WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!


Pages:     || 2 | 3 | 4 | 5 |   ...   | 14 |
МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ М. В. ЛОМОНОСОВА НАУЧНО-ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ИНСТИТУТ ЯДЕРНОЙ ФИЗИКИ ИМЕНИ Д. В. СКОБЕЛЬЦЫНА КОСМИЧЕСКИЙ ПРАКТИКУМ Первое издание УНЦ ДО Москва 2005 УДК [52+53(15)](0758) ББК 22.63я78+22.3я78 К 71 Авторский коллектив: М. И. Панасюк, В. В. Радченко, А. В. Богомолов, Н. А. Власова, Г. К. Гарипов, Т. А. Иванова, С. А. Красоткин, А. С. Ковтюх, Л. Л. Лазутин, И. Н. Мягкова, И. А. Рубинштейн, С. И. Свертилов, В. И. Тулупов, Б. А. Хренов (НИИЯФ МГУ), В. М. Журавлев (Ульяновский университет).

Космофизический практикум. Руководители проекта М. И. Панасюк и В. В. Радченко. Редактор А. С. Ковтюх. - М.: Издательство УНЦ ДО, 2005. - 181 с.

ISBN 5-88899-301-8 Предлагаемое учебное пособие - первый в отечественной литературе практикум по космической физике, построенный на базе данных экспериментов НИИЯФ МГУ на ИСЗ «УниверситетскийТатьяна», который был выведен на околоземную орбиту 20 января 2005 г. - в канун 250-летнего юбилея МГУ. Задачи нашего практикума могут использоваться для обучения студентов физических специальностей университетов и других ВУЗов. Эти задачи относятся к курсам общей физики, курсам теоретической физики и могут использоваться в спецкурсах по физике плазмы, астрофизике и геофизике. Многие из этих задач, в том или ином объеме, могут использоваться также для факультативных занятий учащихся старших классов средней школы.

Рецензенты: профессор Л. И. Сарычева, канд. физ.-мат. наук Н. П. Ильина.

3 3 СОДЕРЖАНИЕ Предисловие………………………………..…………………………............. 5 Ч. 1. Общая часть 1.1. Магнитосфера и радиационные пояса Земли..................................... 8 1.2. Научная аппаратура ИСЗ «Университетский-Татьяна»............. 44 1.3. Космофизические данные в Интернете................................................50 Ч. 2. Задачи практикума 2.1. Наблюдения радиационных поясов на высотах 4001000 км........62 2.2. Потоки захваченных частиц в области Южно-Атлантической аномалии......................................................................................................2.3. Солнечные космические лучи.................................................................2.4. Солнечный ветер в гелиосфере.............................................................2.5. Ультрафиолетовое излучение ночной атмосферы Земли…....…2.6. Вычисление амплитуды второй зональной гармоники гравитационного поля Земли................................................................2.7. Вариации относительной плотности атмосферы на орбите спутника ……………………………………………………………….....2.8. Вычисление проекции кеплеровской орбиты спутника на географическую карту Земли................................................................Словарь терминов............................................................................................Список основных математических символов............................................ Предисловие Космос является сложной динамической системой и практически неисчерпаемой естественной лабораторией, в которой протекают различные физические процессы. Цель нашего проекта – перебросить мостики между российским образованием, как высшим, так и средним, и современной космической наукой.

Основными задачами предлагаемого «Космического практикума» является знакомство с важнейшими физическими явлениями в околоземном космическом пространстве, а также обучение основным методам работы с данными, получаемыми на искусственных спутниках Земли (ИСЗ). Студенты и школьники, выбравшие для себя путь исследований в области космических наук, получат в нашем практикуме живое представление о проблемах получения космической информации, научатся работать с ней в режиме реального времени.

Задачи нашего практикума базируются, в основном, на данных первого отечественного университетского микроспутника «Университетский – Татьяна», запущенного 20 января 2005 г. с космодрома «Плесецк» и предназначенного для мониторинга физических условий в космическом пространстве. Комплекс приборов, установленный на этом ИСЗ, создан учёными, студентами и аспирантами МГУ.

