Содержание
2
Содержание
ГЛАВА 1. ВВЕДЕНИЕ 5
1.1 Аномальная компонента космических лучей............. 5
1.1.1 Аномальные космические лучи в межпланетном космическом пространстве.............................. 6
1.1.2 Аномальная компонента космических лучей в околоземном космическом пространстве.................. 7
1.2 Ядерная компонента солнечных космических лучей........... 16
1.3 Ядерная компонента галактических космических лучей 21
ГЛАВА 2. МОДЕЛИРОВАНИЕ ЗАХВАТА ИОНОВ КОСМИЧЕСКИХ
ЛУЧЕЙ ГЕОМАГНИТНЫМ ПОЛЕМ 24
2.1 Методика моделирования процесса захвата тяжелых ионов КЛ геомагнитным полем и их накопления в радиационном
поясе Земли................................................ 25
2.1.1 Описание методики моделирования..................... 26
2.12 Область и зона стабильного захвата................... 30
2.2 Метод решения уравнения движения заряженной частицы в геомагнитном поле............................................. 32
2.3 Модели магнитного поля и атмосферы Земли, используемые
в расчетах................................................. 34
2.3.1 Модель магнитного поля Земли........................ 34
2.3.1.1 Модель главного геомагнитного ноля........... 34
2.3.1.2 Модель магнитного поля внеземных источников 35
2.3.2 Модель атмосферы Земли.............................. 37
2.4 Процессы взаимодействия тяжелых ионов с атмосферой
Земли...................................................... 38
2.4.1 Основные процессы изменения зарядового состояния: перезарядка, ионизация.................................... 38
2.4.2 Потерн энерпш на возбуждение и ионизацию атомов
среды................................................ 41
2.5 Алгоритм проведения расчетов............................. 42
Содержание
2.5.1 Расчет разрешенных направлений................... 42
2.5.2. Моделирование процессов захвата ионов АКЛ
геомагнитным полем................................ 45
2.6 Результаты моделирования процессов захвата ионов АКЛ геомагнитным полем и их накопления в радиационном поясе 47
2.6.1 Результаты расчета разрешенных направлений....... 47
2.6.2 Результаты моделирования процессов захвата однозарядных ионов кислорода с энергией 30 МэВ/н геомагнитным нолем................................ 51
2.7 Расчет интенсивности захваченных ионов АКЛ............ 58
Заключение к главе 2...................................... 60
ГЛАВА 3. ОПИСАНИЕ ЭКСПЕРИМЕНТА НИНА 63
3.1 Телескоп-спектрометр НИНА............................. 63
3.1.1 Полупроводниковый телескоп....................... 63
3.1.2 Входная и считывающая элекгроника................ 67
3.1.3 Триггерная логика................................ 69
3.1.4 Система обработки и сбора информации............. 70
3.1.5 Структура информации, принимаемой с орбиты 74
3.2 Условия проведения измерений на орбите................ 75
Заключение к главе 3...................................... 77
ГЛАВА 4. АЛГОРИТМ ИДЕНТИФИКАЦИИ РЕГИСТРИРУЕМЫХ
СОБЫТИЙ В ЭКСПЕРИМЕНТЕ НИНА 78
4.1 Алгоритм предварительного отбора треков............... 78
4.2 Фитирование треков.................................... 84
4.3 Определение заряда и массы регистрируемых частиц...... 85
4.3.1 Метод остаточного пробега........................ 87
4.3.2 Метод аппроксимации кривой Бстс-Блоха............ 89
4.4 Восстановление начальной энергии частиц............... 94
Заключение к главе 4...................................... 95
ГЛАВА 5. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ХАРАКТЕРИСТИК
ТЕЛЕСКОПА-СПЕКТРОМЕТРА ШША 96
5.1 Калибровка и определение спектрометрических
С0$99№!Ш
4
характеристик телескопа-спектрометра НИНА.......... 96
5.1.1 Схема проведения калибровки на ускорителе.... 96
5.1.2 Энергетическая градуировка и определение энергетического разрешения......................... 97
5.1.3 Раз деление изотопов в спектрометре НИНА: результаты моделирования методом Монте-Карло и калибровки иа ускорителе........................... 103
5.1.3.1 Результаты моделирования.............. 103
5.1.3.2 Результаты калибровки спектрометра на ускорителе........................................ 106
5.2 Расчет светосилы и функции отклика прибора......... 109
Заключение к главе 5....................................... 120
ГЛАВА 6. РЕЗУЛЬТАТЫ ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ
ИССЛЕДОВАНИЙ ПОТОКОВ ЯДЕР КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В ОКОЛОЗЕМНОМ ПРОСТРАНСТВЕ 122
6.1 Алгоритм обработки экспериментальных данных............ 122
62 Фоновые условия при проведении измерений иа орбите 124
6.3 Исследование потоков ядер КЛ в условиях спокойного
Солнца.................................................. 127
6.4 Исследование потоков ядер во время солнечных протонных событий в ноябре 1998 г...................... 133
Заключение к главе 6................................... 144
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 146
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 149
Гпава 1. Введение
5
Глава 1. Введение.
