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”

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:
1) 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;
2) 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:
3) 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;
4) 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 Вейвлетқалыптастыратын 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
108-1010эВ 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 кэВнуклон бастап
энергия бойынша үздіксіз таралған. Кең атмосфералық нөсерде тіркелген
ерекше жігерлі бөлшектердің энергиясы 1021эВ асқан. Бұндай үлкен
(интервалда) аралықта күннен және галактикадан пайда болатын ғарыштық
сәулелерді (ҒС) бөлетін шекараны анық көрсету мүмкін емес; дегенмен, күн
оқиғаларында ГэВнуклон 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 105 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-2c-i •cp-1]

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

ГэВнуклон 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.
200-500МэВнуклон энергияда максимумның 20-30МэВнуклон энергияда
минимумның бар болуы ҒС-ң энергетикалық спектрi үшiн типтiк болып саналады.
Алғашқы спектрдiң түрi белгiсiз болса да, Г-500МэВнуклон 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-
30МэВнуклон 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. 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, L5) сипатталатын
аумақта) магнитосфераның энергиялы зарядталған бөлшектердiң L-ң жоғары
мәнiмен (мысалы, L5) 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 W500эВ) 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, 10000 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 800 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 550 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 (W0=50 кэВ, кіру бұрышы 550) :
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.
Түсу бұрышынан энергиялары 6 және 50кэВ болатын электрондардың энергия
жоғалтуының бойлық қырларынық тәуелдiлiгi сәйкесiнше 7 мен 8 суретте
берiлген. Үлкен бұрыштық төбелер астында атмосфераға кiретiн электрондар
арқылы пайда болатын максимумнан 100-1000 есе көп атмосферадан вертикаль
бағытта өтетiн электрондар иондалу максимумын тудырады. Төбе бұрышының
секансына пропорционал болатын горизонталь ауданмен таралатын үлкен төбе
бұрышы бойынша қозғалған жылдам электронның энергиясы төбе бұрышына
тәуелдiлiкпен түсiндiрiледi. Дегенмен питч-бұрыштардан тәуелдiлiкте альбедо
электрондары ағынының вариациялары маңыздырақ.

7 сурет. Q түсу бұрышы және Wо=6 кэВ энергиялы электрондардың энергия
шығындарының жылдамдықтары

8 сурет. Wо=50 кэВ энергиялы электрондардың энергия шығындарының
жылдамдықтары

600 төбе бұрышымен атмосфераға кiретiн электрондар үлкен бойлықтарда
иондалудың қалыптасуына өте әсерлi. Күн сәулеленуiнен қалыптасқан ионосфера
қабатында бақыланатын ұқсас вариациялардан айырмашылығы электрондардың
бастапқы питч-бұрышынан максимум тәуелдiлiгiнiң жоқтығы кей дәрежеде
күтпеген жағдай болып есептеледi. Максимум тұрақтылығы болып көрiнетiн
себеп: а) жұтылмас бұрын бастапқы қозғалыс бағытынан энергиялы электрондар
қатты ауытқуы серпiмдi және серпiмсiз соқтығысулардың қималарының кiшкене
қатынасының салдарынан және б) нейтрал атмосфераның тығыздығының үлкен
градиентi есебiнен максимум бойлығында елеулi мүмкiн емес өзгешелiктердi
табу қиынға түсуде.
Протондар
Энергиялы протондардың басып кiруi атмосфераның жоғарғы қабаттарында
қозу мен иондалуды туғызады, негiзгi электрондардың басып кiруiне ұқсас.
Дегенмен, массасы үлкен болса да, атмосфера атомдарымен соқтығу кезiнде
елеулi ауытқулар байқалмайды. Сөйтiп, бiрiншi жақындатуда протон жылдамдығы
бiртiндеп азайып, шашырайтын ортада магнит өрiсiнiң жергiлiктi векторы мен
протонның жылдамдық векторы арасындағы бұрыш тұрақты болып қалады.
Қайта зарядтау процесi болмағанда, протон энергиясының диссипациясын
есептеу мәселесi бос сөз болып кететiн едi. [8]. Атмосфераның сыртқы
аумағына өту мөлшерiмен протондар атомдардан байланысқан электрондарды ұрып
шығарады. Сутегi мен оттегiнiң қайта зарядталу қимасының әсерлiлiгi бiдей-
ақ, бiрақ оттегi мөлшерi сутегi мөлшерiнен бiрнеше ретке көп болғандықтан,
екiншiсi маңыздырақ.
