книги из ГПНТБ / Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник

Заряженные частицы высоких энергий, находящиеся в радиа­ ционном поясе, могут представлять значительную радиационную опасность для космонавтов, особенно во время их выхода в от­ крытый космос.

Кроме того, исследование радиационного пояса — это изуче­ ние динамики гигантской геомагнитной ловушки. Эксперимент такого масштаба нельзя провести в'наземных лабораторных условиях.

Для изучения радиационного пояса Земли производятся не­ посредственные измерения потоков и энергий заряженных частиц с помощью ИСЗ и космических ракет. Много ценной информа­ ции было получено с помощью ИСЗ серии «Космос» й «Элек­ трон». В соответствии с программой сотрудничества социалисти­ ческих стран по исследованию космического пространства в ав­ густе 1970 г. был запущен ИСЗ «Интеркосмос-3», в задачу кото­ рого входило исследование степени влияния солнечной активно­ сти и возмущений в магнитосфере на различные физические про­ цессы, происходящие в радиационном поясе Земли.

§ 2. ДВИЖЕНИЕ ЗАРЯЖЕННЫХ ЧАСТИЦ В МАГНИТНОМ ПОЛЕ ЗЕМЛИ

Существование радиационного пояса Земли обусловлено на­ личием геомагнитного поля, которое в течение длительного вре­ мени может удерживать в окрестностях Земли захваченные за­ ряженные частицы, в основномчрротоны и электроны.

Рассмотрим взаимодействие Движущейся заряженной части­ цы с магнитным полем Земли.

Известно, что на заряженную частицу, движущуюся в маг­

где е — заряд частицы, с — скорость света, Н — напряженность магнитного поля, v — скорость движения частицы.

Уравнение движения частицы с массой т имеет вид

Скорость частицы v можно разложить на две составляющие: v n — параллельную и v ± — перпендикулярную вектору напря­

231

ние описывает вращательное движение частицы вокруг магнит­ ной силовой линии с постоянным по величине ускорением а:

dv± ev±H

(2.4)

dt ~ cm

Это центростремительное ускорение связано с радиусом враще­ ния частицы (ларморовский радиус) соотношением

v

Н-перпендикулярно плоскости рисунка

Рис. 12.2. Д виж ен ие заряж енной частицы в однородном магнитном поле

Частота вращения частицы (циклотронная частота)

еН

(2.7)

,ц ~ тс

Чем сильнее магнитное поле, тем меньше рл и тем больше и>ч. Центр окружности, по которой движется частица, называют ве­ дущим центром частицы.

Таким образом, в однородном магнитном поле (Я = const) заряженная частица будет двигаться по спирали, осью которой является магнитная силовая линия (рис. 12.2). Приг>±= 0 части­

ца^ будет двигаться вдоль силовой линии магнитного поля (v || Я), не испытывая взаимодействия с «им.

В стационарном неоднородном магнитном поле движение ча­ стицы заметно усложняется. В этом случае при движении части­ цы происходит перераспределение компонент ее скорости, но пол­ ная скорость при этом не изменяется. Изменяется также питч-

232

угол (6) — угол между направлением вектора скорости частицы и магнитной силовой линией.

При медленном изменении напряженности магнитного поля в пространстве и времени магнитный момент заряженной частицы остается постоянным.

Известно, что магнитный момент тока /, охватывающего пло­ щадь 5, будет равен:

Умножив правую и левую части равенства (2.9) на Я и про­ дифференцировав его по времени, получим

(2. 12)

Сравнивая равенства (2.11) и (2.12), можно записать

Можно также доказать, что магнитный момент остается по­ стоянным и при медленном изменении магнитного поля в про­ странстве.

Следствием инвариантности магнитного момента является от­ ражение заряженной частицы при ее движении в направлении усиливающегося магнитного поля.

233

называется зеркальной точкой или точкой отражения, а области сильно возрастающего (сжимающегося) магнитного поля назы­ ваются магнитными пробками.

В геомагнитном поле напряженность вдоль магнитной сило­ вой линии минимальна на магнитном экваторе (Н0) и растет с перемещением вдоль линии к Земле (к полюсу). Поэтому, если заряженная частица пересекает магнитный экватор с питч-углом 90, то она продолжает двигаться к Земле вдоль силовой линии вплоть до точки с напряженностью магнитного поля Нт, опреде­ ляемой из условия

sin290 _ sin290° _ 1

(2 .1 4 )

В этой зеркальной точке частица отражается и движется в другую полусферу Земли до другой точки отражения с напря­ женностью Н*т, где снова отражается, и т. д. Движущаяся таким

образом частица находится в магнитной ловушке и совершает многочисленные колебания вдоль магнитной силовой линии меж­ ду зеркальными точками северного и южного полушарий (рис. 12.3). Из рассмотрения движения захваченных частиц пе­ риод колебания можно представить в виде

где dl — элемент расстояния вдоль силовой линии между зер­ кальными точками А и А*, напряженность магнитного поля в ко­ торых равна Нт.

