Факторы космического полета

Общий вид и изменения энергетических спектров потоков частиц радиационных полей изучается на основе спутниковых данных и обобщаются в моделях потоков частиц радиационных полей. Точность этих моделей и границы их применимости зависят от многих факторов космического полета, которые необходимо учитывать для прогнозирования радиационной опасности на КА во время его полета.
Эти факторы можно разделить на глобальные, из-за которых происходят изменения потоков во всем космическом пространстве, и локальные, которые зависят от особенностей траектории и конструкции КА.

Глобальные:

Происхождение радиационных полей
Солнечная активность
Дрейф магнитного поля Земли
Экранирующее свойство магнитосферы Земли (для частиц космических лучей)
Геомагнитные возмущения

Локальные

Перемещение космического аппарата в пространстве
Конструкция КА (защитные экраны)
Анизотропия потоков частиц и тень Земли

Происхождение радиационных полей

Основными источниками радиационной опасности на КА являются три наиболее мощных и достаточно хорошо изученных радиационных поля, которые отличаются своим происхождением и состоят из потоков частиц с отличными энергетическими спектрами.
Другие известные радиационные поля (ионы аномального компонента космических лучей, ионы захваченной радиации, электроны и протоны альбедо на низких высотах), состоят из более слабых потоков частиц и еще недостаточно изучены. Основная часть этих потоков состоит из частиц с энергией менее нескольких МэВ и поэтому их вклад в радиационную опасность на КА в основном должен быть связан с поверхностными эффектами.

В межпланетном пространстве существуют:

галактические космические лучи (ГКЛ), в состав которых входят протоны и ядра химических элементов;
солнечные космические лучи (СКЛ), в состав которых входят протоны и ионы химических элементов.

В околоземном космическом пространстве существуют:

радиационные пояса Земли (РПЗ), которые в основном состоят из электронов и протонов, захваченных магнитным полем Земли.

Потоки частиц космических лучей также проникают в магнитосферу Земли.

Пример энергетических спектров частиц на орбитах КА

Каждое радиационное поле имеет характерные особенности в энергетическом спектре потоков частиц, а соотношение между потоками частиц разных радиационных полей меняется в зависимости от траектории (орбиты) КА.

Солнечная активность

Пример солнечно- циклических вариаций потоков протонов РПЗ с Е=80-215 МэВ на разных дрейфовых оболочках L (Huston, S. L., 1996) (Источник)

    Влияние солнечной активности на потоки частиц РПЗ в основном проявляется на низких орбитах КА с высотой до 1000 км.
    Как видно из рисунка, с уменьшением солнечной активности (розовая кривая) поток протонов возрастает и, наоборот, уменьшается с увеличением солнечной активности.
    Объяснение этого эффекта связано с эффектом рассеяния захваченных частиц на атомах атмосферы, так как на этих высотах дрейфовые оболочки (имеющие параметр L <~1,2) , по которым движутся захваченные частицы, соприкасаются (по крайней мере частично) со слоями верхней атмосферы Земли. При этом захваченные частицы взаимодействуют с атомами атмосферы, рассеиваются на них и выбывают из потока. Эффект рассеяния и, следовательно, уменьшение потока захваченных частиц наиболее заметен в годы максимума солнечной активности (синие кривые), когда происходит наиболее сильное увеличение концентрации атомов атмосферы на конкретной дрейфовой оболочке из-за разогрева атмосферы. Естественно, этот эффект проявляется наиболее сильно на самой низкой дрейфовой оболочке
(L = 1.12) , которая проходит в наиболее плотных слоях атмосферы.

Пример солнечно- циклических вариации потоков ядер гелия ГКЛ с энергией 70-95 МэВ/нуклон и чисел Вольфа в зависимости от календарного времени.
Точки – экспериментальные данные спутника IMP-8.

    Влияние солнечной активности на потоки протонов и электронов РПЗ учитывается в эмпирических моделях этих потоков AP8 и AE8 ( D.M.Sawyer, J.I.Vette, 1979; J.I.Vette, 1991 ) и НИИЯФ (ГОСТ 25645.138-86 и ГОСТ 25645.138-86), которые устанавливают потоки для максимума и минимума солнечной активности. Однако, следует отметить, что эти часто используемые модели разрабатывались на экспериментальных данных, полученных в основном до 1980 г., и поэтому нуждаются в дальнейшем совершенствовании.
    Наибольшие потоки частиц ГКЛ в межпланетном пространстве наблюдаются в годы минимума солнечной активности. Это явление связывается с влиянием солнечной активности на состояние межпланетной среды (солнечного ветра), которая препятствует проникновению частиц, приходящих из Галактики в Солнечную систему.
    Влияние солнечной активности на энергетические спектры потоков частиц ГКЛ учитывает динамическая модель потоков ГКЛ НИИЯФ (ГОСТ 25645.150-90; Nymmik et al. 1995) и используемая в NASA модель Badhwar&O'Neill (1992).

