Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Модуляция галактических космических лучей солнечным ветром
I. Краткая история развития представлений о солнечном ветре.
'2. Два типа высокоскоростных потоков (ВСП) /3 солнечного ветра:
а) структура потоков солнечного ветра;
б) корональные дыры - источник рекуррентных ВСП солнечного ветра ;
в) особенности ВСП солнечного ветра, связанных с корональними дырами и методика их выделения.
'3. Конвективно-диффузионная модель распростра- 26 нения космических лучей в межпланетном пространстве .
ГЛАВА II Характеристики межпланетной среды на орште земли в момент существования всп солнечного ветра
'4. Изменчивость межпланетного магнитного поля 3-У (ММП) в ВСП солнечного ветра:
а) крупномасштабное межпланетное магнитное поле;
б) магнитное поле в ВСП солнечного ветра ;
в) изменчивость ММП в ВСП солнечного ветра.
5. ВІзаимосвязь характеристик межпланетной среды Чп в переходной области ВСП солнечного ветра:
а) основные характеристики плазмы ty солнечного ветра;
б) корреляционные связи между основными чб параметрами ВСП солнечного ветра.
ГЛАВА III. Исследование форш-эффектов, вызванных прохождением рекуррентных всп солнечного ветра
, б. Поведение изотропной составляющей галактических космических лучей при прохождении Землей рекуррентного ВСП.
, 7. Энергетический спектр Форбуш-эффекта в рекур- бо рентных в ВСП солнечного ветра :
а) методика вычисления энергетического спектра Форбуш-эффекта космических лучей;
б) исследование зависимостипоказателя 70
энергетического спектра Форбуш-эффекта от скорости солнечного ветра.
8. Спектры мощности флуктуации космических лучей: а) методика вычисления спектра мощностей; б) расчет частотных спектров и их анализ.
ГЛАВА ІV. Анизотропные эффекты в космических лучах, связанные с прохоящением земли высокоскоростных потоков солнечного ветра
9. Анизотропия космических лучей в переходной о J области высокоскоростных потоков:
а) случай 5-9 декабря 1970г.
б) случай 5-13 мая 1973г.
в) случай 14-25 мая 1973г.
10. Эффект возрастания интенсивности космических лучей перед ВСП солнечного ветра .
II. Суточная вариация космических лучей в высоко- И1 скоростных потоках солнечного ветра:
а) механизм образования суточной вариации космических лучей;
б) изменение суточной вариации с ростом Ці
скорости в потоках солнечного ветра;
в) первая гармоника суточной вариации; 116
г) вторая гармоника суточной вариации. 120
12..Изменение суточной вариации космических 125 лучей внутри рекуррентных ВСП:
,а) изменение первой гармоники суточной 125 вариации;
,б) изменение второй гармоники суточной 1*У вариации.
13. Северо-южная анизотропия космических лучей 150 в ВСП солнечного ветра.
14. Эволюция ВСП солнечного ветра в 1973-74гг. 159
Заключение №
Литература 135
- корональные дыры - источник рекуррентных ВСП солнечного ветра
- магнитное поле в ВСП солнечного ветра
- Энергетический спектр Форбуш-эффекта в рекур- бо рентных в ВСП солнечного ветра
- Эффект возрастания интенсивности космических лучей перед ВСП солнечного ветра
Введение к работе
С момента открытия космического излучения наметилось два основных направления в физике космических лучей: I) "ядерное" -выяснение природы элементарных частиц и ядерных взаимодействий; 2) астрофизическое и геофизическое (космофизическое) - решение проблем происхождения и вариаций космических лучей.
В исследованиях по физике межпланетного пространства значительное место занимает изучение вариаций космических лучей.Проблема различных изменений интенсивности космических лучей во времени (т.е. вариаций космических лучей), проблема происхождения и связи этих изменений с геофизическими и астрофизическими факторами - это одна из наиболее сложных проблем, находящаяся на стыке физики космических лучей, геофизики и астрофизики.Вариа-ции космических лучей существенно дополняют сведения, получаемые с помощью других методов, а иногда являются единственным источником информации о процессах, в удаленных от Земли областях гелиосферы.
Как известно, все возможные вариации космических лучей можно разбить по своей природе на три класса Гі-З] . 1-й класс связан с изменением интегральной кратности генерации в результате каких-либо изменений в земной атмосфере (давление, температура, перераспределение масс). Это вариации космических лучей атмосферного происхождения, или так называемые метеорологические эффекты. П-й класс связан с изменением геомагнитного порога обрезания в результате каких-либо геомагнитных возмущений.Вариации этого класса исследованы значительно хуже вариаций других типов, так как одновременно с ними происходят вариации совершенно другого происхождения со значительно большей амплитудой. Ш-й класс связан с изменением первичного энергетического
-6'-
спектра вне Земли (ускорение и торможение частиц космическими электромагнитными полями, рассеяние частиц и дополнительный приток в результате процессов генерации, изменение спектра с изменением направления прихода частиц в связи с возможной анизотропией потока космических лучей в пространстве). Это наиболее широкий и важный класс вариаций внеземного происхождения.
Вариации Ш класса можно разделить на три подкласса, каждый из которых представляет большой интерес для изучения электромагнитных свойств солнечных корпускулярных потоков, межпланетного пространства, процессов на Солнце и в Галактике.
Первый подкласс - модуляционные эффекты галактических космических лучей в межпланетном пространстве.
Второй подкласс - генерация и распространение солнечных космических лучей.
Третий подкласс - вариации галактического происхождения.
Наиболее широкий подкласс вариаций обусловлен модуляцией солнечным ветром потока галактических космических лучей. Для более или менее детального изучения этих вариаций необходимы сведения о среде, в которой они порождаются. Нужно знать такие ее макроскопические параметры, как геометрию магнитного поля,скорости движения, характеристики турбулентности. В настоящее время нет возможности измерять эти параметры в достаточном количестве для того, чтобы рассчитать вариации космических лучей по заданным характеристикам среды, т.е. решить прямую задачу.Поэтому здесь мы сталкиваемся с необходимостью привлечения модельных представлений. Общий подход состоит в том, что свойства солнечного ветра, полученные измерениями на космических аппаратах,из наблюдений геофизических эффектов и сшлих космических лучей должны быть проэкстраполированы на достаточно большие области прост-
ранства. Основой для такой экстраполяции служат теоретические представления об эволюции крупномасштабных возмущений в солнечном ветре. Использование сведений о процессах на Солнце,которые в конечном счете определяют свойства всего окружающего пространства, в значительной мере облегчает эту задачу.
Таким образом, изучение большей части вариаций космических лучей связано с исследованиями солнечной активности и динамических процессов в межпланетной среде.
В самых общих чертах основные классы вариаций, связанные с модуляционными эффектами, имеют следующую природу.
П^петние вариации отражают главный эффект модуляции, связанный с понижением плотности космических лучей во всей области, охваченной солнечным ветром. Эти вариации обусловлены интегральным действием потока магнитных неоднородностей от Солнца.
Асимметрия в этом потоке магнитных неоднородностей по ге-лиодолготам приводит к возникновению 27-дневных вариаций.