Так как ось магнитной силовой трубки, огибающей Землю, искривлена, то, кроме быстрых колебаний между магнитными пробками и еще более быстрого ларморовского вращения, заря­ женная частица совершает медленное движение перпендикуляр­ но оси трубки, которое называется дрейфом частицы. Это движе­

234

ние возникает по причине изменения напряженности магнитного поля в направлении, перпендикулярном оси силовой трубки. Если силовая трубка искривлена, то с одной ее стороны магнитные си­ ловые линии сжаты, а с другой расширены, и поэтому на разных сторонах трубки на частицу действуют различные по величине силы Лоренца. Возникающая равнодействующая сила и приво­ дит к появлению дрейфа. В геомагнитном поле положительно за­ ряженные частицы дрейфуют на запад, отрицательно заряжен­

ные — на восток. Ведущий центр частицы очерчивает магнитную оболочку, которая в точно дипольном поле совпадает с поверх­ ностью вращения магнитной силовой линии.

Таким образом, заряженная частица радиационного пояса в стационарном геомагнитном поле совершает три типа движения:

а) вращательное вокруг магнитной силовой линии; б) колебательное вдоль магнитной силовой линии между зер­

кальными точками северного и южного полушарий; в) дрейф по долготе в западном или в восточном направлении

в- зависимости от заряда частицы.

Это относится только к захваченным частицам, которые отра­ жаются в атмосфере выше 100 км над поверхностью земли. Ча­ стицы же, питч-углы которых достаточно малы, так что их зер­ кальные точки находятся ниже 100 км, не захватываются маг­

235

нитным полем. Они теряют свою энергию, сталкиваясь с атома­ ми и молекулами, и поглощаются в более плотных слоях атмо­ сферы.

Если построить воображаемый конус, ось которого направле­ на вдоль магнитной силовой линии, а угол при вершине равен питч-углу частицы, отражающейся на высоте 100 км, то заря­ женные частицы, находящиеся внутри этого конуса, скорее бу­ дут поглощаться в атмосфере, чем захватываться геомагнитным полем.

§ 3. СТРУКТУРА РАДИАЦИОННОГО ПОЯСА ЗЕМЛИ

Под структурой радиационного пояса Земли подразумевают­ ся его форма, размеры и пространственное положение, а также распределение основных компонент захваченного корпускуляр­ ного излучения — протонов и электронов.

Радиационный пояс Земли как единое образование представ­ ляет собой обширную область вокруг Земли захваченных заря­ женных частиц. Внутренняя граница этой области в экваториаль­ ной геомагнитной плоскости проходит от земной поверхности на расстоянии 600 км в западном полушарии (Америка) и 1600 км в восточном полушарии (Австралия). В районе Бразильской маг­ нитной аномалии она опускается до высоты около 300 км. Вдоль меридиана внутренняя граница понижается от экватора к уме­ ренным широтам и на широте <р= ± (75ч-80°) достигает высоты около 100 км.

Внешняя граница радиационного пояса начинается на широте около <р = ±80°, причем ее расстояние от центра Земли увели­ чивается с уменьшением географической широты. На дневной стороне в плоскости экватора внешняя граница совпадает с гра­ ницей магнитосферы (10R3), а на ночной стороне она находится

примерно на расстоянии 8R3 .

По данным измерений, на высоте около 1000 км радиационный пояс имеет резкие границы по широте. Как указывает Б. А. Твер­ ской (1968), при пересечении этих границ потоки электронов с Ее > 40 кэв изменяются на несколько порядков на расстоянии •^100 км. При этом граница захваченной радиации на дневной

нитной возмущенности границы сдвигаются к экватору (до ±60° на ночной стороне).

Исследования на ИСЗ серии «Электрон» показали, что гра­ ница радиационного пояса совпадает с силовыми линиями маг­ нитного поля Земли, а при геомагнитных возмущениях происхо­ дит ее смещение к Земле.

Таким образом, форма радиационного пояса Земли опреде­

236

ляется пространственной структурой геомагнитного поля

(рис. 12.4) [40].

Внутри радиационного пояса выделяют несколько основных зон радиации, соответствующих максимальным потокам протонов

о структуре радиационно­ го пояса соответствуют спокойному солнечному ветру. Возмуще­

ния на Солнце, приводящие к изменению структуры солнечных корпускулярных потоков, вызывают вариации в структуре радиа­ ционного пояса.

