銀河宇宙射線（gcr）是從外部進入太陽系的高能帶電粒子，其通量因太陽風而與太陽活動反相關而被調製。它們由質子，電子和完全電離的核組成。存在連續且各向同性的gcr離子通量。儘管通量很低，每平方厘公尺和每個s-1有一些顆粒，但gcr包括高能重離子，它們會在敏感體積中沉積大量能量，從而給太空飛行器的電子裝置和人類在太空中造成問題。對於太陽粒子，地球的磁場為這些粒子附近的地球位置提供不同程度的地磁遮蔽。
gcr粒子通量模型
所有模型都**了質子的通量，並且在地球磁層之外的近地空間中z = 2到92個核。
iso-15390型號
gcr iso模型基於莫斯科國立大學（msu）的半經驗gcr模型。重建模型所需的所有公式和引數都包含在國際標準iso草案15390中。為了解釋gcr強度的太陽週期變化，使用12個月的（太陽黑子）wolf數平均值。假設大尺度日光層磁場的變化與太陽極性磁場的變化成比例，其極性和極性取決於太陽活動以及給定的太陽週期是偶數還是奇數。 gcr通量相對於太陽活動變化的變化的時間滯後取決於顆粒的磁剛度，太陽週期是奇數還是偶數，以及太陽週期階段。該模型不包括異常宇宙射線。
creme96（sol.min。）模型
在spenvis中實施的gcr creme96模型適用於太陽最小gcr環境，並且與1986 - 87年最後觀察到的最大gcr相對應。該模型基於nymmik等人的模型。 （1992）並且包括源自sampex結果的異常宇宙射線通量（對於he，n，o和ne在10mev /核子附近可見）。
creme86模型
在spenvis中實施的creme86 gcr模型來自creme86軟體包，並標有行星際天氣指數m = 1,2,3和4.天氣指數m = 1給出了給定的銀河宇宙射線通量的最佳近似值日期並且也包括在m = 2和m = 4模型中。指數m = 3給出了最壞情況下的銀河宇宙射線通量，它允許通量資料和太陽活動的不確定性。這些通量非常嚴重，以至於它們在任何時刻只有10％的機率被實際通量超過。當m = 2時，假定被完全電離的異常分量被新增到銀河宇宙射線中。當m = 4時，假定為單電離的異常分量。通過地磁截止，單電離粒子與完全電離粒子的影響不同。與creme96模型主要不同的是太陽能調製，其由簡單的正弦函式描述：m = asinw（t-t0）+ b（w =2π/ 10。9年= 0.576 /年，t0 = 1950.06），這是更粗略的。
nymmik等人。 （1996）模型
來自nymmik等人的gcr模型。 （1996）與iso模型基本相同，只是當能量低於10 mev /核子時，通量隨著能量的減少而上公升。
gcr在地球附近流動
圖1.不同gcr粒子通量模型在太陽最小值下**的地球附近氫氣gcr通量。
當gcr粒子進入日光層時，它們受到行星際磁場和太陽風的影響。這導致在地球附近測量的它們的總通量和差分能譜的調製。調製隨著太陽活動的變化而變化，並且通常根據所謂的力場模型來描述（gleeson和axford，1968; caballero-lopez和moraal，2004; mccracken等，2004）。該模型包含乙個顯式引數φ，即調製電位，以mv為單位表示。 zeφ的值對應於日光層內的宇宙射線的平均能量損失。該模型的基本簡化假設是：球對稱和穩態日光層，宇宙射線的流量可忽略不計，以及徑向擴散係數可根據日心距離和能量/剛度單獨變化。儘管這些條件大多無法滿足，特別是在短時間尺度和高太陽活動期間，力場模型提供了引數化gcr差分能譜形狀的有用方法。對於日心距離r（au），i種gcr原子核的微分通量df由下式給出：
其中，p為日心距離r處的剛度，pb為日球層邊界rb處的剛度。兩種剛度的關係式為：
pb - p = φ
其中，φ給出調製電位，表示式為：
用v表示徑向太陽風速度和κ徑向擴散係數。為了在spenvis中實施力場模型，徑向太陽風速度恆定，擴散係數被認為是常數κ0或冪律κ=κ0rα，其中內部和外部日光層的功率可能不同。
通過1au下gcr通量（由gcr模型之一**）來計算日心距離r處的gcr通量。圖2給出了從1 au傳播的木星附近的氫gcr通量，使用恆定的擴散係數（κ0= 4.38 1022cm2 / s）和具有不同冪指數的內部（α= 1.1）和外部日光層的冪場近似（α= 1.4）。最低曲線對應於iso-15390 gcr模型在太陽最小值下**的1 au的gcr通量。
木星附近傳播的gcr通量
圖2.使用恆定擴散係數（黑色曲線）和冪律（紅色曲線），利用力場模型從1 au傳播的木星附近的氫gcr通量。藍色曲線是iso gcr模型在太陽最小值下**的1 au的氫gcr粒子通量。
地磁衰減和地球陰影
帶電粒子從外部穿透磁層的能力受到地球磁場的限制。粒子的穿透能力由其動量除以其電荷唯一確定。對於磁層中的每個點以及每個接近該點的方向，存在磁剛度的閾值，稱為地磁截止。低於此值，沒有帶電粒子可以從指定方向到達指定點。
隨著地磁截止隨粒子到達方向的變化而變化，地磁截止傳輸在所有到達方向上取平均值。對於給定的位置和剛度，具有該剛度的顆粒可以到達該位置的積分立體角除以4pi，稱為衰減或**因子。每個質子能量的衰減係數在太空飛行器軌道上取平均值，然後乘以質子模型提供的行星際質子能量密度。對於給定的能量，**時間定義為軌道在衰減因子非零的區域中的總時間。 spenvis為每個軌道點和每個質子能量，軌道平均衰減係數和**時間提供衰減。
固體地球的存在掩蓋了固體角度的一部分，粒子可以從該角度到達給定位置。該效應包含在衰減係數的計算中。
在磁暴期間，地磁截止被改變，通常允許通過比通常可能的更低能量粒子穿透磁層中的任何給定點。乙個簡單的表示式用於解釋這種對衰減係數的影響。太陽活動通常（但並非總是）伴隨著地球上的磁暴。因此，使用者可以選擇安靜或受干擾的磁層。
衰減因子的計算基於限制結果有效性的許多近似值。眾所周知，太陽質子可以穿透磁層中比簡單衰減模型**的更深。因此，使用者可以選擇關閉地磁衰減（這不會影響地球陰影效應），以了解太陽活動的最壞情況效果。
目前在spenvis中，對於行星際任務，使用者有兩種傳播gcr粒子通量的選擇：
保守近似：整個日球層的gcr通量均勻，這是當前任務的合理工程近似。
力場近似：gcr差分光譜的調製由稱為調製電位的單個引數φ描述，該引數隨日心距離而變化（gleeson和axford，1968）。 所需的輸入引數是平均徑向太陽風速度和徑向擴散係數（常數或冪律）。
中交叉的線 李銀河 人生中的平行線 交叉線與膠著線
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