Наш спутник был выведен на полярную орбиту с высотой ~ км и наклонением 83°. Такие спутники имеют ряд важных достоинств и широко используются в космических исследованиях. Они позволяют наблюдать глобальную картину: в отличие от высокоэллиптических спутников, которые пересекают пояса за 35 часов с интервалом суток, низковысотные спутники просматривают радиационные пояса за десятки минут и делают это 30 раз за сутки. При достаточно боль шом наклонении, спутник пересекает все основные области магнитосферы Земли: радиационные пояса, авроральную зону и полярные шапки. Поэтому такие спутники наиболее благоприятны для учебных целей, особенно для первого знакомства с космической физикой.

Одна из основных целей исследования космоса – это получение новых знаний, моделирование и прогнозирование состояния крайне изменчивого космического окружения нашей планеты, дистанционное зондирование атмосферы и земной поверхности.

Современная космическая наука многогранна и включает много актуальных направлений. В первом издании «Космического практикума» мы ограничиваемся лишь тремя из них. Это: радиационное окружение Земли, воздействие излучений на атмосферу и проблемы навигации космических аппаратов.

Аппаратура спутника позволяет решать и многие другие научные задачи, которые, по мере накопления экспериментальных данных и их осмысления, будут адаптироваться для учебных целей и войдут в последующие издания «Космического практикума». К таким задачам относятся, прежде всего, подробное изучение динамики радиационных поясов Земли и магнитосферы во время геомагнитных бурь и солнечных вспышек, вспышечные явления в полярных шапках и проникновение в магнитосферу солнечных космических лучей, изучение механизмов инжекции заряженных частиц в геомагнитную ловушку, полярных сияний и других свечений атмосферы, вызываемых потоками заряженных частиц, изучение грозовых явлений, метеоров, различных проявлений наземной деятельности людей и другие важные задачи.



Для выполнения задач нашего практикума данные ИСЗ «Университетский-Татьяна» о потоках частиц различных энергий и ультрафиолетового излучения, привязанные к координатам и времени, пред ставлены на сайте http://cosmos.msu.ru (в разделе «Космический практикум»). Описания конкретных задач нашего практикума представлены во второй части данного пособия.

Но прежде, чем приступать к их выполнению, необходимо изучить первую часть книги, в которой изложены современные научные представления о магнитных полях и плазменных структурах в околоземном космическом пространстве, рассмотрена методика измерений и обработки экспериментальных данных, приведены основные характеристики приборов на ИСЗ «Университетский-Татьяна» и рассмотрены данные других космофизических экспериментов, представленные в Интернете. Краткие формулировки основных понятий и пояснения важнейших терминов, которые используются на протяжении всей книги, можно найти в заключительном разделе («Словарь терминов»).

Там же приводится список основных математических символов.

Задачи нашего практикума достаточно универсальны и могут использоваться для обучения студентов физических специальностей университетов и других ВУЗов. Эти задачи относятся к курсам общей физики («Механика», «Электричество и магнетизм», «Оптика», «Атомная физика» и «Ядерная физика»), курсам теоретической физики («Электродинамика» и «Статистическая физика»), могут использоваться в спецкурсах по физике плазмы, астрофизике и геофизике. Эти задачи могут использоваться, в том или ином объёме, и для факультативных занятий учащихся старших классов средней школы.

Руководитель проекта, директор НИИЯФ МГУ, профессор М.И. Панасюк Руководитель образовательной программы проекта, зам. директора НИИЯФ МГУ В. В. Радченко МАГНИТОСФЕРА И РАДИАЦИОННЫЕ ПОЯСА ЗЕМЛИ А. С. Ковтюх (kovtyukh@srd.sinp.msu.ru) Измерения потоков космических излучений на ИСЗ «Университетский-Татьяна» проведены в магнитосфере Земли и для выполнения задач нашего практикума необходимо, прежде всего, иметь представление об этой области космического пространства.

1. Магнитосфера Земли Земная магнитосфера формируется в результате взаимодействия геомагнитного поля с потоками замагниченной горячей плазмы - солнечным ветром, - которые испускаются Солнцем наряду с электромагнитными излучениями. Солнечный ветер состоит в основном из протонов и электронов. На орбите Земли солнечный ветер имеет концентрацию 520 см-3, регулярную скорость 1001000 км/с и температуру 1040 эВ.

Солнечный ветер обтекает магнитное поле планеты, загоняя его в некую полость - магнитосферу, которая напоминают по форме комету. Общий вид магнитосферы Земли представлен на рис. 1.

