Хорошо известные пояса Ван-Аллена состоят из заряженных частиц в земном магнитном поле. Устойчивый захват проявляется, если частицы могут продрейфовать как минимум один оборот вокруг Земли. На низких высотах пояса ограничены теми L-оболочками, на которых частицы (в зависимости от их энергии и типа) могут проделать дрейфовое движение без потерь на столкновение с атмосферой. Для протонов радиационного пояса на L=1.15 для больших энергий проявляется сильные потери, которые протоны испытывают в атмосфере в районе Южной Атлантической Аномалии (ЮАА) во время своего дрейфа вокруг Земли. Здесь оболочка с номером L=1.15 спускается вниз до высоты 400 км. Поскольку потери в атмосфере (ионизация и перезарядка) зависят от энергии протонов и состава атмосферы, поэтому четкой нижней границы протонов радиационного пояса нет. Низкоэнергичные протоны исчезают на больших высотах. Граница L=1.15 относится к высокоэнергичным захваченным протонам. Ниже этой границы энергичные протоны должны регистрироваться только как фон галактических космических лучей.

Но, несмотря на эти ожидания, энергичные протоны были зарегистрированы твердотельным детектором-телескопом на борту спутника GRS-A/Azur ниже L=1.15. Зарегистрированные потоки протонов с энергиями 0.25-1.65 МэВ лежат в диапазоне от 70 до 200 (см^2× ср× с)^-1. Наблюдаемые потоки протонов сосредоточены в экваториальных областях, где B=B₀. Несмотря на особенности этого образования, которые сильно отличаются от особенностей радиационного пояса, наиболее вероятным выводом может быть такой, что радиационный пояс является источником этого низкоширотного образования, которое является его некоторой копией. Заметные отличия в пространственном распределении и относительная независимость от плотности атмосферы, нарушение третьего адиабатического инварианта объясняются коротким временем жизни протонов (и как следствие этого, очень важно распределение протонов в источнике). Кроме того, это низковысотное образование имеет спектр отличный от прилегающего радиационного пояса.

Спутник German Research Satellite Azur был запущен 8 ноября 1969 г. на приполярную орбиту с наклонением 103° . Апогей – 3145 км, перигей – 384 км, период обращения - 122 минуты. Плоскость орбиты была синхронизирована по отношению к Солнцу и лежала в ночной области. Спутник также был стабилизирован по отношению силовым линиям магнитного поля Земли. Спутник существовал и передавал информацию с 8 ноября 1969 г. по 29 июня 1970 г. Бортовая система накопления информации, которая могла хранить данные о двух витках спутника, была повреждена 9 декабря 1969 г. С этого момента данные поступали интерактивно.

Описание твердотельного детектора-телескопа E1-92.

Протонный телескоп на борту спутника состоял из двух одинаковых твердотельных полупроводниковых детекторов толщиной 37 микрон и диаметром 7 мм. Первый детектор имел 4 энергетических канала, а второй только 1, настроенный на тот же уровень, что и самый низкоэнергичный канал первого детектора. Детекторы были объединены по схеме антисовпадений, что давало 6 энергетических каналов, приведенных в таблице.

Угол приема частиц определялся механическим коллиматором с углом 20.4° . Этот коллиматор содержал постоянный магнит, отклонявший электроны с энергией до 500 кэВ от детектора. Геометрический фактор телескопа был равен 0.0137 см^2× ср. Ось коллиматора была перпендикулярна (± 5° ) вектору местного магнитного поля, поэтому детектор регистрировал частицы с питч-углами 90° ± 15° . Счет частиц в каждом канале накапливался с периодом 9.875 секунд на спутнике и передавался на Землю каждые 10 секунд.

В течение первых недель работы перигей спутника находился в самой вечерней части траектории спутника под радиационными поясами. На всех эти витках наблюдалось повышенная скорость счета в энергетических каналах соответствующих энергии протонов от 0.25 до 1.65 МэВ в узкой приэкваториальной области, где B было близко к экваториальному значению B₀. Абсолютное значение скорости счета 10 частиц/10 сек в максимуме этих возрастаний проявляет в пределах статистических ошибок независимость от долготы, высоты (в пределах от 400 до 1000 км), номера L-оболочки (в пределах от 0.99 до 1.14).

