Опишите солнечных протонных событий
За период наблюдения солнечных протон- ных событий, охватывающий 1964-2012 г.г. наиболее высокие значения флюенса протонов, для энергий >10 и >30, 60 МэВ отмечены в 1972 г.(20 цикл) и в 1989, 1991 гг. (22 цикл), для протонов с энергиями >60 МэВ еще и в 2000 г. (23 цикл). В этот же период в ~ 30% СПС (172 из 586) наблюдалась возмущенная РО. Наибольшее число СПС с возмущенной РО отмечено в 1989 г. В таблице 1приведены соответствующие значения флюенсов протонов СКЛ.
Т. о. видно, что в 20 и 21 циклах солнечной активности (с.а.) максимальные значения флю- енсов протонов приходятся на эпохи спада с.а., а в 22 и 23 циклах – на эпохи максимумов с.а. Большее число СПС и большее число периодов возмущенной РО наблюдалось в 22 цикле (1989 год). По изменению солнечной активности (дан- ные о солнечных пятнах СП-параметр R) вы- делены эпохи минимумов для 19-23 циклов и проведен анализ радиационных характеристик СПС в эти периоды. Если предположить, что число солнечных протонных событий примерно пропорциональ- но числу солнечных пятен, то используя про- гноз солнечных пятен на 2013-2019 г.г. можно рассчитать число СПС (Ep>10 МэВ, Jm>1 см-2 с -1 ср-1 ) на этот период по коэффициенту, полученному из сопоставления имеющихся од- новременных данных о СП и СПС. На рис.2 представлено число СПС за год с 2000 г. по 2012 г. – данные эксперимента и с 2013 по 2019 г. – прогнозируемые значения СПС. Видно, что по данному прогнозу 24 цикл предполагается ниже предыдущего 23 цикла и сделанное выше заключение о том, что текущий цикл не превы- сит предыдущий – справедливо.
|
|
|
Начиная с 1970 г., СПС, в которых наблюда лись протоны с энергией Е > 10 МэВ и потоком J ≥ 1 pfu (1 pfu = 1 см–2 · с–1 · ср–1), собраны в ката логах под редакцией Ю.И. Логачева [3]. Эти ката логи содержат также данные о родительских вспышках и других сопутствующих явлениях и являются однородными рядами данных, посколь ку критерии отбора событий оставались неизмен ными во время работы над Каталогами с начала 1980х годов. Однородность длительных времен ных рядов – это необходимое условие статистиче ских исследований, поэтому данная работа бази руется на [3], хотя для сравнения привлекались ре зультаты других каталогов [4–7]. Помимо опубликованных каталогов данная работа содер жит результаты текущей работы авторов по ана лизу событий 23го и 24го солнечных циклов – с 1997 г. по апрель 2014 г. (64й месяц 24го солнеч ного цикла).
Тяжелые заряженные частицы - протоны, альфа-частицы и ионы больших энергий
Тяжелые заряженные частицы – протоны, дейтроны, альфа-частицы, осколки деления, аналогично электронам, затрачивают большую часть своей энергии на ионизацию, возбуждение атомов, а также на взаимодействие с кулоновским полем ядра и электронов (тормозное излучение). В значительной степени эти процессы вызваны электронами, которые образовались в процессе первичной ионизации.
|
|
|
Отличительной чертой тяжелых частиц, в сравнении с быстрыми электронами той же энергии, является их более медленное движение из-за большой массы. При энергии в несколько МэВ ионизационные потери для альфа-частиц в 1000 раз большие, чем для электронов. В результате этого путь электронов в веществе (глубина проникновения) значительно больше, чем путь альфа-частиц.
Как известно, величина энергии, которая излучается какой-либо частицей, прямо пропорциональна квадрату ее ускорения и обратно пропорциональна массе частицы. Из этого вытекает, что радиационные потери тяжелых заряженных частиц (т.е. потери на тормозное излучение) небольшие.
Столкновение тяжелой частицы с легким электроном не может вызвать значительного отклонения ее от первоначального направления движения, поэтому их путь в веществе прямолинейный.
Тяжелые частицы, как и электроны, передают энергию порциями. Максимальная энергия вторичных электронов определяется энергией падающих частиц. Так, при столкновении альфа-частицы энергией в 5 МэВ с электроном, последний приобретает энергию около 2,7кэВ. Этой энергии достаточно для осуществления вторичной ионизации (ведь потенциал ионизации в воздухе равен 34 эВ).
|
|
|
Бразильская магнитная аномалия
Бразильская магнитная аномалия (БМА) — магнитная аномалия Земли в Южном полушарии, у берегов Бразилии и Южной Африки (Бразильская и Кейптаунская аномалии, которые часто объединяются в Южно-атлантическую аномалию (ЮАА)).
Южно-атлантическая аномалия на высоте ≈ 560 км
В физике космических лучей БМА играет очень важную роль, влияя на потоки высокоэнергетичных заряженных частиц в околоземном космическом пространстве. Из всех магнитных аномалий Земли наиболее значительное влияние на потоки частиц (космических лучей) оказывает БМА. В этой области величина магнитного поля на уровне моря такая, как на высоте ∼ 1000 км вне аномалий. Поскольку БМА отрицательна и располагается на низких широтах, в этом районе происходит не только опускание зеркальных точек частиц, но и провисание дрейфовых оболочек к Земле. Радиальные градиенты потоков частиц на L < 2, соответствующих этой аномалии, очень велики (крутая внутренняя кромка РП), и указанное провисание дрейфовых оболочек приводит к значительному росту потоков частиц, связанному с увеличением L при переходе от границ к центру аномалии (на заданной высоте). В отличие от отрицательных магнитных аномалий на более высоких широтах (Кейптаунской и Беринговой), Бразильская аномалия оказывает сильное влияние на потоки частиц в гораздо более широком диапазоне питч-углов, практически полностью опустошая оболочки с L < 1.1 в течение одного дрейфового периода.
|
|
|
Говоря проще, магнитосфера Земли как кожура апельсина защищает её от вредных воздействий извне, а БМА представляет собой глубокую вмятину на кожуре, все объекты на низкой орбите Земли (находящиеся как бы под кожурой), проходя через БМА (вмятину на кожуре) выходят из под защиты магнитосферы и становятся беззащитными перед разрушающими потоками из космоса. Именно поэтому все аппараты приостанавливают свою работу, пролетая над БМА.[источник не указан 348 дней]
Наблюдения орбитальным телескопом «Хаббл» из-за повышенного уровня радиации невозможны тогда, когда телескоп пролетает над этой аномалией
Дата добавления: 2018-02-28; просмотров: 390; Мы поможем в написании вашей работы! |
Мы поможем в написании ваших работ!