Kosmičeskie issledovaniâ

Взаимодействие окружающей Землю магнитосферно-ионосферной (МИ) системы со средой (солнечным ветром) происходит в форме череды переходных процессов на разных масштабах. Наиболее крупные из них, магнитные бури, очевидно триггируются возмущениями в солнечном ветре (англ. direct driving). Роль внутренней динамики МИ-системы, вызванной в значительной степени нелинейностью и временными запаздываниями процессов поступления и сброса (англ. load-unload processes) энергии и частиц из солнечного ветра в магнитосферу, становится более существенной на меньших масштабах (суббури, псевдобрейкапы, инжекции, активизации). Типичное динамическое состояние МИ-системы описывается как самоорганизованная критичность или турбулентность, для которых свойственны статистическая масштабная инвариантность (скейнинг, англ. scathing) в распределениях флуктуаций многих характеристик. Динамика МИ-системы проектируется в область аврорального овала, само существование которого обусловлено этой динамикой. Пространственно-временная структура авроральных возмущений в большой степени отражает структуру процессов в МИ-плазме. Описание этой структуры важно как для фундаментального изучения плазменных процессов, так и для многих актуальных прикладных вопросов, связанных с прохождением радиоволн в ионосфере и жизнедеятельностью в высоких широтах. В статье обсуждаются подходы и наработки для построения модели пространственно-временной структуры аврорального овала, основанные на фрактальных и мультифрактальных характеристиках.

Предлагается новый метод определения плотности электронов в разреженной плазме, основанный на одновременных измерениях потенциала спутника Интербол-2 зондовыми приборами ИЭСП-2 (измеритель электрического поля) и КМ-7 (датчик электронной температуры). Это позволяет оценить плотность фотоэлектронного тока на основе процедуры, предложенной ранее авторами этой работы. Электронная концентрация определялась только для положительного потенциала космического аппарата. Составлялись уравнения баланса для спутника и зонда между токами электронов окружающей плазмы и фотоэлектронов, эмитированных освещённой поверхностью. В магнитосфере для приведения потенциала зонда к потенциалу окружающей плазмы в зонд направляется ток смещения, который учитывался в уравнении баланса токов для зонда. При расчeтах использовалось значение энергии электронов kT_e = 1 эВ. Анализировались данные с ~350 орбит в авроральной зоне магнитосферы на высотах 2–3R_E с октября 1996 по март 1998 г. в период низкой солнечной активности в начале 23-го цикла. Приводятся примеры рассчитанной плотности электронов, которая находится в пределах 1–30 см^–3.

В эруптивных вспышках солнечные протоны стохастически ускоряются в широком телесном угле, далее эффективно удерживаются за расширяющимся фронтом коронального выброса массы (КВМ), который может как приносить протоны на силовую линию, идущую к удаленному наблюдателю, так и уносить их от нее. Рассматриваются 13 солнечных протонных событий 24-го цикла, в которых были зарегистрированы протоны с энергией (E) > 100 МэВ и которые сопровождались регистрацией солнечного жесткого рентгеновского (HXR) излучения с E > 100 кэВ детектором ACS SPI и γ-излучения с E > 100 МэВ – телескопом FermiLAT, с источником на западной полусфере Солнца. Первый приход солнечных протонов на орбиту Земли определялся в каждом событии по значимому “протонному” превышению над фоном ACS SPI во время или после HXR всплеска. Все события рассматривались относительно выбранного нами нулевого времени (0 мин) родительских вспышек. “Ранний” приход протонов на орбиту Земли (<+20 мин), наблюдавшийся в 4 событиях, соответствует “быстрому” ускорению электронов (10 МэВ/с). “Поздний” приход протонов (>+20 мин) соответствует “медленному” ускорению электронов (1 МэВ/с) и наблюдался в шести событиях. В трех событиях наблюдался “задержанный” приход протонов (>+30 мин), когда распространение КВМ ухудшало магнитное соединение источника с наблюдателем. Направление распространения КВМ характеризуется в каталоге (SOHO LASCO СМЕ Catalog) позиционным углом (PA – Position Angle). Наблюдаемый угол PA систематизирует времена первого прихода протонов и темп роста их интенсивности. Параметр PA необходимо учитывать при анализе протонных событий.

Рассматривается задача оптимального управления относительным движением космического аппарата с двигателем конечной тяги на произвольных околокруговых орбитах с использованием принципа максимума Понтрягина. Движение исследуется в орбитальной цилиндрической системе координат, с использованием переменных, записанных в форме вековых и периодических составляющих относительного движения в плоскости орбиты. Основное внимание уделяется анализу структуры оптимального управления при свободной и трансверсальной ориентации вектора тяги при наличии на траектории пассивных участков. В качестве критерия выбора оптимального управления рассматривалось моторное время работы корректирующих двигателей. Определены характерные структуры управления для различных областей начальных условий движения, получены оценки предельных затрат моторного времени.