ҒАРЫШТЫҚ СӘУЛЕЛЕР ЖӨНІНДЕГІ НЕГІЗГІ БАҚЫЛАУ МӘЛІМЕТТЕРІ

Пән: Геология, Геофизика, Геодезия
Жұмыс түрі: Курстық жұмыс
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 40 бет
Таңдаулыға:

Дипломдық жұмыс“Ғарыштық сәулеленудің көмегімен атмосфераның жоғарғы қабаттарының қасиеттерін зерттеу”:

Дипломдық жұмыс

“Ғарыштық сәулеленудің көмегімен атмосфераның жоғарғы қабаттарының қасиеттерін зерттеу”

Дипломдық жұмыс“Ғарыштық сәулеленудің көмегімен атмосфераның жоғарғы қабаттарының қасиеттерін зерттеу”:

РЕФЕРАТ

Жұмыстың көлемі бет, ол кіріспеден, 3 бөлімнен, қорытындыдан және қолданылған әдебиет тізімінен тұрады. Жұмыста сурет бар.

Негізгі сөздер: ҒАРЫШТЫҚ СӘУЛЕЛЕНУ, КҮННІҢ ҒАРЫШТЫҚ СӘУЛЕЛЕРІ, ЖЕР АТМОСФЕРАСЫ, ОЗОН ҚАБАТЫ, ОЗОННЫҢ ЖАЛПЫ МӨЛШЕРІ, ВЕЙВЛЕТ ТАЛДАУ, ФАЗАЛЫҚ СИНХРОНИЗАЦИЯ, ТРЕНД.

Жұмыстың мақсаттары:

бүгінгі таңда белгілі нәтижелерді салыстыра отырып, ҒС-ң Жер атмосферасының параметрлерінің, оның ішінде озон қабаты күйінің, өзгерісіне тигізетін әсері туралы мәселенің қазіргі заманғы жағдайын талдау;
атмосферадағы озонның мөлшері мен ҒС ағындары жайындағы жаңа мәліметтерді қолдана отырып, соңғы жылдары біраз зерттеушілер байқаған озон қабатының өзгеруіндегі тенденцияларын дәлелдеу немесе жоққа шығару және олардың ҒС-тің өзгеруімен корреляциясын жаңа талдау әдістері көмегімен зерттеу.

Алынған нәтижелер, озон қабатының күйіне табиғи себептердің, оның ішінде ҒС-ң елеулі әсер тигізетіні туралы тұжырым жасауға мүмкіншілік береді .

КІРІСПЕ

Жердің атмосферасына, оның ішінде озоносферасына, ғарыштық сәулеленудің (ҒС) елеулі әсер ететіндігі туралы жорамалдар бұрыннан бастап айтылды. Бірақ 1990-шы жылдары бұл мәселеге деген қызығушылық арта түсті, өйткені сол кезге дейінгі жиналған ауқымды тәжірибелік мәліметтер мен оны талдау үшін ойлап табылған жаңа тәсілдер, бұл әсердің, бұрын айтылғанға қарағанда, әлде-қайда көбірек екендігі жайлы тұжырым жасауға мүмкіншілік берді. Кейбір ғалымдар тіпті Жердің озон қабатының жұқаруы сияқты ғаламдық экологиялық апаттар үшін антропогенді әсердің мәні айтарлықтай аз деп, олар негізінен табиғи себептердің салдарынан болатындығын, оның ішінде ҒС ағындарындағы өзгерістерді бастысы деп есептейді. Қазіргі кезде экологиялық жағдайдың одан әрі нашарлап жатқанын ескерсек, бұл мәселенің өзектілігі және сайкес зерттеулер жүргізу қажеттілігі туралы айту артық болар. Жоғарыда айтылғанға байланысты, берілген жұмыстың келесідей мақсаттары белгіленді:

