«ФОНОВЫЕ ЯВЛЕНИЯ В НОЧНОЙ АТМОСФЕРЕ ЗЕМЛИ ПРИ ИЗМЕРЕНИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ ПРЕДЕЛЬНО ВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ С ПОМОЩЬЮ ОРБИТАЛЬНОГО ДЕТЕКТОРА ...»

Важно отметить, что уровень фонового излучения атмосферы (связанный, в основном, с рассеянным светом луны) влияет на усиление ФЭУ и поэтому при равной энергии вспышки в атмосфере насыщение сигнала, измеряемого АЦП, в максимуме вспышки, наступает скорее в безлунные ночи, когда усиление ФЭУ максимально. Поэтому условие «вспышка наблюдается без насыщения в максимуме» выполняется чаще при полной луне или близких к полнолунию фазах, когда луна находится над горизонтом.

Коэффициент нарастания сигнала во всех вспышках оказался меньше коэффициента спада. В таблице приведены средние значения коэффициентов нарастания и спада сигнала для событий разного типа, в последней строке таблицы даны соответствующие значения для событий класса 1, когда в максимуме сигнала наступает насыщение.

Среднее значение длительности сигнала на полувысоте амплитуды во вспышках первого и второго класса Т=0,67±0,026 мс.

Коэффициенты нарастания и спада во вторых импульсах событий класса 2 не сильно отличаются, в пределах погрешностей, от значений, полученных для первых по времени импульсов.

Таблица 4.2. Средние значения коэффициентов роста и спада событий разного класса.

Рост сигнала на начальной стадии в ярких вспышках с насыщением оказывается быстрее, чем в менее ярких вспышках в области 0,2-0,8 от максимального значения. Спад сигнала в ярких вспышках приблизительно такой же, как в менее ярких.

Число событий, зарегистрированных вторым осциллографом, значительно меньше (62 события), чем первым (250), поэтому временные характеристики событий классов «3-4» нельзя рассмотреть с той же подробностью, что характеристики кратковременных вспышек. Средняя длительность сигнала в событиях одиночных вспышек класса «3», оказалась равна ~3 мс. Средний коэффициент экспоненциального роста сигнала Трост ~1,5 мс, средний экспоненциальный коэффициент спада Tспад ~4,5 мс.

Возможно длительность события отражает природу вспышки УФ классов и вспышки классов «3-4» не только отличаются энергией, но и механизмом электрического разряда, ответственного за вспышку.

Распределение вспышек по числу фотонов в атмосфере Qa (или распределение событий по энергии Еуф, выделенной в УФ в атмосфере, метод определения величин Qa и Еуф см. главу 2) было получено как для вспышек класса «1-2», так и для вспышек класса «3-4».

На рисунок 4.3 представлено распределение всех классов событий по числу фотонов Qa. Видно, что система отбора событий, связанная со вторым осциллографом, имеет примерно на порядок более высокий порог. При числе фотонов Qa> 1023 (энергиях в УФ выше 100 кДж) частота событий, отбираемых обоими осциллографами, сравнивается. Отметим, что вспышки с примерно одинаковым числом фотонов, но с различной длительностью, не появляются одновременно (не совпадают по месту регистрации на карте Земли): для вспышек с числом фотонов Qa> 1023 на одном и том же витке спутника в пределах интервала времени менее 1 минуты наблюдалось лишь одно такое совпадение. Скорее всего, события, отбираемые осциллографами с разной длительностью развертки, имеют различную природу и поэтому не совпадают во времени и пространстве.

Рисунок 4.3. Распределение событий по числу фотонов Qa. Кружкивспышки, отобранные и измеренные осциллографом с длительностью развертки 4 мс, квадраты- то же для второго осциллографа с длительностью развертки 64 мс. Треугольники- сумма событий измеренных обоими осциллографами.

На рисунке 4.4 приведено распределение вспышек, отобранных и измеренных обоими осциллографами, на карте Земли. Как видно, события вспышек сосредоточены вблизи экватора (широты от 30° СШ до 30° ЮШ), что указывает на их возможную генетическую связь с молниями, частота которых максимальна в приэкваториальном районе. Вместе с тем вспышки УФ оказались равномерно распределены между областями суши и океаначто не совпадает с распределением молний, в большинстве случаев наблюдаемых над континентами.

Данные спутника Татьяна-2 полученные при другом условии отбора, позволяющем наблюдать вспышки с большей частотой, дают другой результат, который обсуждается в следующем разделе.

Рисунок 4.4. Распределение вспышек УФ на карте Земли.

На спутнике Татьяна-2 было продолжено изучение вспышек УФ и их распределения на карте Земли.

Отбор вспышек происходил по данным об УФ излучении по условию:

«самая яркая вспышка УФ за минуту» (подробнее см. главу 1), профиль излучения в К-ИК диапазоне измерялся в качестве дополнительной информации о событии вспышки.

регистрируемых вспышек: 1(а) – короткий импульс длительностью ~1-5 мс, он может сопровождается подобными импульсами с суммарной амплитудой не более амплитуды основного импульса; 2(б) - событие состоящее из нескольких коротких импульсов, равноправных по амплитуде; 3 (в, г) – события со сложным временным профилем, с общей длительностью до мс.

Таблица 4.3. Количество событий разных классов.

Рисунок 4.5 а,б,в,г. Примеры зарегистрированных событий. По оси У отложено значение кода N, по оси Х – время в мс.

Всего за время активной работы спутник Татьяна – 2 совершил оборотов вокруг Земли и провел 320 часов на ее «ночной» стороне. За это время было зарегистрировано 2416 вспышек с дополнительным по отношению к электронному триггеру (при отборе событий off- line) достаточно большим значением амплитуды сигнала: амплитуда сигнала за мс должна была быть более N=80 (в кодах АЦП) по сравнению со средним уровнем сигнала N=16. Частота отобранных событий составила 0,13 событий за минуту или (с учетом площади атмосферы в поле зрения детектора УФ) порядка 10-4 км-2 час-1. Вместе с тем распределение вспышек по виткам спутника за одни сутки показывает крайне неравномерное распределение вспышек по виткам.

На рисунке 4.6 приведено распределение вспышек за одни сутки работы детектора (10 ноября 2009 года). Зеленые точки - места ежеминутного съема информации от детектора, а красные точки - места регистрации вспышек. Видно, что в большинстве витков (9 из 14) зарегистрировано не более двух вспышек. В то же время на каждом из остальных пяти витков число зарегистрированных вспышек больше 6.

Рисунок 4.6. Витки спутника за 10 ноября 2009 года. Красные точки – зарегистрированные вспышки, зеленые точки – положение спутника в моменты ежеминутного снятия показаний детекторов УФ и К-ИК. На карте приведены только ночные части витков спутника Таким образом, практически все вспышки за сутки зарегистрированы на этих выделенных витках.

На рисунке 4.7 приведена карта географического распределения вспышек, зарегистрированных за все время работы Татьяна – 2. Видно, что частота вспышек на витках, пересекающих Южную и Центральную Америку, Африку (за исключением пустыни Сахара) и Индию-ИндонезиюАвстралию значительно превышает частоту вспышек над океаном. Над сушей зарегистрировано ~ 65% всех отобранных вспышек. Принимая во внимание, тот факт, что спутник провл над сушей ~ 60% от общего рабочего времени, оказывается, что частота наблюдения вспышек над морем примерно в 4 раза ниже, чем над сушей.

Большая часть зарегистрированных вспышек находится между ЮШ и 300 СШ.

Рисунок 4.7. Географическое распределение всех отобранных вспышек по данным спутника Татьяна – 2.

Это распределение значительно отличается от географического распределения событий, полученного по данным Татьяны – 1. Над континентами вспышки встречаются значительно чаще, чем над океанами.

Если поставить условием отбора событий условие, которое было принято на первом спутнике Татьяна – 1 (самое яркое событие за виток), то большая часть событии ~ 55% оказывается над океанами (по данным Татьяна – 1 – 60% событий наблюдаются над океанами). Таким образом, результаты обоих экспериментов хорошо согласуются между собой.

Полное число фотонов Qa за время измерения 128 мс измеряется как сумма сигналов за каждую мс, по той же методике что и на спутнике Татьяна Рисунок 4.8. Географическое распределение вспышек по данным Татьяна – 2 при условии отбора событий «самое яркое за виток».

На рисунке 4.9 представлено распределение вспышек по числу фотонов Qа выделенных в УФ (и параллельно в К-ИК излучение) в атмосфере в дифференциальном и интегральном виде.

Рисунок 4.9. Распределение вспышек по числу фотонов. Левый рисунок – дифференциальное распределение. Правый рисунок – интегральное распределение. Кружки – измерение УФ излучения, треугольники – измерение К-ИК излучения.

Как видно, вспышки измерены в широком диапазоне значений чисел фотонов (6 порядков) что значительно превышает диапазон измерения сигнала с помощью АЦП (от среднего сигнала N=16 до максимального N=1024). Эта возможность измерения Qa в широком диапазоне значений связана с тем, что в каждом событии значение кода АЦП соответствует своему коэффициенту усиления ФЭУ, которое изменяется в широком диапазоне, в соответствии с широким диапазоном изменения средней интенсивности излучения атмосферы, а также благодаря разбросу длительности вспышек от 1 до сотни мс (напомним, что число фотонов Qa измеряется как сумма фотонов за время 128 мс развртки осциллографа).

Рассмотрим дифференциальное распределение вспышек по количеству фотонов, выделенных в атмосфере (левый рисунок 4.9). Можно выделить области с различными показателями наклонов спектра : 1. число фотонов Qа 2·1023. Распределение по числу фотонов в этой области можно описать степенным законом с показателем -2,2±0,13. Вспышки имеют длительность в десятки мс.