Исключительно велик интерес исследователей к солнечно-суточной вариации, которая характеризует анизотропию космических лучей в окружающем нас пространстве.
Существуют также лунно-суточные вариации, механизм которых не совсем ясен. Годовые вариации могут возникать из-за несовпадения плоскостей солнечного экватора и орбиты Земли.
Наиболее тщательно изучены эффекты Форбуша-понижения интенсивности космических лучей во время магнитных бурь. Большая часть Форбуш-понижений происходит спустя 1-2 суток после хромосферних вспышек.
Заметное модулирувдее воздействие на галактические космические лучи (ГКЛ) оказывают высокоскоростные потоки (ВСП) солнеч-
-!-
ного ветра, имеющие своим источником корональные дыры на Солнце. Эти потоки представляют большой интерес для понимания природы солнечной активности и корональних дыр, для изучения вариаций ГКЛ и прогнозирования геомагнитных возмущений.
Предметом исследования в диссертации являются ВСП солнечного ветра и связанные с ними явления в межпланетном пространстве, а также в вариациях ГКЛ. Целью данной работы является изучение влияния рекуррентных ВСП солнечного ветра на основные характеристики межпланетной среды, а также связи этих ВСП с изотропными и анизотропными вариациями ГКЛ, При работе над диссертацией использовались данные о характеристиках межпланетной среды,представленные в каталоге Кинга f 4 J , сведения о корональных дырах [5,6J и о конфигурации межпланетного токового слоя [7 J . Кроме того, использовались часовые значения интенсивности нейтронной компоненты космических лучей по мировой сети станций супермониторов за 1973-1974 гг. Выбор этого периода исследования объясняется длительным существованием корональных дыр, которые являются источниками ВСП и наличием необходимых данных.
Диссертация состоит из Введения, четырех глав и Заключения.
Во Введении обоснованы и сформулированы основные цели исследования, изложено краткое содержание работы.
Первая глава посвящена краткому изложению модельных представлений процессов в межпланетной среде, которыми описываются полученные экспериментальные результаты.
Во второй главе исследуются основные характеристики межпланетной среды, в области занятой рекуррентными ВСП, а тленно: изучено изменение структуры ММП при увеличении скорости ВСП; проанализированы различные корреляционные связи между скоростью, плотностью, температурой плазмы, длительностью ВСП, напряжен-
ностью и дисперсией ММП.
В третьей главе анализируются Форбуш-эффекты, вызванные рекуррентными ВСП. Исследуется изотропная составляющая интенсивности ГКЛ, спектры мощностей флуктуации космических лучей,энергетические спектры Форбуш-понижений.
Четвертая глава посвящена рассмотрению анизотропных эффектов, наблюдаемых при прохождении Землей ВСП солнечного ветра, В частности, рассмотрена анизотропия в переходной области ВСП; изменение суточной вариации; эффект возрастания перед переходной областью; северо-южная асимметрия космических лучей, а также изменение анизотропных и изотропных характеристик ГКЛ в ходе эволюции ВСП.
В Заключении изложены основные результаты работы.
~ 1U~
ТЛАМ I.
МОДУЛЯЦИЯ ГМАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ СОЛНЕЧНЫМ ВЕТРОМ
I. Краткая история развития представлений о солнечном ветре.
Одним из главных факторов, определяющих физические условия в околосолнечном пространстве, наряду с электромагнитным изучением Солнца и планет, является солнечный ветер - более или менее стационарный поток плазмы, возникающий в верхней короне Солнца и несущий с собой вмороженные магнитные поля солнечного происхождения.
Предположение о наличии межпланетной среды, основанное главным образом на наблюдениях зодиакмьнососвета, существовало в течение нескольких веков. Самая первая теория зодиакального света была выдвинута в 1672 г. Кассини, который приписал это слабое свечение асиметричному облаку пыли, расположенному вокруг Солнца.
В середине 19 в. обнаружено [ 8 ] , что геомагнитные возмущения имеют тенденцию к повторяемости с периодом около 27 дней, что соответствует периоду вращения экваториальных зон Солнца. Этот факт наталкивал на мысль, что за эти геомагнитные возмущения ответственно Солнце.
I сентября 1859 г. впервые наблюдали интенсивную солнечную вспышку в белом свете. Одновременно со вспышкой было зарегистрировано умеренное геомагнитное возмущение. Примерно через 4 часа после следующей полуночи началась сильная магнитная буря, сопровождающаяся интенсивными полярными сияниями, которые наблюдались в обоих полушариях и на низких широтах. Солнечная активность и возникающие в результате ее полярные сияния, магнитные бури и т.д. служили основанием для многих ранних исследований газа, исходящего из Солнца.
В 1943 г. опубликованы [ 9 J результаты всестороннего изучения ориентации ионизированных хвостов комет. Грубая оценка скорости солнечного ветра, сделанная в работе [ 9 ], дает приблизительно 400 км/с.
С 1951 по 1957 гг. Бирман опубликовал серию важных работ [ 10,11 J по изучению ионизированных хвостов комет, в результате которых он сформулировал постулат о непрерывном испускании частиц Солнцем. Этот постулат не соответствовал господствующей в то время теории о дискретных потоках вещества, движущихся в вакууме. В работах Бирмана широко рассматривалась проблема ускорения облаков газа (главным образом СО ) в ионизированных хвостах комет.
Его выводы основывались на экспериментальном факте, состоящем в том, что молекулярные ионы в кометных хвостах первого рода испытывают ускорение, направленное от Солнца, независимо от наклона орбиты кометы. Это ускорение примерно в 100 раз больше ускорения в поле тяготения на Солнце.
В 1957 г. Бирман предложил теорию , заключающуюся в том,что Солнце испускает корпускулярное излучение, по существу, непрерывно и во всех направлениях.
Чепменом в 1957 г. была предложена модель солнечной короны, находящейся в статистическом равновесии. Единственный способ передачи энергии - теплопроводность Г12] . Из своей теории Чепмен получил ряд количественных результатов, во-первых, была оценена температура короны Тк-2"№ и температура плазмы около Земли на9 -4,4 і и Л # д3 этого делается вывод, что Земля находится в среде, являющейся продолжением солнечной короны. Во-вторых, Чепмен получил.значение электронной концентрации около земли Т}~ 300 см
В модели, разработанной Паркером [13,14] , испускание Солн-
-18.-
цем вещества рассматривалось как следствие высокой температуры короны. Используя результаты Бирмана и теорию Чепмена, Паркер заключил [ 15,16J , что корона должна расширяться со сверхзвуковыми скоростями на больших расстояниях от Солнца. Это явление Паркер назвал солнечным ветром.
Первые локальные измерения солнечного ветра были проведены в.1959 г. группой советских исследователей под руководством К.И.Грингауза при помощи приборов, установленных на автоматических межпланетных станциях "Луна-2" и "Луна-3" [17,18] и "Венера - 21" (1961 г.). Данные этих экспериментов показали, что направленные потоки протонов солнечного ветра составляют :
В 1961 г. выполнены измерения в солнечном ветре американс
кими исследователями на спутнике "Эксплорер-Ю". Были получены
следующие значения параметров солнечного ветра: поток (/~І7-
YO СЛ1 С 9 средняя скорость 280 км#с , средняя
концентрация протонов от 3 до 8 см g и средняя температура протонов от Ю5 до Ю6 К .
