Солнечные космические лучи

Осн. долю С.к.л. составляют протоны с E_K > 10⁶ эВ, имеются также ядра с зарядом (вплоть до ядер ²⁸Ni) и энергией E_K от 0,1 до 100 МэВ/нуклон, электроны с кэВ (экспериментальный предел). Зарегистрированы заметные потоки дейтронов ²H, установлено наличие трития ³H и осн. изотопов C, O, Ne и Ar. В нек-рых вспышках генерируется значит. количество ядер изотопа ³He. Относительное содержание ядер с в основном отражает состав солнечной атмосферы, тогда как доля протонов меняется от вспышки к вспышке.

Рис. 1. Временной профиль потока солнечных космических лучей от вспышки 22 ноября 1977 г. по наблюдениям на станции Апатиты. Возрастание потока космических лучей имело амплитуду %, было кратковременным и отличалось сильной анизотропией потока солнечных протонов у Земли.

Комплекс явлений (процессов), предшествующих моменту t₀ генерации С.к.л., а также процессов, происходящих вблизи момента t₀ (сопутствующие эффекты) и сопровождающих генерацию С.к.л. (с запаздыванием T относительно момента t₀ или , где - длительность ускорения), наз. солнечным протопным событием (СПС). Для частиц с энергией E_K > 10⁸ эВ временная зависимость интенсивности потока С.к.л. у Земли (временной профиль СПС) имеет характерный вид несимметричной кривой с очень быстрым (минуты - десятки минут) нарастанием и более медленным (от неск. часов до сут) спадом (рис. 1). При этом амплитуда возрастания на поверхности Земли может достигать сотен и тысяч % по отношению к фоновому потоку глактич. космич. лучей. Самое мощное СПС за всю историю их наблюдений (с 1942 г.) зарегистрировано 23 февраля 1956 г. (>4500%). Менее интенсивные СПС с увеличением потока С.к.л. на >1% наблюдаются чаще. С февраля 1942 г. по февраль 1984 г. на поверхности Земли было зафиксировано 34 подобных случая (рис. 20. По мере удаления от поверхности Земли (в стратосфере, на орбитах ИСЗ и в межпланетном пространстве) энергетич. порог регистрации С.к.л. постепенно снижается , а частота наблюдаемых протонных событий значительно увеличивается. При этом временной профиль СПС, как правило, растягивается на несколько десятков часов.

Распределение С.к.л. по энергиям и зарядам у Земли определяется механизмом ускорения частиц в источнике (солнечная вспышка), особенностями их выхода из области ускорения и условиями распространения в межпланетной среде. Форма спектра С.к.л. в источнике во всем диапазоне их энергий пока надежно не установлена. По-видимому, она неодинакова в различных интервалах энергии: при описании дифференциального энергетич. спектра степенной ф-цией показатель по мере уменьшения энергии уменьшается (спектр становится более пологим). В межпланетных магн. поляхспектр заметно трансформируется со временем (значение увеличивается), но остается круто падающим, т.е. число частиц быстро уменьшается с ростом энергии. Показатель спектра в истонике может менятся от события к событию в пределах в зависимости от мощности СПС и рассматриваемого интервала энергий, а у Земли - соответственно в пределах .

Рис. 2. Вариации частоты солнечных протонных событий, наблюдаемых на поверхности Земли, в зависимости от уровня солнечной активности, выраженной в числах Вольфа W (W - среднегодовое число солнечных пятен). Большинство протонных событий, зарегистрированных в 1942-84 гг. на поверхности Земли, произошли в периоды роста или спада активности в 11-летнем солнечном цикле.

Полное число ускоренных протонов, вышедших в межпланетное пространство во время мощного СПС, может превышать 10³², а их суммарная энергия >10³¹ эрг, что сравнимо с энергией эл.-магн. излучения вспышки. Высота, на к-рой происходит ускорение частиц в атмосфере Солнца, по-видимому, неодинакова для разных вспышек: в одних случаях область ускорения (источник) находится в короне, при концентрации частиц плазмы n ~ 10¹¹ см^-3, в других - в хромосфере, где n ~ 10¹³ см^-3. На выход С.к.л. за пределы солнечной атмосферы существенно влияет конфигурация магн. полей в короне.

