Гл - Солнечно-земная физика

Реклама
Гл. . ВАРИАЦИИ И ИСТОРИЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
Важную информацию о свойствах космических лучей можно получить, исследуя
временную зависимость их интенсивности. Временные вариации интенсивности J
космических лучей в месте наблюдения могут быть вызваны изменениями мощности
источников (включая ускорительные процессы на Солнце и в гелиосфере), а также
различными модуляционными эффектами при распространении космических лучей в
Галактике, гелиосфере, магнитосферах и атмосферах Земли и планет (взаимодействие
с веществом, рассеяние на волнах и т.д.) В то же время данные о стабильности средней
интенсивности галактического космического излучения - в различные исторические
эпохи весьма существенны в плане проблем происхождения космических лучей и
возможной эволюции солнечной активности.
§6.1. Вариации космических лучей
Временные изменения измеряемой на Земле интенсивности космических лучей
обусловлены, в основном, следующими факторами:

изменением интегральной кратности генерации (т.е. среднего числа
регистрируемых прибором вторичных частиц, приходящихся на одну
первичную частицу );

изменением геомагнитного порога обрезания, (т.е. минимальной энергии
частиц, которые могут проникать на Землю на данной широте);

изменением формы энергетического спектра первичных частиц.
Поскольку интегральная кратность генерации зависит в первую очередь от
состояния атмосферы (ее плотности, температуры), изменения этой величины связаны
главным образом с метеорологическими эффектами.
Изменения геомагнитного порога вызываются возмущениями магнитного поля
Земли в том числе магнитными бурями.
Изменения энергетического спектра первичных частиц, падающих на атмосферу
Земли, обусловлены изменением условий проникновения и распространения
галактических космических лучей в гелиосфере:
- на гелиопаузе - границе области взаимодействия гелиосферы и межзвездного
галактического магнитного поля;
- в межпланетном магнитном поле - межпланетные ударные волны (Форбушэффект), секторная структура, вариации ММП в цикле солнечной
активности и от цикла к циклу;
- генерацией энергичных частиц на Солнце и в гелиосфере (солнечные
космические лучи).
Соответственно принято различать вариации космических лучей атмосферного
происхождения, геомагнитные, а также внеземного происхождения.
За пределами гелиосферы галактические космические лучи (ГКЛ)
характеризуются высокой степенью изотропии, в пределах ошибок измерений их
интенсивность постоянна во времени. Вопросы, связанные с поиском возможных
долговременных вариаций ГКЛ, изменению их интенсивности в различные
исторические эпохи, будут рассмотрены в следующем параграфе, посвященном
истории космических лучей.
2
По характеру изменения интенсивности наблюдаемые вариации космических
лучей можно разделить на регулярные (периодические) и нерегулярные (спорадические
или стохастические). К периодическим вариациям относятся сезонные изменения
интенсивности, обусловленные метеорологическими эффектами, а также вариации,
связанные с вращением Земли (солнечно-суточные, звездно-суточные), вращением
Солнца (27-дневные) и циклом солнечной активности (11 и 22-летние). К
нерегулярным вариациям относятся изменения интенсивности космических лучей,
вызванные магнитными бурями (в частности, Форбуш-эффекты), солнечными
вспышками и другими нестационарными явлениями на Солнце, например, выбросами
коронального вещества в межпланетную среду, являющихся главными причинами
магнитных бурь. Как правило большинство типов вариаций характеризуются
небольшими амплитудами изменения интенсивности, которая может меняться
относительно средней от долей процента до нескольких процентов. В области
небольших энергий потоки частиц от солнечных вспышек могут превышать средний
уровень в несколько десятков и сотни раз.
п. 6.1.1. Аппаратура и методы изучения вариаций космических лучей
Из-за малой амплитуды вариаций к аппаратуре, предназначенной для их
изучения, предъявляются особые требования. Она должна обеспечивать непрерывность
измерений, высокую стабильность, а также достаточную статистическую точность. При
наземных измерениях регистрируют вторичное излучение: мягкий, жесткий и ядерноактивный компоненты.
