АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 4, с. 379-384
УДК 523.62
ДИНАМИКА ГРАНИЦЫ ПРОНИКНОВЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В МАГНИТОСФЕРУ ЗЕМЛИ ПО ДАННЫМ ИСЗ КОРОНАС-Ф
© 2007 г. С. Н. Кузнецов)*, Б. Ю. Юшков*, Ю. И. Денисов*, К. Кудела**, И. Н. Мягкова*
*Научно-исследователъский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына, МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва **Институт экспериментальной физики Словацкой АН, Кошице, Словакия Поступила в редакцию 10.02.2007 г.
Рассматривается динамика границы проникновения энергичных частиц солнечных космических лучей (электронов и протонов) в магнитосферу Земли во время солнечных вспышек и связанных с ними геомагнитных возмущений в ноябре 2001 г. и октябре-ноябре 2003 г. по данным измерений на ИСЗ КОРОНАС-Ф. Исследована связь положения указанной границы с индексами геомагнитной активности и локальным магнитным временем. Показано, что коэффициент корреляции между инвариантной широтой границы проникновения и индексами Кр и для электронов с энергиями 0.30.6 МэВ в дневном секторе выше, чем в ночном. Для протонов с энергиями 1-5 МэВ данный коэффициент в ночном секторе выше, чем в дневном, а для протонов с энергиями 50-90 МэВ он достаточно высок независимо от магнитного локального времени.
PACS: 96.50.S-
ВВЕДЕНИЕ
Поток галактических космических лучей (ГКЛ) относительно мал, максимум его дифференциального спектра приходится на энергии 100-300 МэВ. После солнечных вспышек, когда в межпланетном пространстве наблюдаются частицы солнечных космических лучей (СКЛ), поток протонов с энергиями до 100 МэВ, регистрируемый в полярной шапке, может превосходить поток частиц ГКЛ на несколько порядков по величине.
В таких случаях СКЛ могут являться одним из важных факторов радиационной опасности в околоземном пространстве на низких орбитах космических аппаратов.
В работе (Morfill, Sholer, 1973) было показано, что частицы СКЛ могут использоваться как пробные частицы для изучения магнитосферы. Граница проникновения (ГП) протонов с энергиями 1.2-39 МэВ для Кр < 2 изучалась в работе (Fanselow, Stone, 1972). Бирюков и др. (1983) исследовали ГП протонов с энергиями 1-100 МэВ при Кр < 1. Связь между положением ГП протонов с энергией >1 МэВ и геомагнитными возмущениями для различных Magnetic Local Time (MLT) изучалась Ивановой и др. (1985), при этом было показано, что инвариантная широта Л указанной границы лучше всего коррелирует с пара/2 2 метром AD = *JDst + 0.02AE . К сожалению, в
2003 г. АЕ-индекс не определялся. Значительные вариации ГП низкоэнергичных протонов во время отдельных геомагнитных возмущений иссле-
довались в работах (Bevick и др., 1970; Тверская и др., 2002). Антонова и др. (1989) показали, что с 0 до 21 MLT в магнитноспокойное время граница проникновения солнечных электронов (ГПЭ) с энергией 30 кэВ соответствует границе полярной шапки, а с 21 до 24 MLT - границе плазменного слоя. Динамика ГПЭ с энергиями 0.3-0.6 МэВ в магнитосферу Земли в ноябре 2001 г. по данным измерений на ИСЗ КОРОНАС-Ф рассмотрена Кузнецовым и др. (2005). Общая характеристика геомагнитной и гелиофизической обстановки в октябре-ноябре 2003 г. приведена в работе (Панасюк и др., 2004).
ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Размеры области проникновения СКЛ в магнитосферу Земли зависят как от энергии и типа частиц, так и от геомагнитных условий. В настоящей работе рассматриваются вариации положения границы проникновения электронов с энергиями 0.30.6 МэВ, протонов с энергиями 1-5 и 50-90 МэВ для магнитных бурь 6 и 24 ноября 2001 г. и 29, 30 октября 2003 г. по данным измерений на ИСЗ КОРОНАС-Ф. Наклонение практически круговой орбиты спутника составляет 82.5°, высота равнялась 495-530 км в ноябре 2001 г. и 415-445 км в октябре 2003 г. Детекторы, с помощью которых регистрировались указанные частицы, описаны Кузнецовым и др. (1995).
