КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2012, том 50, № 6, с. 427-434
УДК 537.591.5
ДВИЖЕНИЕ И ПЕРЕНОС СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В ГЕЛИОСФЕРНЫХ ЛОВУШКАХ НА ПРИМЕРЕ СОБЫТИЯ 28-31.I.2001 © 2012 г. В. И. Тулупов1, Е. Е. Григоренко2, Н. А. Власова1, Г. П. Любимов1
1Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова 2Институт космических исследований РАН, г. Москва tulupov@taspd.sinp.msu.ru Поступила в редакцию 18.05.2011 г.
Представлены результаты исследования возрастания потоков солнечных космических лучей в широком энергетическом диапазоне 28—31.I.2001 по данным космического аппарата ACE. Проведен сравнительный анализ временных вариаций потоков заряженных частиц и параметров межпланетной среды (межпланетного магнитного поля и солнечного ветра) на основе "отражательной" модели движения, накопления и модуляции космических лучей. Показано, что потоком плазмы и вспы-шечным выбросом из одной активной области в западной части диска Солнца была создана магнитная ловушка для солнечных космических лучей. Частицы низких энергий (<10 МэВ) были захвачены внутри ловушки; дисперсия распределения частиц различных энергий внутри ловушки определяется ее сложной магнитной структурой. Найдена степенная зависимость времени наступления максимума потока частиц от их энергии и объяснено смягчение энергетического спектра внутри ловушки.
ВВЕДЕНИЕ
Определяющее влияние на движение заряженных частиц в межпланетной среде (МС) оказывает межпланетное магнитное поле (ММП) [1]. Движение частиц в ММП состоит из движения вдоль среднего регулярного поля с коллимацией частиц вследствие расходящегося (уменьшающегося) с расстоянием от Солнца поля и их рассеяния на встречающихся магнитных неоднородно-стях. Если размеры системы достаточно велики и частицы успевают сильно рассеяться, так что распределение их по направлениям становится близким к изотропному, может быть использовано диффузионное приближение, предложенное в самом начале изучения солнечных космических лучей (СКЛ) (см., например, [2, 3]). Модель изотропной диффузии может дать правильное описание временной зависимости потока частиц с энергией Е, времени наступления максимума потока заданной энергии, скорости спада потока со временем. Для применения диффузионного приближения необходимо, прежде всего, достаточная степень неупорядоченности ММП. Диффузионная теория не вполне применима на малых расстояниях от источника. Как правило, события, в которых распространение частиц происходит по законам простой диффузии, были зарегистрированы для протонов достаточно высоких энергий (Е > 100 МэВ), для которых выполняется требование независимости солнечных частиц при их движении в ММП. Частицы меньших энергий
имеют значительно более разнообразные временные профили. Диффузионное приближение не может описать, например, высокую коллимацию СКЛ, которая часто наблюдается в эксперименте (см., например, [4]).
Реальная картина переноса заряженных частиц в МС может сильно отличаться от диффузионного приближения. Частицы могут иметь разные источники на Солнце или вблизи него, и характеристики потоков будут меняться от события к событию; отчасти вариации будут определяться взаимным расположением источника и точки наблюдения. Существенным для формы временного профиля является положение источника на Солнце (западная, восточная или центральная долгота), а также наличие в МС, например, ударных волн (см., например, [5—7]). Для более адекватного описания экспериментальных данных используются модификации диффузионного приближения: анизотропная диффузия, колли-мированная диффузия, вводятся зависимости параметров диффузии от координат и времени (см., например, [8]).
О неоднородном строении ММП и плазменных волокнах впервые сказано в [1]. В те годы во многих работах (см., например, [9]) было показано, что СКЛ движутся в магнитных структурах, которые по-разному назывались. Первое изображение плазменных волокон, имеющих различную ориентацию в пространстве и населенных собственной популяцией частиц, было представ-
лено в [10] (см. также [11]). В 1976 г. при изучении анизотропии СКЛ впервые были обнаружены петли ММП размером до 6 а.е. [12]. Петли были вытянуты рекуррентным квазистационарным потоком плазмы солнечного ветра (СВ) из активных областей (АО) Солнца, в одной из которых произошла вспышка, заселившая их СКЛ. Было показано, что на орбите Земли характерный диаметр трубок ММП равен ~3 • 106 км. В работе [13] впервые найдены в спокойном СВ и в ММП большие квазистационарные дублетные и муль-типлетные структуры. Показано, что это - сечения межпланетных петель трубок ММП с плазмой, длиною более 1 а.е. В работе [14] по анализу знакопеременной анизотропии СКЛ были определены параметры дискретных трубок ММП: фундаментальным пространственным образованием является магнитная трубка (минимум поля на оси), с характерным размером (0.5—2) • 106 км и с минимальным — 0.03 • 106 км на 1 а.е. При исследовании свойств потоков плазмы СВ [15] были найдены случаи разрывов скорости, направления магнитного поля. Автор [15] на основе экспериментальных данных пришел к заключению, что источник такой неоднородной структуры МС находится на Солнце, в соответствии с более ранними теоретическими представлениями [16] (см. также [17] и ссылки там). На основе статистического анализа относительных амплитуд вариаций различных параметров МС по 128 секундным данным с КА АСЕ за 7 лет измерений экспериментально доказано существование магнитных трубок, стенки которых ассоциировались с большими амплитудами вариаций ориентации ММП и вектора скорости СВ [18]. Детальное изучение и понимание свойств магнитных трубок в МС даст возможность дистанционного исследования поверхности Солнца (см., например, [19, 20]).