Один из основных методов исследования вариаций космических лучей в
широком диапазоне энергий основан на локальной генерации нейтронов ядерноактивными частицами – так называемый нейтронный монитор. Для генерации
нейтронов в таких приборах обычно используется плотное вещество с большим Z –
свинец, в последнее время применяют также железо. В результате ядерных реакций,
протекающих в этом веществе при попадании в него нейтронов, протонов и других
ядерно-активных частиц космических лучей с энергиями более 50 МэВ, происходит
множественная генерация нейтронов. Затем нейтроны замедляют до тепловых энергий
с помощью специальных веществ - замедлителей (парафин, полиэтилен) и
детектируют, используя, как правило, счетчики тепловых нейтронов на основе газа BF3,
обогащенного изотопом 10B. Нейтроны поглощаются ядрами 10B в результате реакции
10
B + n  7Li +  + 2.5 МэВ.
Счет нейтронных мониторов обусловлен нейтронами и другими сильновзаимодействующими частицами, которые образуются при расщеплении ядер атомов
атмосферы космическими нуклонами с энергиями более 1 ГэВ. Таким образом,
поскольку нейтронные мониторы регистрируют вторичные частицы, возникающие в
результате многократных актов взаимодействий в глубине атмосферы, их показания
соответствуют интегральной интенсивности ядерно-активной составляющей
космических лучей в атмосфере, которая слабо зависит от состояния атмосферы.
Поэтому нейтронные мониторы чрезвычайно удобны для исследования вариаций
внеатмосферного происхождения. В настоящее время практически вся поверхность
Земли покрыта сетью нейтронных мониторов, включающей более 100 станций.
Вариации космических лучей исследуют также путем измерений интенсивности
жесткого и мягкого компонентов. Жесткий компонент космических лучей в атмосфере
3
– мюоны образуются при распаде заряженных пионов, которые в свою очередь
возникают в процессах множественного рождения при взаимодействии космических
нуклонов высоких энергий с ядрами атомов атмосферы. Поскольку энергичные мюоны
характеризуются большой проникающей способностью, частицы, образованные в
первых актах взаимодействий, дают существенный вклад в суммарный счет детекторов,
находящихся на уровне моря или под землей. Эффективная глубина образования
мюонов и, соответственно, доля мюонов, которые могут достичь наземных или
подземных установок, зависят от состояния атмосферы. Интенсивность мягкого –
электронно-фотонного компонента также подвержена сильному влиянию различных
атмосферных возмущений. Таким образом, интенсивность жесткого и мягкого
компонентов чувствительна к вариациям атмосферного происхождения. Для измерений
интенсивности мягкого и жесткого компонентов обычно используют стандартные
телескопы, определенным образом ориентированные, - т.н. азимутальные телескопы.
Для выделения жесткого компонента применяют приборы типа большой ионизационной
камеры, а также детекторы, размещаемые под землей (для того, чтобы отсечь слабо
проникающие компоненты).
Для изучения вариации космических лучей малых энергий следует использовать
данные прямых измерений потоков первичных частиц на высотных баллонах,
аэростатах и космических аппаратах, так как даже приборы относительно небольшой
площади, которые могут быть размещены на подобных объектах, обеспечивают
приемлемую статистическую точность измерений.
п. 6.1.2. Вариации космических лучей атмосферного происхождения
Как было отмечено выше, атмосферные вариации проявляются в основном в
изменении интенсивности вторичных мюонов, регистрируемых наземными или
подземными установками. Существуют два основных механизма, препятствующих
проникновению мюонов вглубь атмосферы. Это собственный распад и потери энергии.
Из физики высоких энергий известно, что мюон – это нестабильная частица,
основная мода распада которой:
   e      ~e ,
   e   ~   e ,
характеризуется временем 0 210-6 с. Таким образом путь l, определяемый временем
жизни в мюона в атмосфере  будет равен:
l  c  c 0
E
,
mc 2
где E – энергия частицы.
Поскольку масса мюона более чем в 200 раз больше массы электрона, в
диапазоне энергий вплоть до 1012 эВ радиационными потерями можно пренебречь.
Поэтому в основном мюоны теряют энергию на ионизацию. При энергиях более сотен
МэВ мюоны являются релятивистскими и ультрарелятивистскими частицами, средние
потери которых на ионизацию в воздухе составляют 2 МэВ на 1 г/см2. Таким образом
величина полной потери энергии мюона определяется количеством вещества n на его
пути, выраженном в г/см2.
