Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://cosmos.msu.ru/kafedra/zadacha_praktikuma.doc Дата изменения: Mon Oct 21 13:08:41 2013 Дата индексирования: Thu Feb 27 20:31:07 2014 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: solar corona

ВАРИАЦИИ ВНЕШНЕГО РАДИАЦИОННОГО ПОЯСА ЗЕМЛИ ВО ВРЕМЯ ГЕОМАГНИТНЫХ
ВОЗМУЩЕНИЙ
И.Н. Мягкова
(irina@srd.sinp.msu.ru)

Цель данной задачи - изучение методики исследования вариаций потоков
релятивистских электронов внешнего радиационного пояса Земли (ВРПЗ) во
время магнитных бурь разной интенсивности по данным геостационарных ИСЗ. В
задаче используются данные ИСЗ «ЭЛЕКТРО-Л ?1» и «GOES-13», имеющих
геостационарную орбиту. Для выполнения задачи необходимы навыки работы с
данными космофизических экспериментов в Интернете, а также владение какой-
либо программой для обработки цифровых данных и построения графиков
(например, Exсel, MatLab, Statistica). Данная задача может быть
рекомендована студентам физических факультетов университетов и других ВУЗов
(в рамках общего ядерного практикума).

Внешний радиационный пояс Земли: структура, история открытия

Радиационные пояса Земли (РПЗ) - это внутренние области магнитосферы
Земли, в которых геомагнитным полем удерживаются заряженные частицы -
протоны, электроны, альфа-частицы [1].
В первом приближении РПЗ представляют собой тороид, в котором можно
выделить две области (см. рис. 1): внутренний и внешний радиационный пояс,
между внутренним и внешним радиационными поясами существует зазор. Состав
частиц внешнего и внутреннего РПЗ различен: во внутреннем поясе протоны и
электроны, во внешнем - электроны. Положения нижней границы радиационного
пояса зависит от географической долготы - над Атлантикой возрастание
интенсивности потоков заряженных частиц начинается на высоте 500 км, а над
Индонезией на высоте 1300 км.
[pic]
Рис. 1.
Как показывают экспериментальные измерения, электроны с энергией > 100
кэВ регистрируются как во внутреннем, так и во внешнем РПЗ. Для протонов
аналогичная структура не наблюдается. Причина такого пространственного
распределения энергичных заряженных частиц будет рассмотрена ниже.

