 9-15 МэВ (GOES) дает основания утверждать, что ускорение на ударной волне происходило до энергий примерно 15 МэВ, поскольку в данных GOES возраста-
ние в момент прихода к Земле КВМ наблюдается, а по данным «Электро-Л» — уже нет. Характерное резкое смягчение спектра протонов СКЛ при приходе КВМ ранее отмечалось, например, в работе [19].
Максимальный поток протонов с энергией, например, 23-42 МэВ после вспышки 11 апреля превосходил поток в этом же энергетическом канале после вспышки 15 марта в 30 раз, что как раз и является существенным с точки зрения возрастания радиационной дозы, вызванного приходом протонов СКЛ с энергией выше 20 МэВ [3].
Что касается потоков электронов СКЛ с энергией выше 100 кэВ в полярных шапках (ПШ), то для них максимальный поток во втором событии превышает поток в первом событии примерно в 20 раз на орбите «Метеор-М № 1».
Приведенные результаты оперативного мониторинга радиационной обстановки в ОКП на высотах до 1000 км, в частности сравнение данных, полученных на геостационарной орбите (КА «Электро-Л») и в ПШ на малых высотах (КА «Метеор-М № 1»), показывают работоспособность данной системы.
Заключение
Анализ результатов одновременных измерений потоков СКЛ на КА «Электро-Л» и «Метеор-М № 1» показал, что разрабатываемая в НИИЯФ МГУ автоматизированная система мониторинга радиационных условий в ОКП позволяет оперативно оценивать воздействие солнечных космических лучей на радиационную обстановку в ОКП на малых высотах. С помощью данной системы было проведено сравнение результата воздействия на радиационную обстановку в ОКП протонов и электронов СКЛ, ускоренных во вспышках 15 марта и 11 апреля 2013 г., как между собой, так и с вариациями потоков СКЛ на геостационарной орбите и в межпланетном пространстве. Было показано, что в первом событии СКЛ максимальная интенсивность потоков протонов малых энергий достигалась при приходе к Земле КВМ, т. е. основную роль играли протоны малых (до 10 МэВ) энергий, ускоренные на ударной волне КВМ.
Выполненная работа демонстрирует эффективность методики разделения по L информации, получаемой с КА с круговыми полярными орбитами, реализованной в рамках автоматизированной системы космической погоды НИИЯФ МГУ, а также перспективность оперативного мониторинга радиационной обстановки в ОКП с одновременным использованием космических аппаратов с круговыми полярными и геостационарными орбитами.
Авторы благодарят следующие организации и научные команды: Space Weather Prediction Center, Boulder, CO; National Oceanic and Atmospheric Administration, World Data Center for Geomagnetism, Kyoto; Центр данных космического мониторинга НИИЯФ МГУ; International Service of Geomagnetic Indices, Potsdam; GOES13 (East) и GOES15 (West), ACE SWEPAM и АСЕ ЕРАМ, SOHO/LASCO за возможность использования данных космических и наземных экспериментов.
Список литературы
1. Кузнецов Н.В., Ныммик Р.А., Панасюк М.И. и др. // Космич. исслед. 2004. 42, № 3. С. 211.
2. Кузнецов Н.В. Модель космоса. Т. I. Физические условия в космическом пространстве / Под ред. проф. М. И. Па-насюка. М., 2007. Гл. 3.5. С. 627.
3. Иванов В.И. Курс дозиметрии. М., 1988.
4. Портал Центра прогнозирования космической погоды (Space Weather Prediction Center). http://www.swpc.noaa.gov.
5. NOAA POES на портале Центра прогнозирования космической погоды (Space Weather Prediction Center). http://www.swpc.noaa.gov/tiger/index.html.
6. Центр данных космического мониторинга НИИЯФ МГУ — Space Monitoring Data Center, SINP MSU. http://smdc.sinp.msu.ru.
7. Центр анализа космической погоды НИИЯФ МГУ. http://swx.sinp.msu.ru.
8. Кузнецов Н.В., Николаева Н.И., Панасюк М.И. // Космич. исслед. 2010. 48, № 1. С. 81.
9. McIlwain C.E. // J. Geophys. Res. 1961. 66, N 11. P. 3681.
10. Мурзин С.В. Введение в физику космических лучей. М., 1979.