Чтобы проверить, как влияют разные факторы измерения на вид распределения по числу фотонов Qa, полученные данные были разделены по узким диапазонам коэффициента усиления ФЭУ (код М) и по длительности вспышек (классы 1-3, рисунок 4.5). Изменение кода М в основном связано c рассеянным светом луны и поэтому были рассмотрены результаты измерения распределения по Qa для различных фаз луны. На рисунке 4.10 представлены распределение по коду М событий зарегистрированных при разных фазах луны. Видно, что при повышении освещенности ночного неба код высокого напряжения понижается. Наличие двух пиков на гистограммах при фазах 55связано с зависимостью рассеянного света луны от е высоты над горизонтом (подробнее см. главу 3). Когда луна находится за горизонтом, е отраженный свет не вносит существенный вклад в свечение атмосферы земли даже при фазах более 50%.

Рисунок 4.10. Распределение кода М для вспышек, регистрируемых при различных фазах луны Следует отметить, что порог off-line отбора вспышек по числу фотонов Qaпор (по коду N=80) изменяется при изменении усиления ФЭУ (код М), а значит, зависит от фазы освещенности луны. При самых больших М= число фотонов Qaпор =1,9·1020 фотон; при М=200 (минимальное значение при фазе луны 1023 обсуждается заключительной части главы 5.

На спутнике «Университетский – Татьяна – 2» стало возможным наблюдать вспышки с частотой регистрации 1 мин-1 при принятом условии отбора «самой яркой вспышки за минуту наблюдения». При этом интересным результатом стало наблюдение на отдельных витках спутника, на ночной стороне Земли вспышек ежеминутно в течение 3-15 минут.

Событие ежеминутной регистрации вспышек было названо серией. В нашем эксперименте за серию вспышек принято считать 3 и более, следующих ежеминутно друг за другом вспышки (рисунок 4.17).

В состав одной серии входят вспышки с различным видом временного профиля. За время серии вспышек спутник пролетает тысячи км над различными районами Земли: над облаками и без облаков, над районами с грозовой активностью и над спокойными районами.

Рисунок 4.17. Пример пролтов «Татьяна - 2» с зарегистрированными сериями вспышек (чрные точки).

географическое распределение серий вспышек на Земле - рисунок 4.18.

Также как вспышки с большим числом фотонов Qa> 5·1021 вспышки в сериях концентрируются в области континентов вблизи экватора. Вспышки вне серий распределены по карте Земли более равномерно, рисунок 4.19.

Распределение вспышек в составе одной серии по числу фотонов повторяет (в пределах статистических ошибок) распределение всех вспышек. Вероятность войти в серию событий растет с числом фотонов Qa. В таблице 4.4 сравнивается число вспышек с заданными количеством фотонов Qa, наблюдаемое вне серии (число ежеминутных вспышек Ns =1 или 2) и число вспышек в составе серий (от Ns=3 до максимально длинной зарегистрированной серии с Ns=15). Вероятность войти в серию событий растет с ростом числа фотонов во вспышке.

Рисунок 4.18. Географическое распределение серий вспышек.

Таблица 4.4. Распределение вспышек, c разным количеством фотонов по их числу в серии Ns.

Рисунок 4.19. Географическое распределение вспышек вне серий.

Из таблицы 4.4 видно, что 30% событий с малым числом выделившихся фотонов Qa< 5·1021 встречаются вне серий (Ns=1,2). Более яркие события чаще наблюдаются в составе серий (80-85%), вне серий встречается 12 % вспышек с Qa - 5·1021- 1023 и 10 % вспышек с Qa>1023.

С ростом яркости вспышки увеличивается доля таких событий в составе длинных серий.

Наблюдение длинных серий вспышек (Ns>4) cсоответствует частоте более одного события в минуту (~5 мин-1) или интенсивности событий в поле зрения детектора ~5·60/4·104 км2=0,007 км-2 час-1, что превышает ожидаемую частоты вспышек, генетически связанных с молниями. Данные о частоте молний показывают, что на Земле есть районы (центральная Африка, Индонезия, южная Америка), где интенсивность молний достигает таких значений, но не на протяжении тысяч км. В настоящем эксперименте большинство серии вспышек связано именно с этими районами.

Неожиданной является регистрация вспышек в той же серии вне этих районов, иногда в безоблачных районах и над океаном. Наблюдение серий вспышек указывает на существование благоприятных условий для электрических разрядов в атмосфере на пространствах, значительно превышающих грозовые образования.

Отношение числа фотонов в К-ИК диапазоне длин волн к Детекторы спутника Татьяна-2 позволили измерять отношение яркости вспышек в УФ и К-ИК диапазонах длин волн. В большинстве событий вспышки наблюдаются одновременно в обоих диапазонах, их временные профили подобны.

Измерение отношения Р числа фотонов в УФ и К-К диапазонах длин волн проводилось как для каждого временного интервала 1 мс, так и для чисел фотонов проинтегрированных по всей развртке осциллографа (128 мс) для событий без насыщения сигнала ( N < 1024 для УФ диапазона, N>7 для К-ИК диапазона). На рисунке 4.20 приведено экспериментальное распределение событий по отношению Р как для пикового значения числа фотонов в одной миллисекунде (сплошная гистограмма), так и для всей длительности развертки (штрихованная гистограмма). Среднее отношение Р оказалось равно Рm=4,5±0,5 в миллисекундных интервалах и равно Р=1,5±0, –для всей развертки.

Рисунок 4.20. Распеределение вспышек по отношению числа фотонов в красном к числуфотонов в УФ диапазонах длин волн за полное время развертки осциллографа 128 мс (штрихованная гистрограмма) и в максимуме профиля сигнала за время 1 мс(сплошная гистограмма).

Отношение P дает важную информацию о природе излучения в наблюдаемых вспышках. В предыдущих измерениях [70] было показано, что в транизентных атмосферных явлениях (ТАЯ) спектр излучения простирается от УФ, излучаемого возбужденными молекулами азота атмосферы (основные линии на длинах волн 337, 356, 390 нм) до красного – инфракрасного (длины волн 600-800 нм). В модельных расчетах излучения ТАЯ была подтверждена возможность такого излучения [71, 72].

На рисунке 4.21 (нижний рисунок ) показан спектр излучения спрайтов (одного из видов ТАЯ), в котором хорошо видны основные области излучения: молекулярного азота (длины волн ближнего УФ 320-400 нм) и красное излучение (в основном молекул кислорода). В отличие от излучения ТАЯ излучение от молний преобладает в длинах волн красногоинфракрасного света, верхний рисунок 4.21- данные [73].

Рисунок 4.21. Сравнение спектров излучения молний (верхний рисунок ) и излучения разрядов в верхней атмосфере (нижний рисунок).

Следует отметить, что в канале молнии из-за высокой температуры молекулы азота и кислорода диссоциированы и не излучают в области УФ.

Из рисунка 4.21 хорошо видно, что изучение Р отношения может помочь различить события молний, в которых Р >> 5, от событий ТАЯ, в которых Р < 5. В опытах, предназначенных для изучения молний, например с помощью орбитального детектора LIS [74] для выделения молний среди других излучающих объектов применялся детектор, работающий на одной линии длиной 777 нм, соответствующей излучению атомарного кислорода.

отношению, ожидаемому в событиях ТАЯ. Наш эксперимент был выполнен с целью изучения ТАЯ по излучению УФ от возбужденных линий молекул азота и поэтому отбор событий происходил по УФ излучению в диапазоне молекулярного азота.

Измерение отношения Р интересно также и тем, что для источника излучения в верхней атмосфере (в нашем случае это электрический разряд, наблюдаемый как транзиентное явление) можно по экспериментальному значению Р оценить высоту, на которой происходит излучение.

Используя расчеты, выполненные в работах Мареева и Клименко (см результат этого расчета [68]) оказалось возможным установить, что экспериментальное отношение интенсивностей вспышек в К-ИК и УФ диапазонах соответствует расчетному для электрических разрядов на высотах 50-60 км.

Ожидаемое значение отношения Р числа фотонов в К-ИК диапазоне к числу фотонов в УФ диапазоне для атмосферных электрических разрядов было рассчитано как сумма первой 1PN2 и второй 2PN2, положительных систем молекулярного азота по формуле:

Здесь q* - скорость соответствующих переходов, зависящая от сечения возбуждения и функции распределения электронов по энергиям. Характерное значение отношение скоростей переходов выше порога пробоя (E/N~100 Td) / q*2PN2 10. Времена жизни возбужднных состояний r(1PN2) 810q 1PN r(2PN2) 910-8c. d– частота дезактивирующих столкновений, при которых энергия возбуждения теряется без излучения, d = VTnm(Н) ( сечение дезактивации принято равным газокинетическому ~10-15cм2). VT (z)=(4/3)[8kT(z)/m]1/2 - скорость относительного теплового движения молекул, где m = 30а.е. – масса молекул, T(z) линейно уменьшается с высотой от 273оK на высоте 50 км до 173оK на высоте 80 км. Предполагается также, что плотность молекул азота меняется с высотой как nm(z) = 1.81015exp[-(zH0)], где Н0 = 7 км – высота экспоненциальной атмосферы [75]. На рисунке 4.22 приведен результат расчета отношения Р.

Рисунок 4.22. Результат расчета отношения Р для излучения молекул азота, возбужденных на различных высотах в атмосфере.

Полученный результат согласуется с расчетами спектрального состава излучения разряда в верхней атмосфере на высотах 50-60 км [71]. С этой точки зрения близкая к максимуму распределения область с Р 2 6 должна соответствовать наблюдаемым с поверхности Земли разрядам типа «спрайтов» (высоты 60-70 км). «Хвост» распределения с Р > 8, возможно содержит свет от молний, рассеянный в облаках.

