С.И. Авдюшин, д-р техн. наук; В.М. Балебанов, канд. физ.-мат. наук; В.В. Бенгин, канд. физ.-мат. наук; А.А. Волобуев; А.И. Григорьев, д-р мед. наук; А.Б. Малышев, канд. физ.-мат. наук; Н.А. Калинкина; Е.Е. Ковалев, д-р техн. наук; Е.Н. Лесновский, канд. техн. наук; Ю.И. Логачев, д-р физ.-мат. наук; Е.И. Морозова, канд. физ.-мат. наук; Е.В. Пашков, канд. техн. наук; Н.К. Переяслова, канд. физ.-мат. наук; В.М. Петров, канд. физ.-мат. наук; Н.Ф. Писаренко, д-р физ.-мат. наук; Ю.В. Потапов, канд. физ.-мат. наук; А.И. Сладкова, канд. физ.-мат. наук; И.Б. Теплов, д-р физ.-мат. наук; И.П. Шестопалов, канд. физ.-мат. наук

Настоящие методические указания устанавливают методику расчета изменений во времени энергетического спектра протонов солнечных космических лучей с энергией от 30 до 500 мэВ, реализующегося при солнечном протонном событии вне магнитосферы Земли на гелиоцентрическом расстоянии ~1 астрономическая единица.

Методические указания предназначены для оценки мощности поглощенной дозы солнечного протонного излучения, воздействующего на технические и биологические объекты в космическом пространстве.

1. Солнечное протонное событие рассматривают как случайное событие, полный поток и интегральный энергетический спектр протонов солнечных космических лучей в котором определяют по ГОСТ 25645.134.

2. Временные изменения энергетического спектра протонов солнечных космических лучей с энергией E в солнечном протонном событии определяют, рассчитывая плотность потока протонов J(R, t), см^-2·с^-1·МВ^-1, с жесткостью R в разные моменты t солнечного протонного события по формуле

где R - жесткость протонов, МВ, с энергией E, рассчитываемая по формуле

E - энергия протона, МэВ;

t - момент времени солнечного протонного события, отсчитываемый от момента фиксирования оптической вспышки и лежащий в интервале , с;

- коэффициент, характеризующий длительность солнечного протонного события, с, и вычисляемый по формуле

T₀ - коэффициент, равный 2·10³ с;

N₃₀ - полный поток протонов с энергией больше 30 МэВ в рассматриваемом солнечном протонном событии, см^-2, определяемый по ГОСТ 25645.134;

R_a - асимптотическая жесткость спектра протонов, МВ, вычисляемая по формуле

R₀ - характеристическая жесткость спектра потоков протонов солнечных космических лучей за все солнечное протонное событие, МВ, рассчитываемая на основе метода случайной выборки в соответствии с ГОСТ 25645.134;

A₀ - коэффициент, см^-2·с^-1·МВ^-1, вычисляемый по формуле

G - коэффициент, равный 2·10^-4 см^-2·с^-1.

3. Плотность потока протонов J(R, t) принимает значение, равное нулю при или .

4. Примеры расчета временных изменений энергетического спектра протонов с энергией E солнечных космических лучей в солнечном протонном событии приведены в приложении.

Пример 1

Необходимо вычислить в моменты времени t = 3 ч и t = 5 ч после начала солнечного протонного события плотность потока протонов с энергиями E, равными 30, 60, 100 и 200 МэВ.

Для этого необходимо выполнить следующие действия.

1. Из таблицы случайных чисел равномерно распределенных на интервале от 0 до 1 выбирают два любых числа, например n₁ = 0,78 и n₂ = 0,33.

2. Вычисляют параметры N₃₀ и R₀ по формулам:

Получают значения параметров N₃₀ = 5,89·10⁷ см^-2 и R₀ = 65,32 МВ.

3. Вычисляют параметры , R_a и A₀ по формулам 3 - 5 настоящих методических указаний.

Получают значения , R_a = 52,26 МВ и A₀ = 12,78 см^-2·с^-1·МВ^-1.

4. Рассчитываем жесткость протонов R и плотность потоков протонов J (R, t) для заданных значений энергии E по формулам 2 и 1 соответственно.

Результаты расчета представлены в табл. 1 и на черт. 1.

Пример 2

Необходимо определить временные изменения потоков протонов с энергиями E, равными 30 и 100 МэВ для моментов времени t от 1 до 30 ч.

Для этого необходимо, используя значения параметров N₃₀. R₀. , A₀, R_a, R, полученные в примере 1 для потоков протонов с энергиями E, равными 30 и 100 МэВ, выполнить вычисления по формуле 1.

Результаты расчета представлены в табл. 2 и на черт. 2.