Все сомнения относительно постоянного существования солнечного ветра исчезли в 1962 г. после измерений, проведенных на космическом аппарате "Маринер-2", запущенном в сторону Венеры. Были получены непрерывные данные измерений почти за три месяца.
Измерено межпланетное магнитное поле (ММП) и установлено, что его конфигурация (в среднем) совпадает с описанной Паркером спиралью Архимеда. Установлено, что ММП связано с полем фотосферы и делится на области преимущественно одной полярности, которые Уилкокс и Несс/^19/ назвали "магнитными секторами".
В солнечном ветре были обнаружены элементы более тяжелые, чем водород и гелий; наблюдение этих элементов дает ключ к ре-
-/3-
шению многих задач физики короны и происхождения солнечного ветра f 20 J , Все эти явления существуют благодаря тому, что Солнце имеет корону с температурой 2'iO К , являющуюся самой внешней областью его атмосферы,
2. Два типа высокоскоростных потоков (ВСП) солнечного ветра,
а) Структура потоков солнечного ветра. Как отмечалось выше, развитие представлений о солнечном ветре началось с представления об однородном расширении короны. Более тщательное исследование явлений, связанных с солнечным ветром, и непосредственные измерения в космосе показали, что такие спокойные условия в межпланетном пространстве наблюдаются очень редко.
Явления в солнечном ветре могут быть классифицированы различным образом, в зависимости от временных масштабов и физических причин, вызывающих эти явления. По величине скорости и происхождению может быть проведена следующая классификация.
Поток солнечного ветра можно рассматривать состоящим из трех частей. Первая составляющая - спокойный солнечный ветер. Его сред-
няя скорость 300-350 км.с, . Он непосредственно не связан с конкретными активными образованиями на Солнце, хотя проявляет зависимость от уровня солнечной активности, Паркер [ 15,16J и другие исследователи на основе одиннадцатилетней модуляции космических лучей [ 21-22 ] предсказали увеличение скорости солнечного ветра с увеличением солнечной активности. Непосредственные измерения скорости не дали однозначных результатов, В связи с этим было высказано предположение, что с увеличением солнечной активности увеличивается площадь областей, в которых истечение солнечного ветра затруднено [ 23 ]. Спокойный солнечный ветер является непрерывным и почти симметричным. Именно эту часть солнечного ветра
-#-
можно объяснить динамическим расширением короны со сверхзвуковой скоростью в теории Паркера.
Вторая составляющая часть солнечного ветра это ВСП, связанные со вспышками на Солнце. Эти ВСП представляют собой отдельные выбросы.облаков намагниченной плазмы от мощных хромосферних вспышек. Скорость солнечного ветра в таких потоках может достигать 1000 км/с и более. Рост скорости происходит быстро,достигая максимума за несколько часов. Одновременно с увеличением скорости замечается быстрый рост плотности її . , напряженности магнитного поля и и температуры плазмы/(рис. I). Такое поведение параметров означает, что образуется быстрая ударная волна.
ВСП, связанный со вспышкой, представляет собой замкнутое облако, приблизительный аналог земной магнитосферы, с отошедшей ударной волной, переходным слоем и областью, непосредственно занятой плазмой от вспышки (рис. 2). Такая геометрическая форма облака обусловлена замкнутыми петлеобразными силовыми линиями магнитного поля, уносимого потоком с Солнца. В передней части ВСП напряженность магнитного поля может достигать 50-100 кТл. В космических лучах прохождение такого потока вызывает эффект Форбуш-понижения [ 2,24,25J .
Форбуш-понижение представляет собой общепланитарное понижение интенсивности космических лучей во время мировых магнитных бурь. Облако солнечной плазмы частично выталкивает космические лучи из ближайших окрестностей Солнечной системы. Возникающее вследствие этого понижение интенсивности космических лучей может достигать 10-15 процентов в нейтронной ' компоненте (рЫС. 3/
Длительность понижения составляет 4-6 и больше дней, в конце эффекта интенсивность, как правило, не восстанавливается до нормального уровня. Часто приходу плазменного облака предшест-
-/5-
\Г,им-с'
Рисі. Поведение параметров межпланетной среды,типичное для ВСП,связанных со вспышками на Солнце. Случай 18-22 января 1973г.
C0JHU,Q
J L.
і% 19202Ш
^j
Рис.2. Распределение магнитных силовых линий в межпланетном
пространстве при распространении мощных ударных волн,уходящих за орбиту Земли. А-невозмущенный солнечный ветер, В-область ударной волны, В-подталкивающий ударную волну плазменный поршень.
Дт Руівер
Рис. 3, Поведение изотропной интенсивности космических лучей 10-16 мая 1969г.
-я-
вует SC (внезапное начало магнитной бури), которое сопровождается хорошо выраженным спадом поля в л - составляющей во время главной фазы магнитной бури, а затем быстрым восстановлением. Для вспышечных потоков характерно развитие значительных кольцевых - токов [26 ].
Частота появления вспышечных потоков связана с циклом солнечной активности, так как наибольшее число вспышек наблюдается в максимуме солнечной активности.
Третья составляющая потока солнечного ветра - ВСП,имеющие
своим источником корональные дыры.
б) Корональные дыры - источник рекурретных ВСП солнечного ветра.
На основе анализа фотографий короны во время солнечных затмений были отмечены области с аномально низкой концентрацией плазмы [277 , а по фотографиям Солнца в ультрафиолетовом и рентгеновском излучениях, полученных.на ракетах и спутниках [ 28 J , выявлены области низкой эмиссии. Области с пониженной плотностью и слабой эмиссией назвали корональними дырами (ВД). Все корональные дыры, как экваториальные, так и полярные, расположены в больших униполярных магнитных ячейках, где поле в основном имеет тот же знак, что и в полярной шапке того же полушария.
Формирование БД определяется взаимодействием истекающей солнечной плазмы с крупномасштабными магнитными полями Солнца. Размеры и положение БД на солнечной поверхности зависят от конфигурации корональних магнитных полей, которая определяется фотосферными-магнитными полями.
Известно, что фотосферные магнитные поля значительно меняются в ходе цикла солнечной активности. Следовательно, и КД будут изменять свои размеры, время жизни, расположение на Солнце, частоту появления с циклом солнечной активности. Гипотеза о
чі-
происхождении БД, феноменологическая модель формирования была предложена Тимоти и др. ( 29 і и развита в работах [30-32 ] ,
Согласно этим моделям, неполярные корональные дыры формируются, если при взаимодействии биполярных магнитных областей создаются области локально несбалансированного магнитного потока. Если допустить, что полярный поток происходит из сверхкрупномасштабных областей северного и южного полюсов, тогда эта формулировка справедлива для всех корональних дыр. Такая ситуация породила БД в период 1972-1974 гг.
Однажды открывшись, поле внутри дыры остается открытым в течение времени жизни дыры, достигающей 10-15 и больше оборотов Солнца [ 33 J .
