Вариации в периферических областях внешнего электронного пояса (геосинхронная орбита)
Зависимость положения максимума внешнего пояса энергичных электронов от цикла солнечной активности
Зависимость положения максимума пояса инжектированных во время магнитных бурь релятивистских электронов от мощности бури
Навигация
Зависимость положения максимума внешнего пояса энергичных электронов от цикла солнечной активности
Радиационные пояса
60015
знаков
0
таблиц
0
изображений
3.5 Зависимость положения максимума внешнего пояса энергичных электронов от цикла солнечной активности
По данным измерений в 19-м цикле солнечной активности максимум внешнего пояса электронов (Lmax) и зазор между поясами отодвигались к большим L при переходе от максимума цикла к минимуму (Vernov et al., 1969).
На рис.14 представлен временной ход Lmax за период 1958- 1983 гг. (Tverskaya, 1996). Приведены также бури с амплитудой Dst-вариации <100 нТл, среднемесячные значения Dst и число солнечных пятен Rz.
Видно, что нет прямой корреляции Lmax с солнечной активностью, а основное влияние на его положение оказывают магнитные бури. Для нескольких лет непрерывных данных ИСЗ Молния и Метеор коэффициент корреляции Lmax с Rz составил -0.2. В то же время коэффициент корреляции Lmax со среднемесячным значением Dst составил -0.7.
Наблюдается интересная особенность при сопоставлении ежемесячных непрерывных данных по Lmax (ИСЗ Метеор) с Dst в 1978- 1983 гг.: активизация магнитных бурь до и после максимума солнечной активности и соответствующее смещение Lmax к меньшим L.
3.6 Электронные радиационные пояса во время сильных магнитных бурь
Структура магнитосферы и радиационных поясов определяется взаимодействием магнитосферы с солнечным ветром. Во время солнечных вспышек Солнце выбрасывает «корональные выбросы масс» (КВМ), которые отличаются большой скоростью (до 2000 км/с), большой плотностью (до нескольких десятков частиц в кубическом сантиметре), большим магнитным полем (до нескольких десятков нанотесла) на орбите Земли. Когда КВМ проходят Землю, магнитосфера резко уменьшается в размерах, уменьшается область замкнутых дрейфовых оболочек (радиационных поясов), ночной плазменный слой приближается к Земле и ток в нем увеличивается, увеличивается также магнитное поле в хвосте магнитосферы. Частицы радиационных поясов, находившиеся на внешних оболочках, выбрасываются из магнитосферы. Эти процессы протекают по-разному при разных направлениях магнитного поля КВМ (параллельном или антипараллельном геомагнитному полю). Токи, вызывающие Dst вариацию, более сильны при отрицательном Bz компоненте межпланетного поля при прочих равных условиях. В качестве примера мы рассмотрим динамику внешнего пояса во время двух сильных бурь: 24 марта 1991 г. и 6 ноября 2001 г.
Буря 24 марта 1991 г. Она была вызвана КВМ, эжектированным солнечной вспышкой 22 марта в 16 ч 20 м.
В момент гигантского SSC (~200 нТл) сформировался «ударный» пояс ультрарелятивистских электронов (см. раздел 2.2).
Эволюция этого пояса во время последовавшей сильной магнитной бури (|Dst|max~300 нТл) и инжекция нового «буревого» пояса проанализированы в (Tverskaya et al., 2003b).
На рис. 15 представлена динамика радиального профиля пояса электронов с Ee>8 МэВ (ИСЗ Метеор), появившегося во время гигантского SSC 24 марта 1991 г. Моменты пролета спутника и положение максимумов пояса указаны на графике Dst-вариации. В ~05 UT 24 марта пик пояса электронов с Ее>8 МэВ находился на L~2.8. Во время главной фазы магнитной бури пояс сместился на L~2.3. Эта вариация оказалась необратимой.
На рис. 16 представлено распределение интенсивности электронов разных энергий для трех временных периодов: 24.03.91 (до SSC), 25.03.91 (в начале фазы восстановления бури) и 27.03.91 (через два дня после максимума бури). Перед бурей хорошо виден зазор между поясами. Показания детектора, регистрировавшего электроны с Ее>8 МэВ, находятся на уровне фона. На следующем пролете 25.03.91 на L~2.3 имеется пик интенсивности инжектированных во время SSC электронов, и сформировался ещё один новый пояс инжектированных во время бури электронов с максимумом на L~3. Данные ИСЗ CRRES также показывают появление после этой бури пояса электронов с Ее~2 МэВ с максимумом на L=3.1 (Ingraham et al., 1996).
