УДК 523.62-726
НАДТЕПЛОВЫЕ ИОНЫ В СПОКОЙНОЕ ВРЕМЯ НА 1 а.е. В 23-м И 24-м ЦИКЛАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
©2014 г. М. А. Зельдович1*, Ю.И.Логачев1, Г. М. Сурова1, К. Кечкемети2
1Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцина, Москва, Россия
2Институт элементарных частиц и ядерной физики
Венгерской академии наук, Будапешт, Венгрия Поступила в редакцию 25.10.2013 г.; принята в печать 30.10.2013 г.
Изучены относительное содержание ионов 3Не, 4He, C, O и Fe в диапазоне надтепловых энергий (^0.04—2 МэВ/нукл.) и энергетические спектры ионов 3Не и Fe в околоземном космическом пространстве в течение спокойных периодов солнечной активности. Использованы измерения прибора ULEIS на космическом аппарате ACE в 23-м и 24-м солнечных циклах. Показано, что для выделенных спокойных периодов наблюдаются значительные различия в энергетических спектрах надтепловых ионов в 23-м и 24-м циклах. Сильное различие отмечено также и в зависимостях относительного содержания ионов от энергии. Возможное объяснение полученных результатов состоит в ускорении фоновых ионов до надтепловых энергий при различных условиях в солнечной короне в этих двух циклах.
DOI: 10.7868/80004629914050077
1. ВВЕДЕНИЕ
Потоки протонов и ионов с энергией от десятков кэВ до нескольких МэВ, так же как и солнечный ветер, постоянно присутствующие в межпланетном пространстве, претерпевают значительные вариации при изменении солнечной активности, и для установления основных законов их поведения необходимо проводить исследования в приблизительно одинаковых условиях — лучше всего в условиях спокойного Солнца. В данной статье проводится сравнение относительного состава межпланетных ионов 3He, 4He, C, O и Fe надтепловых энергий в 23-м и начале 24-го цикла солнечной активности (1998-2012 гг.).
Проведенные ранее исследования показали, что в спокойные периоды исследуемые потоки ионов имеют разные источники. В периодах первого типа это преимущественно ионы, которые ускорены в очень слабых солнечных вспышках (микро- и нановспышках), происходящих в верхней и, возможно, средней короне Солнца. В других периодах, выделенных во вторую группу, преимущественными источниками ионов являются флуктуационные процессы в короне, а в третьей группе спокойных периодов — ускорение частиц солнечного ветра. Это разделение носит условный характер и
E-mail: mariya@srd.sinp.msu.ru
проявляется в условиях очень спокойного Солнца. При повышении, даже незначительном, солнечной активности, в каждом из выделенных периодов могут появляться частицы от всех трех источников, а может быть и от других, здесь не рассматривавшихся. Отметим, что главная причина, обеспечивающая постоянное присутствие в пространстве частиц повышенной по сравнению с солнечным ветром энергии, может быть определена только при спокойном Солнце.
Изучение ионного состава в атмосфере Солнца [1, 2] в быстром и медленном солнечном ветре [3—6], в импульсных и постепенных вспышках солнечных космических лучей [7—10], в потоках частиц, ускоренных в межпланетном пространстве в области коротирующих и транзиентных [11, 12] ударных волн, показало значительное различие относительного содержания ионов 3He, 4Не, С, О и Fe в различных проявлениях солнечной активности. В спокойное время солнечной активности относительный состав надтепловых ионов изучался в [13—15]. Цель этих исследований, как правило, состояла в определении различных характеристик потоков ионов и в поиске областей их ускорения до наблюдаемых энергий. Отметим, что происхождение постоянно присутствующих в гелиосфере малоэнергичных заряженных частиц с энергиями <2 МэВ/нукл. в спокойное время солнечной ак-
тивности — фоновых частиц — до сих пор остается невыясненным.
Исследование относительного состава ионов 3He, 4He, C, O и Fe и их энергетических спектров в диапазоне надтепловых энергий 0.03—2 МэВ/нукл. в спокойные периоды солнечной активности в 23-м цикле проводилось нами ранее в работах [16—20]. Отметим, что выбор спокойных периодов требует жестких критериев, обеспечивающих отсутствие в эти периоды вклада частиц от потоков различных спорадических возрастаний. Критерии, разработанные в [17], позволяют не только исключить небольшие возрастания потоков от спорадических возмущений, но и от предшествующих солнечных вспышек. Использование этих критериев позволило разделить потоки надтепловых ионов на три группы по их источникам: импульсные вспышки солнечных космических лучей (группа I), ускорение ионов в солнечной короне (группа II), ускорение ионов в солнечном ветре (группа III). В [18, 20] было показано различие энергетических спектров и энергетической зависимости величины относительного содержания ионов для соответствующих трех групп спокойных периодов. Обнаруженная разница формы спектров ионов 3He, 4He, C, O и Fe указывает на различные механизмы ускорения ионов в спокойных периодах, относящихся к разным группам. Спектры ионов энергичного, над-теплового, участка солнечного ветра (группа III) и ускоренных частиц короны (группа II) имели минимумы в области энергий 1—3 МэВ/нукл. Такой важной особенностью обладают также спектры фоновых протонов, имеющие минимум при энергии в области нескольких МэВ, являющейся границей для потоков солнечного и галактического происхождения [19]. Это указывает на общность источников и (или) механизмов ускорения ионов и протонов и позволяет сделать вывод о том, что в спокойные периоды в солнечном ветре и короне ускоряются все частицы от водорода до железа.
