АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 4, с. 369-378
УДК 550.385.4
ДИНАМИКА РАДИАЦИОННЫХ ПОЯСОВ ЗЕМЛИ ВО ВРЕМЯ СИЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ БУРЬ ПО ДАННЫМ ИСЗ КОРОНАС-Ф
© 2007 г. С. Н. Кузнецов)*, И. Н. Мягкова*, Б. Ю. Юшков*, Ю. И. Денисов*,
Е. А. Муравьева*, К. Кудела**
*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.
В работе представлены результаты экспериментального исследования вариаций интенсивности потоков частиц радиационных поясов Земли (РПЗ) в энергетическом диапазоне 0.3-6 МэВ для электронов и 1-50 МэВ для протонов. РПЗ исследовались во время сильных магнитных бурь, произошедших с августа 2001 г. по ноябрь 2003 г. Были проанализированы данные эксперимента на ИСЗ КОРОНАС-Ф, полученные во время следующих магнитных бурь: 6 ноября (Б^ = -257 нТл) и 24 ноября 2001 г. (Б^ = -221 нТл), 29-30 октября (Б^ = -400 нТл) и 20 ноября 2003 г. (Б^ = -465 нТл). Получено, что во время главной фазы исследованных магнитных бурь наблюдалось резкое падение интенсивности потоков электронов во внешнем радиационном поясе, а на фазе восстановления внешний пояс восстанавливался значительно ближе к Земле, вблизи границы проникновения солнечных электронов на главной фазе магнитной бури. Падение интенсивности электронов мы связываем с резким уменьшением размеров магнитосферы во время главной фазы бури. Следует также отметить, что во всех исследованных случаях вариации РПЗ носили достаточно длительный (несколько суток) характер. Если во время бури наблюдались потоки солнечных космических лучей, то мог происходить захват протонов с энергией 1-5 МэВ и формирование дополнительного максимума протонов таких энергий на Ь > 2.
PACS: 94.30.Xy
ВВЕДЕНИЕ
Известно, что внешний электронный пояс испытывает значительные вариации интенсивности потоков как во время магнитных бурь, так и в спокойное время (Williams и др., 1968; Vakulov и др., 1976; West и др., 1981; Li, Temerin, 2001). При анализе вариаций внешнего пояса на больших и малых высотах (Williams и др., 1968; Емельяненко и др., 1978a) было показано, что эти вариации качественно подобны, хотя различны по величине. В настоящей работе исследованы динамика пояса электронов с энергиями от 0.3 до 6 МэВ и протонов от 1 до 50 МэВ по данным ИСЗ КОРОНАС-Ф во время наиболее сильных магнитных бурь, наблюдавшихся в 2001-2003 гг.
На рис. 1 представлены Дгвариация и Кр-индекс для интервалов 4-30 ноября 2001 г. и 27 октября-27 ноября 2003 г. В это время наблюдались пять крупнейших магнитных бурь, во время которых исследовалась динамика радиационных поясов по данным ИСЗ КОРОНАС-Ф. Мы имели возможность проанализировать структуру поясов электронов с энергиями 0.3-0.6, 0.6-1.5, 1.5-3 и 36 МэВ и структуру поясов протонов с энергиями 1-5, 14-26 и 26-50 МэВ до магнитной бури, вскоре после главной фазы бури и через несколько дней после бури. Отметим, что все исследуемые бури
(кроме бури 20 ноября 2003 г.) были вызваны ко-рональными выбросами массы (КВМ), которые, в свою очередь, связаны с мощными солнечными вспышками. Данные вспышки являлись также источниками потоков солнечных космических лучей (СКЛ). Магнитные бури 6 и 24 ноября 2001 г. были вызваны КВМ, которые были индуцированы вспышками 4 ноября (скорость движения КВМ в 16.20 ЦТ составляла 810 км/с) и 22 ноября (измеренные скорости движения КВМ в 20.36 и 23.30 ЦТ составили 1443 и 1437 км/с соответственно). Причиной магнитных бурь 29 и 30 октября 2003 г. стали КВМ, связанные с солнечными вспышками 28 октября (скорость движения КВМ в 11.30 ЦТ составляла 2459 км/с) и 29 октября (скорость движения КВМ в 20.54 ЦТ - 2029 км/с).
