КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2008, том 46, № 1, с. 37-41
УДК 523.165
ЭНЕРГЕТИЧЕСКАЯ ЗАВИСИМОСТЬ ХАРАКТЕРИСТИЧЕСКОГО ВРЕМЕНИ СПАДА ПОТОКОВ ПРОТОНОВ В СОБЫТИЯХ СОЛНЕЧНЫХ
КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
© 2008 г. Е. И. Дайбог1, Ю. И. Логачев1, К. Кечкемети2
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобелъцина МГУ 2Централъный институт физических исследований Венгерской АН Поступила в редакцию 20.12.2006 г.
В статье рассматриваются события в энергичных солнечных протонах в интервале энергий 1-48 МэВ на стадии их спада за период с 1974 по 2001 гг. Для событий с экспоненциальной формой спада анализируется зависимость характеристического времени спада от энергии протонов в предполагаемом степенном представлении t(E) = En. Исследовалась зависимость n от гелиодолготы вспышки-источника частиц на Солнце.
РАС8: 96.60.Vg
ВВЕДЕНИЕ
Временной профиль потоков частиц в солнечных событиях имеет характерную форму с более или менее быстрым возрастанием, максимумом и гораздо более медленным спадом к довспышечно-му уровню. Фаза спада события несет определенную информацию о физических процессах, которым подвержены частицы в межпланетном пространстве. Различные механизмы распространения частиц в межпланетном пространстве приводят к разному поведению их потоков на поздней стадии события. Иногда эта картина может быть представлена в диффузионном приближении. В этом случае временной профиль события на фазе спада имеет степенной характер и пропорционален (Б£Г3/2, где £ -время от момента инжекции частиц, Б - коэффициент их диффузии. Диффузионное распространение всегда сопровождается конвективным выносом частиц радиально расширяющимся солнечным ветром и их адиабатическим охлаждением, которые на поздней стадии события превалируют над диффузией, и тогда потоки спадают уже по экспоненте 3 ~ е-1/т, где т - характеристическое время спада:
т = 3г/2 У( 2 + ау). (1)
Здесь У - скорость солнечного ветра, у - показатель энергетического спектра частиц, г - расстояние точки наблюдения от Солнца, а ~ 2 для частиц нерелятивистских энергий [1, 2]. Степенной закон достаточно хорошо выполняется для частиц высокой энергии (>50 МэВ), для частиц меньших энергий (<10 МэВ) конвективный вынос и адиабатическое охлаждение начинают играть значительно большую роль и спад потоков частиц становится экспоненциальным. В наших предыдущих работах было показано, что примерно в 90% случаев потоки
протонов сравнительно низких энергий (<10 МэВ) имеют экспоненциальный спад, для частиц больших энергий (>30-60 МэВ) экспоненциальный спад наблюдается значительно реже [3].
Экспоненциальный спад потоков частиц наблюдается в разных событиях в течение разных промежутков времени. Иногда он длится на всем протяжении от максимума до полного исчезновения вспы-шечного потока, т.е. до достижения довспышечного фонового уровня, а иногда - только некоторое время, потом наблюдается изменение характера спада, который затем может снова стать экспоненциальным, с таким же или с другим характеристическим временем т. Если спад потоков частиц в солнечном событии в течение длительного времени (порядка суток или более) описывается экспонентой, то, как мы полагаем, ближайшее межпланетное пространство однородно и квазистационарно, что и обеспечивает постоянство т. Понятие квазистационарности межпланетного пространства предполагает инвариантность некоторой совокупности его свойств, которые определяют скорость спада потоков частиц в данной точке пространства. К ним относятся: а) градиент плотности частиц в окрестности точки наблюдения, б) скорость ухода частиц из данной области пространства, определяемая коэффициентом их диффузии и конвективным выносом, в) адиабатическое охлаждение частиц в процессе распространения и г) возможное ускорение частиц в окрестности точки наблюдения. Относительный вклад этих процессов в формирование временного профиля пока не определен. Поэтому мы вынуждены говорить о совокупном воздействии процессов, которое приводит к тому, что уменьшение потоков частиц на фазе спада в течение длительного времени (иногда до нескольких суток) происходит достаточно строго по экспоненте с постоянным характеристиче-
102 100
10
1-2
10
1-4
(а)
т = 30h
4
9 10 Март 1979
103 101 10-1 10-3 10-5
100
т = 8h
10
-2
10
-4
10 11 Июнь 1979
(в)
т = 18
23 24 25 26 27 28 28
Апрель 1999
Рис. 1. Примеры разного поведения спадов в зависимости от энергии частиц по данным 1МР-8. Верхние кривые относятся к протонам с энергией 4.6-15 МэВ, средние 15-25 МэВ, нижние 25-48 МэВ: а) т не зависит от энергии (март 1979 г.); б) т уменьшается с ростом энергии (июнь 1979 г.); в) т увеличивается с энергией (апрель 1999 г.).
ским временем т, численное значение которого является обобщенной характеристикой воздействия пространства на временной профиль потоков частиц, и исследование роли каждой составляющей этого воздействия является одной из задач физики межпланетного пространства.
