АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 5, с. 458-465
УДК 52524;5515216
ДОЗЫ РАДИАЦИИ НА РОССИЙСКОМ СЕГМЕНТЕ МЕЖДУНАРОДНОЙ
КОСМИЧЕСКОЙ СТАНЦИИ В ОКТЯБРЕ 2003 ГОДА. СОПОСТАВЛЕНИЕ ОЦЕНОК, ПОЛУЧЕННЫХ НА ОСНОВЕ ДАННЫХ ИСЗ КОРОНАС-Ф, С РЕЗУЛЬТАТАМИ ДОЗИМЕТРИЧЕСКОГО
КОНТРОЛЯ
© 2007 г. М. И. Панасшк*, |С. Н. Кузнецов*, |Ю. В. Кутузов*, Б. Ю. Юшков*,
И. Н. Мягкова*, В. М. Петров**, В. В. Бенгин**
*Научно-исследователъский институт ядерной физики им. Д.В. Скобелъцина
МГУ им. М.В. Ломоносова **Государственный научный центр Российской Федерации Институт медико-биологических проблем РАН, Москва Поступила в редакцию 10.02.2007 г.
В данной работе представлены результаты расчетов поглощенных доз радиации на борту Международной космической станции (МКС), выполненные на основе данных ИСЗ КОРОНАС-Ф о спектрах протонов в околоземном космическом пространстве (ОКП) и условиях их проникновения в полярные шапки. Полученные оценки сопоставлены с данными дозиметрического контроля на борту МКС, а также с результатами аналогичных расчетов, выполненных на основе данных ИСЗ GOES-1Ü (Geostationary Operational Environmental Satellite). Наблюдается удовлетворительное согласие оценок поглощенных доз, полученных по данным ИСЗ КОРОНАС-Ф, с результатами измерений на МКС. В случае использования данных высокоапогейного ИСЗ GOES-10 согласие между расчетами и измерениями оказалось существенно хуже. По-видимому, это обусловлено влиянием процессов проникновения протонов солнечных космических лучей в области полярных шапок.
PACS: 96.55.+z
ВВЕДЕНИЕ
Во время солнечных протонных событий (СПС) конца октября - начала ноября 2003 г. получен значительный объем экспериментальных данных, что позволило провести разносторонний анализ этих событий (Панасюк и др., 2004). В дополнение к ранее проведенным оценкам в данной работе проведены расчеты поглощенных доз радиации на борту МКС на основе данных ИСЗ КОРОНАС-Ф. В качестве исходной информации использовались данные по динамике потоков протонов, зарегистрированных на КОРОНАС-Ф при прохождении полярных шапок. По этим данным с привлечением баллистической информации определялись средние по шапке значения потоков протонов в диапазонах энергий 26-50 и 50-90 МэВ, а также границы проникновения протонов с энергиями 50-90 МэВ. Для сравнения параметров спектра протонов солнечных космических лучей (СКЛ) привлекались также данные NOAA по потокам протонов, зарегистрированных на ИСЗ GOES-10 (http://www.Spidr.ngdc.NOAA.gov/spidr). Уровень геомагнитной возмущенности оценивался по величине Dst-вaриaции (http://www.ngdc.noaa. gov/stp/GEOMAG/dst.shtml). Результаты расчетов сравнивались с данными дозиметрических измерений на МКС, выполненных полупроводниковыми
детекторами, входящими в состав блоков ДБ-8 системы радиационного контроля (СРК). В составе СРК функционируют 4 блока ДБ-8, каждый из блоков содержит по 2 полупроводниковых детектора. Один из детекторов в каждом блоке ДБ-8 закрыт свинцовой сферой толщиной 2.5 г/см2. Более подробно СРК описана в статье (Лягушин и др., 2002). Для данной работы существенно, что СРК позволила получить значения доз радиации для восьми различных условий экранированности точек измерения оборудованием МКС.
РАСЧЕТ НАКОПЛЕННОЙ ДОЗЫ И МОЩНОСТИ ДОЗЫ РАДИАЦИИ
В данной работе расчет поглощенной дозы радиации в точках установки детекторов системы радиационного контроля (СРК) МКС проводился только для протонов СКЛ в приближении изотропного падения протонов на внешнюю поверхность станции. Для этого случая в соответствии с Методическими указаниями (1986) мощность поглощенной дозы радиации вычисляется по формуле:
Етах Итах
Р(г) = | | Е, г(г), г)С(Е, И)ю(И)dEdh, (1)
Етт hmin
где P(t) - мощность дозы радиации в момент времени t; F(E, r, t) - плотность потока протонов, с энергией E, падающих на внешнюю поверхность станции со всех направлений, в точке околоземного пространства с координатами r в момент времени t; r(t) - определяется орбитальным движением; C(E, h) - коэффициент перехода от потока протонов с энергией E к дозе радиации за слоем вещества толщиной h; ro(h) - функция экрани-рованности, представляющая собой плотность вероятности для луча, испущенного из точки, для которой рассчитывается мощность дозы радиации, в случайном направлении О, встретить на своем пути количество вещества h.
Отметим, что формула (1) описывает вклад в дозу радиации без учета вторичного излучения. В соотношение (1) входят спектр падающего излучения F(E, r, t), характеристики поглощающего вещества и вещества защиты, описываемые функцией C(E, h), и функция экранированности ro(h). Рассмотрим порядок получения каждой из этих функций.
Функции экранированности ro(h) для каждого из детекторов блоков ДБ-8 СРК были взяты из работы (Митрикас, 2004), где они были рассчитаны на основе геометрической модели служебного модуля МКС и представлены в табличном виде.
