Введение

    Потоки галактических космических лучей (ГКЛ) при энергиях менее 60 ГэВ, наблюдаемые в межпланетном пространстве, претерпевают существенные изменения в окрестностях Земли из-за воздействия геомагнитного поля. Теория движения заряженных частиц в дипольном магнитном поле, разработанная Штермером [1], позволяет понять и качественно описать основные закономерности проникновения космических лучей в магнитосферу Земли. В более реалистических моделях геомагнитного поля, учитывающих недипольный характер главного магнитного поля и влияние межпланетного магнитного поля и солнечного ветра, исследование движения заряженных частиц проводится путем численное интегрирование уравнения движения, а также на основе анализа экспериментальных данных.
    Потоки ГКЛ, проникающие в магнитосферу, являются постоянно действующим фактором, влияющим на радиационную обстановку в околоземном космическом пространстве. Другим фактором являются спорадически возникающие потоки солнечных космических лучей (СКЛ), генерируемые во время вспышек на Солнце. Хотя спектры СКЛ существенно мягче спектра ГКЛ, при энергиях до 100 МэВ потоки СКЛ зачастую превосходят потоки ГКЛ на несколько порядков, создавая значительный радиационный фон на высоких широтах. При определенных условиях потоки СКЛ могут воздействовать и на Международную космическую станцию.
    Геомагнитные эффекты также используются для исследования характеристик СКЛ, при этом геомагнитное поле играет роль своеобразного магнитного спектрометра.

Спектр галактических и солнечных космических лучей

    Потоки ГКЛ в межпланетном пространстве практически постоянны, изотропны и испытывают в области энергий меньше 20 ГэВ модуляцию, связанную с 11-летним циклом солнечной активности. Природа этой модуляции в принципе подобна природе явления, рассматриваемого в настоящей главе, и связана с рассеянием космических лучей магнитной структурой (в данном случае – Солнечной системой с ее магнитным полем). Дифференциальный спектр протонов ГКЛ, имеющий при высоких энергиях показатель -2.7, приведен на рисунке. Протоны составляют более 90% частиц ГКЛ, ядра гелия – около 7%, остальное приходится на более тяжелые элементы. В составе ГКЛ наблюдаются ядра вплоть до железа. Спектры различных элементов примерно подобны. 
    Появление потоков СКЛ связано с солнечными вспышками, при этом характеристики отдельных событий могут отличаться друг от друга интенсивностью, спектром и временным профилем. На этом же рисунке показан спектр СКЛ, измеренный сетью наземных нейтронных мониторов вблизи максимума мощной солнечной вспышки 28.10.2003 г. [2]. Такие мощные вспышки наблюдаются довольно редко (всего их зарегистрировано несколько десятков), обычно потоки СКЛ существенно меньше, а спектры мягче. На основании многолетних измерений верхняя граница СКЛ оценивается как 15 ГэВ.
    При энергиях выше 60 ГэВ геомагнитное поле не препятствует проникновению частиц, и необходимо учитывать лишь экранирование самой Землей.

Геомагнитное поле

Модели поля:

1. Смещенный и наклоненный диполь.
   Магнитный момент ~8·10¹⁹ Гс·м³.
   Центр диполя смещен относительно центра Земли на ~ 400 км.
   Магнитные полюса - 75° с.ш., 101° з.д.
   и 66° ю.ш., 141° в.д.
2. Поле IGRF.
3. Поле внешних токовых систем – модели Цыганенко.
4. Граница магнитосферы – параболоид вращения.

Магнитосфера Земли

    Магнитосфера Земли представляет собой сложный физический объект, формирующийся в результате взаимодействия собственного магнитного поля Земли, межпланетного магнитного поля и сверхзвукового потока солнечного ветра. Кроме того, внутри магнитосферы существуют потоки заряженных частиц, в свою очередь генерирующих магнитные поля.
    Собственное магнитное поле Земли (поле внутренних источников) может быть описано с помощью разложения по сферическим гармоникам, коэффициенты разложения определяются по данным наземных измерений [3]. Геомагнитное поле с течением времени постепенно уменьшается, а координаты магнитных полюсов медленно изменяются. В настоящее время общепринята модель IGRF (International Geomagnetic Reference Field), позволяющая вычислять геомагнитное поле на заданную эпоху в интервале 1945-2010 гг. В самом грубом приближении геомагнитное поле может рассматриваться как поле диполя с магнитным моментом порядка 8∙10¹⁹ Гс∙м³. Центр диполя смещен относительно центра Земли на ~ 400 км, а ось наклонена так, что она пересекает земную поверхность в точках с координатами 75° с.ш., 101° з.д. и 66° ю.ш., 141° в.д. Вклад от мультипольных членов быстро убывает с увеличением расстояния от Земли.
    На расстоянии в несколько радиусов Земли влияние внутримагнитосферных токовых систем становится сопоставимым с полем диполя, кроме того, существенно сказывается деформация магнитосферы солнечным ветром, приводящая к сжатию в направлении к Солнцу и вытягиванию в антисолнечном направлении. В настоящее время наиболее часто используются различные варианты моделей, разработанных Н.А. Цыганенко (Tsyganenko) и построенных на интерполяции и обобщении большого числа экспериментальных данных – измерений геомагнитного поля в различных точках и при различной геомагнитной возмущенности [4-7]. На предыдущем рисунке показано меридиональное сечение магнитосферы, рассчитанное с использованием этой модели. В первой версии (модель Цыганенко-89) геомагнитная возмущенность описывалась единственным параметром – Kp-индексом. В более поздних версиях моделей Цыганенко в качестве параметров дополнительно используются величина Dst-вариации, а также значения скорости и плотности солнечного ветра и напряженности межпланетного магнитного поля. Примерно такой же набор параметров используется и в параболоидной модели Алексеева [8].
    Для расчетов проникновении космических лучей в магнитосферу Земли необходимо определить внешнюю границу магнитосферы, которую можно представить в виде параболоида вращения, параметры которого зависят от параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля [9]. В хвостовой части границу магнитосферы можно представить как часть сферы с радиусом 30 радиусов Земли. Следует заметить, что с точки зрения рассматриваемой задачи точность определения границ магнитосферы и их вариации не критичны.