Фиг. 2. Триинтервална апроксимация на функцията на йонизационните загуби за протони на космическите лъчи( Z = 1). Кривите E1( h), E2( h) и E3( h) съответстват на законите за загуба на енергия за отделните интервали, докато E21( h), E32( h) и E31( h) представляват преходните случаи, при които кинетичната енергия на йонизиращите частици преминава една или две енергийни граници.
Аналитичните зависимости E1( h), E2( h) и E3( h) описват еволюцията на енергията на частиците с атмосферната дълбочина за всеки интервал. Допълнителните функции
E21( h), E32( h) и E31( h) определят преходните случаи, когато пронизващият протон пресича една или две граници между съседни интервали. Тези зависимости осигуряват непрекъснатост на зависимостта енергия – дълбочина и предотвратяват изкуствени пре-късвания в общата скорост на йонизация q( h), което беше ограничение на по-ранните модели с два интервала.
Физически подходът с три интервала улавя различните режими на взаимодействие между протоните и въздуха.
При ниски енергии, спиращата мощност се доминира от процесите на йонизация и възбуждане, следващи закона на Бете – Блох; в средния енергиен диапазон специфичната загуба на енергия на единица път става почти постоянна; и при релативистични енергии загубите на енергия отново нарастват поради радиационни и плътностни корекции.
Това поведение определя формата на йонизационния профил в атмосферата, особено над максимума на Пфотцер. Чрез интегриране на функцията на загуба върху диференциалния протонен спектър D( E), моделът CORIMIA предоставя йонизационни скорости, зависещи от височината, които са съвместими с емпиричните данни и Монте Карло симулации [ 3, 4 ]. Прилагането на третия енергиен интервал подобрява точността на изчислената йонизационна скорост в горната стратосфера и мезосфера, където приносът на протоните с висока енергия става значителен. Това разширение е особено важно за изследванията на космическото време, тъй като позволява на модела да симулира както йонизацията от галактически космически лъчи в спокойно време, така и усилванията, предизвикани от събития, от слънчеви енергийни частици( SEPs).
Фиг. 3. Спектър на слънчевите енергийни частици( SCRs) от събитие със слънчеви частици( SPE) на 23 февруари 1956 г. на височини 30, 35, 40, 45, 50 km с начален спектър извън атмосферата( пунктирана крива), това е най-мощното събитие със слънчеви протони в историята на космическата ера
Фиг. 4. Спектър на слънчеви енергийни частици( SCRs) от събитието SPE на 20 януари 2005 г. в 8:00 UT за височини 30, 35, 40, 45, 50 km с начален спектър извън атмосферата( пунктирана крива). Това е второто мощно събитие със слънчеви протони в космическата ера
ГКЗ 3-4’ 2026 25