КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2008, том 46, № 5, с. 398-402
УДК 537.591.5
ОПТИМАЛЬНЫЕ УСЛОВИЯ НАБЛЮДЕНИЯ ТРУБЧАТО-ПЕТЛЕВЫХ СТРУКТУР МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ И ОЦЕНКА
ВРЕМЕНИ ИХ СУЩЕСТВОВАНИЯ
© 2008 г. Б. Я. Щербовский, Е. А. Чучков
Научно - исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ
Поступила в редакцию 14.06.2007 г.
Рассмотрены основные условия наблюдения трубчато-петлевых структур ММП на основе экспериментальных данных по исследованиям потоков протонов солнечных космических лучей в межпланетной среде. Сделаны оценки времени жизни таких структур при исчезновении их источников на Солнце.
PACS: 96.50. Bh
При наблюдении вспышечных частиц солнечных космических лучей (СКЛ) неоднократно наблюдались их кратковременные потоки, идущие к Солнцу. В ранних работах (начиная ~ с 1966 г.) эти факты интерпретировались как движение частиц СКЛ по изгибам магнитных трубок солнечного ветра [1, 2].
При исследовании возрастания потоков СКЛ от вспышки 7.IX.1973 г. аппаратурой КМ-73 станции Марс-7 было установлено, что отрицательная анизотропия потоков протонов с энергией более 1 МэВ наблюдалась несколько часов, а электронов примерно четверо суток [3]. При этом потоки протонов с энергиями больше 500 МэВ, идущие к Солнцу, так же превышали потоки протонов от Солнца. Анизотропию потоков протонов с такими большими энергиями нельзя было объяснить какими-либо изгибами магнитных трубок Координаты данной вспышки S18 W47, а линия соединения КА Марс-7 с Солнцем проектировалась на гелиошироту N7. Таким образом, проекция станции на Солнце и координата места вспышки отличались по гелиошироте на 25°(см. рис. 1а). Поэтому был сделан вывод о наличии заполненных вспышечными частицами больших петель межпланетного магнитного поля (ММП), соединяющих северное и южное полушария Солнца. Эти петли вытягивались солнечным ветром и их вершины в рассматриваемое время находились дальше орбиты Земли [3, 4, 5]. Данное проектирование магнитных силовых линий на поверхность Солнца является приблизительным, так точно мы не знаем их положение на поверхности Солнца.
Полностью исключить также нельзя, что магнитные петли были вытянуты из активной области южного полушария Солнца. Но тогда трудно объяснить поведение протонов с энергиями больше 500 МэВ от данной вспышки, большой поток
которых идущих к Солнцу по величине и длительности более чем в 2 раза превышал поток от Солнца. Если бы магнитные петли принадлежали бы одной активной области, то величины потоков были бы одинаковые. Кроме того, их основная часть должна была бы пройти от места вспышки до выхода на максимально заполненные магнитные линии в короне Солнца по широте ~25°. На наш взгляд, для протонов с энергиями более 500 МэВ это маловероятно.
В проекции на плоскость эклиптики петли ММП имеют вид спиралей Архимеда, и при средней скорости солнечного ветра =500 км/с петли, более заполненные потоками протонов, были расположены несколько восточнее станции Марс-7 (см. рис. 16). Из-за этого при вращении Солнца петли с большей интенсивностью СКЛ позднее проходили окрестность станции (см. рис. 2).
Плоскость 7
^ _ 7° эклиптики ~ 10' км
Рис. 1. Взаимное расположение Солнца, места вспышки, Земли и станции Марс-7. Штриховая линия -предположительное направление движения основного потока протонов на фазе его возрастания от вспышки 7.1Х. 1973 г., штрихпунктирная линия - спираль Архимеда.
J, прот/см • с • ср
100
50
20
10
3.IX.1973 г.
Pv
A/iyUA
- 1
- 2
22
10 12 Часы, UT
Рис. 2. Потоки протонов в энергетическом диапазоне 3-35 МэВ. 1 - поток протонов, идущий от Солнца, 2 - поток протонов, зарегистрированный с антисолнечной стороны.
0
2
4
6
8
По мере увеличения количества наблюдений в межпланетной среде с помощью аппаратуры, измеряющей анизотропию потоков СКЛ, неоднократно регистрировались потоки, идущие к Солнцу, и это интерпретировалось как вынос магнитных петлевых структур из солнечной атмосферы [6-9].
Магнитные петли в солнечной атмосфере реально наблюдались в мягком рентгене и ультрафиолете на КА TRACE (http://trace.lmsal com/ POD/TRACEpod.html) и SOHO (http://umbra. nascom.nasa.gov/images).
Большое количество информации о потоках СКЛ и их анизотропии было получено на КА Ulysses. Подробно измерялись спектры и анизотропия потоков частиц от солнечных вспышек. Например, в марте 1991 г. [10], аппаратура КА фиксировала двунаправленную анизотропию потоков СКЛ вдоль силовых линий ММП.