Особый интерес к изучению КД возник после того, как на основе экспериментальных данных и теоретических моделей было показано, что БД являются источниками высокоскоростных потоков солнечного ветра [34,35] и что последовательность БД, наблюдаемых в 1973-74 гг., хорошо коррелирует с геомагнитными возмущениями. Была высказана гипотеза, что БД могут быть теми загадочными П -областями, которые ответственны за рекуррентные геомагнитные возмущения и существование которых постулировал Бартельс [ 361 .
В работе [37 J высказывается предположение о том, что ВСП могут истекать из открытых областей короны, а из областей короны с замкнутыми конфигурациями магнитных полей истечение солнечного ветра существенно подавлено. В работе [ 34 J найдено, что области истечения ВСП солнечного ветра совпадают с положением корональних дыр. }фндхаузен [20,38 J на основе обобщенного каталога данных по БД получил, что из 69 наблюдаемых прохождений БД через центральный меридиан (І300 широты) 75$ определенно связаны с ВСП,.зарегистрированными на орбите Земли, для % связь отсутствует.
Подтверждением связи корональных дыр и высокоскоростных потоков является также их эволюционная взаимосвязь. Увеличение площади низкоширотной корональной дыры и особенно ее размера по долготе или приближение границы полярной КД к плоскости эклиптики сопровождается возрастанием максимальной скорости связанного с ней потока плазмы [39,40] Фундаментальным отличием КД от других областей короны является то, что в БД силовые линии магнитного поля открыты в межпланетное пространство и на малых расстояниях в короне расходятся быстрее, чем квадрат радиуса (рис. 4), Причиной формирования корональных дыр является нера-диально расходящаяся геометрия течения в короне, которая определяется конфигурацией корональных магнитных полей.
Из всех теоретических моделей можно заключить, что одна теплопроводность не может обеспечить необходимую энергию солнечного ветра в КД и необходимо учитывать другие механизмы, такие как диссипация волн и волновое давление. Этот вывод следует также из простых оценок энергетики ВСП солнечного ветра. Учитывая,что для формирования.ВСП необходим дополнительный поток энергии, в 2-3 раза больший, чем для спокойного солнечного ветра ( V ~ 350-400 км.с""1), а температура и градиенты температуры в БД ниже, чем в спокойной солнечной короне, можно заключить, что волнам принадлежит важная роль в формировании ВСП, по крайней мере на гелиоцентрических расстояниях V- о /32]
в) Особенности ВСП солнечного ветра, связанных с корональними дырами и методика их выделения.
Согласно Г 377 с возрастанием солнечной активности увеличивается площадь, занятая областями с закрытой конфигурацией магнитных полей в короне, из которых стационарное течение солнечной плазмы подавлено. В годы спада солнечной активности наблюдается
Опакойныч аалнйгныи
Яорональна\
Ссинегнаса &алышх.-
Рис.4. Схематическая конфигурация магнитного поля в солнечной короне.
большое число корональних дыр, которые являются источниками потоков с высокими скоростями.
Нами для анализа выбран период 1973-1974 гг., годы спада 20-го цикла солнечной активности .Согласно [ 41 I ,поток считается высокоскоростным,если разность быстрого и медленного потоков превышает 100 км.с , а длительность потока больше двух суток.
На рис. 5 показан пример типичного поведения ВСП,связанного с корональной дырой ( 42] . Для ВСП солнечного ветра, характерно быстрое увеличение скорости (V ) на ведущем крае потока и относительное медленное уменьшение скорости в отстающей части. Это связано с увеличением крутизны переднего фронта потока при распространении ВСП от Солнца. Быстрый поток (скорость может достигать 800 км/с) догоняет спокойный солнечный ветер (300 -400 км.с ), испущенный ранее, при этом образуется область сжатия, которая характеризуется повышенными значениями плотности П. ,. температуры Те , Тр и межпланетного магнитного поля .Область сжатия переднего фронта высокоскоростного потока является наиболее геоэффективной [43-48] . В.отстающей части потока образуется область разрежения (рис. 6).
Для ВСП, связанных с І-Щ, характерно следующее поведение основных параметров солнечной плазмы ( 41) .
I) Плотность П
Плотность начинает возрастать за несколько часов перед ростом скорости и достигает,своего максимума в переходной области высокоскоростного потока.Переходная область ВСП - это область спокойного сжатого солнечного ветра»Затем плотность резко уменьшается и достигает своего минимума.в момент,когда скорость становится максимальной, Ifmocx , после чего поведение
-2Z-
ІИЯ/іЄй
.-а
Ш
-і—-і 1 і-
_j 1 a 1 1 t 1 »-
*J
"*y
*\*nv
4 W
щ-і
iuawS
іад.
а а і
^~f
_J і J » І »—! L-
_J 1 1 і J L_
yvX^-^'
і і t і і—і—1_
_i 1 1 1 t » »—
v^^^y4-
_J I I—і—' ->
M»»-J№t 1TO
Л/ИЕ-лП» 137І
/
їй 1SQ
/^fy^i
/VV^
Л-- 4 » 1 *-,
V V '
"гГ^^^г^у-^т^4
Рис.5. Пример высокоскоростных потоков солнечного ветра для мая-июля 1973г.
еващ/щеннш
, о
о Солнце
' ^CVN
Рис.6. Взаимодействие ВСП с невозмущенным солнечным ветром: (а)-в системе
Фтсчёт.авращающейея вместе с Солнцем; (б)-в неподвижной системе отечетаЕ^З
і ! И , і
-гч-
плотности носит стабильный характер. Для спокойного солнечного ветра среднее значение плотности /2 ^ 8,7 см , для переходной области ҐІ ^ 40 см""3, а в самом ВСП /2^-4 см .
2) Напряженность межпланетного магнитного поля .
Напряженность ММП начинает возрастать в переходной области
ВСП. Рост О очень быстрый и заканчивается в момент, когда начинается рост скорости. Поведение и хорошо согласуется с поведением плотности солнечной плазмы. Далее напряженность уменьшается до определенного уровня, который остается почти неизменным до конца потока. В ВСП поле носит более регулярный характер, чем в спокойном солнечном ветре Г 50 /. Для ВСП, связанных с корональними дырами, характерна определенная полярность,знак которой не изменяется в течение всего потока.
Более регулярный характер в короне носит и компонента ММП, перпендикулярная плоскости эклиптики, и z .В переходной области высокоскоростного потока и-г направлена к югу, что и обеспечивает области сжатия большую геоэффективность.
3) Протонная температура \р
Поведение температуры носит характер, сходный с поведением скорости. Температура достигает своего максимума в момент достижения Итос-л , затем немного уменьшается на фазе спада напряженности магнитного поля и . Далее температура стремится следовать поведению скорости до конца потока.