Қайта зарядтау процесiнiң негiзгi әсерi басып кiретiн протондар үлкен
горизонталь аудандар бойынша таралуында қорытындылады. Нейтрал атом өрiс
әсерлерiне ұшырамай үлкен қашықтыққа қозғала алғанда, сутегiнiң иондалған
атомы магнит өрiсiмен бағытталады. Қайта зарядталу құбылысының маңыздылығы
энергиясы сол протонның еркiн жүру жолының ұзындығымен салыстырғанда 5-20
есе өсетiн 150-500 км дейiн бойлықтарда энергиясы 5 кэВ қайта зарядтауға
дейiнгi бейтарап сутегiнiң орташа жүру жолының ұзындығымен күшейедi. Сутегi
атомы бейтарап күйде көп уақыт тұрады. Протонның бастапқы жiңiшке шоғы
ендiктердiң үлкен интервалы бойынша қайта зарядтау құбылысы салдарынан
“жағылып” кетуi мүмкiн.
Қайта зарядтау құбылысынан шоқтың диссипациясын есептеу мәселесi екi
өлшемдi болып келедi. Протондардың басып кiруi үлкен горизонталь ауданда
болғанда ғана бөлшектiң энергетикалық спектрiнiң энергия жоғалтуының
вертикаль қырымен байланысы болғанда мәнi бар. Бейтарап сутегi мен
протондар үшiн соқтығулардың әсерлi қималары бiрдей болғандықтан, бұл
жағдайда қайта зарядтау құбылысын ескермеуге де болады.
Түрлi энергиялы протондардың атмосфераға өту тереңдiгi 9 суретте
көрсетiледi. Орта энергиялы протондар үшiн серпiмдi соқтығулар
болмағандықтан, энергиялы электрондардағы қарама қайшы құбылыс атмосфераға
кiру бұрышынан тәуелдiлiкте өту тереңдiгi өзгередi. 800 төбе бұрышты
протонға қарағанда атсосфераға вертикаль кiретiн протон жуық шамамен 20км
тереңiрек өтедi.

9 сурет. Протонодардың питч-бұрышының функциясының атмосферасына кіруінің
тереңдігі.

Протонның энергиясы 1-ден 1000 км дейiн өскенде, энергия жоғалтудың
максимал биiктiгi 200 км–ден 90 км дейiн азайды. Атмосфераның жаңа
үлгiлерi қандайда бiр амалмен бұл байлықтарды кемiтуi мүмкiн, бiрақ
нәтижеде бұл қырлардың 5 км аспайтын қашықтықа жылжуының ықтималдылығы аз.
Атмосферада тығыздықтың градиентi бар болу салдарынан энергия
жоғалтуының қыр “қалыңдықтары” протон энергиясының өсуiмен азаяды, оған
қоса қырдағы максимум күрт өседi. Сондықтан, протон энергиясының өзгерiсi 1-
ден 1000 кэВ дейiн болғанда максимал энергия жоғалтулары 60000 ретке
көбейедi.
Электрондар мен протондар ионосфераға өтуiмен өз өздерiн әр түрлi
ұстайды. (Бiрнеше соқтығысудан кейiн электрондар өздерiнiң бастапқы
бағытын “ұмытады”. Бейтарап атомда кулондық шашырау болмағаннан қайта
зарядтау құбылысында протондар тереңiрек өте бастайды).
Электр өрiстерi мен көлденең токтарды тасымалдайтын байланыстың
толқындық жолын қарастырайық.
Толқындық жолдың магнитосфералы-ионосфералық жүйенiң элементтерiн тығыз
байланыстыратыны соншалық, кез-келген құбылыс магнитосфера мен ионосфераның
ортақ өнiмi болатын бiрыңғай электр тiзбегi болады деуге болады. Шашыраудың
кейбiреуi соның iшiнде толқындық жол арқылы жүредi. Керi байланыс сұлбасы
келесi түрде болады. Басып кiретiн ағын ионосфера арқылы басқарылады, керi
байланыс бағытталған гидромагниттi толқынды өтiмдiлiгi ауыспалы аумақ
тудырады. Гидромагниттi толқын магнитосферада таралып кей жағдайда
бөлшектердi шашырата әсерлеседi (бiрақ әзiрше гидромагниттi толқынның
бөлшектермен әсерлесуiнiң дәл механизмi белгiсiз). Бұл энергияның
бөлшектерге берiлуiнiң 2 нұсқасын ұсынуға болады. Бiрiншi нұсқада
энергиялы бөлшектер ағынын модульдеп, күш түтiкшесiнде толқын магнит өрiсiн
өзгертедi. Екiншiсiнде - толқынның көлденең электр өрiсiнде “суық”
бөлшектер үдетiледi.