Область малых значений Р < 1 скорее всего связана со стримерной частью ТАЯ на высотах менее 50 км. Отношение Р < 2 было найдено доминирующем во вспышках вне серий. На рисунке 4.23 распределение распределением в вспышках, наблюдаемых в сериях.

Рисунок 4.23. Сравнение распределения по отношению Р в максимуме вспышки вне серий (сплошная гистограмма) с распределением во вспышках, принадлежащих к сериям (штрихованная гистограмма).

Корреляция вспышек с облачностью, наблюдение вспышек в ответственных за наблюдаемые транзиентные атмосферные явления ТАЯ (в нашем случае за вспышки излучения в УФ и красной области длин волн) считается, что инициатором подобных разрядов являются молниевые разряды между облаками или между облаками и поверхностью Земли. В ряде экспериментов с видео камерами непосредственно наблюдались вспышки от молнии, как предшественника ТАЯ. В пользу этого предположения говорит также общая картина распределения ТАЯ, которые концентрируются в экваториальном районе Земли над континентами там же, где сосредоточены грозовые образования с молниями. На рисунке представлено распределение молний по данным эксперимента LIS [76] в ноябре 2009, которое можно сравнить с картой Земли с нанесенными на ней точками наблюдения ТАЯ в настоящем эксперименте (рисунок 4.13-4.15).

Рисунок 4.24. Карта распределения молний по данным LIS.

Для сравнение частоты появления молний и ТАЯ по отдельным районам Земли данные о транзиентах были представлены как частота появления событий в различных географических районах на км2 в час (рисунок 4.25).

Максимальная частота ТАЯ (50-70)·10-5 соб. км-2 час-1 наблюдается вблизи экватора над Южной Америкой, Африкой и Индонезией. В этих районах частота ТАЯ достаточна, чтобы происходили ежеминутные срабатывания детектора УФ спутника Татьяны-2 и наблюдались короткие серии ТАЯ по 3-4 события (см. выше оценку частоты ТАЯ, создающих серии). Вместе с тем трудно объяснить появление длинных серий из 5 и более событий, так как спутник за 5 и более минут уходит из зоны с высокой частотой предполагаемых инициаторов ТАЯ – молний. На рисунке 4. показаны примеры наблюдения серий событий, когда спутник выходит из зоны грозовых образований, а детектор УФ продолжает регистрировать вспышки.

Рисунок 4.25. Частота событий ТАЯ в различных районах Земли (частота в единицах 10-5 км-2 час-1 обозначена цветом, шкала справа от Рисунок 4.25. Пример регистрации вспышек в безоблачном районе, вне грозового образования.

На рисунке 4.25 вспышки, зарегистрированные детектором УФ на спутнике Татьяна-2 (красные кружки) нанесены на карту молний, зарегистрированных в период пролета спутника в этом районе Земли (синие точки, по данным мировой сети регистрации молний WWLN [77]) и карту облачного покрова (белые области, по данным съемки облачности в инфракрасном диапазоне длин волн проводимые с частотой один снимок за часа [78]). Все молнии, зарегистрированные наземными станциями, находятся в области занятой облаками. Видно, что ТАЯ в приведенных сериях наблюдаются не только над облаками, но и в безоблачных районах, где нет молний.

По данным детектора УФ за ноябрь 2009 г был проведен анализ частоты появления вспышек УФ в безоблачных и облачных районах.

Границы облачности определялись по снимкам облачности в инфракрасном диапазоне, по тем же данным [78], что были приведены на рисунке 4.25.

Оказалось, что при примерно равном времени пролета над облачными и безоблачными районами соотношение числа вспышек в безоблачных районах (25%) и в облачных районах (75%) значительно превышает наблюдаемое соотношение молний (1:10).

В литературе принято считать, что причина возникновения электрических разрядов связана с грозовой активностью [79]. Однако, наличие событий в безоблачных районах, говорит либо о другой природе данных событий, либо о более сложном механизме передачи энергии от разряда молнии верхним слоям атмосферы с е последующим выделением вне грозовой области.

Обсуждение результатов по наблюдению вспышек Исторически первыми наблюдениями вспышек в атмосфере были наблюдения молний. Характерным признаком молниевого разряда является его локальность – шнур молнии всегда имеет малый поперечный размер, хотя длина его может достигать нескольких км [80].

Другим типом атмосферных разрядов являются транзиентные световые явления (в английской транскрипции TLE) – светящиеся разряды над грозовыми облаками. Характерным для большинства разрядов является кратковременность вспышек – длительность порядка 1 – 100 миллисекунд [81]. Окраска вспышек и их форма зависит от высоты, на которой они происходят. Эти разряды имеют большие пространственные размеры, тем не менее, их длительность невелика, что при столь больших размерах разрядов указывает на высокую скорость распространения в пространстве (близкую к скорости света). Они наблюдаются с помощью видео камер, расположенных на Земле и на самолтах более 20 лет, но изучение таких вспышечных явлений со спутников началось сравнительно недавно, в связи с развитием современной оптической техники (6 лет).

Общепринятого механизма, описывающего развитие всех высокоатмосферных разрядов нет. Трудностью объяснения разрядов по классической теории газового разряда является требование электрических полей больших напряжнностей, которые в реальных грозовых районах не наблюдаются. Есть альтернативная теория, которая развивается в работах А.В. Гуревича [82], основанная на лавине убегающих релятивистских электронов. Однако, для реализации этого механизма необходимо выполнение ряда условий: 1) напряженность электрического поля должна превышать некоторое критическое значение в областях большой протяжнности (50 кВ/м на высоте 10 км с размером области, где происходит ускорение, значительно больше длины экспоненциального роста лавины) и 2) в этой области должны присутствовать «затравочные» электроны. Последние могут быть космического происхождения (результат ионизации атмосферы космическими лучами, проникающими на высоты 10-20 км). Существуют экспериментальные данные указывающие на увеличение интенсивности вторичных частиц космического излучения в грозовой области [83,84] Наиболее общепринятой в настоящее время гипотезой возникновения ТАЯ является теория связанная с молниевыми разрядами типа облако-земля, под действием элекромагнитного импульса которых, происходит разогрев электронов в атмосфере земли. Электрическое поле управляет соударениями электронов с молекулярным азотом и молекулярным кислородом, индуцируя возбуждение и ионизацию, в результате чего и возникает излучение[85-87].

Интерпретация данных настоящей работы об атмосферных вспышках базируется в первую очередь на экспериментальных данных, полученных на спутниках Татьяна-1 и 2. На этих спутниках в надир наблюдались временные профили вспышек в УФ области. Эти данные сопоставлялись с данными, полученными в предыдущих работах с использованием целого спектра приборов, в том числе и видео камер, наблюдавших развитие вспышки в атмосфере по вертикали. Сочетание данных настоящей работы о глобальном распределении событий, об их временном профиле, об отношении Р числа фотонов в красно – инфракрасном диапазоне длин волн к числу фотонов в УФ диапазоне с данными видео камер и спектрометров в предыдущих работах, позволяет получить новые сведения о ТАЯ.

Сравнивая временной профиль и количество фотонов, излучаемых в атмосфере, можно разделить наблюдаемые в настоящей работе события на несколько типов.

1. События типа «эльфов» в виде коротких импульсов и (< 5 мс) и небольшим энерговыделением.

2. События типа спрайтов со сложным временным профилем энерговыделением во вспышке (число фотонов УФ Qa>1023 или 3. Вспышки с малым числом фотонов (число фотонов УФ Qa1022- (энергия, выделенная в излучение в атмосфере более 10кДж). В настоящем эксперименте были выбраны и изучались не только такие события (типа TLE), но и менее яркие вспышки с числом фотонов от Qa= 1020 до Qa=1022, которые не привлекали внимание в предыдущих работах. Оказалось, что эти события с малым числом фотонов отличаются от событий TLE своим распределением по энергии (показатель степенного закона дифференциального распределения -1, в то время как у событий с числом фотонов Qa>1023 показатель -2). Большинство событий с малым числом фотонов имеют длительность около 1 мс, и появляются как «одиночные»

события, в отличие от «серий» событий с большим числом фотонов.

Сравнение карты распределения событий с большим числом фотонов и карт распределения событий типа эльф, спрайт и гало спрайта показало одинаковую тенденцию концентрации событий в районе экватора (от 30°СШ до 30°ЮШ) над континентами. Подобное распределение имеют и молнии, что позволяет предположить, что события TLE генетически связаны с молниями. Несмотря на то, что в настоящем эксперименте нет прямых сведений о большой высоте вспышек, которые прямо показывали бы их резкое отличие от молний, косвенные сведения из наблюдаемого соотношения красного и УФ диапазонов длин волн позволяют утверждать, что эти вспышки происходят на высотах порядка 50-80 км - таких же, как у событий TLE.

На рисунке 4.30 представлены географические карты событий TLE (спрайты, эльфы, гало) полученные в эксперименте ISUAL [93]. Эти карты следует сравнить с картами событий ТАЯ с большим числом фотонов, полученные в настоящем эксперименте (рисунки 4.13 – 4.16). Очевидны общие черты этих карт: концентрация событий в экваториальном районе над континентами.

Рисунок 4.30. Карта событий TLE, полученная с помощью комплекса ISUAL.

эксперименте в экваториальном районе над континентами совпадает по порядку величины с суммарной частотой событий TLE (эльфов и спрайтов) в эксперименте ISUAL и составляет 4-7·10-4 км-2 час-1. Эта частота TLE на порядок меньше частоты молний в тех же районах, что находит объяснение в модельных расчетах образования TLE молниями.

