научная статья по теме ПРОЗРАЧНОСТЬ ГРАНИЦЫ МАГНИТНОГО ОБЛАКА ДЛЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ Физика

Текст научной статьи на тему «ПРОЗРАЧНОСТЬ ГРАНИЦЫ МАГНИТНОГО ОБЛАКА ДЛЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ»

ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ, 2013, том 77, № 5, с. 587-589

УДК 524.1

ПРОЗРАЧНОСТЬ ГРАНИЦЫ МАГНИТНОГО ОБЛАКА ДЛЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

© 2013 г. И. С. Петухов, С. И. Петухов

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт космофизических исследований и аэрономии имени Ю.Г. Шафера СО РАН, Якутск

E-mail: i_van@ikfia.ysn.ru

Предложена модель магнитного облака, представленного в виде тора с характерным магнитным полем, расположенным внутри межпланетного выброса корональной массы, распространяющегося от Солнца в межпланетном пространстве. Определено магнитное поле в торе. Рассчитана прозрачность границы магнитное поле — солнечный ветер для космических лучей разных энергий.

DOI: 10.7868/S0367676513050451

ВВЕДЕНИЕ

Межпланетные выбросы корональной массы (1СМЕ) оказывают наиболее сильное воздействие на состояние околоземного пространства и являются причиной наиболее мощных геомагнитных бурь. 1СМЕ в общем имеет сложную структуру:

1) ударный фронт; 2) сжатый солнечный ветер, расположенный за ударным фронтом; 3) выброс корональной массы; 4) важной частью корональ-ного выброса является магнитное облако (МС), которое по причине характерной структуры магнитного поля (МБЯ) оказывает наиболее существенное воздействие на магнитосферу Земли и пространственное распределение КЛ (форбуш — понижение). В настоящее время при исследовании воздействия 1СМЕ на КЛ учитывают, как правило, только одну часть возмущения [1, 2]. Магнитное поле в МС имеет несколько свободных параметров для своего описания. До сих пор не известно, как эти параметры влияют на поток поступающих КЛ. В данной работе представлены первые результаты расчета на основе кинетической модели потока КЛ, поступающих в МС через его границу.

МОДЕЛЬ

В настоящее время нет общепринятой модели динамики МС в межпланетном пространстве. Мы предлагаем в качестве такой использовать кинематическую модель, поскольку 1) влияние

бессилового магнитного поля мало ((/ х В < 1);

2) кинетическая энергия течения значительно

2 2

превышает тепловую энергию ((и > с,). Здесь /, В — ток и напряженность магнитного поля МС; и, с, — скорость течения и скорость звука в веществе. Кинематическое приближение используется

при описании нестационарных течений солнечного ветра [1, 3].

Для определения магнитного поля МС предполагаем, что в начальный момент времени МС имеет форму тора и его магнитное поле соответствует решению [4]. В последующие моменты времени магнитное поле определяется условием вмороженности, представленным в виде сохранения магнитного потока через площадку, связанную с лагранжевыми частицами течения. Предлагаемая модель динамики МС в общем соответствует измерениям, поскольку в наблюдаемых событиях распределение скорости лагран-жевых частиц течения, как правило, находится в ограниченном диапазоне, что является причиной сохранения МБЯ структуры поля МС.

ПРОЗРАЧНОСТЬ ГРАНИЦЫ

В солнечном ветре в области перед МС задана изотропная интенсивность КЛ. Интенсивность КЛ представим в виде совокупности пучков частиц равной интенсивности, распределенных по телесному углу. В результате расчета траекторий пучки частиц делятся на три группы: 1) частицы прошли мимо МС; 2) частицы попали на границу МС и отразились от нее; 3) частицы попали на границу МС и прошли внутрь. Отношение интенсивности частиц отдельной группы, проинтегрированной по телесному углу, к общей интенсивности определяет вероятность трех перечисленных событий, ожидающих КЛ, расположенных перед границей МС. Соотношение между вероятностями зависит от расположения относительно границы и от энергии КЛ.

В иллюстративном расчете, результаты которого приведены на рис. 1, 2 принято: солнечный ветер расширяется радиально с постоянной ско-

587

4*

588

И. С. ПЕТУХОВ, С. И. ПЕТУХОВ

Вероятность, отн. ед. 1.2 1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0

-0.2

0 45 90 135 0 45 90 135 0 45 90 135 0 45 90 135 180

Угол ф, град

Рис. 1. Вероятности различных событий для КЛ разных энергий: а — 5 = 10 ГэВ; б — 5 = 20 ГэВ; в — 5 = 30 ГэВ ; г — 5 = = 50 ГэВ; для начального положения МС. Круги — КЛ прошедшие мимо МС; квадраты — КЛ прошедшие внутрь МС; ромбы — КЛ отразившиеся от МС.

Прозрачность, отн. ед. 1.2 1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0

—0.2

0 45 90 135 0 45 90 135 0 45 90 135 0 45 90 135 180

Угол ф, град

Рис. 2. То же, что и на рис. 1 для движущегося МС для КЛ с 5 = 10 ГэВ; а — начальный момент, б — 6 ч после старта, в — 12 ч после старта, г — 18 ч после старта.

