АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 9, с. 767-776
УДК 523.985. ,3+52,3.62- 726
УСКОРЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ ВО ВСПЫШЕЧНОМ ТОКОВОМ СЛОЕ И ИХ РАСПРОСТРАНЕНИЕ В МЕЖПЛАНЕТНОМ ПРОСТРАНСТВЕ
© 2015 г. А. И. Подгорный1, И. М. Подгорный2*
1 Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, Россия 2Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 27.11.2014 г.; принята в печать 10.04.2015 г.
Анализ данных космических аппаратов GOES показал, что быстрая компонента протонов высокой энергии приходит к Земле от вспышки, происшедшей на западной части солнечного диска, с пролетным временем, а запаздывающая компонента начинает регистрироваться через несколько часов. Ускорение всех протонов происходит во вспышке единым механизмом. Частицы быстрой компоненты распространяются вдоль магнитных линий спирали Архимеда, которые связывают вспышку с Землей. Быстрая компонента не регистрируется на Земле от вспышек, происшедших на восточной части солнечного диска. Частицы от таких вспышек не попадают на линию магнитного поля, связывающую вспышку с Землей. Эти частицы достигают Земли, перемещаясь поперек межпланетного магнитного поля. Захваченные магнитным полем частицы переносятся солнечным ветром благодаря вморо-женности межпланетного магнитного поля в плазму и диффундируют поперек поля. Длительность запаздывающей компоненты достигает нескольких суток.
DOI: 10.7868/S0004629915090066
1. ВВЕДЕНИЕ
При мощной солнечной вспышке за 10—20 мин в короне выделяется энергия ~1032 эрг и развивается ряд физических процессов. Регистрируются импульсы теплового и жесткого пучкового рентгеновского излучений, выбросы корональной массы -1015 г со сверхзвуковой скоростью, потоки электромагнитного излучения в широком диапазоне длин волн и др. Ряд больших вспышек сопровождается потоком солнечных космических лучей — релятивистских протонов [1, 2]. Каждая вспышка обладает своими индивидуальными характеристиками. Отдельные явления могут доминировать, а другие практически отсутствовать. Вспышка обычно характеризуется величиной максимума теплового рентгеновского излучения с энергией 12—15 кэВ. Рентгеновское излучение типичной вспышки быстро (1—2 мин) возрастает и, достигнув острого максимума, затухает. Время затухания рентгеновского импульса лежит в пределах от 10 мин до нескольких часов. Каждый рентгеновский импульс имеет свою форму.
Еще большую индивидуальность демонстрируют потоки протонов в протонных событиях. Трудно
E-mail: podgorny@inasan.ru
найти две протонные вспышки, зарегистрированные за последние 10 лет, которые имели бы одинаковые зависимости потоков протонов от времени. Однако на фоне такого разнообразия развития протонных вспышек довольно отчетливо прослеживается различие протонных вспышек, возникших на западной и восточной частях солнечного диска. Темой настоящей работы является выяснение этих различий и анализ их причин. В работе используются результаты измерений протонов с энергий 10—100 МэВ на космических аппаратах GOES и обсуждаются данные нейтронных мониторов в диапазоне энергий 1 — 10 ГэВ. Результаты теории и данные измерений показывают, что источником энергии вспышки является магнитное поле токового слоя, образовавшегося над активной областью перед вспышкой.
Представление о масштабе времени процесса генерации вспышечного потока протонов дает форма y-линии вспышки. Длительность регистрируемого на орбите Земли потока значительно превосходит длительность рентгеновских импульсов, в то время как длительность Y-импульса 2.22 МэВ, вызванного радиационным захватом протоном нейтрона на поверхности Солнца с образованием дейтрона не превышает длительности рентгеновского импульса [1, 2]. Это указывает на формирование
длительного регистрируемого потока протонов при его распространении в межпланетной среде.
Численное МГД-моделирование [3, 4], в котором начальные и граничные условия задаются из измерений предвспышечного состояния активной области, показало, что энергия для вспышки накапливается в магнитном поле токового слоя. Положение вычисленного токового слоя совпадает с наблюдаемым источником теплового рентгеновского излучения [5]. Слой образуется за несколько десятков часов до вспышки. При распаде токового слоя происходит нагревание плазмы, находящейся в слое.
Нагревание плазмы в токовом слое и ускорение протонов до релятивистских энергий должно наблюдаться при диссипации магнитной энергии, накопленной в предвспышечном состоянии в магнитном поле токового слоя. Взрывная диссипация магнитной энергии происходит при переходе слоя в неустойчивое состояние [6]. Распад токового слоя не является адиабатическим процессом. Возрастание скорости магнитного пересоединения Vin при распаде токового слоя вызывает генерацию большого электрического поля Лоренца —Vin х В/с, направленного вдоль особой (в частном случае нулевой) линии магнитного поля X-типа, и это поле, как показал расчет [7] методом пробных частиц, может ускорять частицы до гигантских энергий. Такой процесс ускорения частиц наблюдается в лаборатории при быстром сжатии столба плазмы магнитным полем быстро нарастающего тока электрического разряда (пинч-эффект). Частицы ускоряются вдоль оси газового разряда электрическим полем Лоренца [8, 9].
