Боярчук Прикладная ядерная космофизика 2007

частиц в околоземном пространстве существенно зависят от магнитного поля и его ориентации. Напомним, чем больше напряженность магнитного поля (чем ближе к Земле), тем меньше поток частиц. Магнитное поле Земли – еще один щит, защищающий нас подобно атмосфере от заряженной радиации.

4.4. Радиационные условия (спокойное Солнце)

Под радиационными условиями будем понимать потоки заряженных частиц (электроны, протоны, ядра), а также электромагнитное излучение (в основном солнечное), существующие на орбитах искусственных спутников Земли в отсутствие вспышечной солнечной активности.

Если орбита космического аппарата определена (для случая ДЗЗ и мониторинга радиационной обстановки, как указывалось раньше, это 300–400 км), необходимо воспользоваться специальной литературой (например, «Модель космоса», издания НИИЯФ МГУ), где приведены величины потоков электронов и протонов разных энергий и других видов заряженного и нейтрального излучения на высоте траектории КА. Затем следует оценить полный поток частиц (флюенс) в зависимости от энергии и вида частиц. Если измерительная аппаратура имеет защиту, необходимо оценить уменьшение потока после прохождения защиты и, наконец, определить радиационный эффект (практически определить линейные потери энергии) в аппаратуре и возможное время существования аппаратуры в космосе. Это серьезная работа, предполагающая знание процессов прохождения зарядового излучения через вещество, свойств материалов, используемых для создания аппаратуры.

Отметим основные факторы, определяющие радиационную обстановку (условия) при проведении измерений в космосе.

Электромагнитное излучение

За пределами атмосферы (условно считаем 100–200 км) в спектральном распределении электромагнитного излучения Солнца представлены практически все длины волн от 10 до 104 Å. Однако основной энергетический поток ( 10 %) сосредоточен в ультрафиолетовой области (табл. 4.1).

71

Действие солнечной радиации определяет многие требования к космической аппаратуре. Достаточно сказать, что на освещенной и неосвещенной сторонах температура поверхности аппаратуры может меняться от +170° до –170°. Необходимо принимать соответствующие меры: устанавливать защитные экраны и пленки, использовать специальную окраску аппаратуры, осуществлять дополнительный подогрев или охлаждение отдельных систем. День-

72

ночь также существенно влияют на верхние слои атмосферы и магнитосферы. Так, плотность атмосферы на высоте 300 км может в течение суток меняться почти на 30 %.

Заряженные частицы

При рассмотрении радиационных условий, определяемых заряженными частицами на высоте 300–400 км, необходимо учитывать потоки частиц, приходящих из космического пространства (первичные космические лучи), частицы, захваченные в радиационном поясе Земли, а также альбедное или вторичное излучение, возникающее под действием первичных космических лучей в атмосфере и выходящее в космическое пространство. Необходимо знать не только потоки этого излучения, но и состав, и энергетический спектр.

1. Первичное космическое излучение (его называют галактическими космическими лучами и обозначают ГКЛ) состоит в основном из протонов ( 88 %), ядер гелия ( 9 %), более тяжелых ядер ≤ 2 %, электронов 1 %. Энергетический спектр имеет степенной

вид ∂∂NE ≈ AE−γ, где ϒ 2,7 для ядер и 3 для электронов. Сол-

нечный ветер, магнитные неоднородности в гелиосфере препятствуют проникновению заряженных частиц в глубь солнечной системы. Поэтому энергетический спектр ГКЛ обрезан со стороны малых энергий и на орбите Земли он имеет вид, представленный на рис. 4.9.

В свою очередь, дипольное магнитное поле Земли также препятствует проникновению малоэнергичных частиц в глубь магнитосферы. Это явление получило название «геомагнитное обрезание». Смысл его заключается в том, что определенной точки на поверхности Земли могут достигнуть частицы, имеющие импульс p ≥ с z cos4λM, где с – константа ( 15 ГэВ/с), z – заряд частицы, λМ – геомагнитная широта места. Таким образом, наименьший поток ГКЛ будет на экваторе и он будет возрастать по мере увеличения геомагнитной широты (λМ) за счет регистрации частиц меньшей энергии.

73

обратимые изменения, вплоть до выхода ее из строя. Необходимо принимать дополнительные меры поддержания работоспособности, в частности резервирование.