Функция C(E, h) для перехода от потока протонов с энергией E к дозе за слоем вещества толщиной h рассчитывалась на основе соотношения пробег -энергия и ионизационных потерь в соответствии с Методическими указаниями (1986). Поскольку в работе рассматриваются дозы радиации, зарегистрированные в полупроводниковых детекторах блоков ДБ-8, в качестве поглощающего вещества рассматривался кремний. В качестве вещества защиты рассматривался алюминий.
Координаты МКС вычислялись по значениям параметров орбиты, получаемым Службой радиационной безопасности (СРБ) из Центра управления полетом.
В данной работе основное внимание было уделено методике расчета функции F(E, r, t) - спектра протонов, падающих на внешнюю поверхность станции. Эта методика состояла из двух частей: вычисления спектра протонов в области полярных шапок и вычисления энергии геомагнитного обрезания в рассматриваемой точке полета МКС. Рассмотрим подробнее каждую из этих частей.
Спектры протонов в области полярных шапок
Поскольку для расчетов по формуле (1) необходимо задать спектр протонов в виде некоторой функции, а исходная информация о радиационной обстановке была доступна в виде потоков протонов в отдельных энергетических каналах, необходимо было использовать какой-либо способ аппроксимации спектра. При расчете мощности дозы радиации в данной работе, в соответствии с Методическими
указаниями (1991), использовалась аппроксимация спектра протонов в виде:
п^пл г (R(Е) - 239^ J(>R) = Jзоехр^ v R-J, (2)
где R - магнитная жесткость протона с энергией Е; J(>R) - поток протонов с магнитной жесткостью больше R; J30 - поток протонов с энергиями больше 30 МэВ; R0 - характеристическая жесткость спектра (в МэВ).
Параметры спектра для каждого момента времени рассчитывались линейной интерполяцией по времени по таблице параметров. Значения параметров в таблице определялись методом наименьших квадратов по экспериментально зарегистрированным потокам протонов в нескольких энергетических диапазонах для моментов времени, в которые были заданы значения потоков. Использовались 2 источника данных о радиационной обстановке: потоки протонов, зарегистрированные на GOES-10, и потоки протонов, зарегистрированные на КОРОНАС-Ф. В первом случае принималось, что спектр в полярной шапке такой же, как зарегистрирован на GOES-10. Во втором - были получены интерполяционные таблицы для южной и северной шапок, и расчеты проводились для каждой шапки отдельно. Полученные таким образом значения параметров J30 и R0 спектра протонов представлены на рис. 1 и 2.
Можно отметить заметное различие в параметрах спектра протонов, рассчитанных по данным, зарегистрированным на G0ES-10 и на КОРОНАС-Ф. Это сказывается и на последующих оценках.
Проникновение протонов в высокоширотные зоны магнитосферы Земли
Проникновение протонов в магнитосферу оценивалось в приближении вертикальной жесткости геомагнитного обрезания. Поток протонов с энергией ниже, чем энергия, соответствующая жесткости обрезания, принимался равным нулю. Для энергии, большей, чем энергия обрезания, спектр протонов считался соответствующим спектру в полярной шапке. Таким образом, задача была сведена к вычислению вертикальной жесткости геомагнитного обрезания в рассматриваемой точке полета МКС. Соответствующие расчеты проводились в двух вариантах:
в рамках приближения геомагнитного поля моделью смещенного диполя (Модель космического пространства, 1983) и учета влияния геомагнитных возмущений на основе модели Solomon (1966);
на основе оценок Z-границы проникновения протонов по данным КОРОНАС-Ф и таблицы планетарного распределения Z-параметра на высоте 450 км (Smart, Shea, 2000).
J, (см 2 c х cp) 1
Октябрь
Рис. 1. Динамика изменения параметра J30 спектра протонов во время СПС 28-30 октября 2003 г. J30 GOES - значения параметра, рассчитанные по данным интегральных энергетических диапазонов ИСЗ GOES-IO; J30_N - значения параметра, рассчитанные по потокам в каналах 26-50 и 50-90 МэВ ИСЗ КОРОНАС-Ф при прохождении северной полярной шапки; J30_S - аналогичные значения для южной полярной шапки.
R0, MB
Октябрь
Рис. 2. Динамика изменения характеристической жесткости R0 спектра протонов во время СПС 28-30 октября 2003 г. R0 GOES - значения параметра, рассчитанные по данным интегральных энергетических диапазонов G0ES-10; R0_N -значения параметра, рассчитанные по потокам в каналах 26-50 и 50-90 МэВ КОРОНАС-Ф при прохождении северной полярной шапки; R0_S - аналогичные значения для южной полярной шапки.
В первом варианте соответствующее соотношение для расчета вертикальной жесткости геомагнитного обрезания имеет вид:
4
RI = R cos X
1 + ^ (4cos-6X -1) M
(3)
где - вертикальная жесткость геомагнитного обрезания; К0 - вертикальная жесткость обрезания на геомагнитном экваторе; X - геомагнитная широта; и - геомагнитная возмущенность (О?/); г -расстояние до центра Земли; М - магнитный момент Земли.
Для проведения оценок по второму варианту выполним преобразование соотношения (3). С учетом соотношения Ь - cos-2X для низкоорбиталь-
ных объектов (Модель космического пространства, 1983) формулу (3) можно записать в виде:
R± = R0Z-2Ll + K(4L3 - 1)J,
(4)
^ Ur где K = M -
Это соотношение может быть и
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.