ИЗВЕСТИЯ РАИ. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ, 2009, том 73, № 3, с. 336-338
УДК 523.165
ФАЗА СПАДА ЭНЕРГИЧНЫХ ЭЛЕКТРОНОВ И ПРОТОНОВ В СОБЫТИЯХ СКЛ
© 2009 г. Е. И. Дайбог1, К. Кечкемети2, Ю. И. Логачев1
E-mail: daibog@srd.sinp.msu.ru
Рассмотрено поведение потоков протонов и электронов на фазе спада событий в СКЛ. Механизмы распространения в межпланетном пространстве частиц разной природы могут различаться между собой, что должно найти отражение и в особенностях их фазы спада. Для сопоставления параметров, описывающих распространение протонов и электронов, мы использовали данные одновременных измерений протонов с энергиями несколько МэВ и электронов с энергиями несколько сот кэВ по данным приборов CPME на спутнике Земли IMP-8 и COSTEP аппарата SOHO. Примерно в половине случаев с хорошо определяемой формой временного профиля потоков частиц спады потоков электронов и протонов (экспоненциальные или степенные) оказались подобными, что указывает на то, что по крайней мере в части событий электроны подвержены воздействию тех же механизмов распространения, что и протоны.
ВВЕДЕНИЕ
До сих пор задачам, связанным с изучением потоков электронов в межпланетном пространстве, уделялось существенно меньше внимания по сравнению с протонами и тяжелыми ионами. И связано это отнюдь не со второстепенностью проблемы, а скорее со сложностями работы с электронной компонентой СКЛ. Распространенность и зарядовый состав ядер СКЛ очень важны для определения механизма ускорения частиц во вспышках на Солнце, а полный временной профиль протонов несет информацию как об источнике, так и об их распространении в межпланетном пространстве (МП). Однако электронная компонента СКЛ и с этих позиций представляет не меньший интерес.
Наибольшее количество работ по сравнению электронных и протонных компонент СКЛ посвящено проблемам их ускорения. Ускоряются ли они или часть их популяций одновременно, в тех же областях на Солнце и теми же механизмами или это происходит в разных пространственно-временных структурах и в принципиально различающихся процессах [1-5].
Сравнительный анализ временных профилей электронов и протонов на фазе нарастания и максимума для отдельных событий проводился еще на заре исследований событий СКЛ с точки зрения их диффузионного распространения с различными вариантами дополнительных предположений. Так, в [6] рассматривается распространение СКЛ от дискретных событий на Солнце параллельно меж-
1 Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова.
2 Центральный институт физических исследований ВАН, Будапешт, Венгрия.
планетному магнитному полю (ММП) с коэффициентом диффузии, зависящим от расстояния, с учетом замедления частиц по мере удаления от Солнца из-за распространения в движущейся среде (солнечном ветре). В этом приближении временные профили потоков протонов, а-частиц и электронов иногда хорошо описываются в предположении постоянных коэффициентов диффузии и одного и того же свободного пробега частиц (~0.1 а.е.).
Вопрос о форме временного профиля как теоретически, так и экспериментально изучался многими исследователями. Было показано, что при чисто диффузионном процессе распространения частиц спад потоков будет степенным, при преобладании конвективного выноса и адиабатического замедления частиц спад будет носить экспоненциальный характер [7, 8]. Спады интенсивности экспоненциальной формы с постоянным характеристическим временем свидетельствуют о том, что межпланетное пространство в окрестности области распространения частиц квазистабильно и однородно.
В наших предыдущих работах было показано, что до 90% спадов потоков протонов МэВ-ных энергий имеют экспоненциальный характер. Для электронов вопрос о преимущественной форме спада до сих пор практически не исследован. Механизмы распространения в межпланетном пространстве частиц разной природы могут различаться между собой, что должно найти отражение и в особенностях их фазы спада. В случае получения для электронов зависимостей характеристического времени спада от рассматриваемых параметров, аналогичных найденным ранее для протонов, можно было бы говорить об общности механиз-
ФАЗА СПАДА ЭНЕРГИЧНЫХ ЭЛЕКТРОНОВ И ПРОТОНОВ
337
мов распространения для обоих сортов частиц, что до сих пор является открытым вопросом. Задача данной работы состоит в статистическом исследовании фазы спада потоков е и р.
ФОРМА СПАДА ЭЛЕКТРОННЫХ И ПРОТОННЫХ СОБЫТИЙ
В литературе можно найти множество частных примеров с любым соотношением формы спадов электронов и протонов, когда временные профили частиц разного сорта как радикально различаются между собой, так и совпадают. Так, формы спадов электронов, протонов и а-частиц с энергиями несколько сотен кэВ в событии конца марта 1991 г., по измерениям на Шувввев, совпадают между собой [9]. В [10] показано, что в периоды повышенной солнечной активности внутренняя гелиосфера служит как бы "резервуаром" для электронов и ионов с энергиями десятки кэВ и их временные профили ведут себя одинаково, в то время как временные профили МэВ-ных ионов имеют совершенно иную форму.