Для ВСП, связанных с корональними дырами (рекуррентные ВСП), характерны следующие особенности, отличающие их от ВСП, связанных с вспышками:
I) длительность ВСП, связанных с НД, больше длительности вспышечных потоков,„что является отражением геометрических размеров их источников;
Z5-
для ВСП, связанных с КД, характерна квазистационарность, так, например, в 1973-1974 гг, некоторые потоки существовали 16 солнечных оборотов;
рекуррентные ВСП наиболее развиты за один-три года до минимума солнечной активности;
для рекуррентных ВСП характерна открытая структура силовых линий; на орбите Земли силовые линии образуют с направлением на Солнце угол 30-40;
поле в рекуррентных ВСП носит более регулярный характер, что, вероятно, связано с топологией магнитного поля в корональ-ной дыре; величина и и иг в переходной области меньше, чем в вспышечном потоке;
потоки из корональних дыр чаще имеют постепенное начало магнитной бури; главная фаза магнитной бури, связанная со спадом поля, выражена слабо; восстановление поля происходит медленно, за счет постепенной подпитки кольцевого тока;
усиление регулярности поля в рекуррентных ВСП приводит к увеличению диффузии космических лучей вдоль поля, что непосредственно сказывается на эффектах в космических лучах;
в космических лучах рекуррентные ВСП вызывают понижение интенсивности типа Форбуш-эффекта; амплитуда Форбуш-понижения зависит от скорости солнечного ветра.
При отборе ВСП, связанных с корональними дырами, прежде всего по каталогу Кинга Г 4 J были выбраны периоды, для которых ха-
рактерно увеличение скорости более чем на 100 км.с , длящееся не менее двух суток [ 41 J. Далее, по данным о наличии корональних дыр [ 5,6,35] были отобраны периоды, когда возрастанию скорости солнечного ветра-соответствует (с учетом времени, необходимого потоку для того, чтобы пройти 'joc.e. ) прохождение Щ
через центральный меридиан Солнца (ИМ), или КД находится от ЦМ на расстоянии І30. Величина ^30 взята с учетом нерадиального распространения потоков плазмы в КД. Согласно [ 49 J , прохождение ВСП солнечного ветра деформирует межпланетный токовый слой. По каталогу [ 7 ] нами были проверены отобранные случаи. Оказалось, что каждому случаю регистрации ВСП у орбиты Земли соответствует прогиб в межпланетном токовом слое.
Затем в ходе анализа выяснилась гео - и гелиообстановка, на фоне которой регистрировались высокоскоростные потоки. Исключались ВСП, которым в течение двух дней предшествовали солнечные вспышки балла У 2 О .На основе критерия поведения основных параметров межпланетной среды f 41J анализировались отобранные высокоскоростные потоки солнечного ветра. В ходе анализа нами было выбрано 62 ВСП, имеющих своим источником корональные дыры. Эти отобранные потоки, приведенные на рис. 7, использованы для анализа эффектов, производимых ВСП солнечного ветра в космических лучах.
3. Конвективно-диффузионная модель распространения космических лучей в межпланетном пространстве.
В основе процесса модуляции лежит взаимодействие космических лучей с движущимся от Солнца потоком плазмы, несущим вмороженные магнитные поля в виде регулярного (крупномасштабного) поля и случайных магнитных неоднородностей. Частицы,приходящие из Галактики, встречают на своем пути радиальный поток замагни-ченной плазмы и выметаются межпланетными магнитными полями.Поэтому их интенсивность внутри гелиомагнитосферы оказывается меньше, чем в Галактике. Глубина модуляции зависит от ряда факторов: величины и направления,регулярной составляющей поля, от уровня его возмущенности, т.е. величины случайной составляющей, от
ffl none 6 ВСП надроблено от Солнца Ш поле Ь ВСЯ напрасно к Солнца
Рис.7. BGII солнечного ветра, связанные с корональньми ды
рами на Солнце в 1973-1974гг. _L
первая группа 41 max <
вторая группа ІЇтак=600-т7ООм-с ; Ш- третья группа V"т/&к> 700 км-с .
-2S-
скорости солнечного ветра, размера и формы гелиомагнитосферы. Впервые наиболее четко и в количественной форме основные представления о модуляции галактических космических лучей потоком магнитных неоднородностей были сформулированы Паркером [ 131. При этом полагалось, что диффузия происходит из-за рассеяния частиц на неоднородностях магнитного поля солнечного ветра, а конвективный вынос - это результат дрейфа частиц в электрическом поле, возникающем в системе координат, относительно которой потоки плазмы движутся, Паркер исходил из выражения для дифференциального радиального потока космических лучей в форме:
&, Сг, Т)=-м Сг. TjdjVfa * и-J* (1)
В стационарном случае дифференциальный поток полагался Паркером равным нулю, что приводило к следующему уравнению для функции распределения
№,T)dJY/d?-U-JV=0 (2)
Уравнение имеет решение f 20 , і
Жг Л -Лот ехрі-^гт]» (з)
где JV0(I )- спектр частиц на границе области модуляции (т.е. на сфере ^= ). Из него видно, что параметром, определяющим глубину модуляции внутри гелиомагнитосферы, является величина U20jк
Но формула (3) может рассматриваться лишь как качественный результат, так как она исходит из неверного выражения для конвекционного потока, не учитывает изменения энергии частиц и регулярного магнитного поля [ 51 ].
К середине 60-х годов встал вопрос о границах применимости конвективно - диффузионной модели для описания распространения
частиц космических лучей в межпланетном пространстве и о степени ее обоснованности. Наиболее полное описание распространения космических лучей и их модуляции в межпланетном пространстве дается кинетическим уравнениям Больцмана для функции распределения fCt.fil) [52-55 J:
і^+Ш+ш/-о, (4)
—>-
где V - скорость частиц,
HL'Zftj- по у _J; - межпланетное магнитное поле, сос-
тоящее из регулярной по и флуктуирующей Ні частей.
Так как поле вморожено в плазму, движущуюся от Солнца со скоростью и , то оператор JJ определится выражением .'
где р - импульс частицы.
В работе [ 53 7 выражение (4) ищется в виде ряда Фурье функции ft 2,/*, і) .Усреднив затем полученное уравнение по возможным значениям случайного магнитного поля в пределах его корреляционной длины Lc , получают решение (4) в виде:
ді Э? ^ (5)
где т(^) - некоторая скалярная функция, характеризующая поведение корреляционного тензора случайного магнитного поля.Разложив
—>» функцию в ряд по полиномам Лежандра от углов вектора D и ог-
раничившись двумя членами разложения
(6)
можно получить из (5) систему уравнений для' Jv и ^ , из которой, в предположении, что длина пробега для рассеяния А,«1/1 , где / - время заметного изменения У , тогда
-ъо-
уравнение для концентрации частиц, запишется в виде( 567 :
(7)
Здесь длина пробега для рассеяния имеет вид:
Л-
1ze2Lc
Выражение, аналогичное (7), можно получить из следующих соображений. Диффузионный поток космических лучей равен ;
Конвекционный поток О^и/~~ лу_ ^Скорость изменения энергии
частиц при расширении ъ^ъщ.(о(/с/1)=ЭеЬ% где зе= clV/clOC _
скорость расширения среды, предполагаемая изотропной.