Hovestadt мог подтвердить возрастание скорости счета на низких L вблизи экватора с помощью данных с протонного телескопа E1-88 на этом же спутнике, который измерял протоны с энергией от 1.5 до 104 МэВ в обычных условиях, но в силу логики работы прибора иногда телескоп был чувствителен к протонам с энергией до 0.75 МэВ. Поскольку твердотельные детекторы телескопа E1-88 были защищены никелевой фольгой толщиной 8.9× 10^-4 г/см², в то время как защита первого детектора E1-92 состояла из алюминиевого напыления толщиной 1.3× 10^-4 г/см^-2 то одинаковое поведение двух телескопов четко свидетельствовало о том, что наблюдаемые потоки обусловлены протонами. Более тяжелые ионы должны были оставлять больше энергии в детекторе E1-92, чем в E1-88.

В течение первого периода работы спутника эти протоны наблюдались только в вечернее время вследствие особенностей орбиты спутника. В январе 1970 г. перигей сместился в области местного утра и поэтому этот эффект можно было регистрировать и там. Вследствие неисправности записывающего устройства имелось очень мало данных для проходов вблизи экватора на малых высотах, но все пролеты показали присутствие протонов в области B=B₀. Поскольку протонное образование плотно сконцентрировано вблизи экватора, зависимость потоков протонов от L дает хорошее и наглядное пояснение. На рис 2 изображена постоянная скорость счета в зависимости от номера L-оболочки от 0.99 до 1.14, где скорость счета начинает расти, что обусловлено началом нижней границы высокоэнергичных протонов радиационного пояса. Высокоэнергичные протоны дают фоновый присчет во всех каналах, поскольку они способны проникать сквозь защиту детекторов. Поскольку спутник был синхронизирован по Солнцу, других данных, кроме местного утра и вечера нет. Поэтому можно сделать не очень точное утверждение, что протонное образование действительно существует вокруг Земли (на всех местных временах). При использовании данных с 3, 4 и 5 каналов детектора был построен дифференциальный спектр протонов, показанный на рис 3. Потрясающей особенностью этого спектра является доминирование (большое количество) низкоэнергичных протонов, что противоречит всему, что известно о спектре протонов у внутренней границы радиационного пояса [Moritz, 1971].

Наблюдаемые протоны не принадлежат области устойчивого захвата, поскольку они не могут проделать весь оборот вокруг Земли при дрейфе. Возьмем, например, 350 кэВ, как характерную энергию регистрируемых протонов. Время их жизни даже на высотах около 1000 км меньше чем период азимутального дрейфа, который составляет 7000 секунд. Тем не менее, они захвачены относительно их колебательного (bounce) движения как обычные частицы радиационного пояса.

Важной особенностью наблюдаемого распределения протонов является их независимость от высоты и сильная сгруппированность вблизи экватора, которая проявляется в питч-угловом распределении с резким пиком вблизи 90° .

Поскольку наблюдаемые потоки протонов не зависят от плотности атмосферы, которая может быть управляющим фактором, влияющим на время их жизни, предполагается, что источник протонов также зависит от плотности атмосферы. Более того, геометрия источника должна быть такой, чтобы объяснять присутствие протонов на высоте 400 км вблизи экватора и их отсутствие на 1000 км далеко от экватора, где время жизни, определяемое атмосферой, отличается в 10000 раз от времени жизни на высоте 400 км. Это – эффект пространственного распределения источника.

Первое предположение приводит к независимости потока от высоты, поскольку поток H^* не испытывает значительного ослабления, так как вероятности процессов потерь и генерации пропорциональны плотности атмосферы. Второе предположение приводит к особой геометрии источника, которая определяется распределением протонов во внешнем радиационном поясе. Это приводит к сильной анизотропии питч-углового распределения с максимумом вблизи 90° у экватора.