Интересным также является совпадение в обоих экспериментах мест появления TLE над океаном в специальных районах (в Атлантическом океане и Тихом океане вблизи Северной Америки и вблизи Японии, рисунок 4.30 и 4.13, 4.14). В этих районах частота TLE на порядок меньше, чем над континентами, но оказывается сравнима с частотой молний. По-видимому, в этих районах океана, молнии имеют специальные характеристики, увеличивающие процент появления событий TLE.

События типа эльф получили достаточно полное объяснение при рассмотрении «разогрева» электронов ионосферы электрическим импульсом, приходящим к ионосфере после разряда молнии (облако-земля, земля – облако) [94-97]. На рисунке 4.31 представлены результаты моделирования разряда типа эльф [96].

Рисунок 4.31. Развитие TLE типа эльф по модели.

Развиты также и модели событий типа спрайта [98, 99]. Основой этих моделей являются стримерные разряды, возникающие в электрическом поле большой напряжнности в промежутке облако - ионосфера в результате разряда молнии между облачным слоем и землей. Замечательным достижением теории является демонстрация переброса стримерного разряда в направлении поперек электрического поля, так что стримеры заполняют достаточно широкое пространство. На рисунке 4.32 показано модельное развитие разряда типа спрайт, следующее «фрактальному» закону [98].

Рисунок 4.32. Динамика развития спрайта по фрактальной модели. На правом нижнем рисунке показано схематическое развитие разряда поперк электрического поля.

Новые свойства транзиентных атмосферных явлений, наблюдаемые в настоящей работе (вспышки со сравнительно малым числом фотонов, вспышки в безоблачных районах, далеких от грозовых) требуют дополнительных рассмотрений. Подобные вспышки могут быть связаны с импульсом электрического поля от молний, распространяющимся на большие расстояния. Известно, что искусственные импульсы от мощных радиостанций распространяются на тысячи км [100, 101], благодаря «резонатору» в промежутке между проводящими слоями земли и ионосферы.

В присутствии локальных флуктуаций электрического поля дополнительное поле от далекой молнии может вызвать свечение ТАЯ в верхней атмосфере наподобие свечения эльфа.

Привлекательным свойством такой модели является возможность объяснения излома показателя распределения по числу фотонов от -1 к -2, наблюдаемому как раз в области перехода от больших чисел фотонов Qa>1023, соответствующих событиям TLE, к вспышкам с малым числом фотонов QaE. Когда свечение во вспышке наблюдается вблизи молнии, где ее энергия пропорциональна Еимп, то их спектр имеет показатель -2, который повторяет спектр энерговыдления в событиях TLE c числом фотонов Qa>1023.

Для окончательного выяснения происхождения «малых» вспышек необходимы дальнейшие экспериментальные исследования. В настоящее время накапливаются данные в эксперименте Чибис, в которых вспышки УФ изучаются в широком интервале времени регистрации (развертка осциллографа в сотни мс). Готовится эксперимент ТУС, в котором порог изучения вспышек будет значительно ниже, чем на спутнике Татьяна- [100].

В главе 4 приведены результаты измерения вспышек УФ и красногоинфракрасного излучения детекторами спутников «УниверситетскийТатьяна» и «Университетский-Татьяна-2». Представлено дифференциальное и интегральное распределение вспышек по количеству фотонов выделенных в атмосфере, показано, что наклон дифференциального распределения изменяется при числе фотонов в атмосфере Qa1023. Приведено географическое распределение вспышек с разным количеством фотонов, показано, что с ростом числа фотонов вспышки концентрируются к экватору.

Проведено сопоставление теоретических и экспериментальных данных по отношению количества фотонов выделенных в атмосфере во вспышке в красном–инфракрасном и УФ диапазонах длин волн. Полученные отношения указывают на высоты происхождения вспышек (50-80 км) характерные для транзиентных явлений. Показано существование серий ежеминутных событий. Приведена оценка частоты возникновения вспышек в различных географических районах Земли. В конце главы приведен краткий обзор данных о транзиентных явлениях, наблюдавшихся в других экспериментах, а также некоторые предположения о возможных причинах наблюдения вспышек вне грозовых районов, серий вспышек, а также излома распределения событий по количеству фотонов, выделенных в атмосфере.

Глава 5. Применение полученных результатов в измерениях КЛ ПВЭ с помощью орбитальных детекторов Использование данных о свечении ночной атмосферы при подготовке детектора ТУС к работе на борту спутника Полученные в главах 3 и 4 результаты находят непосредственное применение в измерениях КЛ ПВЭ с помощью орбитальных детекторов.

Первым орбитальным детектором КЛ ПВЭ будет детектор ТУС (Трековая Установка), который находится на стадии предполетных испытаний. Для этого детектора оценки роли фоновых явлений в ночной атмосфере являются особенно актуальными.

Главной задачей первого орбитального детектора является выделение сигнала ШАЛ на фоне свечения ночной атмосферы.

Оценка фонового свечения атмосферы в детекторе ТУС, сигнала от ШАЛ в детекторе ТУС, оценка порогового значения регистрации КЛ ПВЭ и оценка число ожидаемых событий, регистрируемых детектором ТУС за год работы проведена в предположении полярной орбиты ИСЗ «Ломоносов»

(высота 500 км), а также только для триггерной системы первого уровня, когда учитывается лишь превышение полезного сигнала (S) над уровнем шума () от свечения атмосферы Земли в одной ячейке детектора ( S >3 ).

Таким образом, оценки частоты срабатывания управляющей системы детектора ТУС сделаны в простейшем случае, когда отбор событий происходит по порогу сигнала в одной ячейке.

Триггер второго уровня срабатывает, когда по крайней мере в трх соседних ячейках сработал триггер первого уровня в течении последовательных интервалов времени по 12 мкс или когда, сигнал в одной ячейке на трх последовательных временных интервалах превышает пороговый сигнал триггера первого уровня. В оценках приведнных в главе работа триггерной системы второго уровня не учитывалась. Для учта работы всей триггерной системы необходимо проводить полное моделирование работы оптической системы, а также электроники детектора ТУС.

5.1.1. Оценка фонового свечения атмосферы в детекторе ТУС Рассмотрим, какой фон в детекторе ТУС составляет свечение ночной атмосферы в различных районах Земли при различных фазах луны. Среднее число фотоэлектронов (ф.э.) в ячейках примника ТУС, генерируемое фотонами свечения ночной атмосферы, составляет «пьедестал», относительно которого колеблются значения числа ф.э. в тех интервалах времени, которые выбраны для наблюдения движения диска частиц ШАЛ.

Полученные в главе 3 значения интенсивности свечения ночной атмосферы позволяют вычислить средние числа фотонов от свечения ночной атмосферы в отдельных ячейках детектора:

где J – интенсивность свечения (фотон/м2ср мкс), S – площадь зеркала ТУС (1,8 м2), – телесный угол обзора одной ячейки (10-4 ср), =0,7эффективность светосбора с учтом коэффициента отражения поверхности зеркала и потерь в световоде детектора. Среднее количество ф.э. в ячейке за время интегрирования рассчитывается как:

где р – квантовая эффективность фотокатода ФЭУ (р=0.2), - время измерения сигнала в одной ячейке (в микросекундах).

Шум определяется как среднеквадратичное отклонение числа фотоэлектронов на фотокатоде ячейки для принятого ранее = 12,8 мкс от среднего значения Nф.э, в предположении, что флуктуации числа фотоэлектронов описываются «нормальным» распределением:

В таблице 5.1 представлены значения для различных уровней свечения атмосферы, в районах Земли с минимальным и максимальным значением интенсивности свечения ночной атмосферы в безлунные ночи:

J=6·107фотон/ см2 ср·с (6·105 фотон/ м2 ср·мкс) (см. главу 3 рисунок 3.22) и J=2·108фотон/ см2 ср·с (2·106 фотон/ м2 ср·мкс) –над городами, над полярными сияниями. Там же представлено значение шума при полной луне в зените (2·109фотон/ см2 ср·с).

Таблица 5.1. Значения шума от свечения ночной атмосферы Составляющими оптического сигнала в детекторе ТУС являются излучение УФ фона и флуоресценция от широкого атмосферного ливня.

Поиск истинного события заключается в выделении сигнала от ШАЛ на фоне шума. Рассмотрим отношение полезного сигнала ШАЛ и шума ФЭУ при различных характеристиках ШАЛ.

5.1.2. Оценка сигнала ШАЛ в детекторе ТУС Оценим величину сигнала ШАЛ в канале детектора ТУС. Рассмотрим лишь случай, когда максимум ливня попадает в центр поля зрения детектора.

В этом случае, как показано в главе 1, фокусировка оптической системы максимально приближена к идеальной. Количество фотонов от ШАЛ, на пути диска частиц, видимого в ячейке детектора (в м), рассчитывается по формуле (см. подробно раздел 1.2 глава 1):

где - прозрачность атмосферы Земли, зеркала, - количество электронов в максимуме ливня, Y = 4,7 выход света флуоресценции на метр пути электрона, с – скорость света (в м/с), коэффициент отражения зеркала, - зенитный угол ливня, R– высота орбиты спутника.

Шум в ячейке, регистрирующей сигнал ШАЛ, зависит от выбранного временного шага измерения. В системе отбора полезных событий выбран шаг 12,8 мкс и для него сигнал S равен а шум зависит от интенсивности свечения атмосферы J в соответствии с формулами (5.1-5.3).

Отсюда получим соотношение сигнал/шум в ячейке детектора ТУС:

В таблице 5.2 представлена оценка отношения сигнала к шуму на фотокатоде отдельного ФЭУ в виде таблицы для ШАЛ с зенитным углом 75°, при среднем уровне свечения атмосферы земли J=108фотон/ см2 ср·с в зависимости от энергии первичной частицы.