Последнее равенство может быть представлено в более общей форме:OP-i^aly V , которая применима и в случае неизотропного расширения. Соответствующее этому замедлению изменение плотности космических лучей составит :
Уравнение непрерывности
замедл. с учетом полученных выражений принимает вид:
Ше%1)* vMim СЕЖИ ЪП(лО]- ъ[п (&А) к. <Х їй*
В этом уравнении выписаны возможные зависимости искомой функции и коэффициентов от независимых переменных, которыми являются: энергия частиц с , положение в пространстве <=* и время і ,. При анализе распространения солнечных частиц в уравнение (8) следует добавить член, характеризующий плотность ис-
точника частиц. В случае мгновенного испускания этот член может быть заменен соответствующим начальным условием. Для полного описания модуляции космических лучей следует еще присоединить уравнение, определяющее анизотропию Ж . Используя формулу,связывающую поток космических лучей и анизотропию,Ж'-Ъс^/л-с , раскрывая значение сГ (cL^tyg + Q-x) и принимая^во внимание вы^-ражение для ~сГ и #^ , находим *l=$!&lxVa л/лс~(5У/с) После учета Доплер-эффекта, дающего анизотропию - (/-1) V/C , получаем окончательно: _^
-%* ъ"-(Г+2)У-. (9)
Уравнения (8) и (9) дают полное описание модуляции космических лучей в межпланетном пространстве [ 57 J . Использование уравнения (8) значительно упрощается, если эффекты модуляции малы, как это наблюдается в случае прохождения в межпланетном пространстве высокоскоростных потоков солнечного ветра. Заменив в уравнении (8) плотность космических лучей /2 через глубину мо-дуляшяУ~~(Ло-Л)/л.0, где 71о - немодулированная плотность, и считая, что , Имеем :
д7 -ъСЯиъЯ-^ЪЧ
(10)
Из этого выражения следует, что в случае слабой модуляции замедление космических лучей аналогично увеличению эффективной скорости солнечного ветра. Так как эффект модуляции пропорционален скорости ветра, то можно решить уравнение модуляции без учета, замедления, а затем увеличить глубину модуляции в (^+2)/ 3 раз.
Если коэффициент диффузии или скорость меняются со временем, то необходимо учесть —рг , так как задача становится не
стационарной. Однако, если постоянная времени для переходных процессов в системе достаточно мала, то этот член может быть отброшен и задача сводится к решению квазистационарного уравнения.
Оценим условия, когда квазистационарное приближение дает небольшую ошибку.
Время *Т , в течение которого устанавливается равновесная плотность космических лучей, определяется размерами области модуляции 1С и коэффициентом диффузии
Изменение физических условий в области, обусловленное движением среды, происходит за время i^ft/U. . Тогда параметр,характеризующий отношение этих времен, равный Эе=П^/Т , можно выразить как ^e^-UM/J) f т.е. он равен величине модуляционного эффекта в области а-
Квазистационарное приближение применимо для всех вариаций.
Уравнение (10) в квазистационарном случае запишется:
Тензор диффузии в системе координат, ось ОС которой направлена вдоль магнитного поля, выражается матрицей:
/я„ о О
%.MJ О % Ян \ О -50„ 3>А
где Sjjl , $0// , JO и - поперечный, продольный и холловский коэффициенты диффузии, причем 5v// > Jj-i-
В работе [ 58 J было введено понятие "степени неупорядоченности" магнитного поля, она равна отношению поперечного коэффициента диффузии к продольному :
Степень нерегулярности Р изменяется в пределах О < Г< / . Если / = ' , то поле носит хаотический характер, при P*D поле регулярное.
Наличие регулярной составляющей межпланетного магнитного поля приводит к анизотропии диффузии космических лучей. Как показано в ( 58 J , это обусловливает направленное движение космических лучей в солнечной системе, наблюдаемое в виде суточной вариации.
В работе! 59 7 отмечено, что для различных гелиоширот изменение коэффициента диффузии неодинаково. Например, в полярных направлениях диффузия остается продольной на любых расстояниях. Отсюда следует, что даже при полной сферической симметрии солнечного ветра модуляция космических лучей не будет иметь сферической симметрии I 60 1. Вблизи экваториальной плоскости модуляция должна быть сильнее. Область модуляции имеет радиус ~ 50*I00A-6 [ЗІ.
Физической причиной, приводящей к ограничению области модуляций, может быть стоячая ударная волна, соответствующая переходу космического ветра в дозвуковой режим.
-з*-
корональные дыры - источник рекуррентных ВСП солнечного ветра
Структура потоков солнечного ветра. Как отмечалось выше, развитие представлений о солнечном ветре началось с представления об однородном расширении короны. Более тщательное исследование явлений, связанных с солнечным ветром, и непосредственные измерения в космосе показали, что такие спокойные условия в межпланетном пространстве наблюдаются очень редко.
Явления в солнечном ветре могут быть классифицированы различным образом, в зависимости от временных масштабов и физических причин, вызывающих эти явления. По величине скорости и происхождению может быть проведена следующая классификация.
Поток солнечного ветра можно рассматривать состоящим из трех частей. Первая составляющая - спокойный солнечный ветер. Его сред т няя скорость 300-350 км.с, . Он непосредственно не связан с конкретными активными образованиями на Солнце, хотя проявляет зависимость от уровня солнечной активности, Паркер [ 15,16J и другие исследователи на основе одиннадцатилетней модуляции космических лучей [ 21-22 ] предсказали увеличение скорости солнечного ветра с увеличением солнечной активности. Непосредственные измерения скорости не дали однозначных результатов, В связи с этим было высказано предположение, что с увеличением солнечной активности увеличивается площадь областей, в которых истечение солнечного ветра затруднено [ 23 ]. Спокойный солнечный ветер является непрерывным и почти симметричным. Именно эту часть солнечного ветра можно объяснить динамическим расширением короны со сверхзвуковой скоростью в теории Паркера.
Вторая составляющая часть солнечного ветра это ВСП, связанные со вспышками на Солнце. Эти ВСП представляют собой отдельные выбросы.облаков намагниченной плазмы от мощных хромосферних вспышек. Скорость солнечного ветра в таких потоках может достигать 1000 км/с и более. Рост скорости происходит быстро,достигая максимума за несколько часов. Одновременно с увеличением скорости замечается быстрый рост плотности її . , напряженности магнитного поля и и температуры плазмы/(рис. I). Такое поведение параметров означает, что образуется быстрая ударная волна.
ВСП, связанный со вспышкой, представляет собой замкнутое облако, приблизительный аналог земной магнитосферы, с отошедшей ударной волной, переходным слоем и областью, непосредственно занятой плазмой от вспышки (рис. 2). Такая геометрическая форма облака обусловлена замкнутыми петлеобразными силовыми линиями магнитного поля, уносимого потоком с Солнца. В передней части ВСП напряженность магнитного поля может достигать 50-100 кТл. В космических лучах прохождение такого потока вызывает эффект Форбуш-понижения [ 2,24,25J .