Основная идея объяснения наблюдаемых потоков протонов состоит в том, что, несмотря на их короткое время жизни, существует достаточно сильный источник, поддерживающий постоянство потоков протонов. Протоны, уходящие из внешнего радиационного пояса с помощью процесса перезарядки образуют поток энергичных атомов водорода, которые свободно распространяются в магнитном поле. Поскольку процесс перезарядки не изменяет других характеристик частицы кроме зарядового состояния, то распределение источника нейтрального водорода в точке образования можно считать таким же, как и наблюдаемое распределение протонов, при этом абсолютная величина потока определяется сечением соответствующего процесса перезарядки. Когда происходит процесс обратной перезарядки, быстрая частица снова становится захваченной земным магнитным полем и регистрируется как протон захваченной радиации.

Сделаем грубую оценку. Экваториальное кольцо, отвечающее определенному значению L внешнего радиационного пояса, в грубом приближении вносит вклад в поток H^* на низких высотах вблизи экватора пропорциональный той части этого кольца, которая видна из этой низковысотной точки. Если принять этот вклад равным 30% и если средний поток протонов, отражающихся вблизи экватора с энергией 250 кэВ равен 10⁷ (см^2× с× ср)^-1 на L от 2.5 до 3.5, тогда каждая L-оболочка сечением 1 см² будет вносить вклад в поток H^* равный 0.3× 10^7× 10^-18× 500 (см^2× с× ср) где 10^-18 см² - это сечение процесса перезарядки протонов внешнего радиационного пояса, а 500 см^-3 это средняя плотность экзосферного водорода. Поскольку таких колец между L=2.5 – 3.5 находится 6.37× 10⁸ штук, расчетный поток H^* на низких высотах будет

6.37× 10^8× 0.3× 10^7× 10^-18× 500 » 1 (см^2× с× ср)^-1 при энергии 250 кэВ.

Этот поток H^* преобразуется в поток протонов пропорциональный отношению поперечного сечения процесса перезарядки и потерям протонов при перезарядке на кислороде; это отношение равно примерно 40 при энергии 250 кэВ. Таким образом эта оценка приводит к потоку захваченных протонов вблизи экватора на низких высотах порядка 40 (см^2× с× ср)^-1, что является хорошим совпадением с измеренным значением. Этот хороший результат поощряет к более точным количественным оценкам.

1. Как поток H^* уменьшается при перезарядке на атмосфере? Максимальное сечение перезарядки на газах, составляющих атмосферу для атомов водорода энергией 350 кэВ равно на один атом или молекулу. Значит, поток H^* уменьшается незначительно при плотности атмосферы 10¹⁵ нуклонов/см², которая соответствует высоте 400 км над Землей. Эта оценка довольно грубая, но она показывает, что мощность источника (водорода) не зависит от высоты в пределах наших измерений.
2. Чтобы количественно проверить предполагаемый поток H^* от источника, поток и его распределение были рассчитан при использовании простой модели распределения потоков протонов во внешнем радиационном поясе. Экваториальное распределение поперечного потока протонов, которое использовалось в расчетах показано на рис 4. Также там показана плотность протонов в радиационном поясе по модели AP-5 (King, 1967). Для неэкваториальных точек зависимость потока от B/B₀ была выбрана в виде

что согласуется с данными нашего эксперимента для неэкваториальных точек во внешнем поясе и приближением модели AP-5.

что является аппроксимацией модели KN-M (Meier, 1970). Поток быстрого водорода на малых L был рассчитан путем численного интегрирования в пределах 1.5<L<4.5. Если считать поток протонов пояса максимальным при L=3, тогда на L=1.1 вблизи экватора получится поток водорода равный

где s ₁₀^H(E) это поперечное сечение процесса перезарядки

При энергии от 0.25 до 1.65 МэВ это сечение может быть аппроксимировано формулой

Также рассмотрены сечение процесса или генерации протонов на низких высотах и сечение процесса потерь протонов.

где - число атомов атмосферного кислорода на , - дифференциальный поток протонов, - дифференциальный поток водорода, а - скорость протона или атома водорода. Если рассматривать , как константу, уравнение для потока протонов имеет решение:

, причем E измеряется в МэВ.