бүгіңгі таңда белгілі нәтижелерді салыстыра отырып, ҒС-ң Жер атмосферасының параметрлерінің, оның ішінде озон қабаты күйінің, өзгерісіне тигізетін әсері туралы мәселенің қазіргі заманғы жағдайын талдау;
атмосферадағы озонның мөлшері мен ҒС ағындары жайындағы жаңа мәліметтерді қолдана отырып, соңғы жылдары біраз зерттеушілер байқаған озон қабатының өзгеруіндегі тенденцияларын дәлелдеу немесе жоққа шығару және олардың ҒС-тің өзгеруімен байланысын жаңа талдау әдістері көмегімен зерттеу.

Зерттеулер TOMS аппаратурасымен озонның жалпы құрамын (ОЖМ) серіктік өлшеулер негізінде және ғарыштық сәулеленуді нейтронды мониторлар станциялардың әлемдік жүйесі көмегімен тіркеу мәліметтері негізінде жүргізілді.

Мазмұны

Кіріспе

1 Мәселенің қазіргі кездегі қалпы

1. 1 Ғарыштық сәулелер жөніндегі негізгі бакылау мәліметтері 1. 1. 1 Галактикалық ҒС-ң құрамы

1. 1. 2 Алғашқы ҒС-ң спектрiнiң пiшiнi

1. 1. 3 Планета аралық магнит өрiстерiнiң өзара әсерiнен пайда болатын галактикалық ҒС-ң интенсивтiлiгiнiң вариациялары

1. 2 Ғарыштық сәулеленуінің жоғарғы атмосфера күйіне әсері

1. 2. 1 Мәселенiң түбегейлі қойылымы

1. 2. 2 Ғарыштық сәулеленудiң Жер озоносферасына әсерi

1. 2. 3 Жердің атмосферасының күйіне әсер ететін мүмкін болатын механизмдер

2 Уақыттық қатарлардың вейвлет анализ әдістері

2. 1 Вейвлет-түрлендірудің идеясы

2. 2 Вейвлет-түрлендірудің үздіксіз түзуі

2. 3 функциялардың мысалдары

3 Алынған нәтижелер және оларды талқылау

Қорытынды

Қолданылған әдебиет тізімі

1. 1 ҒАРЫШТЫҚ СӘУЛЕЛЕР ЖӨНІНДЕГІ НЕГІЗГІ БАҚЫЛАУ МӘЛІМЕТТЕРІ

Қазіргі кезде ғарышта ыңғайлы жүргізуге болатын зерттеулер энергиялары 10 ⁸ -10 ¹⁰ эВ аралығында жататын ғарыштық сәулелер деп аталатын жарық жылдамдығына тең жылдамдықпен қозғалатын ядролық бөлшектердің Жерге үздіксіз түсетінін дәлелдейді.

Осылайша, ғарыштық сәулелер - бұл Жерден тыс көзжетпес Ғаламшар кеңістіктерінде пайда болған және жоғарғы энергияларға дейін үдетілген тұрақты бөлшектер мен атом ядролары болып табылады. Ғарыштық сәулелер галактикалық (гелиомагниттосферадан тыс келген) және күннен келген (Күн жүйесінде пайда болған) болып ажыратылады.

Планета аралық ортада жігерлі бөлшектер ондаған кэВ/нуклон бастап энергия бойынша үздіксіз таралған. Кең атмосфералық нөсерде тіркелген ерекше жігерлі бөлшектердің энергиясы 10 ²¹ эВ асқан. Бұндай үлкен (интервалда) аралықта күннен және галактикадан пайда болатын ғарыштық сәулелерді (ҒС) бөлетін шекараны анық көрсету мүмкін емес; дегенмен, күн оқиғаларында ГэВ/нуклон бөлшектер тым сирек байқалынатындықтан, шартты түрде барлық энергиялы бөлшектерді ғарыштық текті деп қабылдауға болады. Кейбiр бағалау бойынша, күннен пайда болатын бөлшектер үлесiне Күн жүйесiндегi ҒС-ң толық интенсивтiлiгiнің 10% келедi. Күн бөлшектерiнiң үлесi энергияның төмендеген сайын өседi.