В работах [4-6] подробно рассматривались как статистические характеристики т, так и особенности скорости спада как функции мощности события, параметров окружающей плазмы (скорости солнечного ветра и напряженности магнитного поля), углового расстояния между источником и точкой наблюдения и др., а также вариаций т в течение цикла солнечной активности. В данной работе исследуется зависимость характеристического времени спада потоков протонов, т, от их энергии.
Первый приход частиц в точку наблюдения так же, как и время возрастания потока до его макси-
мального значения в подавляющем большинстве случаев уменьшается с ростом энергии частиц. Зависимость скорости спада в событиях СКЛ от энергии не столь определенна, и наряду с событиями, в которых т уменьшается с увеличением энергии, наблюдаются как случаи с обратной зависимостью т от энергии, так и с постоянным значением т. На рис. 1 приведены примеры разного поведения спадов в зависимости от энергии частиц.
ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Анализ зависимости характеристического времени спада потоков протонов, т, от их энергии в событиях с экспоненциальными спадами проводился на основе экспериментальных данных, полученных прибором CPME на спутнике Земли IMP-8 за период с 1974 по 2001 гг. Были использованы данные за весь этот период, несмотря на то, что некоторую часть времени КА IMP-8 находился внутри магнитосферы Земли. Это представляется вполне допустимым, так как ранее было показано [7, 8], что протоны с энергией >1 МэВ внутри магнитосферы на магнитных оболочках с L > 4 в точности повторяют потоки таких же протонов вне магнитосферы Земли, а орбита спутника IMP-8 нигде не приближалась к Земле ближе, чем на 20 радиусов Земли [9].
Для анализа были использованы каналы регистрации протонов прибора СРМЕ с энергиями 24.6, 4.6-15, 15-25 и 25-48 МэВ. За весь период 1974-2001 гг. было выделено 642 экспоненциальных спада, для каждого из которых были определены характеристические времена спада т протонов тех энергий, для которых потоки были достаточно велики. Большая часть спадов относилась к событиям с небольшими потоками частиц, и для них значения т были получены только для низкоэнергичных каналов. Тем не менее, число событий с большими потоками частиц, позволявшими исследовать высокоэнергичные каналы, было вполне достаточно для проведения различных статистических исследований.
ЗАВИСИМОСТЬ т В СОЛНЕЧНЫХ
СОБЫТИЯХ ОТ ЭНЕРГИИ ПРОТОНОВ
Для изучения этой зависимости из полного числа имеющихся в распоряжении авторов событий с экспоненциальными спадами по данным прибора CPME на IMP-8 за период с 1974 по 2001 год были отобраны те, для которых оказалось возможным определить характеристическое время спада т для протонов с энергией 25-48 МэВ, т.е. для достаточно крупных событий, ибо в событиях малой мощности протонов с энергией >25 МэВ или вообще нет или их поток столь слаб, что определить характеристическое время спада не представляется возможным (обычно это события с потоками протонов в канале 4.6-15 МэВ меньше или около 1 частиц/см2 ссрМэВ). Всего было выделено 147 таких событий и для них определено значение n из пред-
5
7
8
полагавшейся зависимости т = СЕ п, где Е - кинетическая энергия протонов.
На рис. 2 приведено распределение значений п для всех 147 рассмотренных событий. Значения п были определены с точностью около ±30%, поэтому представленное распределение можно рассматривать как состоящее из трех различных групп: а) отсутствия зависимости т от энергии протонов (-0.1 < п < 0.1) - 54 события, б) уменьшения т с энергией, (п > 0.1) - 72 события и в) возрастание т с энергией, (п < -0.1) - 21 событие. В первом случае спектр протонов не меняется со временем в течение спада, во втором случае спектр смягчается, в последнем - становится более жестким. Таким образом, из распределения по п следует, что в преобладающем числе случаев спектр частиц в течение экспоненциального спада или инвариантен, или становится более мягким.
ОБСУЖДЕНИЕ
Задача исследования энергетической зависимости характеристического времени спада т статистически ранее никем не рассматривалась, хотя существование спадов с т, не зависящим от энергии частиц, отмечалось в так называемых инвариантных событиях, когда после прохождения ударной волны, инициированной корональными выбросами вещества (СМЕ) характеристики возмущенно-сти межпланетного магнитного поля обеспечивали одинаковые скорости спадов потоков протонов разных энергий в различных, достаточно широко разнесенных точках пространства [10, 11]. Этот анализ был проведен, к сожалению, лишь для нескольких избранных событий, большинство из которых, по-видимому, было связано с захватом ускоренных частиц между фронтом ударной волны, ассоциированной с СМЕ, и сильными магнитными полями на Солнце. Строго говоря, фаза спада в этом случае скорее должна описываться, как и в диффузионной модели, степенной, а не экспоненциальной зависимостью [10].
Для диффузионных событий скорость спада потоков существенно зависит от энергии: чем выше энергия частиц, тем быстрее спадает их поток. Это естественно, так как поток частиц после максимума в диффузионном приближении пропорционален (
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.