1.2.2. Ғарыштық сәулеленудiң Жер озоносферасына әсерi
Осы жұмыста негiзгi назар Ғарыштық сәулеленудiң озонға тигiзетiн әсерiн
зерттеуге аударылады. Жер атмосферасындағы озон мөлшерiнiң өзгерiсi
Ғарыштық сәулелердiң вариацияларынан болуы мүмкiн деген болжаулар ең алғаш
1975 ж. айтылған. Күннен болатын Ғарыштық сәулелердiң тұтануынан орта
атмосферада артық азот тотығы құрылады []. Күн белсендiлiгiнiң 11-жолдық
циклiнде күн желiне “қатқан” магнит өрiсiнiң кернеулiгiнiң вариациялары Жер
маңында ГКЛ–ң “сыпыру” құбылысын модульдеуi тиiс. Сол әдiс арқылы ГКЛ–ң
жер атмосферасының иондалуымен түзiлген химиялық белсендi тотықтар мен
еркiн азоттың сол бөлiгiнiң құралу жылдамдығы модульденедi. [16]. Осылай,
озон мөлшерiнде сәйкес вариацияларды болдыртатын католикалық циклде тақ
азоттың қатысуымен тақ оттегiнiң жылдамдығының жоғалуы өзгередi. Жер
маңайындағы магнитттi тюльмен атмосфераның экрандалуы ең аз болатын поляр
төбелерiнде бүл құбылыстар ерекше бiлiну керек, бiрақ төмен ендiктерде де
атмосфераның меридиональды тасымал әсерi байқалады. “Нимбус-4” ИСЗ-дағы
бақылаулар протондық тұтанумен байланысты озонның кiшiреюiн растады.
ӨС-ң озонға әсерiнiң механизмiн ұсынумен байланысты геологиялық өткен
кезеңдерде орын алған геомагниттi өрiстiң инверсиялары атанған озон қабаты
үшiн катастрофалық салдар жөнiндегi болжау қызықты көрсетiлген. []. Үрәстiң
жойылып кетуiне дейiнгi әлсiреуi атмосфераға ӨС ағынының ерекше көбеюiне
себеп болады, әсiресе озонның жойылуын тездететiн төмен ендiктерде
байқалынады. Бүл өз алдына, жер климаты мен фауна үшiн қатаң салдарға ие
болуы мүмкiн едi.
[] шолуларда 1989-1991 ж.ж. орта атмосфераның қүрамы мен ӨС-ң иондалуға
әсерiн зерттеудiң алдын ала қорытындылары талқыланады. Негiзгi нәтижелердi
қысқаша айтып кетейік. Атмосфераға ең терең енетiн ГКЛ [8] озонды
қирататын, тақ азоттың көзi ретiнде [22] төменгi стратосфераны иондайды.
Дегенмен, басқа көздермен салыстырғанда маңызды болу үшiн бұл көз өте
кiшкене болып есептеледi. (мысалы, өте төмен ендiктерден [23] NO
тасымалымен).
Ондаған және жүздеген МэВ энергиялы күн протондары ерекше күштi
протонды тұтанушылардан қуатты болады, бiрақ стратосфера мен мезосферадағы
иондалудың спорадиялық көзi деп саналады [21]. Бүл тақ азот [] пен тақ
сутегiнiң (каталикалық циклдың реакциялары арқылы) түзiлуiне және озон
мөлшерiнiң азаюына әкеледi. Мезосферада озон мөлшерiнiң азаюы бiрнеше
сағатта өтеді [9]. Ұзақ уақыт бойы (және де өте төмен ендiктерде) озонға
әсер ететiн [9], сол уақыт аралығында стратосферада ұзақ өмiр сүретiн азот
тотығы тола бастайды. ИСЗ–да бақылау бойынша төменгi мезосферада озон
концентрациясының төмендеу әсерi бiрнеше ондаған пайызға жетуi мүмкiн,
жоғарғы стратосферада – бiр пайыздан төмен []. Орта есеппен бұл көз маңызды
деп саналмайды, бiрақ кейбiр жылдары (мысалы, 1989ж.) оның кiрiсi Жер
бетiнен орта атмосфераға келетiн азоттың шала тотығының түрленуiнен болатын
кiрiстен жоғары болған.
