Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Солнечные космические лучи

- поток заряженных частиц, ускоряемых до высоких энергий в верхней части атмосферы Солнца во время солнечных вспышек (см. Вспышки на Солнце). С.к.л. регистрируются у Земли в виде внезапных резких повышений интенсивности космич. лучей на фоне галактических космических лучей (см. Космические лучи). Полученный из наблюдений верхний предел энергии частиц С.к.л. $E_K\approx 2\cdot 10^{10}$ эВ. Нижняя граница их энергии неопределенна (EK < 106 эВ). Во время некоторых вспышек она опускается ниже 105 эВ, т.е., по существу, смыкается с верхней границей энергии частиц солнечного ветра. Условно принятый нижний предел энергии С.к.л. составляет 105-106 эВ. При меньших энергиях поток частиц приобретает св-ва плазмы, для к-рой уже нельзя пренебрегать эл.-магн. взаимодействием частиц между собой и с межпланетным магн. полем.

Осн. долю С.к.л. составляют протоны с EK > 106 эВ, имеются также ядра с зарядом $Z\ge 2$ (вплоть до ядер 28Ni) и энергией EK от 0,1 до 100 МэВ/нуклон, электроны с $E_K\ge 30$ кэВ (экспериментальный предел). Зарегистрированы заметные потоки дейтронов 2H, установлено наличие трития 3H и осн. изотопов C, O, Ne и Ar. В нек-рых вспышках генерируется значит. количество ядер изотопа 3He. Относительное содержание ядер с $Z\ge 2$ в основном отражает состав солнечной атмосферы, тогда как доля протонов меняется от вспышки к вспышке.

Рис. 1. Временной профиль
потока солнечных космических
лучей от вспышки 22 ноября
1977 г. по наблюдениям на
станции Апатиты. Возрастание
потока космических лучей
имело амплитуду $\approx 125$ %,
было кратковременным и
отличалось сильной
анизотропией потока
солнечных протонов у Земли.
Комплекс явлений (процессов), предшествующих моменту t0 генерации С.к.л., а также процессов, происходящих вблизи момента t0 (сопутствующие эффекты) и сопровождающих генерацию С.к.л. (с запаздыванием T относительно момента t0 или $t_0 + \Delta t$, где $\Delta t$ - длительность ускорения), наз. солнечным протопным событием (СПС). Для частиц с энергией EK > 108 эВ временная зависимость интенсивности потока С.к.л. у Земли (временной профиль СПС) имеет характерный вид несимметричной кривой с очень быстрым (минуты - десятки минут) нарастанием и более медленным (от неск. часов до $\approx 1$ сут) спадом (рис. 1). При этом амплитуда возрастания на поверхности Земли может достигать сотен и тысяч % по отношению к фоновому потоку глактич. космич. лучей. Самое мощное СПС за всю историю их наблюдений (с 1942 г.) зарегистрировано 23 февраля 1956 г. (>4500%). Менее интенсивные СПС с увеличением потока С.к.л. на >1% наблюдаются чаще. С февраля 1942 г. по февраль 1984 г. на поверхности Земли было зафиксировано 34 подобных случая (рис. 20. По мере удаления от поверхности Земли (в стратосфере, на орбитах ИСЗ и в межпланетном пространстве) энергетич. порог регистрации С.к.л. постепенно снижается , а частота наблюдаемых протонных событий значительно увеличивается. При этом временной профиль СПС, как правило, растягивается на несколько десятков часов.

Распределение С.к.л. по энергиям и зарядам у Земли определяется механизмом ускорения частиц в источнике (солнечная вспышка), особенностями их выхода из области ускорения и условиями распространения в межпланетной среде. Форма спектра С.к.л. в источнике во всем диапазоне их энергий пока надежно не установлена. По-видимому, она неодинакова в различных интервалах энергии: при описании дифференциального энергетич. спектра степенной ф-цией $\sim E_K^{\gamma}$ показатель $\gamma$ по мере уменьшения энергии уменьшается (спектр становится более пологим). В межпланетных магн. поляхспектр заметно трансформируется со временем (значение $\gamma$ увеличивается), но остается круто падающим, т.е. число частиц быстро уменьшается с ростом энергии. Показатель спектра в истонике может менятся от события к событию в пределах $2<\gamma<5$ в зависимости от мощности СПС и рассматриваемого интервала энергий, а у Земли - соответственно в пределах $2<\gamma<7$.

Рис. 2. Вариации частоты солнечных протонных событий,
наблюдаемых на поверхности Земли, в зависимости от уровня
солнечной активности, выраженной в числах Вольфа W (W -
среднегодовое число солнечных пятен). Большинство протонных
событий, зарегистрированных в 1942-84 гг. на поверхности Земли,
произошли в периоды роста или спада активности в 11-летнем
солнечном цикле.
Полное число ускоренных протонов, вышедших в межпланетное пространство во время мощного СПС, может превышать 1032, а их суммарная энергия >1031 эрг, что сравнимо с энергией эл.-магн. излучения вспышки. Высота, на к-рой происходит ускорение частиц в атмосфере Солнца, по-видимому, неодинакова для разных вспышек: в одних случаях область ускорения (источник) находится в короне, при концентрации частиц плазмы n ~ 1011 см-3, в других - в хромосфере, где n ~ 1013 см-3. На выход С.к.л. за пределы солнечной атмосферы существенно влияет конфигурация магн. полей в короне.

