Космофизический практикум. Панасюк М.И - 68 стр.

ся с межпланетной средой и отражают ее динамику, поэтому в по-
лярных шапках     после солнечных вспышек событий наблюдается
поток солнечных космических лучей, что видно и на данном рисун-
ке. Когда Солнце спокойно, поток протонов в шапке мал и соответ-
ствует фону галактических космических лучей.
   Во внутреннем поясе потоки электронов велики и соизмеримы
(по порядку величины) с потоками электронов тех же энергий во
внешнем поясе (см. рис. 2). Это проявляется и на рис. 3 при сравне-

нии максимальные потоки электронов с E = 0.3÷0.6 МэВ в 21.22 UT
(пересечение внешнего РП) и в 21.28 UT (пересечение внутреннего
пояса в области Бразильской аномалии).
   Помимо внешнего радиационного пояса на рис.3. можно видеть
дополнительные области повышенных потоков электронов, возник-
новение которых связано непосредственным ускорением электро-
нов в области квазизахвата (в пределах этой области лежит зона
полярных сияний). Во внутреннем поясе поток электронов велик,
примерно того же порядка что и во внешнем поясе, но он опускается
до высоты спутника только над БМА. А вот возрастаний потока про-
тонов Мэв-ных энергий при пересечении внешнего пояса на рис. 3
не наблюдается, как и следовало ожидать.

              Задание 1. Анализ данных ИСЗ КОРОНАС-И

1. Используя данные эксперимента на ИСЗ КОРОНАС-И получить в
  заданном преподавателем интервале времени цифровые файлы
  данных о потоках электронов в двух энергетических диапазонах -
  0.5-1.5 и 2.7-6 МэВ (http://dbserv.npi.msu.su/data/release2/elec.htm)
  и потоках протонов (http://dbserv.npi.msu.su/data/release2/prot.htm)


                                  67