Ускорение частиц тесно связано с механизмом возникновения и развития самих солнечных вспышек. Осн. источником энергии вспышки явл. магн. поле. При его изменениях возникают электрич. поля, к-рые и ускоряют заряженные частицы. Наиболее вероятными механизмами ускорения частиц во вспышках принято считать электромагнитные. Частицы космич. лучей с зарядом Ze, массой Am_p и скоростью v в эл.-магн. полях принято характеризовать магн. жесткостью R=Am_p cv/Ze, где A - атомный номер элемента. При ускорении квазирегулярным электрическим полем, возникающем при разрыве нейтрального токового слоя во вспышке, в процесс ускорения вовлекаются все частицы горячей плазмы из области разрыва. При этом формируется спектр С.к.л. вида ~ exp(-R/R₀), где R₀ - характеристич. жесткость. Если магн. поле в области вспышки меняется регулярным образом (напр., растет со временем по определенному закону), то возможен эффект бетатронного ускорения. Такой механизм приводит к степенному спектру по жесткостям (). В сильно турбулизированной плазме солнечной атмосферы (см. Плазменная турбулентность) возникают также нерегулярно меняющиеся электрич. и магн. поля, к-рые приводят к стохастическому ускорению. Наиболее детально разработан механизм статистич. ускорения при столкновениях частиц с магн. неоднородностями (механизм Ферми). Этот механизм дает энергетич. спектр вида .

В условиях вспышки осн. роль должны играть быстрые (регулярные) механизмы ускорения, хотя теория допускает и альтернативную возможность - медленное (стохастическое) ускорение. Из-за сложности физ. картины вспышек и недостаточности точности наблюдений сделать выбор между различными механизмами трудно. Вместе с тем наблюдения и теоретич. анализ показывают, что во вспышке может работать нек-рая комбинация механизмов ускорения. Принципиально важную информацию о процессах ускорения С.к.л. дают регистрация нейтронов и гамма-излучения вспышек, а также наблюдения эл.-магн. излучения в рентг., радио- и др. диапазонах. Данные об этих излучениях, полученные с помощью КА, свидетельствуют в пользу бытрого ускорения С.к.л. (секунды).

Покидая область ускорения, частицы С.к.л. в течение многих часов блуждают в межпланетном магн. поле, рассеиваясь на его неоднородностях, и постепенно уходят к краям Солнечной системы. Часть из них вторгается в атмосферу Земли, вызывая дополнительную ионизацию газов атмосферы (в основном в области полярных шапок). Достаточно интенсивные потоки С.к.л. могут заметно опустошать озонный слой атмосферы. Тем самым С.к.л. играют активную роль в системе солнечно-земных связей.

Мощные потоки быстрых частиц в период солнечных вспышек могут создавать серьезную опасность для экипажей, солнечных батарей и электронного оборудования КА в межпланетном пространстве. Установлено, что наибольший вклад в суммарную дозу вносят солнечные протоны с энергией эВ. Частицы меньших энергий эффективно поглощаются обшивкой КА. Относительно небольшие СПС дают макс. поток протонов с энергией эВ не выше 10²-10³ см^-2с^-1, что сравнимо с потоком протонов во внутр. радиационном поясе Земли. Макс. поток протонов с эВ от наиболее мощного СПС 23 февраля 1956 г. составил см^-2с^-1, а для протонов с эВ - ок. см^-2с^-1. Значения макс. потоков протонов во время мощных СПС растут по мере уменьшения энергии. Так, 4 августа 1972 г. поток протонов с эВ превышал см^-2с^-1. Мощные СПС происходят не чаще одного в неск. лет, так что космич. полеты малой длительности относительно безопасны. Для обеспечения радиац. безопасности КА проблема прогнозирования солнечнох вспышек остается оченб актуальной, но, по-видимому, еще далекой от разрешения. Более обнадеживающие результаты достигнуты в диагностике СПС, т.е. в количеств. оценке ожидаемых характеристик С.к.л. по данным об эл.-магн. излучении вспышек. Эти результаты важны, в частности, для прогноза и оценки геофиз. эффектов С.к.л.

Лит.:
Мирошниченко Л.И., Космические лучи в межпланетном пространстве, М., 1973; Григорьев Ю.Г., Радиационная безопасность комических полетов, М., 1975; Проблемы солнечной активности и космическая система "Прогноз". [Сб. ст.], М., 1977; Мирошниченко Л.И., Петров В.М., Динамика радиационных условий в космосе, М., 1985.

(Л.И. Мирошниченко)