КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2004, том 42, № 4, с. 376-383
УДК 523.165
СЕРИИ СОЛНЕЧНЫХ СОБЫТИЙ С ОДИНАКОВЫМИ СПАДАМИ КАК ИНСТРУМЕНТ ДЛЯ ВЫДЕЛЕНИЯ КВАЗИСТАЦИОНАРНЫХ СОСТОЯНИЙ МЕЖПЛАНЕТНОГО ПРОСТРАНСТВА
© 2004 г. Е. И. Дайбог1, Ю. И. Логачев1, С. Кейлер2, К. Кечкемети3
1 Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ 2 Исследовательская лаборатория Эйр Форс, Хэнском, США 3 Научно-исследовательский институт частиц и ядерной физики Венгерской АН
Поступила в редакцию 26.12.2002 г.
Временной профиль потоков энергичных солнечных частиц, возникших после вспышек на Солнце, и, в частности, фаза спада, в значительной степени формируется структурой межпланетного магнитного поля и его неоднородностями, движущимися от Солнца со скоростью солнечного ветра. При чисто диффузионном распространении солнечных частиц спад потоков после максимума носит степенной характер, в то же время во многих случаях этот спад оказывается экспоненциальным, что свидетельствует о значительном влиянии конвективного выноса частиц и их адиабатического замедления в расширяющемся солнечном ветре. В предлагаемой работе рассматриваются события с длительными экспоненциальными спадами и впервые обнаруженные серии последовательных событий с одинаковыми экспоненциальными спадами, продолжающиеся одну-две недели или более, которые позволяют предположить стабильность и однородность межпланетного пространства в течение этого времени.
ВВЕДЕНИЕ
Потоки солнечных частиц, наблюдаемые в межпланетном пространстве (МП) после вспышек на Солнце, ведут себя во времени самым различным образом. Наиболее привычный вид временного профиля потока солнечных частиц - это быстрое возрастание, максимум и значительно более медленный спад потока. Однако часто временные профили оказываются изрезанными, возникают несколько максимумов, спад потоков носит нерегулярный характер.
Следует заметить, что основное внимание исследователей, занимавшихся изучением распространения вспышечных энергичных частиц в МП, было приковано к фазе нарастания и к максимуму события. До сих пор никто не занимался статистическим анализом фазы спада. Мы рассмотрели в [7] некоторые статистические закономерности фазы спада событий солнечных космических лучей (СКЛ) на основе данных разных КА за период времени с 1974 по 2001 г. При этом были замечены серии событий с одинаковыми экспоненциальными спадами, следующие друг за другом. Эти события обсуждаются в настоящей работе.
Обычно все событие СКЛ занимает несколько суток, за это время Солнце успевает повернуться вокруг своей оси на десятки градусов, иногда на четверть оборота и более. Недостаточно поэтому говорить только о временном изменении потока частиц в данной точке, нужно учитывать и его пространственную структуру. Факт пространст-
венной неоднородности потоков частиц можно рассматривать как следствие неоднородности межпланетного пространства (солнечного ветра, магнитного поля), что было установлено при одновременных наблюдениях частиц после вспышек на Солнце на нескольких (чаще всего двух) космических аппаратах. Такие измерения позволяют выделить пространственные вариации потоков солнечных частиц. Так было установлено существование магнитных "рукавов", крупно- и мелкомасштабной структуры магнитного поля, прокручивающегося вместе с Солнцем мимо космических аппаратов, приборы которых регистрируют аналогичные временные профили с некоторым временным сдвигом [1-4].
Эти исследования привели к выводу, что пространство, как правило, неоднородно по долготе. Наверно оно неоднородно и по широте, но до сих пор четких измерений сразу на двух аппаратах, находящихся на разных гелиоширотах вблизи одного меридиана, не было.
Подобная структурность МП обязана наличию на Солнце отдельных активных областей, которые влияют на свойства МП в телесном угле, образованном силовыми линиями магнитного поля, выходящими из данной активной области.
Солнечный ветер и неоднородности магнитного поля, несомые солнечным ветром, определяют распространение частиц в пространстве. Кроме того, неоднородности межпланетного магнитного поля (ММП) сами могут ускорять частицы, по-
этому трудно ожидать, по крайней мере при высокой солнечной активности (СА), потоков солнечных частиц, характерных для стационарных условий в МП.
На основе широко распространенных модельных представлений мы полагаем, что при стационарных условиях в МП потоки солнечных частиц будут иметь на протяжении всего периода спада потоков после вспышки одинаковые, мало меняющиеся характеристики, т.е. на протяжении всего спада закон изменения потока частиц от времени будет сохраняться. При чисто диффузионном процессе распространения частиц спад потоков будет степенным (J(t) = Arn, где n = 3/2 - для классической диффузии в трехмерном пространстве), при преобладании конвективного выноса частиц спад будет носить экспоненциальный характер (J = J0 exp-t/т), где т - характеристическое время спада потоков [5, 6].