История открытия
Во время первых полетов искусственных спутников Земли (ИСЗ) были
обнаружены области с повышенными потоками энергичных заряженных частиц,
которые были названы поясами Ван-Аллена на Западе или радиационными поясами
в СССР. Ответ же на вопрос о том, кем - русскими или американцами - были
открыты радиационные пояса Земли, так и остался неоднозначным.
Вот хронология событий, изложенная В. Темным в работе [2].
С 3 ноября 1957 г. на втором советском искусственном спутнике Земли с
апогеем орбиты - 1671 км и углом ее наклона i=69,3њ, гейгеровскими
счетчиками, установленными группой С.Н. Вернова, регистрировался плавный
рост потока космических лучей c увеличением широты. Неожиданно на его фоне
был зарегистрирован кратковременный всплеск интенсивности заряженных
частиц. И хотя тогда авторы эксперимента объяснили его приходом к Земле
энергичных частиц от Солнца, сейчас ясно, что это был первый в истории
случай регистрации частиц радиационных поясов. Но на основании этого
единичного факта такой вывод сделан не был.
С 1 февраля 1958 г. экранированный гейгеровский счетчик, установленный
группой Ван Аллена на борту первого американского спутника «Эксплорер-1»,
начал регистрировать энергичные заряженные частицы. Неожиданно было
обнаружено, что на больших высотах у экватора и над Южной Америкой его счет
прекращался полностью, причем не регистрировались даже космические лучи,
присутствующие всегда.
Начиная с 26 марта 1958 г. это явление стало фиксироваться таким же
прибором на спутнике «Эксплорер-3». Запоминающее устройство спутника
регистрировало показания счетчика вдоль каждого витка. Анализируя эти
записи, сотрудник Ван Аллена, Карл Мак-Илвайн, пришел к выводу, что
регистрировавшееся и ранее на «Эксплорер-1», и теперь отсутствие показаний
вызывалось не отсутствием заряженных частиц, а перегрузкой ими прибора.
Авторы эксперимента определили, что нулевые показания детектора
соответствовали реальным скоростям его счета более 300 тысяч импульсов в
секунду, т.е. на три-четыре порядка превышающей интенсивность космических
лучей. Фраза «Боже мой, космос радиоактивен!», произнесенная Эрнстом Реем -
коллегой Мак-Илвайна весною 1958 года ознаменовала начало эры радиационных
исследований космического пространства.
Таким образом, мы видим, что формально приоритет в регистрации частиц
внешнего РПЗ принадлежит советским исследователям, но зарегистрировать, не
объяснив природу явления, еще не значит открыть, и, следовательно, встает
вопрос об интерпретации.
1 мая 1958 г. в своем докладе на совместном заседании Национальной
Академии наук и Физического общества США Ван Аллен связал высокие уровни
скоростей счета гейгеровских счетчиков на спутниках «Эксплорер-1 и -3» с
наблюдавшимися ранее потоками электронов в зоне полярных сияний. Он заявил,
что «не может быть, чтобы частицы имели энергии порядка миллиардов
электронвольт». То есть, на тот момент ученый считал, что экранированные
счетчики регистрировали только тормозное излучение электронов малых
энергий, отвергая тем самым возможность того, что наблюдавшиеся частицы
могли быть протонами. То есть самая первая интерпретация результатов
эксперимента была неверной, как у советских физиков, так и у их
американских коллег. Естественно, и попытки понять обнаруженный феномен, и
экспериментальные измерения были продолжены обеими сторонами.
15 мая 1958 г. был запущен III советский ИСЗ (i=65,2њ, высота апогея
1880 км в южном полушарии). Сцинтиляционные детекторы, установленные на
нем, зафиксировали гораздо более интенсивные потоки заряженных частиц, чем
гейгеровские счетчики спутников «Эксплорер-1 и -3» и впервые позволили
установить, что наблюдаемые потоки заряженных частиц состоят именно из
протонов с энергиями порядка 100 МэВ. Сотруднику С.Н. Вернова, будущему
академику А.Е. Чудакову удалось выделить из показаний детектора, полученных
над территорией СССР в приполярной зоне (на широтах около 60њ), постоянно
присутствовавшее тормозное излучение от потоков электронов с Ее = 100 кэВ.
Чудаков установил, что с ростом высоты зона регистрации этих потоков
смещается к низким широтам вдоль геомагнитных силовых линий. Этот
результат, по всей видимости, следует считать первой достоверной
регистрацией электронов внешнего радиационного пояса.
Результаты спутниковых исследований советских и американских ученых
были широко представлены на Пятой Ассамблее Специального комитета
Международного Геофизического Года (МГГ). В.И. Красовский объяснил
возможность захвата геомагнитным полем наблюдавшихся на Третьем ИСЗ
интенсивных потоков электронов с энергиями в 10-20 кэВ, А.Е. Чудаков
сообщил, что в узкой приполярной зоне постоянно присутствуют потоки
электронов с Ее ( 100 кэВ, С.Н. Вернов и А.И. Лебединский ввели понятие
«земное корпускулярное излучение», относящееся к протонам от ?-распада
нейтронов альбедо, создаваемых космическими лучами в атмосфере Земли. В
докладе Ван Аллена, зачитанном его сотрудником Э. Реем, природа излучения в
низкоширотной зоне связывалась с электронами, ранее наблюдавшимися над
зоной полярных сияний. Самим Ван Алленом на Ассамблею была прислана
телеграмму со свежими результатами наблюдений со спутника «Эксплорер-4»,
запущенного 26 июля на орбиту с наклонением около = 51њ. Эти данные
дополнили содержание его доклада, не изменив выводов о природе
регистрировавшихся частиц: «...общая ситуация подобна ранее наблюдавшейся.
Интенсивность излучения возрастает в несколько тысяч раз между 300 и 1600
км с быстрым началом роста около 400 км высоты...».
Но исследователям оставалось еще доказать, что заряженные частицы,
«накопленные» в геомагнитной ловушке поле, могут дрейфовать в азимутальном
направлении. Сделать это могли только эксперименты с инжекцией заряженных
частиц в геомагнитную ловушку. Такими экспериментами стали высотные ядерные
взрывы, проведенные США в августе - сентябре 1958 г.
1 августа 1958 г. в 10 ч 50 мин 05 с мирового времени (UT) в условиях
полной секретности над островом Джонстон (169њ з. д., 17њ с. ш.) на высоте
76,8 км США произвели термоядерный взрыв «ТИК».
10 августа 1958 г. - через сутки после окончания 5 Ассамблеи МГГ в
«Нью-Йорк Таймс» появилось сообщение о предстоящих высотных ядерных взрывах
«Аргус» над Южной Атлантикой.
11 августа 1958 г. в редакцию поступила статья С.Ф. Зингера, в которой
он впервые ввел понятие «радиационный пояс Земли». Автор представлял его
как полость, заполненную заряженными частицами, которые совершают
вращательные, колебательные и дрейфовые движения относительно силовых линий
геомагнитного поля.
12 августа 1958 г. над о. Джонстон в 10 ч 30 мин 08 с UT на высоте
42,97 км был произведен второй термоядерный взрыв «Орендж». В этот же день
в редакцию журнала поступила вторая статья С.Ф. Зингера о радиационном
поясе.
Исходя из всего вышеизложенного, с очевидностью следует, что ответить
на вопрос о приоритете первооткрывателей точнее всего можно словами самого
Дж. Ван Аллена из его письма в журнал «Тайм» 1959 г.: «...вклады
американских и советских исследователей в понимании огромной радиационной
области перемежались за последние 15 месяцев». То есть следует признать,
что исследования советских и американских ученых дополняли друг друга.

