О
ОСТ 134-1044-2007
кончание таблицы А.2.2
1 |
2 |
3 |
4 |
5 |
6 |
7 |
8 |
9 |
10 |
11 |
12 |
9.00 |
0.16000 |
3.67Е+02 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00В41 |
1.00Е-01 |
0.18000 |
2.69Е+02 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
I.00E-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0.20000 |
1.82Е+02 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0.22000 |
1.19Е+02 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Б-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0,24000 |
7.91Е+01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0.26000 |
4.35Е+01 |
1.00E-0I |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00В-01 |
1.00Е-01 |
I.00E-01 |
1.00Е-01 |
|
0.28100 |
2.37Е+01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0.30100 |
1.19Е+01 |
1.00Е-01 |
1.00В-01 |
I.0QE-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0.32100 |
4.14Е+00 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1Л0Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0.34000 |
1.00Е+00 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0.36100 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
I.00E-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
|
0,38000 |
І.00Е-0І |
I.00E-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
L00E-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
1.00Е-01 |
Приложение Б (обязательное) Модель потоков 34 СКЛ
Б.1 В основе модели потоков 34 СКЛ, установленной в ГОСТ Р 25645.165-2001, лежит понятие события СКЛ, под которым понимается эпизодически возникающая инжекция высокоэнергетических частиц (протонов и ионов СКЛ) с поверхности Солнца в межпланетное пространство. Модель потоков 34 СКЛ основана на статистическом анализе потоков таких частиц, зарегистрированных приборами на спутниках Земли для множества отдельных событий СКЛ начиная с 1965 года.
Модель предназначена для количественного описания ожидаемых потоков частиц СКЛ в конце заданного времени полета КА и ожидаемых плотностей пиковых (максимальных) потоков частиц СКЛ в течение заданного времени полета КА вне магнитосферы Земли вблизи орбиты Земли, выше которых возможно появление потоков протонов СКЛ с вероятностью і//(н пределах ^=0.5 -т 0.01)*.
Модель устанавливает дифференциальные энергетические спектры потока и плотности пикового потока тяжелых заряженных частиц СКЛ с зарядом ядраг= Іт-28 и с энергией £ ~ 5 І04 МэВ/нуклон.
Используемые в модели формулы и численные параметры позволяют прогнозировать ожидаемые потоки частиц для одиночного события и совокупности событий с учетом уровня солнечной активности.
Доверительная вероятность 5 - 0,01) означает, что в половине запусков (в одном запуске из ста) при заданной длительности полета потоки частиц СКЛ будут больше расчетного потока.
Прогнозируемые значения на заданный период времени (от 3 месяцев до 11 лет) зависят от точности прогноза числа солнечных пятен.
Б.2 Основные положения модели:
Уровень солнечной активности описывается сглаженным по 12 месяцам числом Вольфа (числом солнечных пятен) <W>.
Угловое распределение потоков частиц СКЛ на орбите Земли вне ее магнитосферы предполагается изотропным.
В качестве величины события СКЛ используется значение потока протонов с энергией Е>Ео~ 30 МэВ
(Б.1)
dE
которое регистрируется протонными детекторами, установленными на спутниках IMP-8 и GOES, в течение времени одного события СКЛ. Продолжительность события СКЛ отсчитывается от момента начала резкого (как правило, в течение нескольких часов) возрастания потоков протонов над уровнем 1 частДсм2 с срУЛі до момента пока на стадии уменьшения потока не произойдет его уменьшение до указанного уровня.
Учитываются события, имеющие величину Фо > 105(6м‘2. J
Величина события Фо является случайной величиной, не зависящей от уровня солнечной активности. Плотность вероятности гіР(Фо)/с1Фо распределения событий по величине Фо описывается функцией
—=46.9 • ф;14 • expf—. (Б.2)
° 410* J
Среднемесячное количество событий СКЛ <N> зависит от солнечной активности, в каждом месяце коррелирует со среднемесячным числом солнечных пятен (числом Вольфа), сглаженным по 12 месяцам ± 6 месяцев <1V>, и для периода в щ месяцев определяется формулой
m 1
(
(Б.З)
tf) = 0,0225- £<»">/ ■Количество событий Nf появляющееся на орбите Земли в заданном интервале календарного времени Л/ = т (месяцев), подчиняется закономерностям нестационарного пуассоновского потока, то есть вероятность Pj((JV) появления N событий определяется формулой
W=^Х" ’ (Б'4)
где среднее количество событий <Л'> определяется по формуле (Б.З).
Дифференциальные энергетические спектры потока и плотности пикового потока протонов с зарядом z = 1 и любого иона с зарядом z = 2-28 как для одиночного события, так и совокупности событий за заданный промежуток времени описываются степенными функциями одного вида. В аналитическом виде каждая из этих функций содержит три параметра (спектральный коэффициент С2, спектральный индекс и индекс завала а7) и имеет вид
, , Сгf Д;(Е+1876)Г-
’’Д£,-Д—от—J ’
где р - отношение скорости частицы к скорости света, а показатель степени %. = = comf(E), если Е >30 МэВ/нуклон, и г. =Гйг(Е№У*г> если Е < 30
МэВ/нуклон.