Барлық энергияларды ескергенде ғарыштық ҒС-ң концентрациясы Күн жүйесi маңайында шамасымен, ал олардың кинетикалық энергияларының тығыздығы шамасымен бағаланады.

Төменде планета аралық магнит өрiстерiмен ҒС-ң модуляциясына қатысы бар бақылау мәлiметтерi қысқаша талқыланады.

1. 1. 1. Галактикалық ҒС-ң құрамы . Саны бойынша ҒС-ң құрамындағы ядролардың ең көп тобын протондар құрайды - 90% астам бөлшек, одан кейiн бөлшектер -7% жуық және оданда ауыр ядролар -1% төмен. Жердегi алғашқы ҒС-ң құрамындағы электрондар үлесі 1% жуық.

Алғашқы ҒС-ң құрамын Ғаламшардағы ядролардың орташа таралуымен салыстырғанда маңызды өзгешелiктер табылады. Бәрiнен бұрын олар жеңiл ядроларға (Li, Be, B) қатысты, себебі ҒС-нің таралуы толық Ғаламшардағыға қарағанда 10 ⁵ рет жоғары. ҒС-дегi болатын ядролар Ғаламшардағыдан тым көп. ҒС-дегi антипротон мөлшерiн өлшеу соңғы жылдарының маңызды нәтижесі болды. Күтпестен антипротондар саны көбейдi, бұл салыстырмалы аз энергиялар аумағында ерекше байқалады. Энергия интервалында, ағын тығыздығы бар теориялар болжамын 1-2 реттiлiкке жоғарылатады.

1. 1. 2. Алғашқы ҒС-ң спектрiнiң пiшiнi . энергиялар аумағында алғашқы протондардың дифференциалдық энергетикалық спектрі төмендегі дәрежелiк тәуелдiлiктен жақсы көрiнеді [1]

, (1. 1)

мұндағы дифференциалдық спектрдің көрсеткiшi. Г - ГэВ -пен өлшенеді. ГэВ энергиялар кезінде кинематикалық пен толық энергиялар арасындағы өзгешелiк аз және (1. 1) формуласындағы ны мен алмастыруға болады. ~10эВ энергиялар кезінде ҒС-спектрiнде бұрылыс пайда болып, спектр тiк болады

, (1. 2)

мұндағы , энергиялар >10 эВ аймағындағы спектрдің пішіні жақсы зерттелмеген, бiрақ бұл аймақтағы спектрдiң жайпақ болатындығы туралы мәлiметтер бар. бөлшектер мен ауырлау ядролардың энергетикалық спектрлерiнiң пiшiнi протондар спектрiнiң пiшiнiне жақын; бұл ҒС-ң химиялық құрамы энергияға әлсiз тәуелдi деп түсiндiрiледi. Әртүрлi тәжiрибе қоюшы топтар арқылы оқытылған энергиялардың кең диапазонындағы алғашқы Ғарыштық сәулелену спектрiн өлшеу нәтижелерi 1-суретте келтiрiлген.

1 сурет- Энергиялары кең аралықта жататын ғарыштық сәулеленудің алғашқы спектрі [1] . Нүктелер мен жұлдызшалар - бірнеше авторлардың алған тәжірибелік мәліметтері. Энергиялары <е [ГэВ] бар ҒС интегралдық интенсивтігі J( е ) [cm- ² c-i •cp- ¹ ]

2 сурет. 1965 ж. Жер бетіне жақын протондардың дифференциалдық спектрі (Замов, 1975)

ГэВ/нуклон энергияларда электрондардың, протондар мен ядролардың спектрлерi планета аралық кеңiстiкте өлшенетiн спектрлердiң гелиомагнитосферадан тыс ҒС-нің спектрiнен елеулi өзгешелiгi бар. тағы протондардың энергетикалық спектрiнiң түрi 2-сур. келтiрiлген. Бұдан, дегенмен, Жердiң галактикалық ҒС-рiнiң ағынының интенсивтiлiгi, ал белгiлi шектерде олардың спектрiнiң пiшiнi де күн белсендiлiгiнiң деңгейi өзгерiсiмен өзгеретiнiн естен шығармау керек.