Таблица 5.2. Отношение сигнала к шуму на фотокатоде ФЭУ в зависимости от Е0 для ШАЛ с =75° [S/] 5.1.3. Оценка порогового значения энергии при регистрации КЛ Сравнивая значения шума с сигналом ШАЛ можно грубо оценить пороговые значения энергии первичной частицы КЛ ПВЭ в различных условиях свечения ночной атмосферы. Принимая за пороговое значение Е0пор, при котором значения сигнала ШАЛ в максимуме значения превышают шум на уровне трх сигма, получаем оценку Е0пор представленную в таблице 5.3.

Поскольку энергетический спектр КЛ ПВЭ очень крутой (для энергий выше 50 ЭэВ показатель интегрального спектра около 4), то очевидно, что большинство событий КЛ ПВЭ будет регистрироваться в районах с низкой интенсивностью свечения ночной атмосферы – на витках спутника, пролетающего над океанами, пустынями, над Сибирью. Вместе с тем, важно сохранять работоспособность детектора ТУС и в районах с большой интенсивностью свечения атмосферы, в том числе при луне, так как даже отдельные события, которые можно зарегистрировать при максимальном шуме рассеянного света полной луны (с энергией ~500 ЭэВ) могут иметь важное значение для проблемы происхождения КЛ ПВЭ, так как неизвестно, сохраняется ли крутизна энергетического спектра при таких высоких энергиях.

Таблица 5.3. Пороговая энергия частиц КЛ ПВЭ в различных районах Земли в безлунные ночи и при полной луне.

На рисунке 5.1 представлен график зависимости пороговой энергии регистрации КЛ ПВЭ детектором ТУС в зависимости от фона свечения представлена в логарифмическом масштабе.

Рисунок 5.1. Пороговая энергия регистрации КЛ ПВЭ в зависимости от фона свечения ночной атмосферы Земли.

Задача понижения энергетического порога отбираемых событий КЛ ПВЭ на фоне «шума» свечения ночной атмосферы находится в противоречии с необходимостью понижения частоты срабатывания управляющей системы детектора, связанной с ограниченной возможностью передачи большого объма информации от спутника в центр управления. Для детектора ТУС эта частота не может превышать 1 события в минуту. Управляющая система ТУС работает в две стадии: 1 стадия – выбираются ячейки, в которых сигнал превысил уровень n (значение n может быть изменено по команде из центра управления). 2 стадия – отбираются события, в которых ячейки, выбранные на первой стадии, оказываются соседними и выстроенными во времени так, как ожидается для сигналов ШАЛ. Оценки частоты случайных срабатываний для вышеприведнных порогов по уровню срабатывания ячеек на первой стадии n=3 и значений числа сработавших соседних ячеек m=5 показали, что частота случайных срабатываний системы управления не превышает 0,1 в секунду. Эти пороги n=3 и m=5 будут использоваться в качестве первоначальных при настройке работы детектора ТУС на орбите.

Окончательная настройка управляющей системы будет проведена на основании данных ТУС о свечении ночной атмосферы для конкретных условий свечения в заданных районах Земли.

5.1.4. Оценка числа ожидаемых событий Поскольку ИСЗ «Ломоносов» предполагается запустить на полярную орбиту, близкую к орбите спутника Татьяна – 2, то зная рабочее время Татьяны – 2 для разных по интенсивности свечения районов Земли, можно оценить годовую экспозицию детектора ТУС для различных районов.

В таблице 5.4 и более подробно на рисунке 5.2 представлено ожидаемое количество для детектора ТУС рабочих ночных часов в год при различных интенсивностях атмосферы земли.

Таблица 5.4. Оценка ожидаемого количества рабочих часов детектора ТУС Интенсивность На рисунке 5.3. по оси OX отложена интенсивность свечения атмосферы Земли пересчитанная из кода высокого напряжения M (см. раздел 2.1.2).

Следует отметить, что абсолютное значение интенсивности не линейно зависит от кода высокого напряжения I ~ М-8,5. Шаг по оси OX равен 2 в единицах в значениях кода M.

Рисунок 5.3. Ожидаемое количества рабочих часов детектора ТУС в зависимости от интенсивности свечения атмосферы Для оценки числа ожидаемых событий с энергией выше пороговой энергии регистрации необходимо знать геометрический фактор приема сигналов ШАЛ – ( – телесный угол прима регистрируемых ливней, обозреваемая с высоты орбиты 500 км площадь атмосферы). Площадь для ТУС-а равна ~ 6200 км2 при угле поля зрения 9. Телесный угол следует разделить на две части: для зенитных углов > 60° («горизонтальные»

ливни) и углов распределении первичных частиц, геометрический фактор вычисляется как:

где – площадь атмосферы доступная для наблюдения при зенитном угле.

В случае зенитных углов толщину слоя неоднородной атмосферы, в которой происходить регистрации частиц от ливня. Геометрический фактор для регистрации ливней с зенитными углами более 60 составляет Для оценки статистики событий выше энергетического порога регистрации детектора ТУС были использованы данные об интенсивности потока частик КЛ по данным установки Pierre Auger Observatory [103] и эксперимента HiRes [104]. Дифференциальный спектр при энергиях ниже ЭэВ можно представить степенным законом с показателем = 2,84 и показателем = 5 при энергиях выше 50 ЭэВ. Интегральная интенсивность КЛ ПВЭ, используемая при оценке эффективности работы детектора ТУС представлена в таблице 5.5.

В таблице 5.6 представлено интегральное количество рабочих часов детектора ТУС, которое ожидается для различных значений пороговой энергии регистрации выше заданной. Расчеты приведены только для ночного времени, когда интенсивность свечения атмосферы даже при полнолунии не превышает значения ~ 1010 фотон/см2 с ср что соответствует пороговому значению регистрации первичных частиц КЛ ~ 1021.

Таблица 5.5. Интегральная интенсивность КЛ ПВЭ по данным наземных установок.

событий/км2·год·ср Таблица 5.6. Интегральное количество рабочих часов для детектора ТУС.

Количество рабочих часов/год ( >E ) количество часов работы для детектора ТУС при пороговой энергии выше заданной мы получим ожидаемое количество регистрируемых событий в год при различных энергиях. Результат представлен в таблице 5.7 для ливней с зенитным углом < 60° и > 60°.

Таблица 5.7. Ожидаемое интегральное количество событий для детектора ТУС.

Количество событий /год (>E) Количество событий /год (>E) Оценка сигнала от вспышек типа «эльф» в ячейках детектора До настоящей работы было практически неизвестно о существовании вспышек УФ в ночной атмосфере с малым числом фотонов (порядка 10 20приближающимся к числу фотонов флуоресценции ШАЛ от частиц КЛ ПВЭ – порядка 1016 фотонов. Транзиентные явления в атмосфере, изучавшиеся до настоящей работы, были исключительно яркими и сравнительно редкими. Они получили название «транзиентые атмосферные явления» (ТАЯ), или в английской литературе «transient luminous events»

(TLE).Сравнение карты распределения TLE и карты распределения молний показывает высокую корреляцию обоих явлений и в настоящее время общепринято считать TLE вторичным эффектом электрического молниевого пробоя атмосферы. безусловно значительно отличаются от флуоресцентной вспышки в атмосфере под действием частиц КЛПВЭ – как по своей большой длительности (десятки и сотни миллисекунд), так и по 1026).Напомним, что число фотонов флуоресценции от частиц КЛПВЭ составляет ~1016, а длительность сигнала ШАЛ – не более 100 мкс.

«Университетский – Татьяна – 2» позволили продвинуть измерения вспышек в область значительно менее ярких вспышек (число фотонов 1020 -1021) и коротких (1 мс) вспышек. Сравнение глобальной карты распределения таких вспышек с картой молний показывает слабую корреляцию обоих явлений (глава 4 рис 4.24, 4.25). Природа малых вспышек пока не выяснена, но их роль как фонового явления, вызывающего срабатывание управляющей системы детектора ТУС, и способного на ранней стадии развития имитировать сигнал ШАЛ от частиц КЛ ПВЭ, следует внимательно изучить.

С этой целью была разработана модель вспышки УФ в атмосфере с характеристиками (длительность, число фотонов, временной профиль) согласующихся с экспериментальными данными о малых вспышках. В основе модели, которая близка к модели событий ТАЯ типа «эльф», заложено излучение молекул азота, возбуждаемых электромагнитным импульсом (ЭМИ) с радиальным фронтом, распространяющимся в область ионосферы. Как известно, в ионосфере имеется достаточное количество свободных электронов, которые под действием ЭМИ могут ускоряться до энергий, достаточных для возбуждения линий N2pи N1nс длинами волн в полосе пропускания светофильтра детектора ТУС (300 – 400нм).Свечение происходит в слое ионосферы, через который проходит фронт сферического электромагнитного импульса, рисунок 5.4. Светящийся слой задатся двумя плоскостями, проведнными на высотах z1=80 км и z2=110 км.

Сфера ЭМИ расширяется со скоростью света, так что R(t)= ct, где с=3·105 км/с, время отсчитывается в мкс от начала ЭМИ в нижней атмосфере.

Если точки на сфере оказываются в заданном слое ионосферы, то они изотропно излучают фотоны УФ в диапазоне 300 – 400нм с выходом q(Q)~1/R фотонов (такая зависимость от R ожидается, если интенсивность излучения пропорциональна напряжнности электрического поля ЭМИ).

Полное число фотонов (Q), излучаемых эльфом определяется как интеграл свечения по всем координатам слоя ионосферы и полному времени T свечения. Свечение эльфа начинается с момента t=z1/c = 267мкс при z1=80, когда ЭМИ достигает нижнего слоя ионосферы расположенного по вертикали над точкой начала ЭМИ и далее распространятся по слою ионосферы в форме кольца с центром в этой же точке и радиусом d(t).