Б.З Распределение параметров спектров частиц в одиночных событиях СКЛ
Значения трех независимых параметров rz s {или Cz, или % или а-} спектров протонов (z =1) ри ионов с зарядом z = 2-28 в одиночных событиях изменяются случайно от события к событию. Плотность вероятности dP(rJ/dr2 распределения значений каждого параметра соответствует лога- рифмически-нормальному закону
- L (Б .6)
dr, 42ir,dr, 2ЛІ )' 1’
где /4- математическое ожидание гг.
В распределениях (Б.6) как математическое ожидание /4, так и среднее квадратичное отклонение Лгх зависят не только от сорта иона z, но и от величины события Ф0.
Спектры протонов
Средняя величина спектрального индекса спектра потока и плотности пикового потока протонов /]) зависит от величины события
при Ф0<1067] =6.1‘, (Б. 7а)
(Б.7Ь)
Г}(Фо)=5.з-о,8^іи ~Мф0)-7) ;
при 106<Ф0< 108
при Ф > 10 8Г!=4.5. (Б.7с)
Величина стандартного отклонения логнормального распределения спектрального индекса потока протонов равна
Л/у =0.027 -у;, (Б.8)
а плотности пикового потока протонов равна
Ду{=0.12. (Б.9)
Средняя величина индекса завала спектра потока протонов а} зависит как от величины события Фо, так и от спектрального индекса /Р7и определяется формулой
/ -.ft 75
К;=0.2-Г,.|а- , (Б.10)
( Ф °-}8
где Y> -1 При Фо >3-107 И Y, = При сЗ’/О7,
3-J07J
Стандартное отклонение индекса завала спектра потока протонов
Ааі зависит также от вышеназванных параметров
A
(Б. И)
a}=V.2'Y2' ,Yoi)
уО.16
при Фо<3-107
3-Ю7
Фо
где Y2=T при Ф0>3-107,
Величина индекса завала спектра плотности пикового потока протонов
а}-0.
Спектральный коэффициент дифференциального спектра потока протонов для заданной величины события Фо определяется по формуле
С; = , (Б.
VZJPp dE
где p-уее+2тс2)-импульспротона;
т -масса протона;
с - скорость света;
/3 - отношение скорости протона к скорости света. Дифференциальный спектр плотности пикового потока протонов определяется по формуле
с7 = О.ОО8-[^И. (Б. 14)
V106)
Спектры ионов
Величина спектрального индекса спектра потока и плотности пикового потока ионов (z > 2) вычисляется по формулеyz= 1,2б-г®. (Б.15)
Величина индекса завала спектра потока ионов а2 вычисляется по формуле
(а
~ . (Б. 16)
П )
Отношения массового числа иона Л2 с зарядом ядра z к его заряду Qz для разных ионов приведены в таблице Б.1.
Для спектра плотности пикового потока ионов индекс завала
az^0. (Б.17)
Величина спектрального коэффициента спектра потока и плотности пикового потока ионов Сг вычисляется по формуле:
C2=Cf-C;. (Б.18)
Величины С/ приведены в таблице Б.1, а С} в - таблице Б.2.
4 Параметры спектров частиц для совокупности событий СКЛ за заданный период времени
Расчет потока и плотности пикового потока частиц СКЛ при известном уровне солнечной активности W(t) на временном интервале Т производится в следующем порядке:
По формуле (Б.З) вычисляют ожидаемое в среднем за время Т количество событий СКЛ <№> величиной Фо >105.
Методом Монте-Карло проводят расчет j вариантов полета (/ > 105 для обеспечения 3%-ой статистической точности расчета), варьируя в каждом из вариантов количество событий по формуле (Б.4) и случайную величину Фо каждого из N событий по формуле (Б .2). Для каждого события величиной Фо разыгрывают значения параметров спектров протонов в одиночных событиях Ci, /д в соответствии с законом их распределения (Б.6) и с учетом формул раздела Б.З.
Для дискретного ряда значений энергии протонов (Е = 5 - 104 МэВ/нуклон) в каждом варианте полета определяют суммарный поток Ф/Е) и максимальный пиковый поток и строят
распределение вероятности Р(Ф) и P(F) найденных значений Ф^(Е) и Fj(E) по данным всей совокупности вариантов полета.
По зависимостям Р(Ф) и P(F), полученным для дискретного ряда значений энергии протонов Е, определяют математическое ожидание их энергетического спектра <Ф(Е)> (Р = 0.5) или граничные предельные энергетические спектры для любой заданной доверительной вероятности Р.
Методом наименьших квадратов с помощью формулы (Б.5) аппроксимируют расчетные данные и находят значения параметров Citу}, а}, которые позволяют в аналитическом виде представить энергетические спектры предельных потоков протонов д ля заданного временного интервала и для заданной вероятности.
Величины параметров С;, yltа; для потоков и максимальных пиковых потоков протонов для некоторых вероятностей у/ и для заданного времени полета КА, характеризуемого средним количеством событий СКЛ приведены в таблицах Б.2 - Б.7.
Расчет значений параметров энергетических спектров потоков и плотностей пиковых потоков йонов Сг, % за заданный период времени полета КА производят по формулам из раздела Б.З, используя значения С!;У1, О'; для потоков и максимальных пиковых потоков протонов, которые приведены в таблицах Б.2 - Б.7.Таблица Б.1 - Данные для расчета спектров ионов СКЛ