На сегодняшний день одной из актуальных задач физики космических лучей остается как экспериментальное, так п теоретическое изучение изотопного состава, энергетических, временных и пространственных характеристик аномальной компоненты космических лучей (АКЛ), ядерной компоненты солнечных (CKJ1) и галактических (ГКЛ) космических лучей. В последние годы интерес к данной проблеме возрос в связи с возможностью проведения детальных исследований потоков ядер КЛ с использованием прецизионных спектрометров на основе полупроводниковых кремниевых детекторов, которые стали широко использоваться в космических исследованиях с начала 90-х годов.
1.1 Аномальная компонента космических лучей.
Аномальная компонента космических лучей была открыта в начале 70-х годов при изучении энергетического спектра ядер галактических космических лучей в минимуме солнечной активности. В энергетическом диапазоне 5 + 30 МэВ/н были обнаружены большие интенсивности ядер Не, N, О (а позднее Н, С, Ne и Аг), значительно превышающие существующие в галактических и солнечных космических лучах [1,2, 3,4, 5J.
В 1974 году Fisk, Kozlovsky & Ramaty [6] (в дальнейшем FK&R) предложили следующее объяснение существования этих аномальных потоков, названных впоследствии аномальной компонентой космических лучей. По их мнению, источником АКЛ является нейтральный межзвездный газ. Нейтральные атомы после проникновения во внутреннюю гелиосферу ионизируются солнечных! ультрафиолетовым излучением или в реакциях перезарядки с ионами солнечного ветра. В результате ионизации образуются преимущественно однозарядные ионы, которые затем уносятся солнечным ветром до границы ударной волны солнечного ветра [7, 8, 9], где они ускоряются от энергий ~1 кэВ/н до нескольких десятков МэВ/н. На сегодняшний день данная теория является общепринятой.
За последние 20 лет были проведены обширные исследования АКЛ как в межпланетном, так и в околоземном космическом пространстве, однако и сегодня интерес к этому физическому явлению сохраняется на достаточно высоком уровне.
Глава 1. Введение
6
1.1.1. Аномальные космические лучи с межпланетном космическом пространстве.
Эксперименты на космических аппаратах (КА) Рюпссг 10, 11, а позднее \'о>т^ег 1,2 показали, что шгтснсивность АКЛ возрастает с удалением от Солнца. Распределение АКЛ в гелиосфере было измерено вплоть до расстояний 72 астрономических единиц (1 а.с.=1.496хЮп м) и широт более 80° (10, И]. На рис. 1.1 представлены энергетические спектры
ионов Не, С, N и О, измеренные КА Voyager 2 на расстоянии 23 а.с. от Солнца. Основной вклад в интенсивности при энергиях 3 + 30 МэВ/н дают потоки АКЛ.
Сегодня считается, что область ускорения АКЛ находится на границе ударной волны солнечного вегра на расстояниях 80-100 а.с. ог Солнца (7, 12].
Из-за солнечной модуляции ионы АКЛ в окреешосш Земли можно
регистрировать только в период минимума солнечной активности (интенсивность АКЛ в период
солнечного максимума >меньшается Риа и Эластические спектры Не. С. N и О.
более чем В 100 раз). измеренные спутником Voyager 2 на расстоянии 23
а.е, в период минимума солнечной активности 1987 Модель, предложенная FK&R, года- Спектры иллюстрируют аномальное
увеличение потоков Не, С, N. О в области низких предсказывает, что АКЛ образуются из энергий. При энергиях >50 МзВ/н доминируют
галактические косиачеосиблути [13].
нейтрального межзвездного газа.