Радиациялық белдеулерден шашырайтын [37] (энергиясы 1 МэВ астам)
релятивистiк электрондар стратосфера мен мезосферада байқалатын иондалу
көзi болады деген болжам бар. Кей уақытта олардың әсерi күн тұтануынан
протондар кiрiсiн көбейтедi. Орта есеппен 1 жылда бүл көз маңызды болды.
[20]. Толықтыратын әсердi стратосфераға енетiн рентген сәулеленуiнiң
тежелуiнен шашырайтын жоғары релятивистiк электрондардан күтуге болады.
90 жылдары қарастырылып жатқан мәселе бойынша зерттеулер жалғаса бердi,
әрi тәжiрибелi, әрi теориялық жаңа қызықты нәтижелер алынды. [38-41] жүмыс
циклында кең ендiктi бақылау мәлiметтерi бойынша 1989 ж. наурыз, қыркүйек
пен қазанда, 1990 ж. мамырда болған күннiң протонды оқиғалары (СПС) озонның
жалпы мөлшерiн (ОСО) келтiредi. Арктика мен Антарктика поляр төбелерiндегi
обсерваториялар қысқа уақытты, бiрақ 20% дейiн байқалатын ОСО-ң төмендеуiн
тiркеген. ОСО-ң төмендеуi авроральдi зонада табылмаған. Бүл төмендеулер,
немесе авторлар атағандай “мини тесiктер” шындыққа жақын, энергиясы 180-300
МэВ күн протондарынан болған деп болжайды. Дегенмен, гомогендi фотохимиялық
теорияда ескерiлетiн тек газофазалы каталитикалық реакцияларда тақ оттектiң
азот пен сутек тотығының қатысуымен болатын бүзылулар соншалықты үлкен
әсердi түсiндiруге қабiлеттi емес екендiгiн авторлардың есептеулерi
көрсетедi. Газофазалы фотохимия үлгiсi ОСО-ң тек ~1% төмендеуiн бередi.
Гетерогендi химиялық қүбылыстарды, атмосфераның температуралық немесе
электрлiк тепе-теңдiгiнiң бұзылуын, полярлы стратосфералық бұлттар мен
аэрозольдердiң түзiлуi мен бұзылуын қосатын озонның мөлшерiнде ӨС-ң
протондарының “триггерлi” әсер ету механизмi бар деп жорамалдайды.
Авторлардың көзқарасы бойынша СПС уақытында озон бұзылуының жоғары
жылдамдықтарын түсiндiру үшiн аэрозольды бөлшектердiң бетiндегi гетерогендi
химия алынған. Жоғарғы ендiктерде лидарлы өзгерiстер кезiнде тiркелген күн
тұтануынан кейiнгi аэрозоль концентрациясының көбеюiмен осы концепция
бекiтiледi [42].
Басқа жағынан жоғарыда айтылған “триггерлi” механизмнiң келтiрiлуi,
авторлардың айтуы бойынша тиiс және гомогендi фотохимия теориясы түсiндiре
алмайтын жоғары ендiктерде ОСО-ң 10% дейiн [43] көбеюi табылғанын ГКЛ
ағындарының Форбуш-төмендеуiне әкеледi.
Ғарыштық сәулелердiң вариациясы мен күн протондарының тұтануын орта
атмосфера мен күн белсендiлiгiн байланыстыратын ең маңызды агенттердiң бiрi
деп есептеуге болады. Мүмкiн болатын байланыс механизмдерiнiң бiрi бойлық
бұлттардағы мұзды бөлшектердiң өсуi мен энуклеация сияқты микрофизикалық
құбылыстарға әсер ететiн стратосферада иондалудың өзгерiсiмен болжанады.