Движение заряженных частиц в геомагнитной ловушке - роль
адиабатических инвариантов
Как уже говорилось выше, радиационные пояса Земли являются следствием
существования геомагнитной ловушки, то есть наличия у Земли магнитного
поля. Об устойчивом (или стабильном) говорят, в случае если частица
благодаря магнитному дрейфу огибает магнитосферу не меньше одного раза по
замкнутой дрейфовой оболочке. Достаточным условием для этого является
сохранение первого, второго и третьего адиабатических инвариантов. Области
устойчивого захвата - это и есть радиационные пояса Земли.
В общем случае, адиабатические инварианты - физические величины,
остающиеся практически неизменными при медленном (адиабатическом, то есть
значительно превышающие характерные периоды движения системы), но не
обязательно малом изменении внешних условий, в которых находится система,
либо самих характеристик самой системы. Существование РПЗ напрямую связано
с тремя адиабатическими инвариантами.
На рисунке 2 схематически показана траектория движения заряженных
частиц под действием силы Лоренца в геомагнитном поле.
[pic]
Рис.2.
Данное движение представляет суперпозицию трех независимых движений:
ларморовского вращения частицы в плоскости перпендикулярной магнитному
полю; колебания мгновенного центра вращения (ведущего центра) вдоль силовых
линий между точками отражения и дрейфа ведущего центра вокруг Земли [1,3].
Каждое из указанных периодических движений может быть адиабатическим,
если в данной области магнитосферы Земли характерное время изменения
магнитного поля много больше периода вращения частицы заданной энергии и
пространственные неоднородности поля достаточно малы по сравнению с
характерными размерами вращения. В отсутствии возмущений и при определенном
соотношении параметров магнитного поля и частиц устанавливается
адиабатический характер движения и для каждой из составляющих сохраняются
неизменными определенные сочетания параметров, так называемые
адиабатические инварианты.

Внутренний пояс располагается внутри плазмосферы, в плоскости
геомагнитного экватора это высоты от 1000 км над поверхностью Земли и
примерно до 13000 км с максимумом потока протонов (E > 100 МэВ) порядка
10000 частиц/(см2 сек) на высоте 3500 км. Выше 13000 км и примерно до 65000
км располагается вешний радиационный пояс Земли с максимумом электронов (E
> 40 кэВ) порядка 500 000 000 частиц/( см2 сек ) на высоте около 16500 км
[1] (все приведенные значения являются приблизительными).