Можно привести много примеров, когда временные профили частиц разного сорта радикально различаются между собой как на стадии роста потоков до максимума, так и при их спаде. Однако нередки случаи идентичных форм спада электронов и протонов. На рис. 1 по данным БОНО (СОБТЕР ЕРШК) приведены примеры идентичного поведения спадов электронов с энергиями 0.25-10.4 МэВ и протонов с энергиями 4.3-53 МэВ, имеющих экспоненциальную и степенную формы. Приведены также временные профили электронов более низких энергий (0.038-0.315 МэВ) по данным АСЕ (ЕРАМ) с аналогичной формой спада.
Часто в задачах, связанных с распространением заряженных частиц, реализуется отбор отдельных, как правило, наиболее мощных или наиболее демонстративных для каждой конкретной проблемы событий. Нас, однако, прежде всего интересуют общие закономерности формирования временных профилей частиц СКЛ. Для этой цели мы сравнивали потоки протонов (4.3-7.8, 7.8-25 МэВ) и электронов (0.25-0.7 МэВ), одновременно измерявшиеся на БОНО СОБТЕР в период с 1996 г. Из 88 спадов с четко определяемой формой 52 имели идентичную форму (экспоненциальную или степенную), в 30 случаях она различалась, 6 случаев мы не смогли классифицировать. Скорость спада потоков электронов экспоненциальной формы в 15 наиболее мощных событиях оказалась приблизительно равной или медленнее, чем протонов.
Помимо того, мы использовали созданную нами ранее базу данных экспоненциальных спадов протонных событий по данным 1МР-8 с 1974 по 2001 гг. [11] и сравнивали характеристическое время спада т электронов с энергиями 0.22-0.5, 0.5-0.8 МэВ
J, (см2 ■ с ■ ср ■ МэВ)-1
l-SOHO COSTEP EPHIN 2001 ДО6
106 102 10-2
100 10-4
104 102
I- SOHO COSTEP EPHIN 2004
102
10° 10-4
к \ •
ACE EPAM DE
104| 102
358 1 9 17 Dec 24 Jan 1 Jan 9 Jan 17
262 266 270 274 278 282 286 Sep 18 Sep 26 Oct 4 Oct 12 Sep 22 Sep 30 Oct 8 День года/дата
Рис. 1. Примеры экспоненциальных (слева) и степенных (справа) спадов электронов и протонов. Верхняя панель: электроны с энергиями 0.25-0.70, 0.67-3.00, 2.64-10.4 МэВ (SOHO); средняя панель: протоны с энергиями 4.3-7.8, 7.8-25.0, 25-53 МэВ (SOHO); нижняя панель: электроны с энергиями 0.038-0.052, 0.0520.103, 0.103-0.175, 0.175-0.315 МэВ (ACE).
и протонов с энергиями 2-4.6, 4.6-15 МэВ в случаях экспоненциальных электронных спадов. Сами характеры экспериментальных данных по электронам и протонам различаются между собой. Фон электронов часто не позволял отождествить форму спада. Количество случаев, в которых как электронные, так и протонные спады одновременно имели экспоненциальную форму, оказалось существенно меньше, чем полученный ранее список экспоненциальных протонных спадов.
Были проанализированы 330 эпизодов одновременных спадов электронов и протонов, из которых было отобрано 67 экспоненциальных, в которых потоки превышали фоновые значения не меньше, чем на порядок величины. В 211 случаях экспоненциальные протонные спады сопровождались степенными спадами электронов (сюда же вошли случаи, когда степенной спад электронов мог быть имитирован влиянием фона). Здесь мы не рассматривали экспоненциальных электронных спадов, сопровождавшихся степенными протонными.
На рис. 2 приведена диаграмма рассеяния тр - те протонов 4.6-15 МэВ и электронов 0.5-0.8 МэВ. Из рисунка следует, что точки группируются вдоль прямой тр = те. При этом примерно в половине случаев значение те отклоняется от тр не больше, чем на 25%, что свидетельствует в пользу того, что распространение электронов в межпланетном пространстве по крайней мере в половине случаев происходит, благодаря тем же процессам, что и распространение протонов. Обращает на себя внимание то, что основная часть спадов вне этого ин-
338
ДАИБОГ и др.
Te
120 -
100 -
80 -
60 \
40 % v Ж
20 t/г* * i
0 20
40 60 80 100 120
Рис. 2. Диаграмма рассеяния тр - те протонов с энергией 4.6-15 МэВ и электронов с энергией 0.5-0.8 МэВ по
данным IMP-8 с 1974 по 2001 г. Линии: Те -± 0.25)тр.
Тр и Те = (1 ±
тервала связана со случаями тр < те, в том числе и несколько спадов, в которых те более чем вдвое превышало соответствующее значение тр.
их более эффективном удержании в области распространения.
Так как диффузионное распространение заряженных частиц в ММП (рассеяние не может полностью отсутствовать даже при превалировании конвективно-адиабатических процессов [12]) определяется жесткостью частиц, то вполне могло оказаться, что распространения е и р рассматриваемых энергий в МП сильно различаются между собой (средние значения жесткостей в случае 1МР-8 составляли 1 и 130 МВ соответственно). Однако подобие в половине случаев фазы спада е и р говорит о том, что спектр неоднородностей ММП в интервалах частот, ответственных за распространение е и р рассматриваемых энергий, часто имеет один и тот же наклон, что, по-видимому, обеспечивает общность их механизмов распространения.
Отметим также, что относительная скорость спада электронов и протонов мало за
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.