Кейбір СПС уақытында НО мөлшері қатты үлкейеді, НО-ның өмір сүру уақыты
өте қысқа – орташа атмосферадағы уақыттарға жақын. NO активті азотқа
келетін болсақ, онда оның үлкеюі оқиғадан кейін айлар өтсе де көрінеді.
Үлгілі есептеулердің нәтижелерін “Нимоус-4” серігінде бақыланған озонның
мәліметтерімен салыстыру уақыттық жүрістегі және 1972 ж. тамыздағы және
одан кейін екі ай бойындағы жеткілікті жарқыл үшін орташа стратосферадан
озонның азаюы мөлшерінде жақсы келушілік көрсетті. 1972 ж. тамыздағы
жоғарғы ендіктерде ОСО-ның азаюы мезгілдердің әртүрлілігімен: оңтүстік
орташа ендіктерге стратосфералық озон солтүстіктегіге қарағанда көп
өзгеретінімен байланысты жартышарлар арасындағы елеулі айырмашылықтар
кезінде 1% - тен аса болу керек екндігін есептеулер көрсетті.

[49] жұмыста бірөлшемді, ал [50] –де – атмосфераның радиациялы-
фотохимиялық үлгілер көмегімен 2 қыркүйек 1971 ж., 4 тамыз 1972 ж. күннің
протоды жарқыл әсерлі қарастырылды. Озондарға NO сияқты, НО- ң да әсері
ескеріледі. Есептелген әсер 40-45 км биіктіктерге озонның құрамының азаюы
үшін 20% -ды және екі өлшемді үлгі бойынша солтүстік жартышардағы А=40-50
км биік ендіктерге суытылуы үшін ~ 50 К-ді құрады. Бірөлшемді үлгі бірнеше
үлкен әсер береді.
[51] жұмыста орташа атмосфераның екі өлшемді химия мен динамика үлгісі
NO құрамын есептеу үшін және озонның концентрациясына және 1989 ж. тамыз -
желтоқсан арасында СПС нәтижесіндегі температураға олардың әсері
қолданылды. Қазанның алғында Күнмен жарықталынған оңтүстік полярлы
төбесінде NO-ның бар болуы вертикаль бағанада құрамының 55% - ға үлкеюі
кезінде 60 км-ге жақын жерде 20 есе үлкеюі керек еді. Озонның азаюы 40 км.
маңайында 20% -ды, ал атмосфераның салқындауы – 3 - 3,50 К-ді құрау тиіс
еді. Солтүстік жарты шардағы әсер оқиғаның максималь фазасындағы күннің
жарықталынуы болмағандықтан аз болуы күтілді.
Атмосферамен әсерлесу нәтижесіндегі КЛ-мен қалыптасқан азот пен
сутегінің қышқылдарымен озонның бұзылуын зерттеулермен қатар, КЛ-дің
озонның қалыптасуын игеру бойынша жұмыстар бар. Осылай, [52-53]-те салынған
дәуірлер әдісімен солтүстік жартышардағы орташа ендікті озонметрлі
станциялардың желілерінің мәліметтері негізінде ГКЛ-дің Форбуш төмендеулері
тіркелетін нейтронды компоненталардың интенсивтіліктерінің төмендеуімен
синхронды өтетін, ОСО-ның төмендеуін шақыратыны және өлшемі бойынша бірнеше
пайызға жететіндігі көрсетілген. 9-11 тәуліктен кейін ұйтқудың оң фазасы
келеді; бұл уақытта ОСО үлкейеді. Осымен байланысты [54-55] жұмытарға
бағыттаймыз, мұнда озонның қалыптасу көздерінің бірі ретінде КЛ
протондармен молекулярлы оттегінің радиолизі (диссоциациясы) ұсынылады.
[54] –те радиолиз механизімін солтүстік жартышардағы көктемгі полярлы
стратосферада озонның тығыздығының таралуын вертикаль қырында екінші ретті
максимумның пайда болуын түсіндіре алатын есептеу нәтижелері келтірілген.