Наблюдаемые распространенности Не. С, N, О, Ne и Аг в АКЛ в основном согласуются
с составом нейтральной межзвездной среды, который был получен на основе данных наблюдений потоков "pick-up" ионов на КА Ulysses (14, 15, 16]. Этот факт является непосредственным подтверждением справедливости модели FK&R. В рамках этой модели Cummings and Stone [10. 17] предложили использовать АКЛ в качестве
главд 1. BwOww.
1
инструмента для изучения состава нейтральной межзвездной среды. Так. по их мнению, низкая распространенность углерода в AKJI доказывает, что только ~1 % атомов углерода в межзвездной среде находится в нейтральном состоянии (см. рис. 1.1). 11а основе данных измерений на КА Ulysses получен лишь верхний предел этой величины --20% (15,16].
Экспериментальные исследования потоков AKJI в магнитосфере Земли показали, что ноны AKJI с энергиями <20 МэВ/н являются однозарядными [18]. Это является основным подтверждением справедливости модели FK&R.
1.1.2. Аномичьная компонента космических лучей в околоземном космическом пространстве.
Вскоре после открытия аномальной компоненты космических лучей Blake & Friesen, 1977 предложили использовать магнитное поле Земли в качестве сепаратора однократно заряженных ионов [19]. Эта методика является уникальной, поскольку непосредственное определение зарядового состояния ионов аномальной компоненты практически невозможно (для того чтобы "ободрать" все орбитальные электроны иону необходимо пройти всего несколько десятков мкг/см2 вещества). Кроме этого была предсказана возможность захвата и накопления ионов аномальной компоненты в геомагнитной ловушке. Был предложен следующий механизм захвата: первичный однозарядный нон кислорода по причине малого заряда проникает на малые L-оболочхн (L ~2), где он обдирается остаточной атмосферой на высотах -300 км. вследствие этого захватывается геомагнитной ловушкой и существует в ней относительно длительное время, которое определяется ионизационными потерями.
Предсказания, сделанные Blake & Friesen, были подтверждены экспериментально в 1991 г. ПЛ. Григоровым и др. в экспериментах на борту ИСЗ “Космос" (высота орбиты 360-420 км, наклонение 70 + 73°) во время солнечного минимума 1987 года [20]. Ядра аномальной компоненты были обнаружены в магнитосфере Земли. Аномальность этих потоков состояла в том, что “голые“ ядра с такими энергиями не могут проникать внутрь магнитосферы из-за геомагнитного обрезания. Наряду с этим, в экспериментах на борту ИСЗ "Космос" были обнаружены стабильно захваченные ионы аномальной компоненты.
Со времени открытия AKJI было проведено большое количество экспериментов по их исследованию в околоземном космическом пространстве (характеристики
Гпава 1 Введение
_S
детекторов и параметры орбиты некоторых из них приведены в таблице 1.1). Однако в большинстве из этих экспериментов использовались пассивные трековые детекторы, которые не дают информации о питч-угле, координатах и времени регистрации отдельных частиц (см. табл. 1.1).
ТаЛкица 1.1. Экспершешпы по иссмОоеанию потоков ядер космичесм/х лучей в околоземном
космичссхау пространстве.
Нашамие эксперимента Тип дегеггора Знеріети- чесхиЯ ДШІСПОН (МэВ/и) Регистри- руемые ядра Массовое идя зарядовое разрешение Параметры орбиш, nucoia, км К2КЛ0ПСНИЄ Время проведения жслернмеїггл
SAMPF.X ИІІДС) (MAST) 15-500 (N1AST) от Не до Ni мекое 0.25 amu 510-675 82° с июля 1992 по настоящее время
CRRES 40-110 Не34 Не 0.1 amu 350-33580 18.2° 25.07.90- 12.10.91
COSMOS series тдяд (*•) 4-25 О 0.2 ChU 250-400 70.4**82.3° 1966-1988
LDEF тдяд >15 Z>6 476 28.5° 04.84-01.90
COSMOS 2260 ТДЯД 20-40 О 0.2 ChlJ 280 82.3 23.07.93- 05.08.93
OR CAS ппд 4-100 12-70 .тля О от Не до Ni 750 98° 7
PLATAN Salyut-7 ТДЯД 30-210 тяжелые юра: Fe,Co 0.25 ChU для Fc 350 51° 08.85-08.86
AHURADHA тдяд 10-150 АКЛ. Fc 0.285 ChU 352 57° Апрель-Май 1985
HIT ADEOS ппд 20-48 для О от В до Fc 0.3 ChU дня группы CNO 800 98° с августа 1996 по июнь 1997
NINA Resuns-OI ппд 10-150 отН до Ne O.lamu(He) 0.25nmu (C) 835 98° с 10 июхя 1998
NINA-2 MITA ппд 10-150 отН до№ 0.1 amu (Hc) 0.2Samu (C) 450 87.3° с середины 2000
(•) - IIОЛупрОІК)ДІШКОВЫС детекторы.