Солнечно- циклические вариации потоков протонов СКЛ и чисел Вольфа в зависимости от календарного времени.

Пиковые потоки протонов СКЛ в зависимости от чисел Вольфа:

Влияние солнечной активности на величину потоков частиц СКЛ, появление которых носит дискретный и случайный характер, проявляется в увеличении частоты их появления с увеличением солнечной активности (левый рисунок). Поэтому, при одной продолжительности полета вблизи максимума или минимума солнечной активности вероятность появления событий СКЛ выше во время максимума СА. При этом следует подчеркнуть, что вероятность появления одного события СКЛ одинаковой величины от солнечной активности практически не зависит (правый рисунок).
В настоящее время для прогнозирования потоков (флюенсов) протонов СКЛ в зарубежной практике наиболее широко используется модель JPL91 (Feynman, J. et al., 1993), в которой отсутствуют потоки частиц СКЛ в течение 4-х лет вблизи минимума солнечной активности, а для прогнозирования пиковых потоков частиц (включая ионы) – модель CRÈME96 (Tylka A.J., et al. 1997) . В НИИЯФ МГУ для этих целей разработана вероятностная модель потоков протонов СКЛ (Ныммик Р.А., 1997; ГОСТ Р 25645.165-2001), которая прогнозирует потоки и пиковые потоки частиц для любого года цикла солнечной активности.

Сравнение потоков ГКЛ и СКЛ в межпланетном пространстве

    Особенно важную роль солнечная активность имеет для оценки радиационной опасности в межпланетном пространстве, где существуют только потоки частиц ГКЛ и эпизодически появляющиеся потоки частиц СКЛ.
    Сравнение энергетических спектров среднегодовых потоков протонов для периодов минимума и максимума солнечной активности показывает, что даже в периоды минимума солнечной активности потоки протонов с энергиями менее ~150 МэВ выше от СКЛ, чем ГКЛ. Этот экспериментальный факт заставляет пересмотреть существующее упрощенное представление о существовании «спокойного» периода в годы низкой солнечной активности, когда радиационная опасность для КА считается зависящей только от потоков частиц ГКЛ.
    Действительно, результаты расчета среднегодовой поглощенной дозы для минимума солнечной активности (используя приведенные энергетические спектры) показывает более высокий вклад в среднегодовую дозу от потоков протонов СКЛ, чем от потоков протонов ГКЛ, если эффективная толщина защиты на КА менее 3 г/см² (для максимума солнечной активности < 20 г/см²).

Дифференциальные энергетические спектры протонов (а) и поглощенные дозы (б), полученные по данным спутника IMP8 для периодов минимума (W < 40) и максимума (W >145) солнечной активности с 1965 по 1997 г.г.

Вековой дрейф магнитного поля Земли

За последние десятилетия дипольный момент магнитного поля Земли уменьшился и сместился его центр. Этот эффект привел к смещению силовых линий магнитного поля вблизи Земли и, как подтверждается экспериментальными данными, к изменению потоков частиц РПЗ на низких высотах (до 1000 км), особенно, на границе резкого падения (на высотах ~300 км) потоков захваченных частиц в области Южно-Атлантической аномалии.

Отношение потоков протонов с энергией более 40 МэВ, рассчитанное с использованием базы данных модели AP8MAX, для эпохи 1991 и 1970 г.г. над Бразильской аномалией на высоте 500 км. (Энциклопедия, 2000)

Энергетические спектры протонов на круговой орбите с высотой 500 км и наклонением 82 градуса, рассчитанные по модели для эпох 1970 и 2000 г.г.

Оценку изменившихся потоков частиц РПЗ можно выполнить используя базы данных моделей по потокам частиц, которые привязаны к геомагнитным координатам, и рассчитывая эти координаты для орбит с использованием существующих моделей современного геомагнитного поля.
Такие оценки, так же как и экспериментальные данные, дают основания предполагать, что потоки частиц для орбит на высоте ~400-500 км требуют уточнения в сторону их увеличения (приблизительно в 2-3 раза) по сравнению с потоками, которые были в эпоху 1960-70 г.г.
(Башкиров В.Ф., и др., 1998).