200-500МэВ/нуклон энергияда максимумның 20-30МэВ/нуклон энергияда минимумның бар болуы ҒС-ң энергетикалық спектрi үшiн типтiк болып саналады. Алғашқы спектрдiң түрi белгiсiз болса да, Г-500МэВ/нуклон энергиялар аумағында интенсивтiлiктiң кемуiн модуляциялық эффектпен байланыстырады. 30-300МэВ аумағында протондардың модульденген дифференциалды спектрi дәрежелiк тәуелдiлiкпен сипатталады , мұндағы 1965-1969ж. ж. және y. ” 1. 4 1971-1972ж. ж. (Райдж бен Эрл 1971, Райдж және басқалар 1974) . 15-30МэВ/нуклон энергияларда спектрдiң минимумы бар. Төмен энергияларда қисық күнонiң ҒС-ң ағынынан болатын күштi және жиi жүйелi емес вариацияларымен сыналады. Бiрақ жыл сайын күн ағындарының интенсивтiлiгi минималды және салыстырмалы тұрақты 100-200сағ. жалғасатын “тыныш кезеңдер” болады. Бұндай кезеңдерде планета аралық кеңiстiкте ылғи болатын ҒС-ң аз энергияларында квазитұрақты фон айқындалады. 19. 1-суретте минимумнан сәл солға қарай қисықтық ауданымен сипатталған. Сондай-ақ бұл энергиялар аумағында спектр дәрежелi, бiрақ оның көрсеткiшi бiр тыныш периодтан басқасына вариацияланады.

Бұл фонның ұзақ вариацияларын бақылауларда фазада төмен энергияларда галактикалық ҒС-ң модуляциясымен пайда болатын шамамен 7 рет өзгеретiн интенсивтiлiктi көрсеттi. Қарастырылып жатқан төмен энергиялы фонда протондар мен бөлшектердiң мөлшерi орташа энергияларда галактикалық ҒС-де сәйкес қатынасқа жақын және күннiң ҒС-рi үшiн типтiк қатынасқа қарағанда жеткiлiктi төмен.

1. 1. 3. Планета аралық магнит өрiстерiнiң өзара әсерiнен пайда болатын галактикалық ҒС-ң интенсивтiлiгiнiң вариациялары

Жер орбитасында өлшенетiн галактикалық ҒС-ң ағыны жүйелi де, стохастикалық мiнездеме түрiндегi үздiксiз өзгерiстермен (вариациялармен) сыналады. Алуан түрлi факторлар бұл вариациялардың көзi болуы мүмкiн.

Жердегi ҒС-ң, сонымен қатар магнитосферадан тыс жер маңайындағы Ғарыштық кеңiстiкте бақыланатын интенсивтiлiк 11-жылдық жүйелi өзгерiстердi ашады, әрi 11-жылдық айқын периодтылығы бар ҒС-ң интенсивтiлiгi күн белсендiлiгiнiң өзгерiсiмен қарсы фазада болады. Күн белсендiлiгiн дақ топтарының санымен, толқын ұзындықтарының белгiлi диапазонында радиосәулелену ағынынан болатын дақ аудандарымен және басқа шамалармен мөлшерлi сипаттайды. СА-ң терiс корреляциясы мен Ғарыштық сәулеленудiң интенсивтiлiк 11-жылдық вариация Күндегi ҒС-ң генерациясымен емес, гелиосферадагы ҒС-ң (ҒС-ң модуляциясы) өту шарттарының өзгерiсiмен байланысты екенiн көрсетедi.