Геомагнитные возмущения
Поскольку внешний РПЗ испытывает сильные вариации во время
геомагнитных возмущений, рассмотрим природу данных явлений. Следует
разделять понятия «магнитная» и «магнитосферная буря. Магнитная буря - это
сильные возмущения магнитного поля Земли длительностью от нескольких часов
до нескольких суток, наблюдающиеся одновременно по всей Земле, причем
амплитуда возмущений возрастает с увеличением широты. Принято выделять три
основные фазы магнитной бури - начальную или первую, во время которой, как
правило, происходит резкое увеличением всех составляющих геомагнитного
поля, главную, характеризующуюся сильным уменьшением продольной
составляющей поля и фазу восстановления, название которой говорит само за
себя, то есть магнитосфера Земли приходит в исходное состояние.
Магнитосферная буря - это совокупность процессов, происходящих в
магнитосфере Земли во время магнитной бури. Во время бури происходит
деформация магнитосферы Земли, в частности, сильное поджатие границы
магнитосферы с дневной стороны, формируется кольцевой ток во внутренней
магнитосфере, резкие вариации потоков релятивистских электронов во внешнем
радиационном поясе Земли.
Источниками магнитных (а, следовательно, и магнитосферных) бурь
являются а) корональные выбросы массы, сопровождающие солнечные вспышки -
они вызывают спорадические возмущения; б) области взаимодействия потоков
быстрого и медленного солнечного ветра. В первом случае исходной причиной
бури можно считать вспышку, вызвавшую корональный выброс массы, во втором -
корональную дыру, являющуюся источником солнечного ветра. Исходя из
названной выше природы источников магнитных бурь, их можно разделить на
спорадические - вызываемые корональным и выбросами, и рекуррентные -
первоисточником которых являются корональные дыры.
Силу магнитного возмущения наиболее часто оценивают по двум
геомагнитным индексам - Dst и Кр. Усредненная по нескольким станциям
вариация магнитного поля получила название шторм-тайм вариации (storm-time
variation) или Dst. Индекс Dst, представляет собой максимальное отклонение
от спокойного уровня на контрольной цепочке магнитных станций на низких
широтах. Локальные возмущения в авроральной зоне (зоне полярных сияний)
характеризуются индексом К. Он пропорционален суммарной мощности магнитного
возмущения на данной магнитной станции за трехчасовой интервал суббури.
Глобальный (планетарный) индекс Кp и производный от него эквивалентный
амплитудный Аp используются для оценки геомагнитной активности в
авроральной зоне в целом.
В качестве примера геомагнитных возмущений на двух верхних панелях
рисунка 3 показан временной ход Dst и Кр-индекса с 30 мая по 12 июня 2013
года. Также на рис. 3 показан временной ход скорости солнечного ветра и
компонент межпланетного магнитного поля (ММП) по данным спутника ACE.
[pic]
[pic]
[pic]
[pic]
Рис.3.

Как можно видеть, за указанный период произошли две магнитных бури - с
максимальной амплитудой -120 нТ и -72 нТ и Кр 6.7 и 5.7, соответственно.
Первая из них была вызвана приходом высокоскоростного потока солнечного
ветра (СВ) из корональной дыры - Vsw (max)= 770 км/с (см. вторую снизу
панель рисунка 3). А вот во время второй бури, скорость СВ была всего 470
км/c, но Вz компонента ММП длительное время имела отрицательный знак, то
есть была направлена к югу, что является необходимым условием для передачи
энергии в системе «солнечный ветер - магнитосфера Земли», и следовательно,
развитием геомагнитных возмущений.
Классификация бурь по амплитуде Dst была предложена в работе [4] -
слабые (weak) от -30 нT до -50 нT, умеренные (moderate) с Dst от -50 нT до
-100 нT, сильные (strong) - от -100 до -200 нT, очень сильные (severe) с
Dst от -200 до -350 нT и экстремальные (great) с Dst ниже -350 нT.