ИСЗ КОРОНАС-Ф был запущен 30 июля 2001 г. на практически круговую орбиту с наклонением ~82.5°, высота орбиты равнялась 495-530 км в ноябре 2001 г. и 415-445 км в октябре 2003 г. Анализируемые данные получены с помощью двух телескопов, практически идентичных детекторам, использовавшимся на ИСЗ КОРОНАС-И (Кузнецов и др., 1995). Орбита спутника не позволяла за одно прохождение получить максимальную интенсивность захваченных частиц в области Южно-Атлантической и Бразильской аномалий. Пример построения профилей приведен на рис. 2. Из верхней панели
Ds 0
, нТ
Кр х 10
п90
-100 -
-200-
-60
-300
-30
25 30
Ноябрь 2001 г.
-100
-200
-300
-400
-500
■ Н V ^ I I
и / I
300
305
4 I 1 ' '|| 1 I I
310
Кр х 10
90
60
30
315
320
325 330
Дни 2003 г.
Рис. 1. Д^-вариация и ^р-индекс во время крупнейших магнитных бурь 2001-2003 гг.
0
0
рис. 2 видно, что в разные моменты времени, и, соответственно, на разных долготах, профиль РПЗ различен. Поэтому для анализа использовались несколько последовательных прохождений.
АНАЛИЗ ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ ДАННЫХ
Наиболее сильные магнитные бури за период 2001-2003 гг. наблюдались в ноябре 2001 г. и в октябре-ноябре 2003 г., а именно 6 ноября (ДБХ = = -257 нТл) и 24 ноября 2001 г. Ц = -221 нТл), 29-30 октября Ц = -400 нТл) и 20 ноября 2003 г. (Д^ = -465 нТл). Рассмотрим подробнее эти два периода.
Вариации интенсивности потоков заряженных частиц РПЗ во время магнитных бурь ноября 2001 г.
На рис. 3 приведены изоконтуры значений десятичного логарифма интенсивности электронного пояса с 4 по 30 ноября 2001 г. в координатах {время, Ь}. Ось Ь является линейной для инвариантной широты Л. Такой масштаб выбран для то-
го, чтобы лучше были видны области внутреннего (Ь < 2.5) и внешнего (Ь >2.5) поясов. До 6 ноября внешний радиационный пояс имел максимум интенсивности потоков электронов на Ь ~ 4 для электронов с энергиями 0.3-0.6, 0.6-1.5 и 3-6 МэВ, зазор между поясами находился на Ь ~ 2.5.
На рис. 4 приведены данные о вариациях структуры электронного пояса - интенсивность потока электронов в зависимости от Ь во время магнитных бурь ноября 2001 г. Слева приведены данные для магнитной бури 6 ноября, а справа - для бури 24 ноября 2001 г. Первый профиль (тонкая сплошная линия) показывает структуру пояса до магнитной бури. Второй профиль (тонкий пунктир с точками), имеющийся только для бури 6 ноября 2001 г., получен на начале фазы восстановления магнитной бури, третий (жирный пунктир) - на развитой фазе восстановления, и четвертый (жирная сплошная линия) - еще через 5 дней, когда все основные процессы, связанные с бурей, практически затухли. Вертикальными штрихами на оси X показаны минимальные значения Ь-оболочек, на которые проникали солнечные электроны (СЭ), данные взяты из (Кузнецов и др., 2005). Отметим, что в спокойное (т.е. при отсутствии магнитных
J, (е0.3-0.6 МэВ) 1Е + 5 ет
1Е + 4 1Е + 3 1E + 2 1Е + 1 1E + 0 1Е - 1
1
L 10 9 8 7 6 5
9 10 L
2 —1 J, (см ср с)
е(0.3—0.6 МэВ)
1 4
е(0.6—1.5 МэВ)
А' ' /\
I-
е(1.5—3 МэВ)
е(3—6 МэВ)
- 1Е + 4 1Е + 3 1Е + 2 1Е + 1 1Е + 0 1Е — 1
J_I_I_|_
9
10
11
12
13 иТ, ч
1
2
3 4 5 6 7
910 Ь
Рис. 2. Синтез профиля пояса электронов из данных нескольких прохождений в районе Южно-Атлантической и Бразильской аномалий 7 ноября 2001 г. Верхняя панель - индивидуальные профили пояса при прохождении Южно-Атлантической и Бразильской аномалий. Нижняя панель слева - интервалы Ь единичных прохождений области пояса, использованных для синтеза профиля пояса, справа - синтезированный профиль пояса. Цифры 1-4 обозначают четыре последовательных прохождения спутником области радиационных поясов Земли, которые происходят на разных долготах (время прохождения и области соответствующих им Ь-оболочек показаны на нижней левой панели).