По данным измерений установлено, что для каждого участка спектра заряженных частиц существует свое характерное про­

странственное распределение при общей тенденции (особенно у протонов) смещения максимума интенсивности с увеличением энергии частиц по направлению к Земле.

Рассмотрим раздельно протонную и электронную компоненты захваченной радиации (по В. П. Шабанскому, 1965).

237

Протонная компонента

Протоны в радиационном поясе условно можно разделить на

На рис. 12.5 показано распределение протонов в радиационном поясе. Протоны сравнительно малых энергий (0,1 < £р < 5 Мэв) распределены по всему радиационному поясу и образуют протоносферу 1. Вблизи Земли на протоносферу накладывается об­ ласть энергичных протонов 2 с энергией Ер > 30 Мэв, которая и называется внутренней зоной радиационного пояса.

На рис. 12.6 приведено распределение протонов средних энер­ гий (от 1 до 30 Мэв) вблизи экваториальной плоскости по изме­ рениям, проведенным на ИСЗ серии «Электрон». Данные соот­ ветствуют поверхности, где напряженность магнитного поля в три раза больше экваториального значения. Из рисунка видно, что имеет место определенная закономерность в распределении

238

Временные вариации энергичных протонов и их пространст­ венное распределение во внутренней зоне чрезвычайно стабиль­ ны. По данным спутника

«Космос-17» (май 1963 г.), на высоте около 800 км интен­ сивность протонной компо­ ненты не претерпела сущест­ венных изменений по срав­ нению с 1958 г. (амери­ канский спутник «Экспло- pep-IV») [46].

Протоны средних и низ­ ких энергий испытывают большую временную измен­ чивость. Происходит увели­ чение их интенсивности во время геомагнитных бурь. Так, на расстоянии L > 5 на­ чинают наблюдаться значи-

тельные вариации потоков протонов с Ер~ 0,5 Мэе, связанные с геомагнитными возмущениями. По данным прямых измерений, во время магнитной бури на L —9 интенсивность протонов может возрасти на три порядка.

Электронная компонента

Электроны радиационного пояса условно также разделяют на

Распределение электронов в радиационном поясе менее ста­ бильно, чем протонов, и имеет более сложную структуру.

Характер временных и пространственных измерений сущест­

называют внешней зоной радиационного пояса. Электроны сред­ них энергий (Ее > 40 кэв) распределены по всему радиационно­ му поясу 1 и образуют электроносферу, несимметричную по от­ ношению к Земле. Под воздействием солнечного ветра она вы­ тянута по направлению к Солнцу.

Интенсивность потока высокоэнергичных электронов в макси­ муме внешней зоны изменяется -со временем в широких преде­

239

бильно во времени (в пределах одного радиуса Земли), особенно в период сильной магнитной возмущенности; в первую фазу маг­ нитной бури максимум, по-видимому, приближается к Земле. По­ ложение максимума и расстояние от центра Земли до верхней границы внешней зоны зависят от местного времени — угла ') Lsep. Подъем кривой интенсивности к максимуму (L — 3,5) про­ исходит на участке ~ 1 -М ,5 /?3. Спад интенсивности на 4 поряд­

ка (доу ~ 10 смг2• сек~1) сильно растянут и происходит на уча­ стке 4—7 R3 .

Поток электронов средних значений (у~108 см~2 • сек~х) поч­ ти постоянен до расстояния 70 000 км, а затем на участке 3000— 6000 км резко уменьшается. Как показали измерения, резкий

/

Рис. 12.7. Распределение электронов в радиационном поясе

спад интенсивности с дневной стороны пространственно совпа­ дает с границей магнитосферы. При увеличении угла Lsep гра- J ница магнитосферы удаляется от границы захваченных электро­ нов.

Электроны малых энергий впервые были зарегистрированы с помощью АМС «Луна-1» на расстояниях больше 50 000 км от Земли. Во внешней зоне их поток не превышал у — 107 см~2-сек~х, а при выходе из зоны он возрастал до 2 • 108 см~2 • сек~1. По дан­ ным АМС «Луна-2», повышенная интенсивность электронов малых энергий наблюдалась на расстояниях от 60 000 до 80 000 км. Эту область назвали самой внешней зоной радиационного пояса [46]. Однако впоследствии измерения показали, что внутренняя гра­ ница этой зоны совпадает с внешней границей магнитосферы, и поэтому интенсивные потоки электронов малых энергий не яв­ ляются захваченными геомагнитным полем, т. е. они не относятся к радиационному поясу. Они, однако, являются источником энер­ гичных электронов, проникающих в магнитосферу.

Распределение электронов имеет одну общую черту с распре­ делением протонов: возрастание интенсивности энергичных час-

■) Угол Lsep — угол Солнце—Земля-спутник — отсчитывается условно в плоскости экватора по линии Земля—Солнце в западном или восточном на­ правлении.

240