Максимум 23-го цикла солнечной активности (СА) сопровождался многочисленными мощными вспышками с корональными выбросами массы и генерацией СКЛ; большие возрастания их интенсивности наблюдались вблизи Земли в течение нескольких суток. Однако наряду с сильными возрастаниями СКЛ, ассоциированными с мощными солнечными вспышками, на орбите Земли наблюдались также значительные по амплитуде возрастания интенсивности протонов СКЛ с энергиями порядка нескольких МэВ, которые сложно было однозначно связать с конкретной вспышкой. За период 1999—2002 гг. в околоземной межпланетной среде наблюдалось более десятка таких событий. Для них были характерны значительные по амплитуде возрастания интенсивности СКЛ низких энергий (на 4— 5 порядков от уровня фона), мягкий спектр и большая задержка прихода СКЛ к Земле (до нескольких суток от момента вспышки). Кроме того, в эти периоды на Солнце не было зарегистри-
ровано сильных вспышек (балла >1 В). Изучение таких событий представляет особый интерес для понимания механизмов распространения заряженных частиц в межпланетной среде; с другой стороны, подобные события наиболее трудно прогнозировать. Мы подробно рассмотрим одно из таких событий, наблюдавшееся 28—31.1.2001.
В данной работе приводятся результаты анализа на основе "отражательной" модели особенностей динамики потоков СКЛ в исследуемый период времени.
ОТРАЖАТЕЛЬНАЯ МОДЕЛЬ РАСПРОСТРАНЕНИЯ СКЛ
В 1988 г. для адекватного описания особенностей распространения СКЛ в МС была предложена эмпирическая "отражательная" модель движения, накопления и модуляции космических лучей [21]. Модель использует только наблюдательные и диагностические (по вариациям космических лучей (КЛ) данные о СА, СВ и ММП и фундаментальные физические соотношения [14, 22].
Любой наблюдаемый временной ход потоков СКЛ определяется условиями распространения частиц в неоднородной межпланетной среде [23]. Представления о захвате и переносе СКЛ в полупрозрачных ловушках дают возможность объяснить недиффузионные формы временных профилей потоков СКЛ, в частности, отрицательную анизотропию потоков (превышение величины потока к Солнцу над величиной потока от Солнца), установить связи возрастаний потоков со вспышками на Солнце.
Основные физические принципы, заложенные в основу "отражательной" модели, следующие:
1. Частицы СКЛ из области вспышки могут распространяться в короне по связанным арочным системам на значительные расстояния, обеспечивая корональное распространение, в том числе и от залимбовых вспышек.
2. Частичный захват СКЛ в корональных арках создает систему вторичных сопряженных источников.
3. Магнитные поля активной области, расположенные на диске Солнца между областью вспышки и точкой соединения детектора с Солнцем, могут быть барьерами для потока частиц или вторичными источниками.
4. Распространение СКЛ в МС происходит в квазистационарных петлевых структурах ММП разного масштаба, которые вращаются вместе с Солнцем и могут быть ориентированы в различных плоскостях. Петлевые структуры могут быть собраны в пучки, в соответствии с расположением их оснований на Солнце, и перераспределены в МС за счет динамических процессов в СВ. Ча-
стицы совершают колебания с отражением от магнитных пробок в вершинах и основаниях магнитных петель с различными коэффициентами отражения.
5. B процессе распространения в MO OKH могут частично захватываться: в коротирующих областях взаимодействия разноскоростных потоков ÜB; в ловушках на фронтах ударных волн; в ловушках, образованных фронтами движущихся ра-диально вспышечных возмущений.
С учетом наблюдательных данных и на основе анализа экспериментальной информации по "отражательной" модели возможна более детальная аппроксимация временного профиля потока ÜKn. B программу модели закладываются такие параметры как гелиокоординаты, балл и время вспышки, координаты точек наблюдения, скорость ÜB, координаты сопряженных источников и барьеров. K ненаблюдаемым (вычисляемым по модели) параметрам относятся: распределение GKn в ловушках MM^ коэффициенты отражения частиц в ловушках, начальный поток частиц и показатель энергетического спектра при их генерации во вспышке и ряд других.
Применение "отражательной" модели позволило объяснить и аппроксимировать, например, данные с KA Pioneer-10, 11 в мае 1981 г. и августе
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.