Рисунок 5.4. Прохождение ЭМИ через слой ионосферы. R- радиус ЭМИпри первом проникновении в слой ионосферы, D-толщина слоя ионосферы, d- радиус «видимого» кольца свечения, L- радиус ЭМИ на стадии кольца.

Поскольку нас интересует свечение, ожидаемое в конкретном поле зрения детектора, то окончание свечения закончится, когда область пересечения сферы и ионосферы уйдт из поля зрения детектора. В более полном рассмотрении точку, из которой начинается радиус сферы, следует сдвинуть относительно центра поля зрения детектора.

Временной профиль свечения вспышки в детекторе определяется скоростью расширения радиуса ЭМИ, положением слоя в ионосфере, который светится под действием ЭМИ, и положением центра вспышки в поле зрения детектора. На рисунке 5.5. представлены временные профили, имитируемых по принятой выше модели, вспышек.

Важно отметить, что в рамках описанной модели удатся получить форму спада временного профиля сигнала согласующуюся с экспериментальными данными ИСЗ Татьяна-1 (значения параметров приведены в таблице 4.1 глава 4). Наблюдаемое ненулевое в эксперименте (нулевое в модели) время роста сигнала Трост200 мкс можно объяснить временем роста самого ЭМИ при разряде молнии.

Рисунок 5.5. Временной профиль вспышки, рассчитанной по принятой выше модели. а – центр вспышки в центре поля зрения детектора с диаметром 250 км, Tспада=1500 мкс; б – центр вспышки – на периферии поля зрения детектора (б), Тспада =750 мкс.

Ещ один важный параметр детектора должен быть учтн при полном рассмотрении модели вспышки: насыщение сигнала в ячейке детектора ТУС при больших сигналах. Из-за этого фактора только начальная стадия будет видна как пространственное распределение фотонов в ячейках, принимающих сигнал менее значения насыщения.

Оценим значение количества фотонов в ячейке детектора, при котором наступает насыщение сигнала в АЦП:

Здесь Amax – максимальное значение кода десятиразрядного АЦП (1024), k – коэффициент перевода аналогового сигнала в цифровой (500 В -1), qe- заряд электрона 1,6·10-19 в кулонах, p– квантовая эффективность ФЭУ(0,2),G(M)усиление ФЭУ (отношение заряда сигнала q на аноде к числу фотоэлектронов на катоде ФЭУ), индивидуально для каждого из выбранных ФЭУ и зависит от средней освещенности атмосферы Земли.

Рассчитаем значения исходя из экспериментальных данных о количестве фотонов от вспышки в детекторе ДУФиК на спутнике «Татьяназа время t=1мкс. Для оценки положим, что вспышка в атмосфере занимает вс поле зрения отдельного ФЭУ на «Татьяне-2» (поле зрения 15°, соответствует телесному углу обзора =0, 017ср, эффективная площадь фотокатода ФЭУ S=0,4 см2). Интенсивность сигнала в ячейке детектора ТУС пропорциональна площади зеркала-концентратора (Smirr), величине телесного пропорциональна квадрату расстояния от источника до детектора R (примем равным высоте орбиты спутника). Поэтому интенсивность вспышки в канале детектора ТУС отличается от соответствующей интенсивности в детекторе УФиК на спутнике «Татьяна -2». Отношение сигналов равно:

количество фотонов в детекторе, при котором наблюдается насыщение сигнала для разных уровней освещнности атмосферы Земли. В таблице приведена усредннная оценка шестнадцати ФЭУ, входящих в состав одного из модулей лтного образца.

Как следует из таблицы при среднем уровне фона запись оптического сигнала от вспышек УФ идт вплоть до энергий Qa 2·1024. Этот предел достигается в полнолуние, когда интенсивность свечения атмосферы на порядок выше среднего и усиление ФЭУ на порядок ниже среднего.

Таблица 5.8. Пороговое значение количества фотонов выделенных в атмосфере во вспышке (Qa) и количество фотон в детекторе ( ) до насыщения сигнала АЦП при различных уровнях УФ фона.

Таким образом, детектор ТУС будет регистрировать вспышки до и после излома в распределении по количеству фотонов (излом при Qa~1023, рисунок 4.9. глава 4). Десятиразрядного АЦП хватает, чтобы зарегистрировать вспышку целиком при среднем уровне свечения атмосферы (108 фотон/см2с ср). Транзиентные явления, сигнал которых превышает пороговое значение насыщения, будут регистрироваться только на начальной стадии своего развития(когда количество фотонов в ячейках детектор аниже порога насыщения).

Сведения об изменении наклона распределения вспышек по числу фотонов в атмосфере при переходе от ярких вспышек Qа>1023 к неярким Qа< 5·1021, а также изменение их географического распределения вызывают особый интерес. Как показано выше, изучение таких вспышек до и после излома в распределении может быть продолжено с помощью детектора ТУС без насыщения сигнала в АЦП.

Важной особенностью детектора ТУС является и то, что в отличие от спутников Татьяна – 1,2, он позволит наблюдать не только временной профиль событий, но и пространственное распределение фотонов в каждом из них. Сведения о пространственном распределении фотонов во вспышках с разным количеством фотонов помогут в понимании происхождения вспышек. Детектор ТУС позволит разделить события по виду пространственно-временного профиля на классы TLE:elve, halo, sprite, jet, построить распределение по количеству фотонов для каждого из классов и ответить на вопрос, к каким классам TLE принадлежат вспышки с разным количеством фотонов.

В качестве входных параметров при моделировании событий типа «эльфа» задатся расстояние от источника зарождения ЭМИ до оптической оси детектора, размер элементарной ячейки, на которые разбита атмосфера,(в км), а также размер поля зрения ячейки (в км) и общее количество каналов детектора. При моделировании за значения параметров детектора приняты соответствующие значения для детектора ТУС: количество ячеек – 256, поле зрения каждой из ячеек – 4 км. Результатом ввода параметров является создание трхмерной матрицы, несущей информацию о количестве фотон в ячейках детектора в каждый момент времени. Интервал по времени (dt) может изменяться в зависимости от поставленной задачи, далее на рисунках приведены результаты расчтов при dt=1мкс. В качестве основной координатной системы при моделировании выбрана декартова система с началом координат O(0,0,0) на поверхности Земли прямо под спутникомдетектором, осью Oz, совпадающей с вектором соединяющим начало координат и середину матрицы из ячеек детектора, оси Ox и Oy совпадают с осями симметрии квадратной мозаики детектора, проведнными через середины сторон. Нуль по времени T соответствует моменту пересечения фронтом электромагнитной волны заданного слоя ионосферы.

Перемещение спутника за время развития разряда в поле зрения детектора (сотни мкс), в случае орбитального детектора (высоты более км)пренебрежимо мало, поэтому при моделировании не учитывалось.

На рисунке 5.6 представлены пример развития разряда, рассчитанного по описанной выше модели. На рисунке приведено пространственное распределение количества фотонов в моделируемой вспышке в моменты времени t (показаны на рисунке ) при времени интегрирования сигнала 1 мкс.

В этом примере источник ЭМИ расположен прямо под спутником, разряд попадает в центр поля зрения детектора.

Рисунок 5.6. Развитие сигнала от разряда типа «эльф» в детекторе ТУС в центре поля зрения (шкала нормирована по максимальному значению интенсивности).

Вспышка зарождается в центре поля зрения детектора. В момент времени t = 25 мкс на мозаике фотопримников детектора ТУС разряд представляет собой светящееся пятно, интенсивность и размеры которого возрастают во времени. Максимум свечения центрального пятна достигается при t = 100 мкс. Спустя 125 мкс после начала развития разряда свечение центральной части разряда затухает, в то время как максимум свечения смещается от периферии к центру. Таким образом, разряд представляет собой расширяющееся светящееся кольцо. Затухание свечения разряда происходит медленно, по экспоненциальному закону с характерным временем 750 мкс, что согласуется с данными экспериментов Татьяна -1,2.

На рисунке 5.7 представлен другой пример разряда, когда источник ЭМИ расположен на краю поля зрения детектора. В этом случае кольцо эльфа развивается с центром на периферии поля зрения.

Рисунок 5.7. Развитие сигнала от разряда типа «эльф» в детекторе ТУС на периферии поля зрения (шкала нормирована по максимальному значению интенсивности).

Видно, что даже в случае, когда источник ЭМИ сдвинут относительно оптической оси детектора, короткий разряд типа эльф не может имитировать сигнал от ШАЛ. В случае эльфа, сигнал наблюдается одновременно в нескольких ячейках детектора, в то время как сигнал от ШАЛ имеет вид трека образованного от последовательно срабатывающих каналов (рисунок 1.2 глава 1) В главе 5 приведены расчты количества фотонов в отдельных ячейках детектора ТУС от стационарного свечения атмосферы Земли, на постоянном фоне которого будет происходить регистрация фотонов от ШАЛ. Проведена простая оценка пороговой энергии первичной частицы ШАЛ и экспозиции детектора ТУС при различных значениях фонового свечения атмосферы Земли. Показано, что в случае использования десятиразрядного АЦП (как в электронике детектора ТУС) можно регистрировать вспышки с Qa< фотонов без насыщения при полном усилении ФЭУ (при среднем уровне свечения атмосферы (108 фотон/см2 с ср), а в случае высокой интенсивности свечения атмосферы (в полнолуние) можно изучать вспышки с ещ большим числом фотонов (до 2 1024 ). Проведено моделирование свечения разряда с малым числом фотонов и малой длительности (типа «эльф») и показано, что такой разряд не имитирует сигнал от ШАЛ. Сигналы от других TLE с большим числом фотонов и большей длительностью ещ сильнее отличаются от сигнала ШАЛ.