Измерения на мировой сети нейтронных мониторов показали, что отдельные мощные вспышки сопровождаются потоком релятивистских протонов. Для анализа результатов измерений используется около 30 мониторов, расположенных на Земле на различных станциях [7, 10—12]. Каждым монитором регистрируются протоны, пришедшие по определенной траектории в магнитное поле Земли, т.е. обладающие определенной энергией. Каждому интервалу энергии AW частиц, регистрируемому отдельным монитором, соответствует узкий интервал телесного угла, в котором находится вектор скорости частицы, приходящей к магнитосфере Земли. Обработка показаний сети магнитометров позволяет определить динамику энергетического спектра вспышечных протонов частиц и углового распределения векторов их скорости. При протонной вспышке, происшедшей на западной части солнечного диска, часть мониторов регистрирует максимум потока через интервал времени, соответствующий пролетному времени частиц вдоль
линии магнитного поля спирали Архимеда. Длительность этого быстро приходящего потока, обладающего экспоненциальным спектром, составляет 10—30 мин. Быстрая компонента сильно анизотропна — вектор скорости частиц направлен вдоль линии поля спирали Архимеда.
Другие мониторы начинают регистрировать поток протонов от этой же вспышки, запаздывающий более чем на час, который медленно возрастает, а затем затухает через десятки часов. Этот запаздывающий поток имеет степенной спектр йи/йШ ~ ~ Ш-к, где к ~ 4, и изотропное угловое распределение векторов скорости.
Частицы быстрой компоненты, двигаясь вдоль линий межпланетного магнитного поля, не испытывают рассеяния. Они несут информацию о механизме ускорения. Быстрая компонента обладает экспоненциальным спектром йи/йШ ~ ~ ехр(-Ш/Ш0). В работах [7, 12] была разработана методика расчета спектра протонов, ускоренных в токовом слое, который согласно данным численного МГД-моделирования образуется перед вспышкой [3—5]. Начальные и граничные условия в численном эксперименте, моделирующем вспышечный токовый слой, задавались из измерений магнитного поля активной области перед вспышкой. Показано, что ускорение релятивистских протонов происходит электрическим полем Лоренца Е = = — VгП х Вез/с вдоль особой линии X-типа. Здесь Vin — скорость пересоединения линий магнитного поля, Вез — магнитное поле токового слоя. Численное моделирование показало, что измеренный экспоненциальный спектр быстрой компоненты релятивистских протонов ехр(—Ш/Ш0) (Ш0 ~ ~ 1.3 ГэВ) совпадает с вычисленным при скорости пересоединения Vin = 2 х 107 см/с.
Ряд авторов [13, 14] предполагают протекание двух независимых механизмов генерации быстрой и запаздывающей компонент солнечных космических лучей. Такими независимыми механизмами рассматривается сначала ускорение во вспышке протонов, пришедших с пролетными временами, а затем после вспышки ускорение другой группы частиц в межпланетном пространстве, например в ударной волне, генерируемой в межпланетной плазме сверхзвуковым корональным выбросом.
В работе [ 12] образование запаздывающей компоненты потока протонов объясняется приходом тех частиц, которые, как и частицы быстрой компоненты, ускорились в токовом слое, но не попали на линии поля, соединяющие вспышку с магнитосферой Земли. Эти частицы, захваченные магнитным полем, вмороженным в плазму солнечного ветра, должны дрейфовать поперек линий магнитного поля со скоростью солнечного ветра. В дрейфовом приближении такой перенос протонов происходит
в скрещенных полях — в магнитном поле межпланетной среды B и электрическом поле Лоренца E = —У^ж х В/с, генерируемом потоком плазмы ветра. Здесь — скорость солнечного ветра.
Не исключена также возможность диффузии поперек поля за счет рассеяния на неоднородностях магнитного поля. При рассеянии может происходить изменение спектра солнечных космических лучей. На единый механизм генерации быстрой и запаздывающей компонент протонов высокой энергии указывают одинаковый диапазон энергий регистрируемых частиц и мало отличающиеся величины потоков обеих компонент, независимо от мощности протонного события.
В настоящей работе проведен анализ 34 протонных событий, зарегистрированных аппаратами GOES, где, в отличие от нейтронных мониторов, измерения производились широкоугольным регистратором потоков, т.е. в каждый момент времени измерялись суммарные изотропный и анизотропный потоки протонов. Обнаруженные закономерности четко проявляются в больших протонных потоках (Ф > 1 см-2 с-1 ср-1). Малые потоки не всегда обнаруживают связь со вспышками, зарегистрированными на дневной стороне солнечного диска. По-видимому, такие протонные события генерируются вспышками на обратной стороне Солнца.
2. ОСОБЕННОСТИ ПОТОКОВ УСКОРЕННЫХ ПРОТОНОВ ОТ ЗАПАДНЫХ И ВОСТОЧНЫХ ВСПЫШЕК
Рис. 1 показывает особенности потоков протонов в трех диапазонах
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.