Солнечные космические лучи

Солнечные космические лучи интенсивно изучаются уже свыше 50 лет, первое событие в СКЛ зарегистрировано в 1942 г. наземными детекторами. Уже первые наблюдатели отмечали связь потоков СКЛ с солнечными вспышками.
В настоящее время благодаря измерениям жесткого рентгена и гамма-излучения, многие подробности ускорения СКЛ изучены. Однако наблюдаемые на орбите Земли потоки отражают воздействие силовых линий активной области и межпланетного магнитного поля. В одних случаях силовые линии магнитного поля вблизи области ускорения уходят непосредственно в межпланетное пространство (открытая конфигурация магнитного поля.), тогда частицы, могут покинуть область сильного поля сразу. В других случаях частицы остаются захваченными в магнитной ловушке, и лишь из-за дрейфа в магнитном поле и рассеяния при взаимодействии с веществом короны они постепенно попадают на открытые силовые линии и уходят из области вспышки. Состояние межпланетной среды также переменно как во времени, так и в пространстве. Все эти факторы приводят к большому разбросу наблюдаемых временных профилей интенсивности тяжелых частиц и электронов различных энергий, ядерного состава и энергетических спектров СКЛ.

Распространение частиц СКЛ в межпланетном пространстве

Наиболее простой моделью, описывающей процесс распространения частиц, учитывающий рассеяние на магнитных неоднородностях, является модель изотропной диффузии, предложенная в самом начале изучения солнечных космических лучей. Однако событий, которые можно описать простой диффузией, сравнительно немного.

Как правило, такие события были зарегистрированы для протонов и ядер достаточно высоких энергий, например, для протонов энергией выше 100 МэВ и для электронов с энергиями >40 кэВ. Протоны и ядра меньших энергий имеют значительно более разнообразные временные профили потоков.
Временной профиль СКЛ, измеренных на спутнике Коронас-Ф во время серии экстремальных вспышек 26-30 октября 2003г.

На движение этих частиц оказывает влияние спиральная структура силовых линий межпланетного магнитного поля, секторная структура, образуемая долгоживущими скоростными потоками солнечного ветра. Довольно часто во время серии активных вспышек на Солнце, регистрируется серия возрастаний СКЛ со сложным временным профилем.
Наконец, генерация КВМ его распространение во внешней короне и ММП и образование ударной волны на его фронте значительно изменяет условия распространения протонов и ядер с энергиями<10-30 Мэв/нукл, приводя к дополнительному их ускорению иногда до 50-100 МэВ вблизи ударной волны и накоплению их за фронтом. На приведенном здесь графике этот эффект ыиден во всех энергетических каналах утром 29 октября и только в низкоэнергичных частицах 27 и 30 октября.

Энергетический спектр СКЛ

Ускоренные во вспышках заряженные частицы имеют падающий спектр, т.е. чем больше энергия (импульс) частиц, тем меньше их число. Это универсальный закон всех естественных ускорительных процессов. Здесь важны форма спектра, вид функции f(E): степенная или экспоненциальная, по энергии или по импульсу (жесткости) частиц.

Строго говоря, форму спектра ускоренных во вспышке частиц можно определить только из наблюдения γ-квантов и нейтронов для тяжелых частиц и рентгеновского и радиоизлучения для электронов.

. Комбинированные спектры, полученные для нескольких самых мощных событий СКЛ. Видно, что спектр невозможно описать единым степенным законом и что максимальная энергия в этих событиях превышала 5 ГэВ.

Однако измерения нейтронов и γ-квантов с энергиями >1 МэВ до сих пор были немногочисленны, и поэтому о спектре ускоренных протонов судили на основании измерений протонов СКЛ. Чаще всего используется степенное представление по энергиям. Наиболее вероятное значение показателя спектра <δ>=2.5 - 3 получено для большинства вспышек СКЛ, в которых максимальная энергия ускоренных тяжелых частиц не превышает 100 МэВ.
В очень мощных вспышках спектр как правило, нельзя описать простым законом. Этот факт косвенно свидетельствует в пользу предположения о том, что в этих вспышках действовал не один механизм ускорения. Для описания спектра частиц в таких вспышках в качестве аппроксимирующей функции используют экспоненциальный закон (в жесткостном представлении спектра) или функцию Бесселя.