(•♦) Твердотельные дюлектридсскис ЯДСрНЫС детекторы.
С начала 90-х годов широкое применение для исследования потоков первичного космическою излучения на спутниках получ««ли кремниевые полупроводниковые детекторы, обладающие высоких« энергетическим разрешением (--0.1 %). Это дало возможность создавать малогабаритные спектрометры с высоким угловым, энергетическим, зарядовых« и массовых« разрешением.
Начиная с июля 1992 г. (максимух« солнечной активности) по настоящее время полномасштабное исследование ядерной компоненты космических лучей (от водорода до никеля) в широком диапазоне энергий (от единиц до сотен МэВ/и) осуществляется на
Глава 1. Введен и?
9
американском спутнике SAMPEX [21] при помощи комплекса аппаратуры, состоящей из 4-х детекторов: LEICA, HILT, MAST [22], PET.
Рис 1.2. Радиационные пояса Земли внутреннем родиа\(ионном поясе) космические лучи [13].
С запуском спутника 8АМРЕХ
стало возможным болсс детальное изучение потоков ионов аномальной компоненты в магнитосфере Земли. Наблюдения, выполненные на спутнике 8АМРЕХ показали, что аномальные космические лучи являются основным источником захваченных ядер С, N. О и N6 с энергиями >10МэВ/н. Было обнаружено, что захваченные АКЛ локализованы в узком поясе, расположенном на Ь~2 во внутреннем радиационном поясе Земли (см. рис. 1.2). На основании данных измерений, полученных на спутнике БАМРЕХ, было определено
пространсгвенное распределение и изучена временная эволюция истоков захваченных АКЛ. Проведенные
наблюдения в целом подтвердили
Узкий пояс на L~2 (темная обметь ео содержит захваченные аномальные
Ииа^выктоЯ широт*
Рис 1.3. Диаграмма распределения
зарегистрированных ионов аномального кислорода о зависимости от их кинетической энергии и инвариантной широты (\ - агссо^1/&))>
полученная в условиях спокойного Солнца а период с 7/92 по 2/94. Показаны вычисленные кривые геомагнитного обрезания для частиц, приходящих с запада, для однократно ионизованных ({?-+/) и полностью ободранных (()-+8) ионов кислорода. При Л>60°наблюдается смесь ЛКЛ и ГКЛ. ГКЛ, в отличие от АКЛ, не имеют доступа на средние широты При Л-45* набхмдамтся захваченные АКЛ\ Пунктирная линия, помеченная значением е^)=0.8, отделяет потоки захваченных ЛКЛ [13].
Гпава 1. Введение
IO
справедливость предсказаний, сделанных Blake & Friesen, 1977. На рис. 1.3 приведена диаграмма распределения ионов аномального кислорода с энергиями >15 МэВ/н в зависимости от их кинетической энергии и инвариантной широты (см. [23]). полученная на основе данных измерений спектрометра MAST. Для сравнения на рис. 1.3 показаны пороговые жесткости для однократно ионизованных и полностью ободранных ионов кислорода, приходящих с запада, оцененные по теории Штёрмера (см., например, [24]). Можно выделить три различных популяции частиц: 1) ца высоких широтах (>60°). где регистрируется смесь ионов ГКЛ и AKJI; 2) на средних широтах, где отсутствуют полностью ободранные ГКЛ, можно регистрировать однозарядные, а возможно и многозарядные ионы АКЛ: 3) на низких широтах (<50°) иод кривой геомагнитной жесткости обрезания для однозарядных ионов кислорода, где наблюдаются захваченные ионы. Рис. 1.3 иллюстрирует, как можно использовать магнитное поле Земли в качестве магнитного сепаратора для отделения АКЛ от полностью ободранных ядер ГКЛ: низкоэнергичные галактические космические лучи и солнечные частицы с зарядовыми состояниями Q = А /2 не могут проникнуть на L- оболочки ~ 2, в отличие от однозарядных АКЛ. Дашгая методика была использована для определения состава "чистых" АКЛ [25]. Распределение ионов кислорода, приведенное на рис. 1.3, подтверждает механизм захвата, предложенный Blake & Friesen, 1977.