Скорости направленных от Солнца потоков заряженных частиц намного превышают скорости звуковых волн в плазме и, следовательно, при встрече солнечного ветра с препятствием образуется стоячая ударная волна. В переходной между ударной волной и магнитопаузой области (магнитошисе) плазма турбулизована.

Внешняя граница магнитосферы (магнитопауза) отделяет область регулярного магнитного поля планеты от турбулентной области (магнитошиса). По порядку величины положение магнитопаузы определяется балансом давления солнечного ветра (v2/2) и локального давления магнитного поля планеты (B2/8). Более точно эта величина определяется токовыми системами на магнитопаузе и внутри магнитосферы.

Рис. 1. Схематическое изображение магнитосферы Земли: 1 солнечный ветер, 2 - ударная волна, 3 - переходная область, 4 - магнитопауза, 5 - доли магнитосферного хвоста, 6 - плазменный слой, 7 - геомагнитная ловушка, заполненная частицами радиационных поясов и кольцевого тока. Тонкими линиями внутри магнитосферы показаны магнитные силовые линии. Геомагнитный диполь лежит в плоскости рисунка и перпендикулярен направлению солнечного ветра.

Поскольку геомагнитное поле вращается вместе с планетой, конфигурация каждой из высокоширотных силовых линий непрерывно изменяется. В стационарных условиях это строго периодический процесс, характер которого определяется направлением компоненты межпланетного магнитного поля (ММП), перпендикулярной к плоскости эклиптики. Если она направлена на север, то пересо единения межпланетного и геомагнитного полей не происходит; в этом случае все силовые линии магнитного поля Земли замкнуты (закрытая магнитосфера). В противном случае высокоширотные силовые линии магнитного поля Земли (точнее, силовые линии, примыкающие к магнитопаузе) могут пересоединяться с ММП и в ходе суточного вращения Земли трансформируются от замкнутых квазидипольных в утренние часы к разомкнутым и вытянутым в хвост магнитосферы в вечерние и ночные часы (открытая магнитосфера).

На дневной стороне внешняя граница магнитосферы имеет форму параболоида вращения с вершиной в подсолнечной - лобоR вой - точке, которая отстоит от Земли на 7080 тыс. км (1012 ) E R в спокойные периоды ( - радиус Земли). Через воронкообразные E зазоры между магнитными силовыми линиями в лобовой части магнитопаузы и силовыми линиями хвоста, – полярные каспы – возможно прямое проникновение солнечной плазмы в магнитосферу.





На ночной стороне магнитосфера имеет квазицилиндрический хвост диаметром 100200 тыс. км, образованный сильно вытянутыми в сторону от Солнца высокоширотными силовыми линиями геомагнитного поля. Протяжённость магнитосферного хвоста достигает нескольких миллионов км (этот хвост простирается за орбиту Луны).

Магнитосферный хвост состоит из двух симметричных долей с почти однородным магнитным полем в каждой из них. В южной доле хвоста магнитные силовые линии направлены от Земли, в северной - к Земле. Доли магнитосферного хвоста проецируются (вдоль магнитных силовых линий) на поверхность Земли в области полярных шапок, центры которых совпадают с магнитными полюсами. В эти области возможно прямое проникновение достаточно энергичных солнечных протонов (а также -частиц и других атомных ядер), ко торые относятся к солнечным космическим лучам (СКЛ). Чем выше энергия частиц СКЛ, тем на более низкие широты они проникают (зона наблюдения СКЛ расширяется по геомагнитной широте).

Доли магнитосферного хвоста разделены (примерно в плоскости эклиптики) слоем горячей плазмы (с температурой 415 кэВ) толR щину 0.53 - плазменным слоем (ПС) магнитосферного хвоE ста. Проекция этого слоя на ионосферу (вдоль магнитных силовых линий) соответствует широтам полярных сияний. В удалённых от Земли областях ПС основным источником частиц является солнечный ветер, а в ближней его части ионосферный источник конкурирует с солнечным. Магнитосферный хвост был предсказан Дж. Пиддингтоном в 1960 г. и открыт Н. Нессом (США) в 1964 г., а плазменный слой хвоста был открыт К. И. Грингаузом (Россия) в 1961 г.