Форбуш-понижение представляет собой общепланитарное понижение интенсивности космических лучей во время мировых магнитных бурь. Облако солнечной плазмы частично выталкивает космические лучи из ближайших окрестностей Солнечной системы. Возникающее вследствие этого понижение интенсивности космических лучей может достигать 10-15 процентов в нейтронной компоненте (рЫС. 3/
Длительность понижения составляет 4-6 и больше дней, в конце эффекта интенсивность, как правило, не восстанавливается до нормального уровня. Часто приходу плазменного облака предшест вует SC (внезапное начало магнитной бури), которое сопровождается хорошо выраженным спадом поля в л - составляющей во время главной фазы магнитной бури, а затем быстрым восстановлением. Для вспышечных потоков характерно развитие значительных кольцевых - токов [26 ].
Частота появления вспышечных потоков связана с циклом солнечной активности, так как наибольшее число вспышек наблюдается в максимуме солнечной активности. Третья составляющая потока солнечного ветра - ВСП,имеющие своим источником корональные дыры. б) Корональные дыры - источник рекурретных ВСП солнечного ветра.
На основе анализа фотографий короны во время солнечных затмений были отмечены области с аномально низкой концентрацией плазмы [277 , а по фотографиям Солнца в ультрафиолетовом и рентгеновском излучениях, полученных.на ракетах и спутниках [ 28 J , выявлены области низкой эмиссии. Области с пониженной плотностью и слабой эмиссией назвали корональними дырами (ВД). Все корональные дыры, как экваториальные, так и полярные, расположены в больших униполярных магнитных ячейках, где поле в основном имеет тот же знак, что и в полярной шапке того же полушария.
Формирование БД определяется взаимодействием истекающей солнечной плазмы с крупномасштабными магнитными полями Солнца. Размеры и положение БД на солнечной поверхности зависят от конфигурации корональних магнитных полей, которая определяется фотосферными-магнитными полями.
магнитное поле в ВСП солнечного ветра
Выражение, аналогичное (7), можно получить из следующих соображений. Диффузионный поток космических лучей равен ;
Конвекционный поток О и/ лу_ Скорость изменения энергии частиц при расширении ъ ъщ.(о(/с/1)=ЭеЬ% где зе= CLV/CLOC _ скорость расширения среды, предполагаемая изотропной. Последнее равенство может быть представлено в более общей форме:OP-i aly V , которая применима и в случае неизотропного расширения. Соответствующее этому замедлению изменение плотности космических лучей составит :
Уравнение непрерывности замедл. с учетом полученных выражений принимает вид: Ше%1) VMIM СЕЖИ ЪП(лО]- ъ[п (&А) к. Х їй В этом уравнении выписаны возможные зависимости искомой функции и коэффициентов от независимых переменных, которыми являются: энергия частиц с , положение в пространстве = и время і ,. При анализе распространения солнечных частиц в уравнение (8) следует добавить член, характеризующий плотность ис точника частиц. В случае мгновенного испускания этот член может быть заменен соответствующим начальным условием. Для полного описания модуляции космических лучей следует еще присоединить уравнение, определяющее анизотропию Ж . Используя формулу,связывающую поток космических лучей и анизотропию,Ж -Ъс /л-с , раскрывая значение сГ (cL tyg + Q-x) и принимая во внимание вы -ражение для сГ и # , находим L=$!&LXVA л/лс (5У/с) После учета Доплер-эффекта, дающего анизотропию - (/-1) V/C , получаем окончательно
Уравнения (8) и (9) дают полное описание модуляции космических лучей в межпланетном пространстве [ 57 J . Использование уравнения (8) значительно упрощается, если эффекты модуляции малы, как это наблюдается в случае прохождения в межпланетном пространстве высокоскоростных потоков солнечного ветра. Заменив в уравнении (8) плотность космических лучей /2 через глубину мо-дуляшяУ (Ло-Л)/л.0, где 71о - немодулированная плотность, и считая, что , Имеем :
Из этого выражения следует, что в случае слабой модуляции замедление космических лучей аналогично увеличению эффективной скорости солнечного ветра. Так как эффект модуляции пропорционален скорости ветра, то можно решить уравнение модуляции без учета, замедления, а затем увеличить глубину модуляции в ( +2)/ 3 раз. Если коэффициент диффузии или скорость меняются со временем, то необходимо учесть —рг , так как задача становится не стационарной. Однако, если постоянная времени для переходных процессов в системе достаточно мала, то этот член может быть отброшен и задача сводится к решению квазистационарного уравнения. Оценим условия, когда квазистационарное приближение дает небольшую ошибку. Время Т , в течение которого устанавливается равновесная плотность космических лучей, определяется размерами области модуляции 1С и коэффициентом диффузии
Изменение физических условий в области, обусловленное движением среды, происходит за время i ft/U. . Тогда параметр,характеризующий отношение этих времен, равный Эе=П /Т , можно выразить как e -UM/J) f т.е. он равен величине модуляционного эффекта в области А Квазистационарное приближение применимо для всех вариаций.
Уравнение (10) в квазистационарном случае запишется: Тензор диффузии в системе координат, ось ОС которой направлена вдоль магнитного поля, выражается матрицей: /я„ о О %.MJ О % Ян \ О -50„ 3 А где SJJL , $0// , JO и - поперечный, продольный и холловский коэффициенты диффузии, причем 5v// Jj-i В работе [ 58 J было введено понятие "степени неупорядоченности" магнитного поля, она равна отношению поперечного коэффициента диффузии к продольному
Энергетический спектр Форбуш-эффекта в рекур- бо рентных в ВСП солнечного ветра
Выполненный анализ изменчивости ММП показал, что поле в ВСП носит более регулярный характер, чем в спокойном солнечном ветре регулярность возрастает с У/паос . Причина уменьшения изменчивости поля в ВСП, по-видимому, связана с происхождением магнитных полей, ВСП солнечного ветра связаны с униполярными областями, являющимися продолжением высокоширотных солнечных полей. Топология поля в этих областях значительно проще, чем в низкоширотных областях Солнца. Поэтому структура поля в ВСП оказывается менее сложной, т.е. более регулярной, чем в спокойном солнечном ветре.
В работе [ 39 ] указано на существование прямой связи размера полярных корональных дыр со скоростью солнечного ветра: чем больше размер ЕД, тем больше скорость ВСП. А чем больше размер ЕД, тем устойчивее магнитное поле в ней, следовательно меньше флуктуации 6 [74] Отсюда становится понятным, что с увеличением скорости солнечного ветра поле становится более регулярным.
Менее понятен вопрос о зависимости (5 & от знака поля внутри ВСП. Возможно, одной из причин является тот факт, что в 1973-1974 гг. скорость ВСП, имеющих положительное направление поля, больше, чем в потоках с отрицательной полярностью: 1/тсхх+-705 км/с JY = 27 Vmocxj= 667 км/с JV = 31 . Разница в скоростях для ВСП с положительной и отрицательной полярностями может быть отражением асимметрии в структуре поля северной и южной полярных шапок.
С другой стороны, возможно, что различие значений 5& в потоках разных полярностей обусловлено различием средних значений Umax. Так, из Таблицы I следует, что при увеличении Углах величина ( в среднем уменьшается со скоростью 0,013 нТл/(І0 км/с). Тогда при разности средних значений Umocjc для потоков разных полярностей л Vrnax 38 км/с следует ожидать различий между б&+ и (. , составляющих- (38/10),0,013 0,05 нТл. Это не очень сильно отличается от разностей ( — 5#+ в Таблице I, равных 0,08; 0,10 и 0,06 в группах I, П и Ш соответственно.