СКЛ және ГКЛ-мен негізделген, озонның жалпы құрамының ұзақ уақыттық
өзгеруі [56-57] жұмыстарға регрессивті әдіс және барлық әлемдік жер
бетіндегі желілі станцияларда алынған ОСО туралы мәліметтерді пайдалану
көмегімен зерттелген. Талдау кезінде регрессорлар ретінде “метеор” серіктер
жүйесінің, Күннің радиосәулелену және стратосферада Солтүстік шардың
бірнеше бөлімінде өлшенген ГКЛ-дың интесивтілігі көмегімен алынған, күннің
протондар ағындары туралы мәліметтері пайдаланылған. Күннің қуатты
жарқылдарында (1972, 1989 және 1991 ж. ж.) ОСО-ның орташажылдық мәндерінің
табылған баға берулері 450N-нан жоғары ендіктер үшін теріс және төмен
еңдіктерге оң. Осылайша, төмен ендіктердегі СПС жылдарында озонның үлкеюі
қосымша механизмдерді қатыстыруды талап етеді. Стратосферада өлшенген, ГКЛ
вариациясында ОСО-ның баға беруі құрамында күннің дақтарының циклінде
антифазалы периодты компонентасы сияқты, 1% күннің цикліне жақын ГКЛ
стратосферасында өлшенген интенсивтіліктің трендімен байланысты теріс тренд
те бар. Бұл аса үлкен емес өлшем, бірақ қазіргі уақытта бақыланатын озонның
тренд өлшемімен салыстырмалы.
Ғарыштық сәулелердің интенсивтілігі мен атмосфера құрамында озонның бар
болуы аралығындғы оң корреляция [51] –де КЛ интенсивтілігінің жүрісінен
шамамен 1 жылға кешігетін озон құрамындағы өзгерісі белгіленген. Бұл Жердің
озоносферасының тегінің аэрозольді гипотезасы пайдасына айғақтайтыны
жорамалданады. [59,60] үлгілік есептеулер көрсеткендей, ГКЛ антакритарлық
озонды “тесік” үлгілерінің бақылаулармен келісімін жақсарта, полярлы қыс
пен көктем уақытында елеулі рөл атқарады.
Және, ақырында еске түсіретін тағы бір орташа атмосфераны құрайтын
белсенді аз химиялы қалыптасукөзін нұсқау керек. Әңгіме биік ендіктерге
Жердің магнитосферасынан шашырайтын, протондар мен релятивті электрондар
туралы болып жатыр. [32,33,49,50] –ге сәйкес, шашырылатын бөлшектердің
әсері тек мезосферада байқалады. Дегенмен, [31,37] авторлары екі өлшемді
үлгі көмегімен есептеулер негізінде, шашырайтын релятивті электрондар
стратосферада НО және NO-ң тұрақты көздері болып табылады деген қорытындыға
келген. Олардың ойлары бойынша, дәл осы көздің варияциялары SAGE, SAGE-II
және SBUV тәжірибелік мәліметтерде шығарылған және түсіндірулерге ие
болмаған, 1979-1985 ж.ж.-да стратосфералы озонның глобальді құрамының ұзақ
уақыттық варияцияларын түсіндіреді.
Осылайша, жүргізілген шолу озонның қиыншылығына галактикалық КИ және
СПС мәндері үлкен және тәжірибелі сияқты, теориялық аспектілерде, әсіресе,
жоғары ендіктерде тыңғылық меңгеруге лайық болады. Бүгін орташа
атмосфераның аз химиялық құраушыларына ғарыштық сәлелердің әсерінің
қиыншылығы бойынша зерттеулер озоносфераның физика мен химияның өз бетінше
бағытталуға дайындалады деп бекітіледі. Тәжірибелі сияқты, теориялық
зерттеулердің нәтижелері күннің протондық жарқылдары мен ГКЛ ағындардың
Форум-төмендеушілерінен протондардың ағындарының үлкею әсерлері азот пен
сутегінің қышқылдану химиясына және салдар сияқты, стратосферадағы озонның
құрамына елеулі әсер ететіні туралы айғақтайды, Күннің белсенділігінің 11-
жазғы циклында ГКЛ және СКЛ варияциялары полярлы аймақтағы [62,16] озонның
жалпы құрамының белгілі циклді варияцияларының сепеьтерінің біріболуы
мүмкін. Басқаша айтқанда, озонның көздері және ағындары ғарыштық сәлелермен
байланысқандар, теориялық модельдеуге сияқты, Жердің бетінен атмосфераға
келіп түсетін, химиялы белсенді газдардың табиғи және антропогенді
көздерін, Күннің ультракүлгін ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.