Динамика потоков релятивистских электронов на геостационарной орбите
во время геомагнитных возмущений
Радиационные пояса Земли, в особенности внешний РПЗ - система
динамическая система, его параметры - интенсивность, положение границ и
максимума существенно могут меняться в зависимости от состояния
межпланетной среды и от геомагнитной возмущенности. Внешний пояс
релятивистских электронов может испытывать весьма значительные
пространственно-временные вариации - на два порядка и более по
интенсивности потока. Причины этих вариаций в соответствии с современными
представлениями связаны с инжекцией частиц из хвоста магнитосферы,
локальным ускорением в геомагнитной ловушке, ускорению при взаимодействии
«волна-частица», потерями энергии и высыпанием электронов из поясов.
Процессы инжекции, ускорения и потерь релятивистских электронов (РЭ) во
внешнем РПЗ в разных геомагнитных возмущениях соотносятся по-разному, даже
во время бурь, близких по амплитуде (Dst-индекс), что приводит к большому
разнообразию наблюдаемых профилей потоков таких электронов (см. первую
панель сверху рисунка 4).
На ней представлен временной ход потоков релятивистских электронов с
энергиями выше 1.3 МэВ (красная линия) и выше 2 МэВ (черная линия),
измерявшийся на геостационарной орбите с 27 июня по 26 августа 2013 г в
экспериментах на КА GOES-13 (CША) и «Электро-Л ?1» (Россия).
GOES - Geostationary Operational Environmental Satellite - это
название серии спутников с геостационарной орбитой (высота около 36000 км),
принадлежащих американской национальной информационной службы спутниковых
данных об окружающей среде (NESDIS), обеспечивающих различные
метеорологические исследования - от прогноза погоды до отслеживания
штормов. На борту КА GOES установлена аппаратура, позволяющая
регистрировать потоки электронов с энергией выше 0.8 МэВ и выше 2 МэВ. В
настоящей задаче используются данные КА GOES-13, который был выведен на
орбиту 24 мая 2006 г., находящегося на 76 градусов западной долготы.
«Электро-Л» ? 1 - российский спутник гидрометеорологического
обеспечения второго поколения, также имеющий геостационарную орбиту,
разработанный в НПО имени Лавочкина для замены спутника «Электро» той же
орбитальной позиции 76њ восточной долготы. Он является первым из трёх
однотипных КА Электро-Л и входит в состав всемирной сети метеорологического
наблюдения
Как видно из рисунка 4, потоки РЭ в периферийных областях внешнего
пояса, то есть и на геостационарной орбите (ГСО, L ( 6.6), очень
чувствительны к вариациям параметров солнечного ветра, в частности скорости
солнечного ветра V(СВ) и ориентации межпланетного магнитного поля (ММП).
Для эффективной передачи энергии в системе «солнечный ветер-магнитосфера»
необходимо наличие отрицательной (южной) компоненты ММП Bz. Мы видим, что
за достаточно короткое время - несколько часов - поток релятивистских
электронов РПЗ может измениться более, чем на два порядка. Внешней причиной
этих изменений являются изменения условий гелиосфере, то есть параметров СВ
и ММП, которые, в свою очередь приводят к возмущениям геомагнитного поля и
внешнего РПЗ. На сегодняшний день типичная картина вариаций потоков РЭ во
внешнем РПЗ такова - потоки РЭ резко падают на главной фазе бури и
возрастают на фазе восстановления, причем чем выше энергия электронов, тем
медленнее происходит возрастание их потоков. Но уровень, до которого
возрастет поток РЭ на фазе восстановления, заранее точно предсказать
невозможно даже при известных параметрах изменений ММП и СВ, вызвавших
изменения в РПЗ. Согласно современным представлениям, например, [5], только
в 50% умеренных бурь происходит возрастание потоков РЭ, в четверти событий
поток РЭ по окончании фазы восстановления уменьшился и в четверти бурь
практически не изменялся.
На рисунке 4 можно найти примеры всех трех вариантов развития событий:
группа 1 - бури 10 июля, 4- 5 августа, 16 августа - возрастание потоков РЭ
по сравнению с добуревым, группа 2 - 6-7 июля и 14-15 июля - итоговое
падение потоков РЭ по сравнению с добуревым, и группа 3 - 18-19 июля -
поток РЭ внешнего РПЗ остался примерно на том же уровне. Однозначной и
очевидной связи разности добуревого и послебуревого потоков РЭ внешнего РПЗ
с максимальными амплитудами параметров ММП, СВ и геомагнитных индексов на
сегодняшний день не обнаружено. Это же видно и из рисунка 4 - события
группы 1, когда поток РЭ вырос по сравнению с добуревым, не отличаются от
групп 2 и 3 ни большей скоростью СВ, ни амплитудой Кр и Dst.
[pic]
[pic]
[pic]
[pic]
Рис. 4.