Заключение В рамках работы над диссертацией получены следующие основные результаты:

Получена глобальная карта излучения ночной атмосферы в безлунные ночи в полосе длин волн 240-400 нм. Показано, что минимальные интенсивности свечения ночной атмосферы наблюдаются над Южными частями Тихого и Индийского океанов, над пустынями Африки и Австралии, над Сибирью.

Получено распределение отобранных вспышек по числу фотонов, выделенных в атмосфере. Показано существование двух областей в этом распределении: вспышки с «малым» числом фотонов (Q 1023 (полная энергия УФ излучения одной вспышки более 50 кДж) распределены по степенному закону с показателем «-2».

Получено распределение во вспышках отношения Р числа фотонов в красной полосе длин волн (средняя длина волны 800 нм) к числу фотонов в УФ полосе длин волн (средняя длина волны 350 нм), что позволяет сделать вывод о большой высоте, на которой происходит излучение во вспышках: 50-80 км.

Получено глобальное распределение атмосферных вспышек.

Показано, что атмосферные вспышки с большим числом фотонов Q > концентрируются в экваториальном районе над континентами, в то время, вспышки с малым числом фотонов Q < 5·1021 распределены более как равномерно по широтам и долготам.

Получена оценка пороговой энергии и ожидаемой статистики КЛ ПВЭ, необходимая для разработки окончательной схемы управления детектором ТУС.

Промоделировано развитие сигнала от вспышки типа «эльф» в ячейках детектора ТУС при различных положениях источника относительно оси детектора. Показано, что разряд типа эльф не имитирует сигнал от ШАЛ.

Слова благодарности Автор выражает глубокую признательность и благодарность своему научному руководителю Хренову Борису Аркадьевичу.

Автор благодарит Гарипова Гали Карымовича, Климова Павла Александровича и Шаракина Сергеея Александровича за обсуждения и консультации в процессе работы над диссертацией, Михаила Игоревича Панасюка, Владимира Вячеславовича Радченко и Попова Дмитрия Евдокимовича за внимание к работе на протяжении всего времени ее выполнения в КГУ им. Н.А. Некрасова и НИИЯФ МГУ.

Благодарю мою семью и друзей, за постоянную поддержку и веру в меня и мою работу.

Список литературы 1. J.W. Cronin, The Highest Energy Cosmic Rays, arXiv:astro-ph/0402487vl, 2. T. Stanev, Ultra High Energy Cosmic Rays, arXiv:astro-ph/0411113vl, 3. Мурзин B.C. Физика космических лучей. M.: МГУ, 1969.

4. P. Bhattacharjee, G. Sigl. Origin and Propagation of Extremely High Energy Cosmic Rays, arXiv:astro-ph/981101 lv, 1999.

5. Чудаков А.Е., и др. Черенковское излучение широких атмосферных ливней. Труды Межд. конф. По косм, лучам. М.: Изд. АН СССР, 1960, т.2, с.47-52.

6. Дж. Джелли. Черенковское излучение и его применение. М.: Иностр.

лит, 1960, 334с 7. Наrа Т., et al. Optical Cerenkov radiation from extensive air showers. Proc.

15th ICRC, Plovdiv, 1977, v.8, p.308-313.

8. Ильина Н.П., Калмыков Н.Н., Просин В.В. Черенковское излучение и параметры ШАЛ. ЯФ, 1992, т.55, с.2756-2767.

9. A.N. Bunner, Cosmic ray detection by atmospheric uorescence, Ph.D.

Thesis, Cornell University, 10. B. Keilhauer, M. Unger Fluorescence emission induced by extensive air showers in dependence on atmospheric conditions, Submitted to the 31th ICRC, Lodz, Poland, 2009 arXiv:0906.5487 [astro-ph.HE] 11. Keilhauer, B. et al. Nitrogen fluorescence in air for observing extensive air showers, EPJ Web Conf. 53 (2013) 01010 arXiv:1210.1319 [astro-ph.HE] 12. Н.А. Добротин и др. Широкие атмосферные ливни. //УФН. T. 49, выпуск. 2, с. 185-241, 1953.

13. Skobeltsyn D.V., Zatsepin G.T., Miller V.V. // Phys. Rev. 1947. V. 71.

14. J. Linsley // Phys. Rev. Letters. 1963. 10. 146.

15. J.Linsley. Proc. 8th ICCR, Jaipur, 4, p.77-79, 1963.

16. R. G. Brownlee, С. B. A. McCusker et. Al. Proc.11th ICCR, Budapest, 3p.

651, 1970.

17. N. Chiba et al.,"Akeno Giant Air Shower Array (AGASA) covering km2 area, Nucl. Instr. Methods A311 (1992) 338- 18. http://www.physics.adelaide.edu.au/astrophysics/hires/flyseye.html 19. http://hires.physics.utah.edu/ 20. http://www.physics.adelaide.edu.au/astrophysics/hires/index.html 21. Kawai, H; et al (2008). "Telescope Array Experiment". Nuclear Physics B (Proceedings Supplements): 220 226..doi:10.1016/j.nuclphysbps. 2007.

22. Вернов C.H., Егоров Т.А., Ефимов H.H. и др. Проект большой установки ШАЛ в Якутске. Изв. АН СССР. Сер.физ., 1965, т.9, с.1690Properties and performance of the prototype instrument for the Pierre Auger Observatory, J. Abraham et al. [Pierre Auger Collaboration], Nuclear Instruments and Methods, A523 (2004), doi:10.1016/j.nima.2003.12. 24. G.T. Zatspin and V.A. Kuzmin. Upper limit of the spectrum of cosmic rays.

// JETP Lett. 1966,4, 78.

25. Greisen K. End to cosmic-ray spectrum? // Phys. Rev. Letters 1966, 16, p.

748-750.

26. Зацепин Г.Т., Кузьмин В.А. О верхней границе спектра космических лучей. - Письма в ЖЭТФ, 1966, т.4, с.114.

27. J.W. Elbert and P. Sommers /// Astrophys. J. 1995. 441.151.

28. P.L. Biermann et al. // Physics and Astrophysics of Ultra-High-Energy Cosmic Rays, Springer. 2001. 181.

29. В.А. Кузьмин и В.А. Рубаков. Ядерная физика. 1998. 61. 1122.

30. P. Bhattacharjee and G. Sig // Physics and Astrophysics of Ultra-HighEnergy Cosmic Rays, Springer. 2001. 1275.

31. M. Nagano and A.A.Watson // Rev. Mod. Phys.2000. 72. 689.

32. R.M. Baltrusaitis et al. NIM. 1995. A240. 410.

33. J.H. Boyer et al. Nucl. Instrum. Methods Phys. Res. 2002. A 482 P. 457.

34. D.J. Bird et al., Astrophys. J. 424, 491, 1994.

35. R.Aloisio, V.Berezinsky, P.Blasi, A. Gazizov, S. Grigorieva, B. Hnatyk, A dip in the UHECR spectrum and the transition from galactic to extragalactic cosmic rays, Astro. Part. Phys. 2007,27, p. 76-91.

36. M. Takeda et al. (The AGASA Collab.), Astropart. Phys. 19, 447 (2003).

37. R. Abbasi et al. (HiRes Collab.), Phys. Rev. Lett. 100, 101101 (2008).

38. J. Abraham et al. (Auger Collab.), Phys. Rev. Lett. 101, 061101 (2008).

39. P Abreu et al. (Auger Collab.), in Proc. 32nd Int. Cosmic Ray Conf., Bejing, 40.Y. Tsunesada et al.(Telescope Array Collab.), in Proc. 32nd Int. Cosmic Ray Conf., Bejing, China (arXiv:1111.2507v1).

41.The Pierre Auger Collaboration Contributions of the Pierre Auger Collaboration to the 33rd International Cosmic Ray Conference, Rio de Janeiro, Brazil, July 2013 High Energy Astrophysical Phenomena arXiv:1307.5059v1 [astro-ph.HE] 42.J. Candia, S. Mollerach and E. Roulet, J. Cosmol. Astropart. P. 0305 (2003) 43.A. Calvez, A. Kusenko and S. Nagataki, Phys. Rev. Lett. 105 (2010) 091101.

44. M. Kachelriess and P. Serpico, Phys. Lett. B 225(2006) 640.

45. J. Linsley and R. Benson, Satellite Observation of Cosmic Ray Air Showers. // Proc, ICRC 17-th, Paris, 1981, 8, p.145-148.

46.Y. Takahashi (The JEM-EUSO Collaboration) «The JEM-EUSO mission» // New Journal of Physics, 2009, V. 11, P. 065009 [arXiv:0910.4187].

47.B. A. Khrenov et al. «KLYPVE/TUS space experiments for study of ultrahigh-energy cosmic rays» // Physics of Atomic Nuclei, 2004, V. 67, P.

2058.

48.V. Abrashkin et al. «Space detector TUS for extreme energy cosmic ray study» // Nuclear Physics B Proceedings Supplements, 2007, V. 166, P. 68.

49.P.Klimov et al. Status of UHECR orbital fluorescence detector TUS. Proc.

12th ICATTP Conf. Italy. V.6, 2011.

50.В. А. Садовничий и др. Исследования космической среды на микроспутниках «Университетский-Татьяна» и «УниверситетскийТатьяна-2». Астрономический Вестник, 2011, №1 с.5 – 51.A.V. Tkachenko et al., 33d ICRC Proc. Rio De Janeiro (2013) ID 0423.