На рис. 1 приводятся примеры проникновения СКЛ в полярные шапки в условиях различной геомагнитной активности. В магнитноспокойное время
1Е+5 1Е+4 1Е+3 1Е+2 1Е+1
1 1Е+0
"2 1Е+6
о
^1Е+5 1Е+4 1Е+3 1Е+2 1Е+1 1Е+0 1Е-1
23:20
23:30
80
- 70
60
50
80
70
60
50
и
сЗ
а
и
24 20 16 12 8 4 0
н 24^
20 16 12 8 4 0
23:30 23:40
29 октября иТ, ч
Рис. 1. Примеры проникновения СКЛ в полярные шапки. Верхняя панель: данные за 27 октября 2003 г., магнитноспо-койный период (Кр = 1, Dst = -42 нТл). Нижняя панель: данные за 29 октября, главная фаза магнитной бури (Кр = 8, = -345 нТл). Тонкая сплошная линия - инвариантная широта Л, тонкая пунктирная линия - МЬТ.
в вечерние и утренние часы МЬТ ГПЭ находилась на инвариантных широтах Л 73.5° и 75.3°, для протонов с энергиями 1-5 МэВ - на 67.2° и 68.1° соответственно, для протонов с энергиями 50-90 МэВ - на 63.9° и 64.9°. Во время сильной магнитной бури (Д^ = = -345 нТл) в вечерние и утренние часы ГПЭ находилась на широтах 55° и 57.2°, для протонов с энергиями 1-5 МэВ - на 53.3° и 57.2°, для протонов с энергиями 50-90 МэВ - на 53.3° и 55.4°, т.е. существенно ближе к экватору, чем в спокойное время. На рис. 2 хорошо видна связь между параметрами геомагнитной активности, ^-компонентой межпланетного магнитного поля (ММП) и положением ГП СКЛ. К сожалению, во время существования больших потоков СКЛ данные о солнечном ветре и ММП часто отсутствуют.
КОЛИЧЕСТВЕННЫЕ СООТНОШЕНИЯ
Проанализируем количественную связь между широтой ГП СКЛ и геомагнитной активностью, в качестве параметров которой выбраны наиболее доступные индексы - Кр и Д^. Как известно, эти индексы имеют разный физический смысл. Величина Кр определяется ионосферными токами на средних широтах, которые усиливаются во время магнито-сферных суббурь. В свою очередь Д^ определяется токами на больших расстояниях: током на магнито-паузе, током плазменного слоя и кольцевым током.
Для увеличения статистики мы объединили данные, полученные в ноябре 2001 г. и октябре 2003 г. В табл. 1-3 приведены параметры массивов данных, использованных для анализа, - число точек N по ко-
Таблица 1. Параметры массивов данных и уравнения регрессии для инвариантной широты границы проникновения солнечных электронов
миг N Мт Мах Кр а Ь с г
3-6 110 -162 9 74.62106 - -0.77256 -0.45174
6-9 235 -401 9 77.26201 - -1.28902 -0.66680
9-12 108 -388 9 79.50836 - -1.69592 -0.82499
12-15 32 -177 8 76.89203 - -1.0239 -0.69818
15-18 53 -401 9 76.72807 - -1.66988 -0.84453
18-21 261 -388 9 73.1606 .011678 -0.934663 0.63639
21-24 108 -401 9 70.32186 - -0.83834 -0.46187
А°
80 I- °
70 60
70 60 50 70
60
50
* о
" е (0.3-0.6 МэВ)
Ч _У_I_I_I_I_
О К
Л-
г
¿V
»
л
р (1-5 МэВ)
_I_I_|_
£
.О—
р (50-90 МэВ)
_I_I_I_
В„ нТ
20 0 -20
кр
9 6 3 0
Д^ нТ 0
-100 -200 -300 -400
299 300 301 302 303 304 305 306 307 308 309 310
Дни 2003 г.
Рис. 2. Три верхние панели: вариации положения границы проникновения СКЛ разных типов с 26 октября (299-й день года) по 5 ноября 2003 г. для MLT = 06-09 ч (светлые кружки) и MLT = 18-21 ч (темные точки). Три нижние панели: вариации В2 и индексов геомагнитной активности.