Күн дақтары санының өсуiмен планета аралық кеңiстiкте жоғары жылдамдықты ағын саны, сонымен бiрге оның магниттiк ұйытқуы да өседi, сондықтан планета аралық магнит өрiсiнiң ұйытқу деңгейiнiң өзгерiсiне ҒС-ң 11-жылдық модуляциясы себеп болады деп қабылданған. Бiрақ модуляция тереңдiгiне тек осы фактор ғана әсер етпейтiн сияқты. Бұны 1970-1972ж. ж. болғандай, ҒС-мен күн дақтарының саны арасындағы корреляцияның бұзылу периодтары көрсетедi. Бұл периодта ҒС-ң интенсивтiлiгiнiң артты (нейтронды мониторлар мәлiметтерi), содан соң аз энергиялы бөлшектердiң көбеюi болды (стратосферадағы бақылаулар) . Бұл автономияларды 11 жыл сайын қайта полюстенетiн Күннiң магнит өрiсiнiң жалпы әсерi түсiндiредi.

1. 2 ҒАРЫШТЫҚ СӘУЛЕЛЕНУІНІҢ ЖОҒАРҒЫ АТМОСФЕРА КҮЙІНЕ ӘСЕРІ

1. 2. 1. Мәселенiң түбегейлі қойылымы

Атмосфераның жоғарғы қабаттарындағы бөлшектердiң күшкiн түрiнде көбеюi нәтижесiнде сарқылмас (каскадный) ядролық нөсер қалыптасады. Бөлшектердiң энергиясы бiрнеше ондық МэВ-қа дейiн кемiгенде атмосферада ядролық нөсер өшедi. Қалған энергияны протондар ауаны иондауға жұмсайды; ядролар нейтрондарды жұту арқасында әртүрлi ядролық реакциялар жүредi, ал нөсерлi бөлшектердiң негiзгi бөлiгiн құрайтын пиондар ыдырап кетедi. Көп мөлшерде қалыптасатын фотондар мен электрондар атмосферада тез жұтылады.

Әр нейтрал пион өте тез жоғары энергиялы 2 фотонға айналады. Пиондар ашылмас бұрын Ғарыштық сәулелердiң сәулеленуi кезiнде 1935ж. К. Андерсон ашқан жаңа бөлшектер - и - мезондар, немесе мюондар зарядталған пиондардың ыдырау нәтижесiнде қалыптасады. Мюонның массасы электрон массасынан 207 есе көп, яғни пион массасынан ¾-iн құрайды. Оң және терiс зарядталған 2 түрлi мюон бар; олар u+ ж„не u- деп белгiленедi. Equation. 3 мезонда ыдырағанда u+-мезондар, ал мезондар ыдырағанда u-мезондар қалыптасады. [5] .

Пионнан айырмашылығы - мюондар ядролық өзара әсерлесулерге қатыспай энергияны тек иондауға жұмсайды екен. Сондықтан олардың жоғары өтiмдiлiк қабiлеттерi бар және де Ғарыштық сәулеленудiң қатаң компонетасын құрайды. Мюондар атмосферадан ұшып өтедi, фотондар мен аса маңызы жоқ нөсерлi бөлшектер саны құрайды. Алғашқы Ғарыштық сәулеленуден ерекше жоғары энергиялы (10^7МэВ астам) бөлек бөлшектер ғана атмосферадан өтедi.

Ғарыштық сәулелерде мюондар пиондар сияқты жарық жылдамдығына жақын жылдамдықпен (ұшады) қозғалады, сондықтан уақыттың релятивистiк баяулауы есебiнен өздерiнiң ыдырауынан бұрын үлкен қашықтыққа ұшып үлгередi.