52. L. Tkachev et al., The optical system of the TUS space experiment.

Nuclear Physics B - Proceedings Supplements, Volume 196, December 2009, Pages 243– 53. Khrenov, B. A.; Stulov, V. P. Detection of meteors and sub-relativistic dust grains by the fluorescence detectors of ultra high energy cosmic rays Advances in Space Research, Volume 37, Issue 10, p. 1868-1875, doi:10.1016/j.asr.2005.05.036.

54. Калмыков Н.Н, Остапченко С.С., Павлов А.И. Модель КГС с учетом струй и ШАЛ//Изв. РАН. Сер.физ. 1994.Т. 58. No 12. c. 21-25.

55. Kalmykov N.N., Ostapchenko S.S., Pavlov A.I. Quark-String model and EAS simulation problems at Ultra-High energies. // Nuclear Physics В (Proc. Suppl), 52B, 1997, p.17-28.

56. Ильина Н.П., Калмыков Н.Н., Просин В.В. Черенковское излучение и параметры ШАЛ. // Ядерная физика, 1992, Т.55, вып.10, С.2756 - 2767.

57. JEM-EUSO collaboration. http://jemeuso.riken.jp/en/ 58. В.А. Садовничий, М.И. Панасюк, С.Ю. Бобровников и др. Первые «Университетский- Татьяна» // Космические исследования. 2007. 45. с.

273-286.

59. Гарипов Г.К., Панасюк М.И., Рубинштейн И.А., Тулупов В.И., Хренов Б.А., Широков А.В., Яшин И.В. и Салазар У. Детектор УФ на борту научно-образовательного микроспутника МГУ «УниверситетскийТатьяна» // ПТЭ. 2006. №1. с. 135- 60. G. Garipov, B. Khrenov, P. Klimov, Fluorescence of the atmosphere and cosmic rays. Experimental data of the “Universitetsky-Tatiana” satellite.

//Rom. Astron. J. 2007, vol.17, Suppl., p. 91-96, Bucharest.

61. В.А. Садовничий и др. Исследования космической среды на микроспутниках Университетский- Татьяна и УниверситетскийТатьяна-2 // Астрономический Вестник. 2011. т. 45. №1. с. 1-27.

62. Н. Н. Веденькин и др. УФ-излучение атмосферы и сопоставление вариаций его интенсивности с вариациями потоков электронов с Университетский-Татьяна») Вестник МГУ, сер. 3 Физика Астрономия 2009 №4 с.89-93.

63. Гарипов Г.К. и др. Временные и энергетические характеристики УФ вспышек в атмосфере по данным спутника «УниверситетскийТатьяна», Космические исследования, 2011, том. 49, №. 5, p. 391-398.

64. Модель космоса: Научно-информационное издание: В 2 т./ Под ред М.И. Панасюка, Л.С. Новикова, Криволуцкий А.А, Куницын В.Е.

Атмосфера Земли, КНУ, 2007.

65. Zhang, Y., L. J. Paxton, and H. Kil (2013), Nightside midlatitude ionospheric arcs: TIMED/GUVI observations, J. Geophys. Res. Space Physics, 118, 3584–3591, doi:10.1002/jgra.50327.

66. Шеффер Е. К. Ночное свечение атмосферы в линии кислорода АЛ А на низких геомагнитных широтах. // Космические исследования 1971, т. 9, стр. 74-79.

67. Н.Н. Веденькин и др. Атмосферные вспышки в УФ и красном спутникаУниверситетский-Татьяна-2. // ЖЭТФ. 2011. т. 140, вып. 3(9), с. 1-11.

68. Chang et al. SUAL far-ultraviolet events, elves, and lightning current. // Geophys. Res. Lett. 2010. DOI: 10.1029/2009JA 69. J. L. Chern et al. "Global Survey of Upper Atmospheric Transient Luminous Events on the FORMOSAT-2 Satellite" // J. Atmos. Terr. Phys.

2003. 65(5),p. 647-659.

70. Milikh G.M, Papadopoulos K. and Valdivia J.A. Spectrum of Red Sprites. // J. Atm.Terr. Phys. 1998. 69, p. 907-915.

71. Gordillo-Vzquez, F. J., A. Luque, and M. Simek. Spectrum of sprite halos // J. Geophys. Res. 2011. 116, A09319, doi:10.1029/2011JA016652.

72. Orville R.E. and R.W. Henderson. Absolute Spectral Irradiance Measurements of Lightning from 375 to 880 nm. //J. Atmospheric Sci. 1984.

41,21, 3180.

73. Hugh J. Christian et al. The Lightning Imaging Sensor. 11th International Conference on Atmospheric Electricity; 746-749; (NASA/CP-1999SEE 19990108601), 1999.

74. Куцык И.М. Атмосферные разряды, развивающиеся в режиме лавин релятивистских убегающих: дис. д-ра физ.мат наук, Саратов 2008.

www.ghcc.msfc.nasa.gov/overview/lightning.html.

http://webflash.ess.washington.edu 77. Space Science Images, NASA http://www.ssec.wisc.edu/data/comp/ir 78. Sprites, Elves and Intense Lightning Discharges. Editors: M.

Fllekrug, E. A. Mareev, M. J. Rycroft, NATO Science Series II:

Mathematics, Physics and Chemistry,V. 225, 2006.

79. Базелян Э.М., Райзер Ю.П. Физика молнии и молниезащиты, изд.

Физматлит, 2001.

80. Surkov, V. V. and Hayakawa, M.: Underlying mechanisms of transient doi:10.5194/angeo-30-1185-2012, 2012.

81. Гуревич А.В. и Зыбин К.П. Пробой на убегающих электронах и электрические разряды во время грозы. // УФН. 2001. т. 171. с. 1177 – 1199.

82. Алексеенко B.B., Лидванский A.C., Петков В.Б., Хаердинов Н.С. О разных типах возрастания интенсивности космических лучей перед разрядами молнии. // Известия Академии наук. Т. 66. С. 1581 -1384.

2002.

83. N.S. Khaerdinov, A.S. Lidvansky. A Strong Enhancement of Cosmic Ray Intensity during Thunderstorm: A Case Study and Implications, 29th International Cosmic Ray Conference Pune (2005) 00, 101- 84. U.S. Inan, T. E Bell, and j. V. Rodriguez. Heating and ionization of the lower ionosphere by lightning, // Geophys. Res. Lett. V. 18,N. 4, 7 05A, 85. Victor P. Pasko et al.Mechanism of ELF radiation from sprites// Geophys.

Res. Lett. V. 25, N. 18, 3493-3496, 1998.

86. U. S. Inan et al. A survey of ELF and VLF research on lightningionosphere interactions and causative discharges // Geophys. Res. Lett. V. 115, A00E36, doi:10.1029/2009JA014775, 87. Pasco V. Electric Jets. // Nature. 2003. 423. 927.

88. Boeck W. L., O. H. Vaughan, R. Blakeslee, B. Vonnegut, and M. Brook.

Lightning induced brightening in the airglow layer. // Geophys. Res. Lett.

1992. 19(2). p. 99-102.

89. H. Fukunishi et al. Elves: Lightning-induced transient luminous events in the lower ionosphere // Geophys. Res. Lett. 2012.DOI: 10.1029/96GL01979.

90. Stenbeck. J. Sprite// J. Geophys. Res. 2000.

91. Cheng-Ling Kuo, R. R. Hsu, A. B. Chenetal. Electric fields and electron energiesinferred from the ISUAL recorded sprites // Geophys. Res. Lett.

2005. 32, L19103 doi:10.1029/2005GL023389.

92. Chen A.B., et al. Global distributions and occurrence rates of transient luminous events //J. Geophys. Res. 2008. 113, A08306, doi: 10. 1029/ 2008JA013101.

93. Pasko, V. P. Theoretical modeling of sprites and jets, in Sprites, Elves and Intense Lightning Discharges (NATO Science Series II: Mathematics, Physics and Chemistry Vol. 225), ed. M. Fullekrug et al., Heidleberg:

Springer, p. 253-293, 2006.

94. Barrington-Leigh, C. P., and U. S. Inan. Elves triggered by positive and negative lightning discharges. // Geophys. Res. Lett. 1999. 26. No. 6.

95. C. L. Kuo et al., Full-kinetic elve model simulations and their comparisons DOI: 10.1029/2012JA 96. C. L. Kuo et al., Modeling elves observed by FORMOSAT-2 satellite // Geophys. Res. Lett., VOL. 112, A11312, doi:10.1029/2007JA012407, 97. Pasko, V. P., U. S. Inan, and T. F. Bell. Fractal structure of sprites.

// Geophys. Res. Let. 2000. 27. pp. 497-500.

98. Eugene A. Mareev, A. A. Evtushenko and S. A. Yashunin. On the modeling of sprites and sprites producing clouds in the global electric circuit. Sprites, Elves and Intense Lightning Discharges NATO Science Series II:

Mathematics, Physics and Chemistry Volume 225, 2006, pp 313- 99.А.В. Гуревич. Нелинейные эффекты в fтмосфере.//УФН. 2007. (11).

100. Milikh, G. M. et all. ELF emission generated by the HAARP HFheater using varying frequency and polarization, Radiophysics and Quantum Electronics,1999, 42, 639-646, doi:10.1007/BF02676849.

101. Panasyuk M.I. et al. Detector of Extreme Energy Cosmic Rays on board Lomonosov satellite.// J. Cosmology. 2012. 18.

102. The Pierre Auger Observatory I: The Cosmic Ray Energy Spectrum and Related Measurements. The Pierre Auger Collaboration. Contributions to the 32nd International Cosmic Ray Conference, Beijing, China, August 2011, arXiv:1107.4809 [astro-ph.HE] 103. William F. Hanlon. The energy spectrum of ultra high energy cosmic rays measured by the High Resolution FLY’s EYE Observatory in stereoscopic mode. PhD thesis. Department of Physics The University of Utah 2008.