Как показано в [7], экспоненциальный характер спада потоков протонов малых энергий (<30 МэВ) наблюдается достаточно часто и, согласно нашей гипотезе, может служить критерием состояния МП. Действительно, скорость спада потоков солнечных частиц определяется только их энергетическим спектром и параметрами межпланетной среды. Как уже говорилось, спад потоков становится экспоненциальным, если конвективный вынос частиц преобладает над диффузией, и для т можно написать выражение т = 3г/2ЦГ, где r - расстояние наблюдателя от Солнца, U -скорость солнечного ветра, Г - спектральный индекс частиц в импульсном представлении J(p) ~
~ Р Г [8]. В энергетическом представлении J(E) ~ Ey, что дает Г = 2 y - 1. Forman [5] и Jokipii [6] для Г получают значение Г= 2 + ау, где а = (2M0c2 + + E)/(M0c2 + E), E - кинетическая энергия частиц, M0c2 - энергия покоя частиц. При малых энергиях а ~ 2 и Г = 2(1 + у). Несколько различающиеся зависимости Г от у, полученные разными авторами, не влияют существенно на характер зависимости т от U показателя степенного спектра частиц y. В обоих случаях т обратно пропорционально U и y, и для разных событий с одинаковым произведением иГ значение т также будет одинаковым.
ОБНАРУЖЕНИЕ ПЕРИОДОВ СУЩЕСТВОВАНИЯ СТАБИЛЬНОГО ПРОСТРАНСТВА
Периоды, когда пространство можно рассматривать как стабильное и однородное в широком угловом интервале (30-60° и более по долготе), могут быть отождествлены с помощью солнечных частиц во время спада потоков протонов в событиях СКЛ. Как показал проведенный нами статистический анализ [7], в случае экспоненциальных спадов, которые продолжаются, как пра-
вило, один-два дня, характеристическое время экспоненциального спада т составляет от единиц до 20-30 часов и более. Если спад длится более 5 дней, а иногда и 7-10 дней, то характеристическое время т становится гораздо большим, равным в разных событиях 30 и более часам.
Постоянство скоростей спада потоков частиц, говорит о том, что ММП, прокручивающееся мимо наблюдателя, на разных гелиодолготах обладает одинаковыми свойствами, оно однородно по долготе и по радиусу (на тех расстояниях, которые участвуют в формировании профиля спада потоков частиц, обычно < 0.5 а.е.), оно одинаково при взаимодействии потоков заряженных частиц с рассеивающими центрами ММП.
Отметим, что свойства пространства слабо зависят от мощности солнечного события. До сих пор не наблюдалось такого события СКЛ, где частицы оказывали какое-либо воздействие на структуру магнитного поля: плотность энергии, заключенной в потоках солнечных частиц (4п/£/у, где V - скорость частиц), обычно много меньше плотности энергии ММП (В2/8п). Движение частиц определяется магнитным полем, а число самих частиц недостаточно для воздействия на поле.
На рис. 1 приведены примеры таких событий по данным 1МР-8. Рис. 1а демонстрирует событие, в котором экспоненциальный спад наблюдается в течение почти двух дней для достаточно больших энергий протонов (>10 и >60 МэВ), в то время как на рис. 16 экспонента присутствует только для протонов малых энергий (>4 МэВ), а для больших энергий экспоненциальный закон нарушается, и для протонов с энергией >30 МэВ он уже становится степенным. На рис. 1в показано длительное событие с экспоненциальным спадом протонов с энергией от 1 до 10 МэВ.
Такая картина (экспонента при небольших энергиях протонов) согласуется с теоретическими представлениями: экспоненциальный спад при распространении частиц характерен при преобладании их конвективного выноса над процессом диффузии [5, 6], что более реально для частиц малой энергии, хотя, как видно из рис. 1а, иногда экспонента имеет место и при достаточно больших энергиях (60 МэВ). Преобладание конвекции требует очень больших скоростей солнечного ветра и сильного возмущения ММП, затрудняющего диффузионные процессы. В случае, представленном на рис. 1а, скорость солнечного ветра составляла около 600-700 км/с, что ненамного выше обычной, тем не менее даже при такой скорости солнечного ветра диффузионные процессы оказались подавленными.
Чтобы событие СКЛ продолжалось длительное время (7-10 дней) необходимо, чтобы наблюдаемое возрастание было очень большим, иначе при спаде потоков они через некоторое время до-
Jp, см2 с ср 103
101 г
10-4.УП.1974 103^
104
10-1 [_
21.XI.1977
103г
(а)
10 МэВ 60 МэВ
10.VII.1974
> 4 МэВ
> 10 МэВ
> 30 МэВ
23.Х1
101
1-1 г
25.Х1
(в)
27.Х1
10
5.У1.1979
29.XI.1977
> 1 МэВ -> 4 МэВ
> 10 МэВ
7.У!
».VI
11.УТ
13.VI.1979
Рис. 1. Примеры различных форм спада потоков солнечных протонов, зарегистрированных на КА 1МР-8, после максимума событий: а) событие с экспоненциальным спадом в течение почти двух дней для достаточно больших энергий протонов (>10 и >60 МэВ); б) событие с экспоненциальным спадом протонов малых энергий (>4 МэВ) и степенным для высокоэнергичных протонов (>30 МэВ); в) событие с длительным (до 4 суток) экспоненциальным спадом протонов с энергией от 1 МэВ до >10 МэВ.
стигнут фоновых значений (все солнечные частицы покинут область наблюдения), событие закончится и дальнейшее суждение о состоянии МП станет невозможным - исчезнет критерий, характер
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.