Наземное возрастание СКЛ после вспышки 20.01. 2005 г. Жесткость обрезания Rэфф меняется от 0.05 ГВ на станции Мак-Мердо до 0.64 ГВ на станции Апатиты.

Наибольшая энергия протонов во вспышках определяется на основе измерений наземных возрастаний СКЛ и может достигать 15-20 ГэВ, но максимальная энергия протонов в источнике превышает эту величину.
Эффективность регистрации вспышки СКЛ наземными станциями зависит от минимальной жесткости частиц, проникающих через барьер магнитного поля до данной станции, т.н. жесткости обрезания.

Частота регистрации вспышек СКЛ, также как и солнечных вспышек, зависит от 11-летнего цикла солнечной активности.
В большинстве солнечных протонных событий (СПС) максимальная энергия протонов не превышает 50-100 МэВ. Такие события регистрируют достаточно часто, в годы высокой солнечной активности 2-3 раза в месяц.

Реже, 2-3 раза в год, наблюдают события с энергией частиц >500 МэВ. Особенно мощные события, возникающие 1-2 раза за 11-летний цикл солнечной активности, характеризуются очень большими потоками ускоренных частиц во вспышке, максимальные энергии которых достигают 10 ГэВ и выше.

Гелиодолготная зависимость

Характеристики СПС зависят и от мощности, и от гелиодолготы солнечного источника. Гелиодолготная зависимость хорошо известна для GLE, но она существует и для меньших энергий, в частности для >10 MeV протонов. СПС являются редкостью для самых восточных вспышек. Напротив, для достаточно мощных западных вспышек протонность является нормой.
Для некоторых событий СКЛ вспышек на видимом диске Солнца не было, активная область незадолго до вспышки ушла за западный лимб. Для таких вспышки СКЛ логично предположить существование залимбового источника.

Электроны

Энергичные электроны ускоряются на Солнце во время вспышек столь же эффективно, что и протоны, однако случаев регистрации солнечных электронов существенно меньше, чем протонов. Объясняется это коротким временем жизни электронов после ускорения, быстрой потерей энергии на ионизацию. При этом, однако, часть энергии тратиться на тормозное рентгеновское излучение и регистрируя жесткий рентген и гама-излучение, мы можем получить важные сведения о процессах ускорения частиц во вспышках, не искаженные воздействием эффектов распространения в короне и межпланетном пространстве.
Максимальная энергия электронов, зарегистрированная в СКЛ, не превышала 80 МэВ. С другой стороны, во вспышке максимальная энергия ускоренных электронов достигает нескольких сотен МэВ. Ускорение частиц даже до релятивистских энергий может происходить за доли секунд.
Подробнее о оентгеновском и гамма-излучении солнечных вспышек смотри здесь.

Нейтроны

Нейтроны возникают в ядерных реакциях ускоренных ионов с веществом атмосферы Солнца. Наиболее важная реакция образования нейтронов - это взаимодействие протонов с ядрами 4Не. Энергетический порог такой реакции Ер=30 МэВ. Возникшие в этой реакции нейтроны могут иметь различную дальнейшую судьбу.
Оставшиеся на Солнце нейтроны могут быть захвачены ядрами прежде, чем они распадутся.
Некоторые нейтроны могут покинуть Солнце. Время жизни нейтрона составляет 11.5 минут. Это время сравнимо с временем пролета энергичных нейтронов от Солнца до R=1 а.е. Поэтому лишь некоторая доля потока (зависящая от их скорости/энергии) может достичь окрестности Земли.