Проникновение космических лучей в магнитосферу Земли.
Функция проникновения частиц в точку

В соответствие с физическими законами движения заряженных частиц в магнитном поле, в данную точку, находящуюся внутри магнитосферы Земли, проникают не все заряженные частицы космических лучей. Часть из них отражается обратно. Для оценки этого эффекта вводится понятие эффективной жесткости геомагнитного обрезания R_c(X) для любой точки магнитосферы с координатами X. Эта величина равняется минимальной жесткости частиц, при которой они еще могут проникнуть в данную точку. Она рассчитывается методом прослеживания траектории частиц с использованием моделей магнитного поля Земли и существуют упрощенные методики ее расчета для любой точки магнитосферы.
Чтобы определить поток частиц космических лучей Ф_z(E,X) в каждой точке околоземного космического пространства с координатами X, вводятся функция проникновения ψ(R_z,X) в точке X, которая зависит от жесткости частицы R_z

где A_z и Q_z − массовое число и заряд частицы, Е − энергия на нукелон, m − масса протона.

где R_c(X) − эффективная жесткость обрезания.
Поток заряженных частиц в магнитосфере в точку X

Из-за сложной конфигурации магнитного поля жесткость геомагнитного обрезания меняется вдоль орбиты КА и от витка к витку. При этом существуют витки с минимальной и максимальной жесткостью обрезания («открытые» и «закрытие» витки), на которые, соответственно, проникают или не проникают частицы из низкоэнергетичной части спектра.

Эффективная жесткость геомагнитного обрезания на орбите станции «Мир» в зависимости от времени полета

Накопление поглощенной дозы на станции «Мир при возникновении событий СКЛ в июле и ноябре 2000 г. в зависимости от времени с момента появления потоков СКЛ вблизи Земли

Наиболее заметно этот эффект проявляется на низких орбитах КА в периоды появления потоков СКЛ вблизи орбиты Земли: поглощенная доза на КА растет только тогда, когда его полет проходит на «открытых» витках орбиты.

Проникновение космических лучей в магнитосферу Земли.
Функция проникновения частиц на орбиту

Для расчета энергетического спектра потока частиц космических лучей на орбите КА Ф_{z
орб}(E) вводят функцию проникновения на орбиту ψ(Rz) для частиц с жесткостью R_z, которая является усреднением функций проникновений ψ(Rz,X), рассчитанных для каждой координатной точки витков орбиты за время полета КА T (значительно превышающее период орбиты).

Энергетический спектр потока частиц космических лучей на орбите

Методика расчета функции проникновения космических лучей для практических приложений разработана в НИИЯФ (Ныммик Р.А., 1990; 1991) на основе широко используемой модели магнитного поля (Tsyganenko N. A. , 1989).

Геомагнитная активность. Пример распределения потоков электронов в РПЗ, зарегистрированных на спутнике SAMPEX
до и после магнитной бури 9-10 января 1997 г.

Существует достаточно экспериментальных данных, которые указывают на влияние эпизодически возникающих кратковременных (сутки) геомагнитных возмущений на изменение потоков частиц в магнитосфере Земли с последующим их возвращением к стационарному состоянию. Однако количественная связь этих вариаций с индексами возмущенности магнитосферы (или иными характеристиками возмущенности магнитосферы) до сих пор не изучена на количественном уровне, чтобы можно было учитывать этот фактор при прогнозировании радиационной опасности на КА.

Перемещение космического аппарата в пространстве. Пример распределения потоков протонов

При движении КА радиационное окружение вокруг него постоянно меняется из-за неоднородного распределения потоков частиц радиационных полей в космическом пространстве. Особенно резкие изменения потоков частиц, воздействующих на КА, происходят на околоземных орбитах с высотой менее 1000 км. Например, приведенное на рисунке распределение потоков протонов на высоте 710 км показывает, что на этой высоте КА будет попадать в поток протонов РПЗ только на участках орбиты, проходящих над областью Бразильской аномалии.

Примеры расчетных зависимостей потоков протонов (сплошные кривые)

Расчеты с использованием моделей потоков протонов и электронов РПЗ показывают, что на орбите МКС наблюдается сильное возрастание потоков частиц РПЗ в течение ~5-10 мин (период орбиты ~100 мин.), когда витки орбиты проходят над Бразильской аномалией. На высокоэллиптической орбите резкое возрастание потоков частиц наблюдается в течение 2-3 часов (период орбиты ~12 час.), когда полет КА проходит вблизи перигея орбиты. В этих случаях КА пересекает область очень высоких потоков протонов РПЗ, которые находятся на высотах
~2500-3500 км.

Орбита МКС, 400-450 км, 51 град.

Высокоэллиптическая орбита
500-40000 км, 63 град.