4
Очевидно, что если мюоны наиболее эффективно образуются на определенной
глубине в атмосфере, соответствующей линейной плотности , то доля мюонов,
которые могут достигать наземных и подземных установок и, соответственно, их
интенсивность на уровне моря будут зависеть от величин l, n и . Повышение
атмосферного давления приводит к тому, что слой вещества, в котором происходит
эффективное образование мюонов поднимается, что в свою очередь приводит к
увеличению количества вещества на его пути, т.е. величины n, а также удлинению
самого геометрического пути l. Очевидно, что оба эти фактора должны приводить к
уменьшению интенсивности мюонов на уровне моря при увеличении атмосферного
давления – т.н. барометрический эффект (при увеличении давления на 1 мм рт. ст.
интенсивность падает на 0.345%). В то же время увеличение температуры приводит к
расширению атмосферы и, соответственно, увеличению l. При этом имеет место т.н.
температурный эффект, то есть уменьшение интенсивности при увеличении
температуры (-0.18% на 1о С). Поскольку изменения температуры и давления
определяются динамикой атмосферы, а также связаны со сменой времен года,
атмосферные вариации имеют сезонный характер, при этом на них существенное
влияние оказывают метеорологические эффекты.
Для исключения вариаций, обусловленных метеорологическими эффектами,
детекторы космических лучей следует поднимать на большие высоты или выносить за
пределы атмосферы, т.е. проводить измерения на космических аппаратах и высотных
аэростатах.
п. 6.1.3. Геомагнитные вариации космических лучей.
Геомагнитные вариации космических лучей обусловлены изменением
геомагнитного порога, определяемым магнитным полем Земли, которое можно
представить как суперпозицию поля внутренних токов (собственный магнетизм
Земного шара) и поля, задаваемого системой токов в ионосфере и магнитосфере. К
геомагнитным вариациям, таким образом, могут приводить как изменения
собственного магнитного поля Земли, так и динамические процессы в ее атмосфере и
магнитосфере. Например, приливные движения в атмосфере под воздействием Луны
могут оказывать влияние на ионосферные токи. Изменение конфигурации магнитного
поля Земли может возникать вследствие различных возмущений магнитосферы,
например, при ее деформации во время магнитных бурь. Изменение геомагнитного
порога из-за магнитосферных возмущений приводит к вариациям как счета нейтронных
мониторов, так и интенсивности мюонов (в пределах 5-10%).
Поскольку геомагнитные возмущения оказывают достаточно сильное
воздействие на измеряемые потоки частиц с энергиями менее нескольких ГэВ, для
исследования вариаций внеземного происхождения, следует проводить измерения на
космических аппаратах вне магнитосферы Земли.
п. 6.1.4. Вариации космических лучей солнечного происхождения.
Вариации космических лучей солнечного происхождения обусловлены двумя
основными факторами – это, так называемые, модуляционные эффекты, связанные с
изменением условий распространения галактических космических лучей в
межпланетной среде, и генерация энергичных частиц на Солнце. Прежде, чем
5
проанализировать механизмы вариаций солнечного происхождения, рассмотрим
основные сведения о Солнце и межпланетной среде.
Солнце – это типичная звезда нашей Галактики, относящаяся к карликам
спектрального класса G2. Оно представляет собой вращающийся плазменный шар,
радиус которого R = 6.961010 см, масса M = 1.991033 г. Солнечное вещество состоит
из водорода (>70%), гелия (>20%) и других элементов (2%). Вращение Солнца имеет
дифференциальный характер: экваториальная зона вращается быстрее (14.4о за сутки),
чем высокоширотные области (10о за сутки). Средний период вращения Солнца Т =
25.38 сут. Светимость Солнца L =
3.861033
эрг/с,
эффективная
температура поверхности 5780 К.
Внутренняя
структура
Солнца
показана на Рис. 6.1. Излучение,
приходящее от Солнца к внешнему
наблюдателю, возникает в тонком
поверхностном слое – фотосфере,
толщина которого всего 350 км.
Над фотосферой располагаются
области
солнечной
атмосферы,
называемые хромосфера и корона.
Солнце – это центральное тело
Солнечной
системы,
оно
обуславливает
все
основные
процессы в гелиосферы, являясь
главным
источником
энеpгии
в
окpужающем пpостpанстве. Солнце также и главный источник газовой
составляющей
вещества
в
межпланетной среде. При этом газовая
оболочка в коpоне вокpуг него
пpедставляет
собой
пpактически
полностью ионизиpованную плазму,
котоpая повсеместно и постоянно
обновляется, пpичем основная доля
этого
вещества
не
является
гpавитационно связанной с Солнцем, а
покидает его навсегда и уходит по всем
напpавлениям далеко - вплоть до
межзвездных pасстояний, т.е. из Солнца
постоянно как бы “дует” солнечный
ветер.