Этот результат приводит к тому, что потоки протонов в максимуме радиационного пояса на L=3 вызывают наблюдаемый поток протонов на низких L-оболочках:

Очевидно, что энергетическая зависимость потоков протонов внешнего пояса в интервале энергий от 0.25 до 1.0 МэВ несущественна. Поскольку аппроксимация, примененная здесь неточна, особенно аппроксимация спектра протонов степенным законом , хорошо работает только при низких энергиях, в то время как спектр становится круче при росте энергии, что говорит о том, что спектр протонов тоже должен стать круче. Кроме того, нужно учитывать тот факт, что спектр протонов внешнего пояса имеет пик в интервале энергий 0.25-0.5 МэВ, причем, точное положение пика (который и будет в основном определять поток ) зависит от L. Более важен тот факт, что поток протонов, необходимый для генерации потоков протонов на низких высотах сравним с измерениями Davis and Williamson [1961] а также с измерениями Mihalov and White [1966], которые нужно экстраполировать до экватора, так как они были взяты на B=0.10 гаусс.

При вычислениях для различных L обнаруживается зависимость потока от номера L – оболочки, как показано на рис.5, где зависимость нормирована на значение потока при L=1.1. Эта вычисленная зависимость не наблюдается в экспериментальных измерениях потока. Это следует из ослабления потока при экранировании потока H^* Землей и должно наблюдаться в эксперименте, если не существует механизмов, которые искажают или нивелируют этот эффект; его можно будет наблюдать по изменению состава атмосферы с высотой.

Таким образом, основной вывод таков, что наблюдаемый поток приэкваториальных протонов на низких высотах обеспечивается протонным населением внешнего радиационного пояса посредством описанного механизма. Кроме того, нужно отметить, что пояс протонов на низких высотах не обязательно ограничен этими высотами, но с другой стороны, измерения на больших высотах связаны со значительными трудностями, поскольку на результаты измерений будут оказывать значительное воздействие потоки высокоэнергичных захваченных протонов вблизи нижней границы радиационного пояса протонов, что исказит измерения [Moritz, 1971].

Питч-угловое распределение приэкваториальных протонов на низких высотах можно вычислить при применении двух методов. Во-первых, угол между скоростью атомов приходящего на низкие высоты потока H^* и вектором магнитного поля может быть вычислен такой же процедурой численного интегрирования по внешнему поясу так же, как при вычислении потока H^*, который является источником протонов, чьи точки отражения расположены вблизи экватора. Во-вторых, в точке отражения вычисляется поток H^*, который соответствует экваториальному питч-углу. Этот приходящий поток должен дать возрастание потока протонов с точками отражения вблизи экватора.

Оба вышеупомянутых приближения дают очень слабо различающиеся значения потока протонов в точке отражения, причем как обычно, поток вблизи точки отражения, соответствующей экваториальному питч-углу, немного меньше, чем у экватора. Ожидается, что питч-угловое распределение будет промежуточным, поскольку протоны, рожденные вблизи экватора с питч-углами менее 90 градусов, на своем пути будут проходить слои атмосферы с немного большей плотностью, чем протоны рожденные не на экваторе, которые проходят слои атмосферы с немного меньшей плотности. Результирующее питч-угловое распределение в точке L=1.1, B=B₀ показано на рис.6. Таким образом, можно сделать вывод, что такой механизм генерации приэкваториальных протонов даст очень сильную анизотропию питч-углового распределения. Причем, порядок этой анизотропии практически не зависит от высоты, что хорошо согласуется с экспериментальными данными.

Было проведено компьютерное моделирование нескольких пролетов спутника на низких высотах через приэкваториальные области, причем входными параметрами для моделирования являлись L и B в точке измерения и на базе изложенной модели вычислялся поток при B=B₀. Для сравнения с экспериментальными данными интегральный поток для расчетного распределения был нормирован на интегральную скорость счета в эксперименте. Результаты двух пролетов показаны на рис.7 и рис.8, видно, что они показывают превосходное совпадение эксперимента и теории.