1
4
3
2
2
4
1
бурь) время для соответствующего магнитного локального времени граница проникновения солнечных электронов находится на Ь ~ 5-10.
Из приведенных рисунков видно, что после обеих бурь наблюдалось значительное уменьшение интенсивности потока электронов, особенно хорошо этот эффект виден для интервалов энергий 0.6-1.5 и 1.5-3 МэВ. Также видно, что в обоих случаях область внешнего радиационного пояса оказалась полностью поглощена областью проникновения солнечных электронов. В это время согласно анализу (Кузнецов и др., 2005) дневная граница магнитосферы находилась на Я ~ 4.85 ЯЕ. На развитой фазе восстановления в исследуемый период ноября 2001 г. формировался новый элек-
тронный пояс повышенной (по сравнению с состоянием пояса до бури) интенсивности с максимумом вблизи точки проникновения СЭ, что соответствует области зазора в спокойное время.
К 23 ноября прошло 17 дней после бури 6 ноября. Для электронов с энергиями 0.3-0.6 МэВ сформировался классический внешний пояс с максимумом на Ь ~ 4, а для электронов больших энергий -с максимумом на Ь ~ 3 (см. правую панель рис. 4 и рис. 3). После бури 24 ноября максимум интенсивности потоков электронов внешнего РПЗ с энергиями от 300 кэВ до 3 МэВ наблюдался на Ь ~ 3. К 30 ноября максимум интенсивности потоков электронов внешнего РПЗ с энергиями от 0.6 до 3 МэВ формировался на Ь ~ 2.7-3, а с энергиями
Ь
Ноябрь 2001 г.
Рис. 3. Изменение структуры электронного пояса во время бурь с 4 по 30 ноября 2001 г. Перпендикулярные штрихи, которыми помечены изолинии, направлены в сторону уменьшения интенсивности потоков частиц.
2 —1 Л (см ср с)
2 —1 Л (см ср с)
1Е + 5 1Е + 4 1Е + 3 1Е + 2 1Е + 1 1Е + 0
1Е + 2 1Е + 1 1Е + 0
1Е + 1 1Е + 0 1Е — 1
1Е + 6
• ------06.11 1Е + 5
_ 05.11 1Е + 4 ^"•07.11 1Е + 3
12.11 1Е + 2 1Е + 1
мЖх
е(3—6 МэВ)
J_I_I_I_I_I_I
1
4 5 6 7 8 910 Ь
1Е + 3 1Е + 2 1Е + 1 1Е + 0 1Е — 1 1Е + 1
1Е + 0
1Е — 1
= е(1.5—3 МэВ)
J_I_I_I_I_I
е(3—6 МэВ)
J_I_I_I_I_I_I
1
4 5 6 7
910 Ь
Рис. 4. Вариации структуры электронного пояса (интенсивность в зависимости от Ь) во время бурь 6 и 24 ноября 2001 г.
3-6 МэВ - на Ь ~ 2.5-2.7. Интересно, что для энергий 0.6-1.5 МэВ этот максимум является дополнительным, поэтому поток таких электронов имеет структуру с тремя максимумами на Ь = 1.5, 1.9, 2.7.
На рис. 5 и 6 приведены данные о динамике протонного пояса. Способ представления данных аналогичен способу, описанному для рис. 3 и 4 ранее, с той разницей, что для протонного пояса мы ограничились областью Ь < 4-5.6. Видн
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.