Солнечный ветер – это почти
pадиальный поток плазмы, движущийся
всюду от Солнца. Истечение солнечной
плазмы неоднородно – выделяют , так
называемые, “медленные” потоки со
средней скоpостью <v> 320 км/с и
6
“быстрые” потоки, максимальная скорость которых может достигать 600-700 км/с и
более
(вплоть
до
103 км/с). Быстрые потоки истекают из, так называемых, корональных дыр – областей
солнечной короны с относительно низкой температурой, пониженной плотностью и
приблизительно радиальным направлением магнитного поля. Корональные дыры
постоянно существуют на высоких гелиоширотах. Медленные потоки исходят в основном из
приэкваториальных областей, где имеется существенный тангенциальный компонент
магнитного поля. Плазма солнечного ветpа пpактически полностью ионизована. Средняя
концентрация частиц в ней на орбите Земли составляет <n> = (510) cм-3, в солнечном ветре
могут существовать неоднородности с повышенной концентрацией частиц, которая может
достигать 50 cм-3. Средний поток плазмы солнечного ветра у Земли составляет Jp 108 cм-2c-1.
Ее состав в целом отpажает состав солнечного вещества в короне, поэтому пpеобладают
пpотоны и электpоны. Концентрация -частиц n составляет не более нескольких поцентов
концентрации протонов nз (n 0.05nз), а концентрация ядер (Z > 2) еще меньше (nz 510-4nз).
Отличительной особенностью солнечного ветpа является его высокая ионизационная
темпеpатуpа (2108 К), пpиобpетаемая в пpоцесе фоpмиpования в коpоне Солнца и
сохpаняющаяся затем в пpоцессе pасшиpения вещества пpактически неизменной во всей
гелиосфеpе. Кинетическая же темпеpатуpа частиц солнечного ветpа убывает с удалением от
Солнца
и
на
оpбите
Земли
составляет
5
10 К. Следует отметить, что ионный и изотопный состав солнечного ветpа полностью не
изучен, так как пpоведение необходимых измеpений пpедставляет достаточно сложную
экспеpиментальную задачу. Механизмы формирования солнечного ветра также до конца не
исследованы. Известно, что этот поток фоpмиpуется в коpоне Солнца под действием
нескольких сил pазличной физической пpиpоды - газового давления, постоянных и пеpеменных
электpомагнитных полей, тяжести. Пpоцессы фоpмиpования в существенной меpе
неодноpодны в пpостpанстве и пеpеменны во вpемени. Сам факт существования солнечного
ветpа убедительно говоpит об отсутствии механического pавновесия в веpхней атмосфеpе
Солнца. Проблема пpоисхождения солнечного ветpа тесно связана с пpоблемой нагpева
хpомосфеpы и коpоны. Обе эти пpоблемы находятся в центpе внимания совpеменных
исследований по физике Солнца как в экспеpиментальном, так и в теоpетическом отношении.
На сегодняшний день собран обширный наблюдательный материал, тем не менее он пока еще
не позволяет ответить на многие основные вопpосы. В этом плане большое значение придается
информации, получаемой с 1996 г. на комплексной солнечной и гелиосфеpной обсеpватоpии
SOHO, pасположенной вблизи пеpвой лагpанжевой точки либpации, то есть на pасстоянии
около 1.5 млн. км от Земли в стоpону Солнца. Кроме того активно обсуждаются различные
космические пpоекты, предусматривающие измеpения непосpедственно в областях
фоpмиpования солнечного ветpа. Конкpетно,
pечь идет о посылке космических аппаpатов
ближе к Солнцу вплоть до 30 или даже до 4
солнечных pадиусов. Не исключено, что
часть из этих пpоектов удастся осуществить в
пеpвой декаде следующего тысячелетия.
Солнце как звезда является генеpатоpом
магнитного поля в окpужающем его
пpостpанстве
–
так
называемого
межпланетного
магнитного
поля
(ММП). Это означает, что в его недpах, а
также в гpавитационно связанных
участках атмосфеpы текут значительные
электpические
токи.