В сердцевине магнитосферы магнитное поле имеет близкую к дипольной конфигурацию. Заряженные частицы не слишком большой энергии могут длительное время удерживаться здесь на замкнутых траекториях, т. е. эта область является зоной захваченной радиации (геомагнитная ловушка). Эта область заполнена частицами радиационных поясов (РП) и кольцевого тока (КТ), а также холодной ионосферной плазмой, входящей в состав плазмосферы, и атмосферными атомами, входящими в состав атмосферной геокороны (экзосфера). Со стороны магнитосферного хвоста к геомагнитной ловушке примыкает ПС, который является основным непосредственным поставщиком частиц РП и КТ (см. рис. 1).

РП имеют форму тороида («бублика») с осью симметрии, примерно совпадающей с осью геомагнитного диполя. Они состоят в основном из захваченных электронов и протонов с энергией от 100 кэВ до нескольких сотен МэВ. Ядра и ионы гелия, кислорода и других элементов с Z > 1 составляют в РП незначительные - поряд ка нескольких процентов - добавки. РП были открыты в экспериментах на ИСЗ в 1958 г. Внутренний пояс открыт в экспериментах на ИСЗ «Explorer-1» и Explorer-3», проводившихся под руководством Дж. Ван Аллена (США). Внешний электронный пояс открыт в экспериментах на 3-м советском корабле-спутнике (май 1958 г.), проводившихся под руководством С. Н. Вернова и А. Е. Чудакова в НИИЯФ МГУ. Поскольку изучению РП посвящена бльшая часть задач нашего практикума, эта структура будет подробно рассмотрена в отдельном разделе (см. ниже).

Следующей важнейшей составляющей магнитосферы является кольцевой ток. КТ лежит в основе механизма геомагнитных бурь. Он был предсказан теоретически задолго до начала эры космических полётов (С. Чепмен и В. Ферраро, 1933). Во время геомагнитных бурь горизонтальная составляющая напряжённости магнитного поля на низких и средних широтах (и на всех долготах) понижается (на 0.11%). В соответствии с законом Ампера, это отвечает циркулирующему вокруг Земли замкнутому электрическому току, направленному на запад. На главной фазе бури, которая продолжается 110 ч, КТ постепенно усиливается, а на фазе восстановления бури, которая продолжается от нескольких десятков часов до нескольких десятков дней (в зависимости от силы бури), КТ затухает.

Dst Силу этого тока принято оценивать по величине индекса, в котором отражается магнитный эффект КТ (а также токов в магнитосферном хвосте и на границе магнитосферы). Согласно совреDst менной классификации, бури с max < 50 нТл - слабые, нТл - умеренные и > 100 нТл - сильные. Во время гигантских бурь Dst понижается до - 250600 нТл. Основной вклад в среднегодовые значения геомагнитной активности, особенно в годы спокойного Солнца, вносят бури, связанные с модуляцией скорости и давления солнечного ветра. Геомагнитные бури могут вызываться также вспышками на Солнце и рекуррентными потоками солнечного ветра из корональных дыр.

Усиление КТ приводит к ослаблению (депрессии) магнитного поля в сердцевине геомагнитной ловушки. При этом ионосферные токовые системы и полярные сияния усиливаются и опускаются на меньшие геомагнитные широты (), резко увеличиваются потоки высыпающихся частиц и на 5560o зажигаются красные дуги.

Наиболее мощные бури, которые наблюдаются один раз за несколько столетий, понижают магнитное поле на экваторе на 3% и полярные сияния могут наблюдаться на 50o; при этом внутренняя граница геомагнитного хвоста приближается к Земле до 2.R и размеры геомагнитной ловушки уменьшаются в 4 раза.

E Во время уникально мощных бурь, раз в несколько тысячелетий, полярные сияния наблюдались в Риме и Пекине, что отражено в исторических хрониках.

По наблюдениям вариаций магнитного поля на низких и средних геомагнитных широтах во время бурь С. Чепмен и В. Ферраро, а также их последователи, построили модели, которые описывали пространственное распределение и силу гипотетического кольцевого тока (от 105 А в спокойные периоды до 107 А во время бурь).

Pages:     || 2 | 3 | 4 | 5 |   ...   | 14 |










© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.