Перемещение космического аппарата в пространстве.
Примеры изменения частоты сбоев в микросхеме памяти (объем 16М)
в зависимости от времени полета КА

Оценка пиковых возрастаний потоков частиц на околоземных орбитах важна для прогнозирования частоты одиночных случайных сбоев в элементах микроэлектроники, особенно, в бортовых системах управления КА.

Графики на слайде показывают расчетные значения частоты сбоев в зависимости от времени полета КА, находящегося в радиационных условий трех видов:

В обычных условиях (зеленые кривые) КА находится 95-98% времени своего полета и на него воздействуют только потоки частиц ГКЛ и РПЗ.
В особых условиях (фиолетовые кривые) к ним прибавляются потоки частиц большого события СКЛ, которые появляются ~10-15 раз в течение цикла солнечной активности и у которых поток протонов с энергией >30 МэВ превышает поток протонов ГКЛ на ~2 порядка.
В экстремальных условиях (красные кривые) предполагается появление очень большого потока частиц СКЛ, который обычно появляется 2-3 раза в течение цикла солнечной активности.

На орбите МКС и ССО существуют «пиковые всплески» частоты сбоев во время полета КА. В обычных радиационных условиях это объясняется неравномерным распределением (резкими повышениями) потоков частиц РПЗ и ГКЛ на отдельных участках орбиты. Эти всплески наблюдаются в «опасных зонах», когда КА пересекает область повышенных потоков протонов РПЗ в районе Бразильской аномалии. В особых и экстремальных условиях появляются еще и дополнительные «пиковые всплески» частоты сбоев, связанные с проникновением потоков частиц СКЛ на эти орбиты (на орбите МКС только на отдельных «неэкранированных» витках).
На ВЭО в обычных радиационных условиях два близко расположенных «пиковых всплеска» частоты сбоев наблюдаются в двух близко расположенных «опасных зонах» во время пересечения КА областей высоких потоков протонов РПЗ. Всё остальное время полета КА на ВЭО, также как и весь полет КА на ГСО, проходит в условиях воздействия потоков частиц ГКЛ (в обычных радиационных условиях) или потоков частиц ГКЛ и СКЛ (в особых или экстремальных радиационных условиях).

Конструкция КА (защитные экраны)

Энергетические спектры протонов и вторичных нейтронов, возникающие за защитой при воздействии протонов ГКЛ и СКЛ.

    Большинство систем КА располагаются внутри КА и воздействующие на них потоки частиц отличаются от потоков частиц «открытого космоса» из-за защитных свойств корпусов и «затенения» конструкционным оборудованием КА. При этом к трансформированным потокам частиц космического излучения добавляются дополнительные потоки вторичного излучения (тормозного излучения, нейтронов), которые возникают из-за взаимодействия частиц космического окружения с веществом защиты.
    Задача определения энергетических спектров потоков частиц, которые необходимы для оценки радиационной опасности внутри КА, при современном развитии компьютерной техники может быть решена (по крайней мере в хорошем приближении) для каждого КА. При этом необходимо знать конструкционные особенности КА (геометрическую форму, компоновку оборудования, материалы) и учесть все многообразие процессов торможения и рассеяния частиц в веществе. Для этих целей используют программы транспортного переноса частиц через вещество, учитывающие торможение и рассеяние частиц, а также возникновение вторичных излучений. Например, эту цель преследует программа, созданная большим интернациональным коллективом ученых. Из отечественных программ такие функции может выполнять программа SHIELD (Dementyev A., Sobolevsky N. 1999)
    Однако создание программ и определение потоков частиц за геометрически сложной защитой - трудоемкая задача. Поэтому на практике для прогнозирования характеристик радиационного окружения обычно рассматривается защита простой геометрической формы (сфера, плоская пластина) из алюминия (основной конструкционный материал КА), толщину которой можно рассматривать в качестве эффективной толщины защиты вокруг данного объекта. При этом нередко сразу же вычисляются характеристики радиационной опасности. Например, для расчета поглощенной дозы такой программой является программа SIELDOSE (Seltzer S.M., 1997), широко используемая для определения поглощенной дозы от прошедших за защиту электронов и протонов.

Выводы

В околоземном космическом пространстве существуют высокоэнергичные потоки частиц РПЗ, ГКЛ и СКЛ, которые необходимо учитывать при прогнозировании радиационной опасности на КА.
Разработанные модели устанавливают энергетические спектры сглаженных (усредненных за несколько месяцев) потоков частиц с учетом влияния солнечной активности и позволяют прогнозировать вариации этих потоков, связанные с изменением положения КА в пространстве.
Существующие ядерно-физические данные позволяют рассчитывать характеристики радиационной опасности для материалов и приборов, расположенных за защитными экранами внутри КА.