Поэтому попытки обнаружить устойчивые связи изменений потока РЭ ВРПЗ и
параметров ММП и СВ остаются весьма актуальными. Целью настоящей работы
является статистическое исследование связи вариаций потока РЭ ВРПЗ на
геостационарной орбите с параметрами ММП, СВ и геомагнитных индексов Dst и
Кр во время магнитных бурь.


Задание
Ч. I. Исследование геомагнитной обстановки

1. По данным наземных магнитных измерений, представленных на
http://swx.sinp.msu.ru/current.php в разделе «Анализ» (оригинальные
данные - http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dst_realtime/201301/index.html_)
для заданного преподавателем периода времени нарисовать временные
зависимости Dst и Кр индекса, скорости и плотности солнечного ветра,
вектора и Bz-компоненты межпланетного магнитного поля, а также потоков
релятивистских электронов ВРПЗ с энергией >1.3 МэВ и > 2 МэВ по данным КА
«Электро-Л ?1» и GOES-13.
2. В соответствии со стандартным критерием для амплитуд Dst-вариации
определить число сильных, умеренных и слабых геомагнитных бурь для
данного периода. Отдельно рассмотреть и добавить в массив данных события,
когда после возмущения в СВ и ММП наблюдался рост Кр выше 3 при
несущественных вариациях Dst. Используя данные о вспышках и корональных
дырах с сайта http://spaceweather.com/ за нужные даты , определить
предполагаемые источники наблюдавшихся геомагнитных возмущений.
3. Для отобранных бурь по данным эксперимента на КА АСЕ и по данным
наземных магнитных измерений, представленных на
http://swx.sinp.msu.ru/current.php в разделе «Анализ», заполнить таблицу
(первые восемь колонок) максимальных значений скорости и плотности
солнечного ветра, вектора межпланетного магнитного поля ММП B и его
компонент Ву и Вz (максимальная амплитуда), Кр-индекса, а также
максимальное значение амплитуды Dst.
Таблица 1
дата |Dst |Kp |Vsw |Nsw |B |By |Bz |J0 |Jmin |Jmax |J0-Jmin |Jmax-J0 |
| | | | | | | | | | | | | | |
4. Используя созданный массив данных, построить корреляционные диаграммы
Dst-Kp, Dst-Bz, Dst-Vsw, Kp-Bz, Kp-Vsw. Для всего массива данных
вычислить коэффициенты парной корреляции максимальных амплитуд Dst и Кр
между собой и c остальными приведенными в таблице параметрами.
Проанализировать полученные результаты.


Ч. II. Анализ влияния геомагнитных бурь на состояние внешнего РПЗ на
геостационарной орбите по данным ИСЗ Электро-Л ?1 и GOES-13


1. Используя данные геостационарного ИСЗ «Электро-Л ?1»
представленные на http://swx.sinp.msu.ru/current.php в
разделе «Анализ» для каждого событии (геомагнитной бури) из
таблицы 1, полученной при выполнении части I настоящего
задания зафиксировать значения потоков релятивистских
электронов на геостационарной орбите в следующие моменты -
а) до начала бури - J0;
б) минимальный уровень потока электронов во время главной фазы
магнитной бури - Jmin;
в) максимальный поток электронов на фазе восстановления Jmax. Началом
события следует считать одновременное возрастание скорости СВ выше 450 км/c
и Кр выше 3, или падение Dst-индекса ниже - 20 нТ и возрастание Кр выше 2.5