За вариации относительных содержаний ионов 3He/4He и Fe/O ответственны прежде всего потоки ионов 3He и Fe. Известно, что импульсные вспышки солнечных космических лучей отличаются высоким содержанием ионов Fe и 3He со средними значениями Fe/O и 1 и 3He/4He = 0.07-0.1 [9, 10]. В [20] было обнаружено, что наиболее высокая средняя величина 3He/4He и 0.065 наблюдалась в потоках группы I, в этих же потоках ионов Fe/O и и 0.9, что предполагает ускорение ионов группы I в слабых импульсных вспышках.
С другой стороны, в [1] было установлено, что содержание элементов, имеющих низкую величину первого ионизационного потенциала (FIP — first
ionization potential) FIP < 10 эВ, в солнечной короне в среднем превышает их содержание в фотосфере в 4—5 раз, в то время как содержание ионов с FIP > 11 эВ остается неизменным. В солнечной верхней атмосфере содержание элементов с малым FIP меняется со временем и может превышать фотосферные значения более чем в 10 раз. Над старыми активными областями это превышение иногда составляло 15 раз [2].
В 23-м цикле полученная нами величина Fe/O в группе I составила (Fe/O)I w 0.9. В фотосфере (Fe/O)ph = 0.06 ± 0.006 [1], и отсюда имеем (Fe/O)j/(Fe/O)ph w 14.8. Это значение близко к измеренному в [2], что указывает на возможность того, что ионы верхней солнечной атмосферы служат популяцией, ускоренной мелкими импульсными вспышками до энергий <2 МэВ/нукл. и создающей потоки группы I. В минимуме активности ионы, которые имеют отношение Fe/O, близкое к его значениям в солнечном ветре, и которые относятся к группе III, представляют собой высокотемпературные частицы солнечного ветра.
Полученные результаты указывают на возможность того, что различные популяции частиц ускоряются до энергий ^2 МэВ/нукл. в различных процессах: вспышечное ускорение, магнитная накачка, ускорение на слабых ударных волнах и ускорение другими механизмами, осуществляющимися в слабо варьирующем околосолнечном и межпланетном магнитном поле.
2. ОТНОСИТЕЛЬНОЕ СОДЕРЖАНИЕ ИОНОВ В 23-М И 24-М ЦИКЛАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
В данной работе приведены результаты сравнения относительного содержания ионов разных энергий и энергетических спектров ионов в 23-м цикле солнечной активности, минимуме 2008—2009 гг. и в течение первых 4 лет 24-го цикла солнечной активности. При этом были использованы измерения интенсивностей ионов 3He, 4He, C, O и Fe с энергиями ^0.04—2 МэВ/нукл. прибором ULEIS на космическом аппарате ACE.
Временные профили отношений величин 3He/4He, C/O и Fe/O с энергиями ^0.1 — 0.16 МэВ/нукл. в 1998—2012 гг. представлены на рис. 1. Данные усреднены за 27 дней и охватывают 23-й цикл солнечной активности и начало 24-го цикла. Из рисунка видно, что временное поведение ионов сильно различается, что в значительной степени связано с величиной их первого ионизационного потенциала FIP. Наибольшие вариации обнаруживает величина относительного содержания ионов Fe/O — ионов
Относительное содержание
100
10-
10-
*таруьг j, (ИИ|
. i " а ч и i п| i 1
3He/4He [t
C/O
ш
V
Щ
1998 2000 2002 2004 2006 2008 2010 2012
Годы
Рис. 1. Величины относительного содержания ионов 3 He/4 He, Fe/O (-0.08—0.16 МэВ/нукл.) и C/O (-0.11-0.16 МэВ/нукл.), усредненные за 27 дней в 1998—2012 гг.
Fe с малой величиной FIP = 7.8 эВ и ионов O с большей величиной FIP = 13.6 эВ. Величины отношений 3He/4He и C/O — ионов с близкими значениями FIP > 11 эВ показывают существенно более слабую вариабельность.
Необходимо отметить, что в представленные здесь 27-дневные средние значения отношений потоков ионов вносят свой вклад спорадические возрастания заряженных частиц: вспышки солнечных космических лучей, ускорение на коротирующих и транзиентных ударных волнах в межпланетном пространстве и т.д.
Гистограммы распределений (рис. 2) величин отношений ионов 3He/4He, C/O, Fe/O с энергиями ^0.1—0.16 МэВ/нукл., так же как и рис. 1, демонстрируют наибольшее изменение величины Fe/O (по сравнению с 3He/4He и C/O) между 23-м и
24-м циклами и также наименьшие значения Fe/O в минимуме между этими циклами.
Из рис. 2 видно, что в 24-м цикле регистрируется меньшее количество событий с величинами 3He/4He и Fe/O, большими значений в максимумах распределений, по сравнению с 23-м циклом. Эти детали гистограмм указывают на более низкую интенсивность ионов 3He и Fe на 1 а.е. в 24-м цикле по сравнению с 23-м циклом солнечной активности, так как содержания ионов 4He и O остаются практически стабильными в солнечной атмосфере [1,2].
3. ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЕ СПЕКТРЫ ИОНОВ 3Не И Fe В СПОКОЙНЫЕ ПЕРИОДЫ СОЛ
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.