Напpяженность
магнитного поля на Солнце pаспpеделена
7
весьма сложным образом и неодноpодно (см. Рис. 6.3). Плазма и магнитные поля в
атмосфеpе Солнца находятся в постоянном сложном взаимодействии, котоpое и опpеделяет
всю динамику наблюдаемых здесь пpоцессов и стpуктуp. Электpические токи, пpотекающие в
недpах Солнца и в его гpавитационно связанной части атмосфеpы не являются главными
источниками магнитного поля в гелиосфеpе, которое в основном создается гелиосферными
электpическими токами. Более того, гелиосфеpные токи влияют даже на то магнитное поле,
котоpое наблюдается на уpовне фотосферы. То есть имеется один из важнейших каналов
обpатной связи, по котоpому гелиосфеpные пpоцессы оказывают вполне заметное обратное
влияние на само Солнце. Следует подчекркнуть, что эта сторона проблемы солнечногелиосферных связей только лишь начинает разрабатываться. Согласно законам магнитной
гидродинамики магнитное поле и плазма взаимодействуют таким образом, что
образуют единую систему, при этом магнитное поле как бы “вморожено” в плазму.
Поскольку плотность энергии магнитного поля существенно меньше плотности
энергии плазмы, оно не оказывает влияния на движение солнечного ветра. В то же
время постоянно истекающий солнечный ветер как бы уносит “вмороженное”
солнечное магнитное поле, растягивая силовые линии в радиальном направлении, и,
таким образом, формируя ММП. На малых гелиоширотах вектор магнитного поля
практически параллелен плоскости солнечного экватора. В результате вращения
Солнца силовые линии поля закручиваются в спирали (спирали Архимеда) – см. Рис.
6.6. При удалении от Солнца напряженность магнитного поля падает несколько
быстрее, чем величина, обратно пропорциональная расстоянию. На орбите Земли его
напряженность
10-410-5 Гс. Важной особенностью ММП является, так называемая, секторная структура –
в межпланетном пространтстве в плоскости эклиптики имеется четное число секторов с
различным направлением радиального компонента ММП - см. Рис. 6.4.
Рис. 6.4. Секторная структура ММП. Символы «+» и «-» соответствуют “северному” и
“южному” полюсам в дипольном приближении.
Секторная структура ММП связана с существованием
нейтрального
токового
слоя,
разделяющего
полусферы, в которых радиальный компонент
солнечного магнитного поля имеет противоположное
8
направление (поскольку магнитный поток через любую замкнутую поверхность равен нулю,
магнитное поле в разных областях пространства должно быть направлено в противоположные
стороны). Каждые 22 года магнитное поле Солнца меняет знак – происходит т.н.
переполюсовка. Токовый слой находится приблизительно в плоскости солнечного экватора и
имеет складчатую (гофрированную) структуру – он попеременно отклоняется к северу и югу от
экватора. В результате вращения Солнца складки токового слоя закручиваются в спирали (см.
Рис. 6.5). Таким образом, наблюдатель на Земле, двигаясь в плоскости эклиптики, оказывается
то ниже, то выше токового слоя, вследствие чего попадает в секторы с различным
направлением радиального компонента ММП. Из-за долготных и широтных градиентов
скорости солнечного ветра, имеющих место вблизи Солнца, по мере удаления от него
возникают радиальные градиенты скорости, которые приводят к образованию, так называемых,
бесстолкновительных ударных волн вблизи границ секторов. Такие волны возникают на
расстояниях 1 а.е. (1.51011 м) и прослеживаются до расстояний в несколько а.е.
Рис. 6.6. Общая структура гелиосферы и межпланетного пространства в проекции на плоскость
эклиптики.
Область пространства, в которой распространяется солнечный ветер, называют
гелиосферой (см. Рис. 6.6). Она ограничена, так называемой, гелиопаузой, которая
находится на расстоянии R0, при котором динамическое давление солнечного ветра
уравновешивается суммарным давлением галактического магнитного поля,
космических лучей и межзвездного газа. Данные наблюдений указывают на существование
межзвездного ветра нейтрального водорода, движущегося в направлении от созвездия
Стрельца и проникающего в Солнечную систему на расстояния вплоть до нескольких а.е.
(существование межзвездного ветра обусловлено движением Солнечной системы относительно
межзвездной среды со скоростью 20-25 км/с). Поэтому можно предположить, что гелиосфера
9
несколько вытянута в направлении течения межзвездного ветра (см. Рис. 6.6). С увеличением
расстояния от Солнца концентрация солнечной плазмы падает, в результате взаимодействия
солнечного ветра с межзвездной средой возникает бесстолкновительная стоячая ударная волна.