Уникальные наблюдения потоков протонов в петлевых трубчатых структурах ММП были проведены на ИСЗ Гранат [11] одновременно двумя детекторами, один из которых постоянно был направлен на Солнце, а другой - в противоположную сторону. Наиболее показательной была регистрация потоков СКЛ от вспышки, которая произошла 19.III. 1990 г. в 04.38 UT (балла 1B/X1.5) с координатами N32 W40 [11]. На рис. 3 представлены зависимости величин потоков протонов от времени в энергетическом диапазоне 1.2-2.1 МэВ, зарегистрированных детекторами в солнечном и в антисолнечном направлениях. Из рисунка видно, что показания приборов солнечного (/+) и антисолнечного (J-) направлений на
участках, обозначенных цифрами 1, 2, 3, 4, 5, находятся в противофазе. Мы полагаем, что это связано с пересечением близко расположенных магнитных трубчатых петель, заполненных вспышечными частицами. Основной путь частиц к ИСЗ Гранат следующий: частицы от места вспышки по корональным петлям прошли на широту плоскости эклиптики, но по гелиодолготе восточнее магнитных силовых линий, связанных с Землей (см. рис. 4). Из-за вращения Солнца к окрестности Земли последовательно подходят магнитные трубки, все более заполненные частицами СКЛ (это следует из плавного увеличения интенсивности потоков протонов в них со временем). Внутри трубок наблюдается высокая анизотропия: частицы идут или от Солнца, или к Солнцу. По-видимому, ИСЗ последовательно попадает в те ветви трубок, в которых частицы идут преимущественно от Солнца (/+ > ]_ - цифры 1, 4), а затем в обратные ветви тех же трубок, и регистрируется тот же поток частиц, но идущий преимущественно к Солнцу (/+ < ]_ - цифры 2, 5 на рис. 3).
Интенсивность потока частиц в обеих ветвях одной и той же трубки примерно одинакова (см., например, участки 1, 2 и 4, 5 на рис. 3). Из этого следует, что вершины магнитных петель не успели уйти далеко от орбиты Земли.
Между магнитными трубками наблюдается близкий к изотропному поток частиц (участки, обозначенные цифрами 6, 7, 8, 9 на рис. 3).
При рассмотрении потоков протонов, направленных к Солнцу и - в противоположном направлении, а также изотропной их части, наблюдается
400
ЩЕРБОВСКИИ, ЧУЧКОВ
], прот/см • с • ср
103
102
101
19.III.1990 г.
J_!_!_!_!_!_!_!_!_!_
10
12
14
16 18 Часы, ИТ
Рис. 3. Двухминутные значения потоков протонов: 1, 2,3,4,5 - периоды времени, когда КА находился внутри трубок ММП; 6, 7, 8, 9 - периоды, во время которых КА находился вне трубок ММП.
1
почти полное соответствие временного хода и величин. Это указывает на то, что они вышли из одной области на Солнце, как это изображено на рис. 4.
Такого соответствия структурных особенностей потоков СКЛ, идущих от Солнца и к Солнцу, у вспышки 7.1Х.1973 г. нет (см. рис. 2), так как в данном случае наблюдались потоки в трубках ММП, которые соединяли разные магнитные области северного и южного полушария Солнца.
Слабые солнечные вспышки (балла < Ш), после которых отсутствует межпланетная ударная волна, и которые генерируют небольшие потоки СКЛ, наиболее подходят для изучения структуры ММП. Один из примеров такого наблюдения приведен в работе [13]. Но эти потоки кратковремен-ны, и для того, чтобы их регистрировать, вспышки, их порождающие, должны находиться вблизи магнитных силовых линий ММП, соединяющие КА и место вспышки на Солнце.
Оценим время жизни магнитных петель. Оно равно времени существования их источника плюс время их распада. Если источник магнитного поля исчезает, то в проводящей среде оно еще может некоторое время существовать за счет появления индукционных токов. Для оценки порядка его величины применим расчетную формулу для
времени (т) затухания магнитного поля в проводнике при исчезновении его источника [14]:
т ~ (4паЬ2)/с2.
В нашем случае в этой формуле используемыми величинами являются: т - время распада магнитной петли, а - электропроводность плазмы, а размером проводника (Ь) с магнитным полем в данном случае будем считать расстояние от поверхности Солнца до вершины петли, с - скорость света.
При выводе этой формулы для металла а считается постоянной во всем объеме проводника. Мы, для оценки времени распада петель будем брать наименьшее значение а, вблизи вершины петли, поэтому наша оценка будет нижним пределом времени распада магнитной петли.
Электрическая проводимость плазмы солнечного ветра вблизи Солнца (а - 2 • 103 с-1) и около орбиты Земли (а - 20 с-1) была определена эмпирически при сопоставлении наблюдаемых радиальных градиентов межпланетного магнитного поля со значениями, вычисленными в рамках модели с конечной проводимостью плазмы [15, 16].
Если принять высоту вершины магнитной петли над фотосферой Солнца равной 3000 км, то время ее распада при исчезновении источника магнитного поля (согласно формуле (1)) составит -2.5 с. Если же источник поля исчезнет, когда
Рис. 4. Взаимное расположение Солнца, места вспышки, Земли и магнитных трубчатых петель ММП на начало вспышки (19.III.1990 г.). 1 - экватор Солнца; 2 - место вспышки 1В/Х1.5 (координаты N32 W40); 3 - пунктирные дуги, соединяющие разнополярные магнитные области [12]; 4 - направление потоков плазмы солнечного ветра; 5 - трубчатые петли ММП в проекции на плоскость эклиптики 19.111.1990 г.; 6 - стрелки показывают направление движения внутри трубчатых петель основных потоков протонов; 7 - Земля (вокруг которой вращается КА Гранат, большая часть траектория орбиты которого находится вне магнитосферы Земли).
вершина петли успеет дойти до Земли, то время существования такой петли могло бы быть еще -2 года (при отсутствии вспышечных ударных волн и границ разноскоростных потоков плазмы солнечного ветра).
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.