После обдирки на атомах остаточной атмосферы, ионы АКЛ могут быть стабильно захвачены, в случае, если они имеют соответствующий питч-угол и если они участвуют в адиабатическом движешш. Характер движения иона в геомагнитном поле определяется его параметром адиабатмчноези [23):
є = 5.18 х 10-*(л / Qs)lj[e(E + 1863)]>!\ <2ЛЛ>
где Е - кинетическая энергия иона в МэВ/н, a Qs - заряд иона после обдирки в остаточной атмосфере. Частицы захватываются стабильно, если є<єв. Blake & Friesen, 1977 первоначально предполагали, что е0 = 1/3. В этом случае область захваченных АКЛ (см. рис. 1.3) простирается вплоть до А «60° (L*4). Хотя точная величина е9 является предметом обсуждения, наблюдения на спутнике SAMPEX показали, что наиболее приемлемая величина составляет *0.1 [26. 27, 23]. Из рис. 1.3 видио, что граница захвата ионов аномального кислорода можег быть представлена параметром eQ = 0.S (что соответствует 6, =0.1, Qs =8).
Глава 1 Введение
И
Состав захваченных ядер с энергиями >15 МэВ/н на Ь *2 приведен на рис. 1.4 (23). Наряду с ионами кислорода и азота, обнаруженными Григоровым и др.
[20] (см. также (28)), на рис. 1.4 можно видеть существенное количество неона и | небольшое количество углерода.
Обнаружены также захваченные ионы аргона [29]. Из сравнения
распространенностей захваченных АКЛ с Зэр*л*ли.г
соответствующими распространенностями Рис '•* Сот* АКЛ с жргиями
>15 ШВ на нуклон, полученный спектрометром
АКЛ В межпланетном космическом МАБТ на спутнике &АМРЕХ в период с 7/92 по
2/94 [23].
пространстве (см. табл. 1.2) следует, что
эффективность захвата аномального азота в два раза хтсньшс чем кислорода, в то время как захваченный аномальный углерод обеднен более чем в 40 раз по сравнению с кислородом. Обедненность захваченных АКЛ углеродом объясняется в рамках бв = 0.1, поскольку даже полностью ионизованные ядра углерода при жесткости равной жесткости геомагнитного обрезания будет иметь (ф>0.8.
Таблица 1.2. Соотношение распространенностей анам&чъных космических лучей.
8АМРНХ (1992-1993) Уоуаксг 2,198г11
Заплаченные АКЛ1'* 16-45 М>В на нуклон Межппакешые АКЛ171 >17 М>В ия нуклон Межпланетные АКЛ 16-30 МэВ на нуклон
С/О *=0.0004 0.014Ю.009 0.02010.004
ко 0.09Ю.01 0.19Ю.ОЗ 0.19410.013
КсО 0.0410.01 0.0610.02 0.04810.006
) -123)
(2) - (251
Таким образом очевидно, «по захват углерода маловероятен. По этой же причине ионы гелия практически не могут быть захвачены согласно данному механизму.
Состав захваченных ионов, приведенный в табл. 1.2, сильно отличается от состава других предполагаемых источников тяжелых ионов в магнитосфере Земли. Наблюдаемое отношение распространенностей С/О »0.0004 много меньше, его значения в потоках солнечных космических лучей или в солнечном ветре (где оно составляет »0.5); соотношение Кс/О=0.04 в захваченных АКЛ много больше, чем в ионосфере (N6/0*5x10'*) [26]. Эта и другие источники могут вносить только небольшой вклад в заселенность радиационного пояса захваченными тяжелыми ионами и являются
Гпвва 1 Введение
существенными лишь при низких энергиях [30]. Ясно, что АКЛ являются доминирующим источником захваченных ионов при энергиях >10 МэВ/н с Z>2, наблюдаемых в радиационных поясах в последние десять лет.