Магнитосфера мен ионосфера арасындағы өзара әсерлесу 2 жолмен өтедi, бiреуiн энергиялы бөлшектердiң күшпен енуiне байланысты корпускулалық деп, ал екiншiсiн - электр өрiстерi мен көлденең токтарды тасымалдауға байланысты толқындық деп атауға болады. Алдымен бiрiншiсiн қарастырайық.

Геомагниттiк өрiстiң күш сызығында қарпылған кейбiр протондар мен электрондардың атмосферада 100км астам биiктiкте айналық нүктелерi болады. Атмосфераға енетiн бөлшектер, атмосфераның атомдары және молекулаларымен соқтығысып, энергиясын нейтрал атомдар мен молекулаларға бередi (Энергиялы зарядталған бөлшектердiң L-ң жоғары мәнiмен (мысалы, L>5) сипатталатын аумақта) магнитосфераның энергиялы зарядталған бөлшектердiң L-ң жоғары мәнiмен (мысалы, L>5) сипатталатын аумақта негiзгi ағыс болып атмосфера саналады.

Басып кiру кезiнде зарядталған бөлшектер атмосфераның атомдары мен молекулаларының бiрқатар серпiмдi және серпiмсiз соқтығыстарымен сыналады. Олар энергиясын бiртiндеп жұмсайды: а) ауаның нейтрал бөлшектерiн иондау мен қоздыруға және б) кулондық өрiсте атомдық ядроларды үдеткендей (рентген сәулеленуiнiң тежелуi) сәулелену энергиясына. Төмен энергиялы бөлшектер үшiн (яғни электрондар энергиясы <1МэВ болатын) энергияны жоғалтудың екiншi құбылысы жоқ, бiрақ энергиялы бөлшектердi жанама зерттеу үшiн бұл құбылыста тудырылатын рентген сәулелерiн қолдануға болатындықтан оның әсерi өте маңызды. [5] .

Құбылыстың иондалу емн жоғарғы атмосферада қозу салдарын жоғарғы атмосфераның диэлектрлiк тұрақтысының және бұл аумақтардан оптикалық сәулеленудiң өзгерiсiмен зерттеуге болады. Бүкiл магнитосферада сақталған барлық энергиялық электрондардың жалпы энергиясынан асатын қозу үшiн энергия қажет ететiн оптикалық полярлы жарқыраулар бақыланады. Басқасынан бөлек атмосфераның әсерлiлiгi энергиялық бөлшектер үшiн ағыс сияқты болатындығын дәлелдейдi.

Жоғарғы атмосферадағы бөлшектердiң әртүрлi құбылыстарда соқтығу әсерiн зерттеу үшiн жоғарғы атмосферадағы бөлшектер энергиясының диссипациясының пайда болуын бiлу керек. Одан басқа жоғарғы атмосферада иондау бөлшектерiнен болатын жүйелi емес морфологияның толық жете әсерi бөлшек ағынының уақытша вариациясын жақсы түсiнуге қабiлеттiлiк жасайды.

Әртүрлi энергиялы протондар электрондардың келтiрiлген ену тереңдiгi 4-сур. көрсетiлген, бөлшектердiң төгiлуi статистикалық процесс болғандықтан, шындығында ену тереңдiгi барлық бөлшектер үшiн бiрдей бастапқы шарттармен тұрақты емес. 4-суретте келтiрiлген мәндердi серпiмсiз соқтығыс кезiнде бөлшектер атмосфераға вертикаль түрде өтедi деген болжаумен энергияның көп бөлiгi жұтылғандағы орташа биiктiктер деп қарастыру керек.

Ену тереңдiгi маңызды дәрежеде энергияға тәуелдi болғандықтан, бөлшектiң энергетикалық спектрiнiң түрлi аудандары атмосфераның түрлi қабаттарына ықпалын тигiзедi. Энергиясы 10кэВ пен 200кэВ астам электрондар мен протондар ғана сәйкесiнше 100км-ден төмен өтiп D аумағын иондауы мүмкiн, ал F аумағы энергиясы жүздеген эВ бөлшектер арқылы иондалады.