Таким образом, можно заключить, что степень нерегулярности магнитного поля, определяемая величиной (5 , не зависит от знака поля в рекуррентных ВСП. 5. Взаимосвязь характеристик межпланетной среды в переходной области ВСП солнечного ветра. а) Основные характеристики плазмы солнечного ветра;
Первые продолжительные измерения параметров солнечного ветра были проведены во время полета hJLLozin.e?- 2" в 1962 г. [ 77 ] , Около орбиты Земли измерялась скорость солнечного ветра в течение нескольких солнечных оборотов ; ее величина возрастала от 300-400 км/с (спокойный ветер) до 600-800 км/с, средняя величина V - 500 км/с. Направление течения близко к радиальному. Во время этого полета были зарегистрированы рекуррентные потоки, что позволило считать ВСП долгоживущими образованиями, вращающимися вместе с Солнцем.
Напряженность магнитного поля меняется в солнечном ветре от 2 до 80 нТл. Причем напряженность магнитного поля в спокойном ветре ( =5,3 нТл) приблизительно равна значению напряженности в быстром потоке ( Ь =5,6 нТл). Величина О увеличивается в области сжатия спокойного солнечного ветра.
На основе усредненных данных измерений солнечного ветра бы ли установлены соотношения между параметрами солнечной плазмы. В частности получено, что концентрация частиц солнечного ветра уменьшается с увеличением скорости по закону /2 V 79 при использовании всех данных и /? V , когда принима лись во внимание только периоды со спокойным солнечным ветром [ 80 І . Теїлпература протонов увеличивается с ростом скорости. В работе [81J было найдено, что соответствие между температурой протонов и скоростью солнечного ветра можно разделить на две части: I) зависящую только от скорости солнечного ветра / (Ю ; 2) переменную лТ(і) t связанную с градиентом скорости переднего фронта высокоскоростного потока.
Такое разделение соответствует разным физическим механизмам, ответственным за поведение температуры: 1) механизм, связанный с нагревом и ускорением солнечного ветра вблизи Солнца; 2) механизм нагрева, связанный с распространением потока в межпланетной среде. Этот второй механизм увеличивает температуру как протонов, так и электронов.
Эффект возрастания интенсивности космических лучей перед ВСП солнечного ветра
При прохождении Земли через вспышечные и рекуррентные ВСП наблюдается понижение интенсивности галактических космических лучей [87-89 J . Однако этим двум типам ВСП солнечного ветра соответствуют разные профили изотропной интенсивности космических лучей (рис. 13). Потоки, связанные со вспышками, захватывают Землю своим передним фронтом и вызывают бури с внезапным началом Г I J. Потоки, связанные с корональными дырами, существуют в течение нескольких оборотов Солнца,и поэтому они захватывают Землю боковым фронтом, вызывая магнитные возмущения преимущественно с постепенным началом.
Согласно f 2 J , большие падения интенсивности космических лучей вызываются, в основном (хотя и не исключительно), вспышечными корпускулярными потоками, ответственными за магнитные бури с внезапным началом. Это резкое понижение интенсивности (достигающее в ряде случаев 10-15$ от нормального уровня) вызывается прохождением через Землю мощных межпланетных ударных волн [ 3 J . Время быстрого спада интенсивности космических лучей (от нескольких часов до одних суток), умноженное на скорость движения фронта волны, определяет толщину области перемещающегося сжатого ТО ТО межпланетного магнитного поля (от 1Ъ до 10 см). После быстрого спада происходит постепенное восстановление интенсивности, которое, как правило, длится от 2-3 до 10 суток и более. Это есть классическая картина форбуш-понижения [ 90-93 і . ВСП, связанные с корональними дырами, вызывают магнитные бури с постепенным началом, а в интенсивности космических лучей создают понижения интенсивности космических лучей —- 1 2$,
Нами проведено исследование характеристик форбуш-понижений космических лучей в зависимости от скорости рекуррентных гео-эффективннх ВСП. Для анализа использованы часовые данные интенсивности нейтронной компоненты по станциям Дип Ривер и Инувик за 1973-1974 гг. Из каталога L 4 ].брались часовые значения скорости солнечного ветра. За период 1973-1974 гг. но каталогу/ 4J было отобрано 62 ВСП, имеющих своим источником К& Однако в данном анализе использовано только 35 ВСП. Во-первых, исключены потоки, ширина которых л с 3 суток (поперечные размеры -Ч 10 см). Как оказалось,ВСП о лі 4 3 суток не создают Форбуш-понижения. Объяснить этот факт можно на основе результатов полученных в 5. В 5 показано, что максимальная скорость в потоке Vrnaa: л с , а степень нерегулярности BMI ( - I/ Йт?ая:(или б# 1/л t ). И хотя механизм экранировки показывает, что внутри ВСП с лі 3 суток должны модулироваться частицы с Е 10 ГэВ, увеличение 5 & , т.е. рост числа неоднороднос-тей МШ, и уменьшение V aoc в таких потоках приводит к сильному ослаблению модуляции ГКІ. Во-вторых, исключены ВСП, которые приходились на фазу восстановления интенсивности ПСІ предшествующего Форбуш-эффекта, или имелось место наложения ВСП из двух корональних дыр. В - третьих, исключены случаи, когда Земля, находясь в ВСП, проецировалась на поверхность Солнца вблизи нейтрального токового слоя. Анализ данных показал,что если Земля находится вблизи токового слоя (лЯ 10-15), то при ее попадании в ВСП Форбуш-понижения не наблюдается (рис. 14). По-видимому, это связано с тем, что Земля располагается очень близко к краю потока в меридиональном направлении. Захват же Земли потоком в этом случае происходит вследствие нерадиальности движения плазмы от КД, край которой расположен значительно (ч 20 30) южнее или севернее токового слоя; И, наконец, в-четвертых, рассматривались только ВСП, которые регистрировались на Земле не менее пяти раз. То есть, источники ВСП, корональше дыры существовали не меньше пяти солнечных оборотов. Корональные дыры,время жизни которых один-два оборота,дают ВСП, в которых максимальная скорость не превышает 700 км." с . Из девяти ВСП, связанных с короткоживущими БД, шесть имеют V/nocDL 600 км. с (I группа) и три ВСП, у которых Vrnooc 6004-700 км.с""1 (П группа) і ЕД, существующим один-два солнечных оборота, согласно / 7 ], соответствует малая величина прогиба межпланетного токового слоя (д.Х -І5-І00). Для долгоживущих ЕД, дающих ВСП с большими максимальными скоростями ( (&ЛОСХ 700 км. с" ), значение лХ увеличивается до л X = 40-50. На рис. 15 приведены значения изгиба (лХ ) межпланетного токового слоя и максимальной скорости солнечного ветра в ВСП. Таким образом, короткоживущие ЕД, которым соответствует малый изгиб токового слоя, дают ВСП, не вызывающие понижения интенсивности ГКІ.