Энергетические спектры захваченных ядер, приведенные на рис. 1.5, существенно мягче, чем соответствующие спектры АКЛ в межпланетном пространстве [23]. Спектр захваченных ионов кислорода (16 + 45 МэВ/н) является экспоненциальным с показателем спада » 0.25 (МэВ / н)'1, в то время как спектр ^
I
межпланетного кислорода имеет -
показатель »0.125 (МэВ/н)’1. Как видно из рис. 1.5, спектр захваченных ядер
становится мягче с увеличением атомного номера. Недавние измерения, выполненные на спутнике SAMPEX [25], показали, что
ПОДаВЛЯЮЩСС боЛЬШИНСТВО МСЖПЛаНСТНЫХ Эицти.МШ/м
АКЛ с энергиями >30 МэВ/н, в отличие от Рис 15 Иктегрваыпи етктры -шхычгниых С.
N. О. Ne. подученные на спутнике S.4MPEX в АКЛ С энергиями »10 МэВ/н, ЯВЛЯЮТСЯ период с 7/92 по 2/94 (см. [23]). Дм сравнения
также приведем спектр межпааметыого
многозарядными с 0=2, £?=3, а кислорода 131J.
возможно и выше. Как отмечено Mcwaldt et al., 1996 [25], преобладание многозарядных АКЛ при высоких энергиях может объяснить, почему- захваченные АКЛ имеют более крутой энергетический спектр, чем межпланетные АКЛ (см. рис. 1.5), и почему спектр захваченных АКЛ простирается только до энергий «45 МэВ/н, в отличие от
межпланетного спектра (см. рис. 1.3). Чтобы быть захваченными в рамках механизма Blake&Friesen. 1977 межпланетные ионы должны иметь доступ к инвариантным широтам ниже кривой cQ = 0.8 (см. рис. 1.3). Поскольку только однозарядные ионы кислорода могут достигнуть этой области, то именно они. а не многозарядные ионы, преобладающие при высоких энергиях, являются источником захваченного кислорода. Предположение, что наблюдаемая интенсивность J, является сепарабельной
функцией Jy = U{E, L)v[ax)w(t) от энергии Е, питч-угла а, и времени t [23]. дало возможность определить энергетический спектр, питч-угловое распределение И
Гпава 1. Введение
И
временные вариации захваченных ионов кислорода. Индекс “1” означает, «по интенсивность и нитч-угол вычисляются для эквивалентного радиуса диполя Я = 1.3 (см. подробнее в [23]), который соответствует максимальной высоте орбиты КА 8АМРЕХ в области Бразильской Магнитной Анохшши.
Отнормнрованное шггч-угловое распределение У(а}), полученное на основе данных наблюдений потоков захваченных ионов кислорода АКЛ на КА БАМРЕХ в период 1992+1999 гг., приведено на рис. 1.6 [32]. Из рис. 1.6 видно, «по вне конуса потерь 60°£аГ|£120° распределение является изотропным. Возможное объяснение этого факта состоит в том, что произведение скорости образования у на время жизни захваченных АКЛ г не зависит от высоты точки отражеши [33]. Поскольку
скорость образования пропорциональна плотности атмосферы р возведенной в степень числа актов обдирки п, а время жизни обратно пропорционально
плотности атмосферы, то: уг - рп х/Г1.
Произведение уг не будет зависеть от 1
плотности атмосферы, если л = 1, т.е. »
если АКЛ, приходящие из межпланетного
пространства, обдираются мгновенно (т.е. ••
Рис, 1.6 (верх) Пытч-угловое распределение иовов в одном столкновении), а не шаг за киаюрода для 11-1.3, нормированное па точение
при а-90°. Частицы, находящиеся внутри конуса шагом. Однако, как отмечают сами потгрь ,нерпа1 (пу„ктиру кс мм>отся
_ чахваченными АКЛ (кич) Чисю
авторы [32], для получения иигч-утлового зар€гыстрировтных ионсв кисяорода е
распределения им пришлось сделать зависимости от питч-угяа [32].
предположение, «по его форма не зависит от Ь-оболочки и времени. На рнс. 1.6 приведено пнтч-угловое распределение, усредненное по большому интервалу 1>-оболочек и семилетиему периоду времени, причем ионы с различными питч-углами регистрировались на различных Б-оболочках: а\ ~ 70° на Ь~2, а\ -90° на Ь >2.4. Поэтому НС исключено, «по полученное питч-утловое распределение не отражает реальное пространственное распределение захваченных ионов в радиационном поясе. Кроме того, нужно отмеппь, что питч-угловос распределение, представленное на рис. 1.6, в значительной степени отличается от распределения, приведенного в
- Київ+380960830922