Ендiктiң үлкеюiмен электрондар мен протондардың энергетикалық спектрi жұмсарады. Сондықтан орташа ендiктерге қарағанда, полярлық аумақтарда үлкен бойлықта иондауға басып кiретiн бөлшектердiң кiрiсi орынды. Орташа ендiктерде бөлшектердiң шашырауы тек D аумаққа әсер ететiн болу керек. Полярлы шұғыла зонасында кейбiр дәрежеге дейiн D және F аудандарының иондалуы бөлшектермен көтермелегенде, қалыпты жағдайда поляр төбедегi басып кiретiн бөлшектер ионосфераның тек жоғарғы бөлiгiн иондайды. Спорадикалы иондалу, әсiресе полярлы аумақтарда, күннен пайда болған жоғары энергиялы протондардың кей уақытта D аумағының төменгi бөлiгiнде иондалудың маңызды күштiлiгiн болдырумен бұл суреттi өзгерте алады.

4 сурет. Бөлшектердің Жер атмосферасына вертикаль бағытпен кіргендегі ену тереңдіктері

Электрондар

Энергияның шығындары және шашырау. Ауа молекулаларымен серпiмсiз соқтығысу нәтижесiнде жоғарғы атмосфераға өтетiн жігерлі электрон бiртiндеп өзiнiң W энергиясын жоғалтады. Жігерлі электрондар үшiн (яғни W>500эВ) 1 серпiмсiз соқтығыстың орташа жоғалту энергиясы 90 эВ жуық. Бұл энергия тағы 2 атомды иондау үшiн жеткiлiктi жоғары энергиямен бастапқы атомнан ыршып шығатын байланысқан электронға берiледi.

Жоғарғы атмосферада орта атомдық нөмiр 7, 3 тең болғанда оттегi мен азот молекулаларының қатынасы 3:7 құрайды. Одан басқа, 2 атомды молекуланың шашырауының қимасы 1 атомның қимасынан екi есе көп („р уақытта дұрыс болмайды) деп болжайды. [6] . Ауадағы энергияны жоғалту жылдамдығы 5-суретте көрсетiлген. Осы мәлiметтер бойынша берiлген W энергиямен электронның қалдықтың жүрiп өтуiн төмендегi формуламен анықтау орынды деуге болады

. (1. 2. 1)

5 сурет. Ауадағы электрондар энергияларының сипаттауыш шығындары.

Егер серпiмдi соқтығудан болған электронның траекториясының ауытқулары мәнсiз болса, (1. 2. 1) формуладан толық өту тереңдiгiн анықтау оңай. Бiрақ электронның траекториясының түзу сызықтан қатты өзгешелiгi бар, сондықтан жалпы жағдайда бұл есептi шығару аналитика жағынан өте қиын, тек бiрнеше сандық шығарылуда электрондардың күрделi қозғалысының әсерлерi толық ескерiлген.

Электронның траекториясының ауытқулары негiзiнен атмосфера атомдарымен серпiмдi соқтығысумен шартталған (яғни кулондық шашыраумен) . Серпiмдi және серпiмсiз соқтығулардың қимасы бiрнеше кэВ астам энергияларға дейiн жеткiлiктi мәлiм. Онда электрон жоғалту энергиясы 1кэВ-қа жетпей жуықтап алғанда 100 серпiмдi соқтығысудан өтуi тиiс. Егер әр серпiмдi соқтығуда орташа шашырау бұрышы аз болғанмен бастапқы энергиясы 50кэВ жуық болса да, өз қозғалысының алғашқы бағытын тоқтамас бұрын “ұмытады”. Барлық есептеулер атмосфераның горизонталь стратификациясы мен геомагнит өрiстердiң күш сызықтарының вертикаль орналасу (жоғарғы ендiктердi жеткiлiктi жақсы орындалатын) болжамдарына негiзделген.