Наблюдается запаздывание в появлении более энергичных электронов. Это хорошо соответствует более ранним результатам исследования инжекции электронов во время бурь (Williams et al., 1968). В дальнейшем может сформироваться максимум в спектре электронов внешнего пояса в области энергий 1 – 3 МэВ (Вакулов и др., 1975, West et al., 1981).
Буря 6 ноября 2001 г. Для бури 6 ноября (Tverskaya et al., 2005; Кузнецов и др., 2006) имеются данные по условиям в межпланетном пространстве. Буря была вызвана КВМ, эжектированным солнечной вспышкой 4 ноября в 16 ч. 20 м.
На рис. 17 (Кузнецов и др., 2006) на верхней панели приведены данные о положении лобовой точки магнитопаузы, вычисленные по модели (Кузнецов и др., 1998), и измеренная на ИСЗ КОРОНАС-Ф граница проникновения электронов солнечных энергичных частиц (СЭЧ) с Ее=0.3-0.6 МэВ с ночной стороны. В основном – это внутренняя граница плазменного слоя. Иногда мы видим резкое увеличение L границы проникновения электронов, возможно в это время происходит диполизация магнитного поля в хвосте магнитосферы. На средней панели представлены Bz и Р, индексы, определяющие размеры магнитосферы и магнитные возмущения. На нижней панели представлены Hsym - минутный аналог Dst вариации и АЕ – индекс авроральной активности.
Внезапное начало магнитной бури наблюдалось 6 ноября в 1 ч 52 м. Через несколько минут началась главная фаза бури, которая длилась около полутора часов. Магнитосфера в это время имела минимальные размеры, X(0) ~ 4Rз. При возрастании Bz и сохранении Р на одном уровне X(0) ~ 6Rз. В это время около 5 часов Hsym практически не изменялось. Именно в это время было измерено состояние пояса (см. рис.18 пунктир). Мы видим, что поток электронов всех энергий во внешнем поясе резко уменьшился по сравнению с потоками, измеренными 5 ноября. К сожалению, фоновый поток протонов СЭЧ в каналах электронов 0.6-1.5. 1.5-3, 3-6 МэВ мешает точно определить масштаб вариации. Для электронов 0.3-0.6 МэВ профиль пояса сместился на меньшие L по сравнению с профилем, полученным 5 ноября, и поток электронов уменьшился.
Отметим, что новый максимум пояса совпадает с минимальным значением L, которого достигала граница проникновения солнечных электронов при Hsym< -300 нТл. На следующий день пояс с максимумом на L~3 начал формироваться и для электронов более высоких энергий. Аналогичная картина инжекции наблюдалась и на больших высотах (Тverskaya et al., 2005). В дальнейшем на L~3 снова формируется зазор между поясами для электронов 0.3-0.6 МэВ.
Для обеих бурь значение Lmax близко к тому, что дает эмпирическая зависимость Lmax от максимальной амплитуды Dst вариации бури (Тверская, 1986).
Похожие работы
... с высокой эффективностью выделять потоки электронов и позитронов с энергией более 40 МэВ [3]. Орбита станции “Салют-6” (высота 350-400 км, наклонение 52°) в основном проходила ниже радиационного пояса Земли, но в районе Бразильской магнитной аномалии она задевала внутреннюю часть РПЗ. И именно, при пересечении станцией Бразильской аномалии были обнаружены стационарные потоки высокоэнергичных ...
... , которые высыпаются на средних широтах. (В данной главе рассмотрены различные случаи высыпаний высокоэнергичных частиц под воздействием различных типов волн: свистов и ионно-циклотронных) Во время геомагнитных возмущений высыпание энергичных электронов из радиационных поясов Земли может быть основным источником притока энергии для ионизации среднеширотной мезосферы. Один особенно интенсивный ...
... в последовательности спектра (красная, оранжевая, желтая, зеленая, голубая, синяя, фиолетовая), однако цвета почти никогда не бывают чистыми, поскольку полосы взаимно перекрываются. Как правило, физические характеристики радуг существенно различаются, поэтому и по внешнему виду они весьма разнообразны. Их общей чертой является то, что центр дуги всегда располагается на прямой, проведенной от ...
уровней играет дискретный набор их разрешенных энергетических состояний. В классических мазерных системах, например в космических циклотронных мазерах, осцилляторами являются заряженные частицы в магнитном поле; спектр их энергий непрерывен. Как известно, заряженная частица в плоскости, перпендикулярной направлению магнитного поля, движется по окружности с частотой вращения (циклотронной частотой ...
0 комментариев