1. Нужно включить потери числа протонов на ионизацию и изменение спектра при ионизационных процессах.
2. Нужно рассмотреть процесс генерации протонов на иных, чем кислород, составляющих атмосферы, которые могут иметь другие сечения взаимодействия и концентрацию в атмосфере. Это приведет к вариациям потоков протонов, зависящих от относительного состава атмосферы. Например, такой факт, что при изменении L от L=1.0 до L=1.15 поток H^*, попадающих в приэкваториальную область должен увеличиться примерно на 30% никак не проявился в экспериментальных данных. Кроме того, при включении других составляющих атмосферы в процесс перезарядки, поток частиц во внешнем радиационном поясе, необходимый для генерации наблюдаемых потоков приэкваториальных протонов, должен быть значительно меньше, чем реально существующий.
3. Нужно использовать более точную модель пояса протонов.

1. Потоки протонов должны присутствовать во всех зонах местного времени и, следовательно, образуют настоящий пояс протонов. Сейчас их можно наблюдать только в утренние и вечерние часы, а наблюдения при другом местном времени невозможны вследствие особенностей орбиты спутника.
2. Должна быть корреляция между концентрацией экзосферного водорода и потоками приэкваториальных протонов.
3. Должна быть не очень сильная долготная зависимость потоков протонов на определенной L-оболочке. В настоящей работе мы пренебрегли всеми эффектами, возникающими при долготном дрейфе протонов. Возможность долготного дрейфа сильно зависит от времени жизни протонов относительно ионизационных потерь, и следовательно, от плотности атмосферы. Учет дрейфа приводит к интересному результату - поскольку поток H^* не изменяется, поток протонов на определенной L-оболочке должен зависеть от того, расширяется или сужается эта оболочка при движении в сторону дрейфа протонов. Таким образом, максимальные потоки приэкваториальных протонов на выделенной L-оболочке должны наблюдаться немного к западу от Южно-Атлантической Аномалии. Этому также способствует тот факт, что там нейтральные атомы водорода встречаются с более плотной атмосферой, чем на всем остальном участке из долготного дрейфа. Настоящие результаты измерений не достаточны по объему статистики, для того чтобы сделать такое утверждение.
4. Низковысотный пояс протонов должен следовать за вариациями потоков протонов во внешнем поясе вследствие сильной их связанности.

Во время и после сильной магнитной бури, произошедшей 8 марта 1970 года, во внешнем радиационном поясе было отмечено сильное увеличение потоков низкоэнергичных протонов. Степень этого возрастания (при больших B/B₀, где оно могло быть зарегистрировано в эксперименте) зависела от номера L-оболочки и энергии протонов. Максимальное увеличение потоков протонов было зарегистрировано на L=3 для протонов самых низких энергий, следует отметить, что оболочка L=3 дает основной вклад в потоки протонов приэкваториального пояса. Во время магнитной бури при первом проходе через низковысотную приэкваторальную область 11 марта были зарегистрированы значительные потоки протонов. Этот пролет показан на рис.8. Сравнение с последним пролетом до магнитной бури показало, что скорость счета возросла в 4.5 раза для протонов с энергией 0.25-1.65 МэВ. На рис.9 изображены спектры протонов при этих двух пролетах, при этом видно, что низкоэнергичных протонов становится больше во время возмущений, что согласуется с измерениями в радиационном поясе. Поскольку интегрирование проходит по всему внешнему поясу, сложно дать простые количественные оценки увеличения потока приэкваториальных протонов при увеличении потоков протонов в поясе, но ясно, что существует четкая связь между ними. Это хорошо видно при рассмотрении вариаций потока со временем в этих двух областях, показанных на рис.10. Здесь зависимость скорости счета от времени в приэкваториальном поясе протонов сравнивается со скоростью счета во внешнем поясе. Без привлечения гипотезы о сильной взаимосвязанности этих двух явлений, сложно объяснить возрастание потоков в приэкваториальной области спустя очень короткое время.