п-1-г

п-1-г

* + + + + + + * * ♦<||ци

_I_I_I_

"♦ + + + + + + + * ♦ ♦

_I_I_1_

П-1-г

_I_

1 _ г 1 1 ■

......... • * ■ ■■■

4,1..... Я т ♦ ♦♦♦ _

1 ♦ 1 ♦ • НМ11И 1

а

в

ростью 400 км • с магнитное поле паркеровское: Бг = ВГе(г»2,Бф1 = —Б^Пг/Ц), В0 = 0, где ^ — астрономическая единица; Вг = 3.5 • 10—5 1с; ^ — угловая скорость вращения Солнца; г — гелиоцентрическое расстояние; Бг, Бф1, В0 — компоненты межпланетного магнитного поля относительно гелиоцентрической сферической системы координат.

Относительно МС принято: в начальный момент времени МС имеет форму тора; радиус сечения тора 0.16 ге, ось тора расположена в плоскости солнечного экватора на расстоянии 0.47 ге от Солнца; компоненты магнитного поля тора удовлетворяют решению [4]; напряженность магнитного поля на оси тора 20 • 10—5 Гс; структура магнитного поля тора SWN (юг—запад—север) — типа; расширение тора при его движении производится радиальным течением, скорости лагран-жевых частиц которого распределены линейно по расстоянию от 600 км/с до 400 км/с. Местоположение КЛ в области перед тором задается радиусом-вектором, отложенным от центра тора и продолжающимся от границы тора на расстояние 0.5 где — ларморовский радиус частицы.

Расположение радиуса-вектора задается углом, отсчитываемым от плоскости солнечного эквато-

ра. При этом ф = 0 соответствует точке границы тора, расположенной наиболее близко к Земле. В рассматриваемой задаче решение зеркально симметрично относительно плоскости солнечного экватора, поэтому на рис. 1, 2 ф изменяется в диапазоне от 0° до 180° . На рис. 1 приведены вероятности разных событий для КЛ разных энергий (а — е = 10 ГэВ, б — е = 20 ГэВ, в — е = 30 ГэВ), расположенных вблизи МС, находящегося в начальном состоянии. Использованы следующие обозначения: круги — вероятность для КЛ пройти мимо МС; квадраты — вероятность пройти внутрь тора; ромбы — вероятность попасть на границу тора и отразиться от нее. Как видно из рис. 1, вероятность для КЛ попасть на границу МС и отразиться равна нулю. Вероятность пройти внутрь МС меняется вдоль границы, несколько различаясь для КЛ разных энергий. Например, для КЛ с е = 10 ГэВ вероятность равна нулю при ф > 90° и равна 1 при ф > 145°. Последняя величина вероятности объясняется тем, что КЛ, изначально двигающиеся от МС, возвращаются к нему, благодаря магнитной пробке межпланетного магнитного поля. При увеличении энергии частиц угловой размер области, из которой КЛ с вероятностью 1 проходят внутрь МС, уменьшается вследствие увеличения Полученный ре-

ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ том 77 № 5 2013

ПРОЗРАЧНОСТЬ ГРАНИЦЫ МАГНИТНОГО ОБЛАКА ДЛЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ 589

зультат не означает, что КЛ поступают внутрь МС главным образом через тыловую часть границы, поскольку для этого им предварительно надо пройти поперек межпланетного магнитного поля. На рис. 2 приведены результаты расчета вероятности разных событий для КЛ с е = 10 ГэВ при движении МС: а — начальное состояние, б—через 6 ч после начала; в — через 12 ч после начала; г — через 18 ч после начала, когда передняя граница достигает Земли. Как видно из рис. 2, при движении и расширении МС вероятность для КЛ пройти внутрь МС слабо меняется вдоль передней части границы (0°< ф < 90°) и остается большой для задней части (ф > 135°).

ВЫВОДЫ

Предложена кинематическая модель МС, распространяющегося в межпланетном пространстве. Разработан метод расчета потока КЛ через границу МС — солнечный ветер. Расчет вероятности событий для КЛ разных энергий вблизи МС выявил ее зависимость от свойств магнитного по-

ля. Последующее применение разработанной модели позволит определить зависимость амплитуды форбуш-понижения КЛ от структуры магнитного поля внутри тора и его ориентации в межпланетном пространстве.

Работа выполнена при поддержке Минобрнау-ки России (ФЦП "Кадры", соглашение № 8404), РФФИ (гранты № 10-02-00877-а, 12-02-98507-р_восток-а и 12-02-31024-мол-а), Программы Президиума РАН № 10 и грантами Президента РФ (НШ-1741.2012.2, МК-4569.2012.2).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Крымский Г.Ф., Кривошапкин П.А., Мамрукова В.П., Герасимова С.К. // Письма в "Астрон. журн." 2009. Т. 35. № 5 С. 372.

2. Munakata K., Yasue S., Kato C. et al. // Adv. Geosci. 2006. V 2. P. 115.

3. Алексеев И.И., Шабанский В.П., Шистер А.Р. // Геомагнетизм и аэрономия. 1971. Т. 11. С. 761.

4. Miller G, TurnerL. // Phys. Fluids. 1981. V. 24. P. 363.

ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ том 77 № 5 2013

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Физика»