11. Международное эталонное геомагнитное поле — International Geomagnetic Reference Field. http://www.ngdc.noaa.gov/IAGA/vmod/igrf10coeffs.txt.
12. Власова Н.А., Гинзбург Е.А., Калегаев В.В. и др. // Космич. исслед. 2013. 51, № 5. С. 355.
13. База данных OMNI Годдаровского центра космических полетов (Goddard Space Flight Center). http://cdaweb.gsfc.nasa.gov.
14. Merkin V.G., Goodrich C.C. // Geophys. Res. Letters. 2007. 34. L09107. doi: 10.1029/2007GL029357.
15. Lemaire J.F., Batteux S.G., Slypen I.N. // J. of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 2005. 67. P. 719.
16. Shue J.H. et al. // J. Geophys. Res. 1998. 103. P. 17,691. doi: 10.1029/98JA01103.
17. Кузнецов С.Н., Денисов Ю.И., Мягкова И.Н. и др. // Изв. РАН. Сер. физ. 2003. 67, № 4. С. 478.
18. Белов А., Гарсия Г., Курт В. и др. // Космич. исслед. 2005. 43, № 3, С. 165.
19. Веселовский И.С., Мягкова И.Н., Яковчук О.С. // Аст-рон. вестник. 2012. 46, № 3. С. 235.
Influence of solar flares on the near-earth space radiation environment in March-April 2013 — possibilities of operational monitoring
I.N. Myagkovaa, V. O. Barinova, S.Yu. Bobrovnikov, O.G. Barinov, N.A. Vlasova, S.A. Dolenko, V. V. Kalegaev, E. A. Mouravieva, M. O. Ryazantseva, V. R. Shiroky, Yu. S. Shugai
D. V. Skobeltsyn Institute of Nuclear Physics, M. V. Lomonosov Moscow State University, Moscow 119991, Russia.
E-mail: a irina@srd.sinp.msu.ru.
The present study is devoted to the operational analysis of the influence of solar flares, which produced solar cosmic rays, on the near-earth space radiation environment in the period from March 1 to April 18, 2013.
Keywords: solar cosmic rays, radiation belts of Earth, solar wind, geomagnetic disturbances. PACS: 92.60.hw, 94.30.Xy, 96.60.Vg. Received 30 April 2013.
English version: Moscow University Physics Bulletin 5(2013).
Сведения об авторах
1. Мягкова Ирина Николаевна — канд. физ.-мат. наук, ст. науч. сотрудник; e-mail: irina@srd.sinp.msu.ru.
2. Баринова Вера Олеговна — мл. науч. сотрудник; тел.: (495) 939-58-62; e-mail: alisawera@gmail.com.
3. Бобровников Сергей Юрьевич — канд. физ.-мат. наук, науч. сотрудник; тел.: (495) 939-58-62; e-mail: bobrovnikov@msu.ru.
4. Баринов Олег Георгиевич — канд. хим. наук, вед. программист; тел.: (495) 939-58-62; e-mail: biohim@gmail.com.
5. Власова Наталия Андреевна — канд. физ.-мат. наук, ст. науч. сотрудник; тел.: (495) 939-56-06; e-mail: nav19iv@gmail.com.
6. Доленко Сергей Анатольевич — канд. физ.-мат. наук, ст. науч. сотрудник; тел.: (495) 939-46-19; e-mail: dolenko@srd.sinp.msu.ru.
7. Калегаев Владимир Владимирович — доктор физ.-мат. наук, зав. отделом; тел.: (495) 939-19-15; e-mail: klg@dec1.sinp.msu.ru.
8. Муравьева Екатерина Александровна — программист I категории; тел.: (495) 939-58-62; e-mail: katyamur@gmail.com.
9. Рязанцева Мария Олеговна — канд. физ.-мат. наук, ст. науч. сотрудник; тел.: (495) 939-28-10; e-mail: orearm@gmail.com.
10. Широкий Владимир Романович — программист; тел.: (495) 939-46-19; e-mail: usopppp@gmail.com.
11. Шугай Юлия Сергеевна — канд. физ.-мат. наук, ст. науч. сотрудник; тел.: (495) 939-46-19; e-mail: jshugai@srd.sinp.msu.ru.