Бiрiншi электронның траекториясын анықтайды. а) келесi серпiмдi немесе серпiмсiз соқтығысуға дейiн өтетiн - шашырауды және б) соқтығудан кейiнгi қозғалыс бағытын беретiн 3 еркін параметрдi таңдайды.

а) Алғашқы электрон өз энергиясы түгел жұмсамайынша немесе б) электрон атмосферадан альбедо электроны сияқты кетпейiнше құбылыс жалғаса бередi. Статистика бойынша сенiмдi нәтиже алу үшiн алғашқы электрондардың жеткiлiктi көп санын, 1 астам, қарастыру қажет.

Энергиялы электрондардың атмосферамен қайта шашырауы. Альбедо электрондары жоғарғы атмосфераның иондалуына елеулi кiрiс әкелмейдi, сондықтан атмосфера бетiндегi бөлшектер ағыны мен ионосфералық құбылыстарды мөлшерлi салыстыру үшiн басып кiретiн электрондардың қай бөлiгi атмосферамен шағылатынын бiлген дұрыс. Шағылу коэффициентi энергияға елеулi тәуелдi емес [7] . Дегенмен альбедо электрондары үшiн энергияның орташа жоғалуы алғашқы numr-бұрыштары 30 және 80 ⁰ электрондар үшiн атмосфераға кiру бұрышы 30-дан 10% дейiн өзгерiсiмен сәйкес елеулi өзгередi.

Жоғарғы энергиялы атмосферада жұтылуы. Атмосфералық шашыраудың моноэнергетикалық электрондар шоғына әсерi 6-суретте келтiрiлегн. Мұнда атмосфераға 55 ⁰ бұрышпен кiретiн энергиясы 50кэВ алғашқыда бiрдей бағытқа ие электрондар шоғының вертикаль әлсiздiгi көрсетiлген.

Электрондар өз энергиясын жұмсап үлгергенше 80 км биiктiкке өтедi, бiрақ 150 км биiктiкте шоқ маңызды бұрыштық кеңеюге тап болады. Электрондар энергиясы байқалатын 100 км биiктiкте шоқтың кеңеюi айқын көрiнеді. Төменгі энергиялы электрондар бұрыштар бойынша өте кең таралғанда, 90 км биiктiктегi “жұтылмаған” электрондарды тек вертикальға жақын бағытта бақылауға мүмкiндiк бар. Осы әдiстiң негiзiнде атмосферада шашырап, жұтылған электрондардың моноэнергетикалық шоғы мен бастапқыда параллель энергетикалық спектрiнiң күрделi питч-бұрыштық және бойлық таралуы бар деп қорытындылаған жөн. Электрондардың изотропты ағындары тек ең аз энергияларда ғана траектория соңында, яғни 80 мен 85 км арасында берiлген әдiсте электрондарды қолдануға бақыланады. 6 суретте көрсетiлген тиянақты талдау мәлiметтерiнен альбедо электрондары ағындарында (100 км астам биiктiкте) аса маңызды емес бойлық вариацияларды көруге болады. Траекторияның соңында орынды болатын шашырау, электронды қайта Ғарыштық кеңiстiкке қайтаруға мәжбүр етедi.

6 сурет. Төмендегі энергия аралықтарындағы шашыратылған электрондардың бұрыштық үлестірілуі (W ₀ =50 кэВ, кіру бұрышы 55 ⁰ ) :

а) 44 - 54 кэВ, б) 36 - 44 кэВ, в) 30 - 36 кэВ, г) 17 - 30 кэВ

Алғашқы электрондардың кейбiр энергиялары үшiн энергия жоғалтуының бойлық қырын және олардың атмосфераға кiреберiсiндегi бiрнеше бұрыштарды келтiрумен шектелемiз.

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.