торым определялась корреляция для различных интервалов MLT, минимальное значение В& и максимальное значение Кр. На рис. 3 и 4 представлены данные о зависимости ГП СКЛ в магнитосферу от Кр и В^ для утреннего (6-9 ч) и вечернего (18-21 ч) секторов MLT. Видно, что корреляция между Л и отдельными геомагнитными параметрами различна для разных частиц и интервалов MLT и при
этом иногда невелика. Поэтому мы искали зависимость в виде
Л = а + Ь • В ^ + с • К^
Помимо параметров а, Ь и с определялись коэффициенты корреляции двух величин (гВ для Л и В^, гК для Л и Кр) и коэффициент множественной корреляции г для трех параметров (Мирский, 1982). Результаты расчетов приведены в табл. 1-3. Если
Л, град
78 72 66 60
8 姧э®е 1§§
MLT = 6-9 ч о
„ 8 о
е (0.3-0.6 МэВ)
"НА
О 8 о °|
Ой °с ос
о Оо
, °88°
•5.
о" О
„ „ о
8 Во ° о о°°§о
° °°
О 00о о 8 8о
О 8° —о-1 I-
•• *
MLT = 18-21 ч
I:
Л, град 78
•• • 1 • • ••!
54
72 66 60
75 72 69 66 63 60 57
69 66 63 60 57 54
8 о « °6о
о« В°е|° 8еоо0р80
р (1-5 МэВ)
I °е ¡'(!
8е я е о о 00
г, П Н о °й О О
8о^8° ° § О 0° о 8 6 § ° 00 °
- о
о О о
о
° ое о
о
§ Р _88
•58- I ••
р (50-90 МэВ)
о° о о о
§0 0 0 Iе
ИЙ о:
8 ооо° о
•I
о оод О О
0ОО 000
0ОО о8 О 8°
8
° о 8о§е°0
2 оОд
I- ч • • «•!» » т
69 66 63 60 57 54 51 48
63 60 57 54 51
9 0 кР
Рис. 3. Зависимость широты границы проникновения СКЛ от Кр для утреннего (слева) и вечернего (справа) секторов МЬТ.
один из коэффициентов (как правило, гк) суще- уравнение становится однопараметрическим. В ственно больше другого, то зависимостью Л от дру- этом случае в таблице в соответствующей колонке гого геомагнитного индекса можно пренебречь, и (Ь или с) поставлен прочерк (см., например, табл. 1,
Таблица 2. Параметры массивов данных и уравнения регрессии для инвариантной широты границы проникновения солнечных протонов с энергиями 1-5 МэВ
мьт N Мш Мах Кр а Ь с г
3-6 82 -221 8 70.04216 0.025655 -0.645787 0.76804
6-9 288 -401 9 68.89699 0.025907 - 0.53328
9-12 121 -388 9 70.2427 - -0.69707 -0.38005
15-18 72 -216 8 68.73467 - -1.26635 -0.77783
18-21 312 -401 9 67.82032 0.015752 -0.87891 0.82795
21-24 119 -401 9 66.17025 0.020716 -0.481927 0.70234
0
Л, град 78 72 66 60
миг = 6-9 ч оо
е (0.3-0.6 МэВ) о сР
Л, град
миг = 18-21ч • •
• 1 . +
75 72 69 66 63 60 57
69 66
р (1-5 МэВ)
о
ОСР5 оО о -о°о
ГХС
•Г • *| • • • • •
о о J__1_
р (50-90 МэВ)
63 _ 9) сР ОЛ^3
о о о
60 - о о о° оо^о :°<#> о
57 - о о§ о о © о о° о о сР ° о
54 9 1 1 1
78 72 66 60 54
69 66 63 60 57 54 51 48
63 60 57 54 51
-400 -300 -200 -100 0 -400 -300 -200 -100
Dst, нТл
Рис. 4. Зависимость широты границы проникновения СКЛ от для утреннего (слева) и вечернего (справа) секторов МЕТ.
0
МЕТ = 3-6), а в последней колонке приведен коэф- ГПЭ с границей полярной шапки. С ночной сторо-
фициент к°рреляции г0 или гк. ны корреляция между Л и геомагнитными индек-
Мы видим, что для ГП солнечных электронов сами мала. Для ГП солнечных протонов с энерги-
высокая корреляция между Л и Кр наблюдается с ями 1-5 МэВ корреляция
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.