2. Вторичное (альбедное) излучение по своему составу, широтному ходу подобно первичному. Однако энергия и интенсивность частиц меньше первичного. На рис. 4.10 приведены относительные дифференциальные спектры альбедного и полного (альбедный+первичный) спектров заряженных частиц, измеренных при геомагнитном обрезании 10 ГэВ/с. Для построения спектров использовали измерения магнитным спектрометром «Памела», установленным на ИСЗ «Ресурс-ДК» №1. Из рисунка видно, что начиная с импульса > 10 ГэВ/с число частиц резко возросло за счет регистрации ГКЛ. Подобные данные имеются и для других широт, что позволяет определить потоки альбедных частиц, а затем и определить радиационный эффект, вызываемый вторичным излучением.

Рис. 4.10. Спектр частиц, зарегистрированных при геомагнитном обрезании 10 ГэВ/с. До 10 ГэВ/с регистрируются только альбедные частицы, выше к ним добавляется поток первичных частиц

75

3. Радиационный пояс захваченных частиц (РПЗ). При оценке радиационной обстановки существенную роль играет не только высота орбиты, но и наклонение. Очевидно, что для проведения мониторинга наиболее оптимальным наклонением орбит является 90° – можно просматривать всю поверхность Земли. Но при переходе от экваториальной к полярной орбите проявляются следующие особенности геомагнитного поля Земли:

первая – из-за сдвига оси дипольного магнитного поля относительно оси вращения Земли. Область магнитосферы, где сосредоточена зона захваченной радиации, ближе всего находится к поверхности Земли в районе Бразилии (так называемая Бразильская магнитная аномалия – БМА). На высоте 300–400 км траектория спутника пересекает это место с координатами 10°–40° южной широты и 20°–70° западной долготы. Здесь резко возрастают потоки высокоэнергичных протонов и электронов (рис. 4.11 и 4.12); вторая – на 70°÷75° южной и северной магнитных широт траектория спутника пересекает края радиационного пояса. Вновь резко возрастают потоки частиц. Однако это, в основном, малоэнергичные электроны.

Рис. 4.11. Распределение потоков протонов (р/(м2 с)) с Ер > 100 МэВ, захваченных в РПЗ на высоте 300 км

76

4.5. Солнечная активность

Рассмотренные выше физические условия проведения мониторинга относились к спокойному состоянию Солнца. Однако ситуация резко меняется в случае возрастания солнечной активности.

Рассмотрим два уровня солнечной активности: первый – одиннадцатилетний цикл, и второй – спорадические вспышки солнечной активности.

Одиннадцатилетний цикл солнечной активности

Основной цикл активности Солнца характеризуется изменением числа темных пятен на Солнце (число Вольфа) W = 10g + f, где g – число групп пятен, f – полное число пятен, включая пятна и в группах (рис. 4.13). Чем выше число Вольфа, тем активнее Солнце.

Рис. 4.13. Распределение чисел Вольфа по солнечным циклам

78

Другим показателем изменения активности является изменение интенсивности радиоизлучения с длиной волны 10,7 см (рис. 4.14).

Рис. 4.14. Сравнительные показания W и F10.7 потока радиоизлучениядля 19-го цикла солнечной активности

С ростом солнечной активности увеличивается поток ультрафиолетового излучения в диапазоне от 10–300 нм, нагревающего верхние слои атмосферы, начиная с высоты озонового слоя (25 км). Усиление нагревания расширяет объем верхней атмосферы, увеличивает ее плотность и ионизацию на бóльших высотах (рис. 4.15–4.17). На высоте орбиты спутника ( 300 км) это приводит к возрастанию сопротивления движению спутника. Скорость спутника уменьшается и для сохранения высоты орбиты спутника необходимо включать двигатели. Подъем плотности атмосферы способствует, в частности, дополнительному высыпанию захваченных частиц из РПЗ и в первую очередь в районе БМА.

79

Высота, км

Температура, К

Рис. 4.15. Изменение температуры с высотой в атмосфере в минимуме и в максимуме одиннадцатилетнего цикла солнечной активности.

На 11-летний цикл наложено изменение день-ночь, составляющее 30 %

Рис. 4.16. Изменение плотности остаточной атмосферы в 11-летнем цикле солнечной активности

80