После этой ударной волны и вплоть до гелиопаузы плазма солнечного ветра движется с
дозвуковой скоростью. Так как межзвездный газ движется относительно Солнца со
сверхзвуковой скоростью, за контактной поверхностью, по-видимому, находится еще одна
ударная волна, в которой происходит торможение межзвездной плазмы. Данные измерений на
межпланетных автоматических зондах “Пионер 10, 11” и “Вояджер 1, 2” показывают, что даже
самый удаленный из них “Вояджер 1”, который находится в настоящее время на расстоянии
70 а.е. от Солнца, пока не достиг границ гелиосферы. Согласно теоретическим оценкам
минимальное расстояние от Солнца до оконечной ударной волны солнечного ветра R1  80200
а.е., расстояние до гелиопаузы R0 превосходит R1 на несколько десятков а.е.. Большинство
измерений параметров межпланетной среды проводилось на космических аппаратах,
траектории которых не выходили из плоскости эклиптики. Единственная внеэклиптическая
миссия, котоpая пpодолжается по сей день –это эксперимент на космической станции “Улисс”.
Этот аппарат был запущен в 1990 г. в стоpону Юпитеpа, в 1992 г. он пpолетел вблизи этой
планеты и вышел на поляpную эллиптическую оpбиту вокpуг Солнца с углом наклона около
80о относительно плоскости солнечного экватоpа и пеpиодом обpащения вокpуг Солнца более
5 лет. Пpи пеpвом облете Солнца в 1992-1997 гг. С помощью этого аппарата была получена
уникальная инфоpмация о поляpной гелиосфеpе в основном на спаде и в минимуме цикла
солнечной активности. Основной результат эксперимента заключается в том, что pадиальная
составляющая гелиосфеpного магнитного поля на расстояниях <5 а.е. пpактически не зависит
от гелиошироты, т.е. на этих расстояниях гелиосфера является практически сферически
симметричной.
Наряду с плазмой солнечного ветра и межпланетным магнитным полем
неотъемлемым компонентом межпланетной среды являются энергичные заряженные
частицы - космические лучи. На Рис. 6.7 представлены энергетические
дифференциальные спектры потоков протонов, измеренные при энергиях менее 10 ГэВ
на орбите Земли вне магнитосферы в периоды максимума и минимума солнечной
активности. Как видно из рисунка при энергиях порядка нескольких сотен МэВ в
спектрах частиц прослеживается локальный максимум, при энергиях менее 1030 МэВ/нуклон наблюдается рост интенсивности протонов и некоторых ядер. Загиб
дифференциального спектра протонов и ядер в области энергий менее сотен МэВ
наблюдается и при наземных измерениях на высоких широтах, на которых магнитное
поле Земли не влияет на движение энергичных заряженных частиц, – т.н.
высокоширотное обрезание. Положение и интенсивность локального максимума
зависят от периода солнечной активности. В эпоху минимума активности максимум
смещен в область меньших энергий и более четко выражен. В то же время в эпоху
максимума явно выше интенсивность частиц с энергиями менее 10-20 МэВ/нуклон,
Естественным объяснением наблюдаемой картины может быть то, что частицы низких
10
энергий (<10-20 МэВ/нуклон) имеют солнечное происхождение. Свидетельством в
пользу этого является и определенная корреляция химического состава
малоэнергичных чаcтиц и вещества Солнца, в частности, отсутствие ядер группы Li-BeB, которыми обогащены галактические космические лучи. Следует отметить, что в
диапазоне энергий 5-30 МэВ/нуклон по сравнению с составом солнечной атмосферы
наблюдается избыток некоторых ядер (He, N, O, Ne, Ar), которые, по-видимому имеют
галактическое происхождение – т.н. аномальный компонент космических лучей. Протоны и
ядра с энергиями >20-30 МэВ/нуклон являются галактическими. Уменьшение их
интенсивности при энергиях менее нескольких сотен МэВ обусловлено тем, что проникнуть
вглубь гелиосферы без взаимодействия с ММП могут только частицы с энергиями более 1
ГэВ. Частицы меньших энергий испытывают рассеяние на различных неоднородностях
межпланетного магнитного поля. Поэтому интенсивность галактических космических лучей в
малоэнергичной области спектра определяется конфигурацией магнитного поля в гелиосфере.