Ускорение частиц тесно связано с механизмом возникновения и развития самих солнечных вспышек. Осн. источником энергии вспышки явл. магн. поле. При его изменениях возникают электрич. поля, к-рые и ускоряют заряженные частицы. Наиболее вероятными механизмами ускорения частиц во вспышках принято считать электромагнитные. Частицы космич. лучей с зарядом Ze, массой Amp и скоростью v в эл.-магн. полях принято характеризовать магн. жесткостью R=Amp cv/Ze, где A - атомный номер элемента. При ускорении квазирегулярным электрическим полем, возникающем при разрыве нейтрального токового слоя во вспышке, в процесс ускорения вовлекаются все частицы горячей плазмы из области разрыва. При этом формируется спектр С.к.л. вида ~ exp(-R/R0), где R0 - характеристич. жесткость. Если магн. поле в области вспышки меняется регулярным образом (напр., растет со временем по определенному закону), то возможен эффект бетатронного ускорения. Такой механизм приводит к степенному спектру по жесткостям ($\sim R^{-\gamma}$). В сильно турбулизированной плазме солнечной атмосферы (см. Плазменная турбулентность) возникают также нерегулярно меняющиеся электрич. и магн. поля, к-рые приводят к стохастическому ускорению. Наиболее детально разработан механизм статистич. ускорения при столкновениях частиц с магн. неоднородностями (механизм Ферми). Этот механизм дает энергетич. спектр вида $\sim E_K^{\gamma}$.

В условиях вспышки осн. роль должны играть быстрые (регулярные) механизмы ускорения, хотя теория допускает и альтернативную возможность - медленное (стохастическое) ускорение. Из-за сложности физ. картины вспышек и недостаточности точности наблюдений сделать выбор между различными механизмами трудно. Вместе с тем наблюдения и теоретич. анализ показывают, что во вспышке может работать нек-рая комбинация механизмов ускорения. Принципиально важную информацию о процессах ускорения С.к.л. дают регистрация нейтронов и гамма-излучения вспышек, а также наблюдения эл.-магн. излучения в рентг., радио- и др. диапазонах. Данные об этих излучениях, полученные с помощью КА, свидетельствуют в пользу бытрого ускорения С.к.л. (секунды).

Покидая область ускорения, частицы С.к.л. в течение многих часов блуждают в межпланетном магн. поле, рассеиваясь на его неоднородностях, и постепенно уходят к краям Солнечной системы. Часть из них вторгается в атмосферу Земли, вызывая дополнительную ионизацию газов атмосферы (в основном в области полярных шапок). Достаточно интенсивные потоки С.к.л. могут заметно опустошать озонный слой атмосферы. Тем самым С.к.л. играют активную роль в системе солнечно-земных связей.

Мощные потоки быстрых частиц в период солнечных вспышек могут создавать серьезную опасность для экипажей, солнечных батарей и электронного оборудования КА в межпланетном пространстве. Установлено, что наибольший вклад в суммарную дозу вносят солнечные протоны с энергией $2\cdot 10^7-5\cdot 10^8$ эВ. Частицы меньших энергий эффективно поглощаются обшивкой КА. Относительно небольшие СПС дают макс. поток протонов с энергией $E_K\ge 10^8$ эВ не выше 102-103 см-2с-1, что сравнимо с потоком протонов во внутр. радиационном поясе Земли. Макс. поток протонов с $E_K\ge 10^8$ эВ от наиболее мощного СПС 23 февраля 1956 г. составил $5\cdot 10^3$ см-2с-1, а для протонов с $E_K\ge 3\cdot 10^7$ эВ - ок. $6,2\cdot 10^3$ см-2с-1. Значения макс. потоков протонов во время мощных СПС растут по мере уменьшения энергии. Так, 4 августа 1972 г. поток протонов с $E_K\ge 5\cdot 10^6$ эВ превышал $5\cdot 10^5$ см-2с-1. Мощные СПС происходят не чаще одного в неск. лет, так что космич. полеты малой длительности относительно безопасны. Для обеспечения радиац. безопасности КА проблема прогнозирования солнечнох вспышек остается оченб актуальной, но, по-видимому, еще далекой от разрешения. Более обнадеживающие результаты достигнуты в диагностике СПС, т.е. в количеств. оценке ожидаемых характеристик С.к.л. по данным об эл.-магн. излучении вспышек. Эти результаты важны, в частности, для прогноза и оценки геофиз. эффектов С.к.л.

Лит.:
Мирошниченко Л.И., Космические лучи в межпланетном пространстве, М., 1973; Григорьев Ю.Г., Радиационная безопасность комических полетов, М., 1975; Проблемы солнечной активности и космическая система "Прогноз". [Сб. ст.], М., 1977; Мирошниченко Л.И., Петров В.М., Динамика радиационных условий в космосе, М., 1985.

(Л.И. Мирошниченко)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Карта смысловых связей для термина СОЛНЕЧНЫЕ КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ

Оценка: 2.7 [голосов: 90]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования