银河宇宙射线（GCR）是从外部进入太阳系的高能带电粒子，其通量因太阳风而与太阳活动反相关而被调制。它们由质子，电子和完全电离的核组成。存在连续且各向同性的GCR离子通量。尽管通量很低，每平方厘米和每个s-1有一些颗粒，但GCR包括高能重离子，它们会在敏感体积中沉积大量能量，从而给航天器的电子设备和人类在太空中造成问题。对于太阳粒子，地球的磁场为这些粒子附近的地球位置提供不同程度的地磁屏蔽。
GCR粒子通量模型
所有模型都预测了质子的通量，并且在地球磁层之外的近地空间中Z = 2到92个核。
ISO-15390型号
GCR ISO模型基于莫斯科国立大学（MSU）的半经验GCR模型。重建模型所需的所有公式和参数都包含在国际标准ISO草案15390中。为了解释GCR强度的太阳周期变化，使用12个月的（太阳黑子）Wolf数平均值。假设大尺度日光层磁场的变化与太阳极性磁场的变化成比例，其极性和极性取决于太阳活动以及给定的太阳周期是偶数还是奇数。 GCR通量相对于太阳活动变化的变化的时间滞后取决于颗粒的磁刚度，太阳周期是奇数还是偶数，以及太阳周期阶段。该模型不包括异常宇宙射线。
CREME96（Sol.Min。）模型
在SPENVIS中实施的GCR CREME96模型适用于太阳最小GCR环境，并且与1986 - 87年最后观察到的最大GCR相对应。该模型基于Nymmik等人的模型。 （1992）并且包括源自SAMPEX结果的异常宇宙射线通量（对于He，N，O和Ne在10MeV /核子附近可见）。
CREME86模型
在SPENVIS中实施的CREME86 GCR模型来自CREME86软件包，并标有行星际天气指数M = 1,2,3和4.天气指数M = 1给出了给定的银河宇宙射线通量的最佳近似值日期并且也包括在M = 2和M = 4模型中。指数M = 3给出了最坏情况下的银河宇宙射线通量，它允许通量数据和太阳活动的不确定性。这些通量非常严重，以至于它们在任何时刻只有10％的几率被实际通量超过。当M = 2时，假定被完全电离的异常分量被添加到银河宇宙射线中。当M = 4时，假定为单电离的异常分量。通过地磁截止，单电离粒子与完全电离粒子的影响不同。与CREME96模型主要不同的是太阳能调制，其由简单的正弦函数描述：M = AsinW（t-t0）+ B（W =2π/ 10。9年= 0.576 /年，t0 = 1950.06），这是更粗略的。
Nymmik等人。 （1996）模型
来自Nymmik等人的GCR模型。 （1996）与ISO模型基本相同，只是当能量低于10 MeV /核子时，通量随着能量的减少而上升。
GCR在地球附近流动
图1.不同GCR粒子通量模型在太阳最小值下预测的地球附近氢气GCR通量。
GCR粒子通量的传播
当GCR粒子进入日光层时，它们受到行星际磁场和太阳风的影响。这导致在地球附近测量的它们的总通量和差分能谱的调制。调制随着太阳活动的变化而变化，并且通常根据所谓的力场模型来描述（Gleeson和Axford，1968; Caballero-Lopez和Moraal，2004; McCracken等，2004）。该模型包含一个显式参数φ，即调制电位，以MV为单位表示。 Zeφ的值对应于日光层内的宇宙射线的平均能量损失。该模型的基本简化假设是：球对称和稳态日光层，宇宙射线的流量可忽略不计，以及径向扩散系数可根据日心距离和能量/刚度单独变化。尽管这些条件大多无法满足，特别是在短时间尺度和高太阳活动期间，力场模型提供了参数化GCR差分能谱形状的有用方法。对于日心距离r（AU），i种GCR原子核的微分通量DF由下式给出：
其中，P为日心距离r处的刚度，Pb为日球层边界rb处的刚度。两种刚度的关系式为：
Pb - P = φ
其中，φ给出调制电位，表达式为：
用V表示径向太阳风速度和κ径向扩散系数。为了在SPENVIS中实施力场模型，径向太阳风速度恒定，扩散系数被认为是常数κ0或幂律κ=κ0rα，其中内部和外部日光层的功率可能不同。
通过1AU下GCR通量（由GCR模型之一预测）来计算日心距离r处的GCR通量。图2给出了从1 AU传播的木星附近的氢GCR通量，使用恒定的扩散系数（κ0= 4.38 1022cm2 / s）和具有不同幂指数的内部（α= 1.1）和外部日光层的幂场近似（α= 1.4）。最低曲线对应于ISO-15390 GCR模型在太阳最小值下预测的1 AU的GCR通量。
木星附近传播的GCR通量
图2.使用恒定扩散系数（黑色曲线）和幂律（红色曲线），利用力场模型从1 AU传播的木星附近的氢GCR通量。蓝色曲线是ISO GCR模型在太阳最小值下预测的1 AU的氢GCR粒子通量。
地磁衰减和地球阴影
带电粒子从外部穿透磁层的能力受到地球磁场的限制。粒子的穿透能力由其动量除以其电荷唯一确定。对于磁层中的每个点以及每个接近该点的方向，存在磁刚度的阈值，称为地磁截止。低于此值，没有带电粒子可以从指定方向到达指定点。
随着地磁截止随粒子到达方向的变化而变化，地磁截止传输在所有到达方向上取平均值。对于给定的位置和刚度，具有该刚度的颗粒可以到达该位置的积分立体角除以4pi，称为衰减或曝光因子。每个质子能量的衰减系数在航天器轨道上取平均值，然后乘以质子模型提供的行星际质子能量密度。对于给定的能量，曝光时间定义为轨道在衰减因子非零的区域中的总时间。 SPENVIS为每个轨道点和每个质子能量，轨道平均衰减系数和曝光时间提供衰减。
固体地球的存在掩盖了固体角度的一部分，粒子可以从该角度到达给定位置。该效应包含在衰减系数的计算中。
在磁暴期间，地磁截止被改变，通常允许通过比通常可能的更低能量粒子穿透磁层中的任何给定点。一个简单的表达式用于解释这种对衰减系数的影响。太阳活动通常（但并非总是）伴随着地球上的磁暴。因此，用户可以选择安静或受干扰的磁层。
衰减因子的计算基于限制结果有效性的许多近似值。众所周知，太阳质子可以穿透磁层中比简单衰减模型预测的更深。因此，用户可以选择关闭地磁衰减（这不会影响地球阴影效应），以了解太阳活动的最坏情况效果。
目前在SPENVIS中，对于行星际任务，用户有两种传播GCR粒子通量的选择：
保守近似：整个日球层的GCR通量均匀，这是当前任务的合理工程近似。
力场近似：GCR差分光谱的调制由称为调制电位的单个参数Φ描述，该参数随日心距离而变化（Gleeson和Axford，1968）。 所需的输入参数是平均径向太阳风速度和径向扩散系数（常数或幂律）。