В частности, анизотропия магнитного поля должна приводить к анизотропии космических
лучей. В этом плане следует отметить результаты измерений на космическом аппарате “Улисс”
потока галактических космических лучей на высоких гелиоширотах. Оказалось, что их
интенсивность в поляpных участках гелиосфеpы лишь ненамного выше, чем в экватоpиальной
зоне, т.е. заполнение внутpенней гелиосфеpы галактическими космическими лучами близко к
11
сфеpически симметpичному, что соответствует упомянутым выше данным измерений
радиального компонента ММП. Поскольку флуктуации магнитного поля зависят от солнечной
активности, именно она является основным фактором, определяющим вариации космических
лучей.
Солнечная
активность
проявляется в основном в виде
образования, так называемых,
активных областей (см. Рис. 6.8),
включающих различные события
в фотосфере (факелы, пятна),
хромосфере (флоккулы) и короне
(корональная
конденсация).
Известно периодическое изменение интенсивности солнечной
активности (которую обычно
выражают количественно в виде
числа ее различных проявлений –
пятен, групп пятен, флоккулов и
т.п.) – так называемый цикл
солнечной активности. Период
этого цикла составляет 11 лет
(11-летний цикл). Природа этой
цикличности
полностью
не
установлена, предполагают, что
она может быть связана с
периодической
22-летней
переполюсовкой магнитного поля
Солнца.
По-видимому
все
явления солнечной активности
связаны
с
выходом
на
поверхность Солнца магнитных
полей.
В
местах
выхода
подповерхностного магнитного потока на поверхность Солнца образуется протяженная
мультиполярная область с сильной концентрацией поля в пятнах. Сpедние значения
магнитного поля на повеpхности вне активных областей измеpяются единицами Гс, при этом
имеются значительные и pазномасштабные по вpемени и пpостpанству отклонения в обе
стоpоны – от неизмеpимо малых значений (нулевые точки, линии или повеpхности) до сотен Гс
(факелы) и нескольких кГс (пятна). Сильные локальные магнитные поля возмущают
фотосферу и проникают во внешние слои солнечной атмосферы. Для активных областей
характерны повышенная плотность и температура и соответственно повышенная светимость в
широком диапазоне электромагнитного спектра – от радио до рентгеновского излучения, а
также крупномасштабные потоки плазмы и ускорение частиц. В процессе эволюции активной
области иногда возникают ситуации, при которых происходит быстрая перестройка – так
называемое пересоединение магнитных полей. При этом имеет место внезапное выделение
энергии в верхней хромосфере или нижней короне – хромосферная вспышка.
Хромосферная вспышка - одно из наиболее ярких проявлений солнечной
активности. Визуально хромосферные вспышки видны как кратковременные
взрастания яркости отдельных областей солнечного диска (наблюдения обычно ведут в
H-линии). Во время вспышки происходит локальный временный нагрев вещества
12
хромосферы и короны, при этом температура в хромосфере достигает 104 К, а в
короне - 107 К. Во вспышках генерируется кратковременное электромагнитное
излучение (всплески) в широком диапазоне длин волн - от радио до жесткого
рентгеновского излучения. Регистрация импульсного нетеплового электромагнитного
излучения, которое может генерироваться энергичными электронами свидетельствует
об ускорительных процессах в области вспышки или над ней (ударные волны). В
некоторых случаях наблюдалось гамма-излучение, а также регистрировались
нейтроны, что явно указывает на то, что во время вспышки могут происходить ядерные
реакции с участием энергичных нуклонов. В результате наиболее сильных вспышек
могут иметь место выбросы вещества в межпланетное пространство, а также инжекция
энергичных заряженных частиц - вспышки солнечных космических лучей. Полная
энергия, выделяющаяся во время наиболее сильных вспышек, может достигать 1032
эрг, что с учетом характерного времени длительности вспышки (от секунд до десятков
минут) соответствует средней мощности энерговыделения за вспышку 1029 эрг/с.
Таким образом, солнечные вспышки являются мощным явлением в Солнечной системе, не
только определяющим состояние межпланетной среды, но и оказывающим непосредственное
воздействие на околосолнечное космическое пространство, магнитосферу и верхнюю
атмосферу Земли. Так, выбросы вещества во время солнечных вспышек приводят к
образованию ударных волн в межпланетной среде и могут являться причиной магнитных бурь,
влияющих на жизнедеятельность человека (нарушение радиосвязи, помехи в радиоэлектронной
аппаратуре и даже нарушения в системах энергоснабжения .), рентгеновское излучение Солнца
определяет состояние ионосферы и, таким образом может также влиять на процессы на Земле.