Вычислить разность J0 - Jmin и Jmax - J0 и занести их в таблицу.
2. Используя данные геостационарного ИСЗ «GOES-13»,
представленные на http://swx.sinp.msu.ru/current.php в
разделе «Анализ» повторить действия, описанные в пункте 1
части II.
3. Для полученных данных построить корреляционные диаграммы и
вычислить коэффициенты парной корреляции минимальных и
максимальных потоков (Jmin и Jmax) релятивистских электронов
по данным КА «Электро-Л ?1» и «GOES=13», а также разностей
потоков электронов - Jmax - J0 и J0 - Jmin - с максимальными
амплитудами Dst и Кр и c остальными приведенными в таблице 1
параметрами для всего массива данных. Данные для бурь разной
интенсивности обозначить разными символами. Проанализировать
полученные результаты - существует ли разница в полученных
корреляционных зависимостях для бурь разной интенсивности.

Литература.
[?]. Кузнецов С.Н, Тверская Л.В. Модель космоса. Т. I. Физические
условия в космическом пространстве. Глава 2. Радиационные поясса Земли (под
ред. проф. Панасюка М.И.). Университет, Книжный дом. М., 2007. С.627-641.
2. Тёмный В.В. «История открытия радиационных поясов Земли: кто же,
когда и как?» // Земля и Вселенная. 1993. ?5
3. Тверской Б.А. Основы теоретической космофизики. М.:УРСС, 2004.
4. C.A. Loewe, G.W. PrЖlss "Classification and mean behavior of
magnetic storms" // Journal of Geophysical Research: Space Physics, Volume
102, Issue A7, pages 14209-14213, January 1997
5. Reeves, G.D. et al. Acceleration and loss of relativistic electrons
during geomagnetic storms // Geophys. Res. Lett. 30, 1529 (2003).



Приложение
Инструкция для анализа и получения данных на сайте
http://swx.sinp.msu.ru раздел «Анализ».

Максимальный размер доступного интервала ограничен 60-ю днями, а
данные доступны за последние 365 дней.
Для построения графиков, анализа и получения цифровых данных поместить
"Рабочую область" требуемые данные. Для этого следует :
1. Нажать кнопку + над «Рабочей областью».
2. Перетащить в образовавшееся окно прямоугольник с нужной для
анализа величиной. Данные о разных физических параметрах можно взять из
разделов с соответствующими названиями, расположенными справа от рабочей
области.
3. Графики одного цвета будут рисоваться на одном рисунке с двумя
осями, поэтому если перетащить один график на другой, они буду нарисованы
вместе на одном рисунке. Объединять графики можно только по два.
4. Графики и данные с графиков можно удалять, перетащив в корзину.
Все графики одновременно можно удалить, нажав кнопку «Щетка».
5. Выбор интервала времени, предназначенного для анализа,
осуществляется при помощи шкалы прокрутки, расположенной под рабочей
областью.
6. Нарисовать на сайте выбранные графики можно либо нажав кнопку
«Карандаш», либо «Перерисовать» (с двумя полукруглыми стрелками),
расположенную слева под «Рабочей областью
7. Сохранить цифровые данные можно нажав на последнюю кнопку сверху
«Рабочей области».
8. Сохранить рисунки, полученные на сайте можно только отдельно
каждую панель, нажав соответствующую кнопку справа от рисунка.
9. Для выяснения численного значения нужно подвести курсор к нужной
точке.
Эта и другая информация о способах работы с системой анализа
содержится на сайте http://swx.sinp.msu.ru в разделе «Анализ», ссылка
«подсказки» (над рабочей областью).
Работа с сайтом по анализу данных не является обязательным элементом
выполнения задачи, а только одним из возможных. С ее помощью могут быть
получены данные, а все дальнейшие действия- построение графиков, отбор
максимальных и минимальных значений может быть проделан при помощи любого
программного средства или самостоятельно написанной программы.