Высокоэнергичные излучения солнечных вспышек являются одним из существенных
факторов, определяющих радиационную обстановку в космосе, поэтому они должны
учитываться при обеспечении радиационной безопасности пилотируемых полетов..
Вспышечная активность Солнца коррелирована с 11-летним циклом – во время максимума
регистрируется наибольшее количество вспышек (слабые события наблюдаются несколько раз
в день). В то же время наиболее сильные вспышки наблюдались на фазах подъема и спада
активности. Всего за все время наблюдения зарегистрировано лишь несколько десятков
событий, которые бы сопровождались всем комплексом рассмотренных выше явлений.
Несмотря на значительный прогресс в изучении природы солнечных вспышек за последние
годы, полного понимания этого явления пока не достигнуто. Долгое время считалось, что
именно вспышки ответственны за все энергичные процессы в солнечной атмосфере и
межпланетной среде, однако в последние годы наряду со вспышками в качестве возможных
источников возмущений в межпланетной среде рассматриваются активные образования в
солнечной короне – корональные транзиенты.
Корональный транзиент – это обобщенное наименование множества явлений в
солнечной короне, которые проявляются в виде изменения яркости различных
структур, поднимающихся арок, движущихся облаков и т.п.. В хромосфере и короне
также наблюдаются объекты, отличающиеся от окружающего вещества более высокой
плотностью и более низкой температурой. Как правило они видны как яркие структуры
в короне над солнечным лимбом (протуберанцы), а в проекции на солнечный диск как
темные волокна. Для таких образований, связанных с активными областями
(флоккульные волокна, активные протуберанцы), характерны быстрые изменения и
интенсивные движения. Время их жизни может лежать в интервале от нескольких
минут до нескольких часов, внутреннее магнитное поле достигать величин 100 Гс.
Динамические процессы, связанные с активными протуберанцами, распадом волокон, могут
приводить к явлениям, подобным тем, которые имеют место во время вспышек – ускорению
частиц, генерации нетеплового электромагнитного излучения и т.п.. В некоторых случаях
активизировавшиеся протуберанцы становятся сильно неустойчивыми и начинают
13
подниматься в верхние слои солнечной атмосферы с возрастающими скоростями, которые
могут достигать сотен км/с. Такие протуберанцы называют эрруптивными. В случае если
скорость подъема эрруптивного протуберанца превышает скорость убегания солнечной плазмы
происходит как бы его отрыв от Солнца и вещество выбрасывается в межпланетную среду – то
есть имеет место, так называемый, выброс коронального вещества (coronal mass ejection, CME)
(см. Рис. 6.9). Скорость выброшенного вещества может достигать очень больших значений –
вплоть до 1000 км/с и больше. Вещество выброса, двигаясь с такой скоростью в солнечной
короне и межпланетной среде, сжимает и отбрасывает в сторону окружающую плазму, при
этом на переднем крае сжатого плазменного слоя формируется фронт ударной волны. Ударные
волны в межпланетной среде, связанные с корональными выбросами вещества, играют
большую роль в солнечно-земных связях. Попадая в окрестности Земли, ударные волны
деформируют ее магнитосферу. Реакцией магнитосферы на ее возмущение ударной волной
может быть развитие геомагнитной бури. До сих пор среди исследователей не существует
общепринятого представления о характере взаимосвязи солнечных вспышек и явлений типа
корональных транзиентов и выбросов коронального вещества. Ранее преобладало мнение,
согласно которому именно вспышки являются причиной всех нестационрных процессов в
солнечной атмосфере и межпланетной среде. В последнее время однако превалирующим стало
представление о том, что сами вспышки провоцируются корональными транзиентами. Следует
отметить, что вообще говоря, известны события, обусловленные корональными выбросами, не
связанными со вспышками, при которых тем не менее наблюдались все вспышечные явления –
всплески нетеплового электромагнитного излучения, ускоренные частицы (т.н. невспышечное
ускорение) и т.п.. С другой стороны известно, что не всякая солнечная вспышка
сопровождается корональным транзиентом и ему сопутствующими явлениями. По-видимому
нельзя исключить того, что и вспышки и корональные транзиенты являются проявлением
какого-то одно процесса, связанного с быстрым выделением энергии в глубине солнечной
атмосферы.
Рис. 6.9. Схематичное изображение выброса коронального вещества и воздействия ударной
волны на магнитосферу Земли.
При взаимодействии космических лучей и с ударными волнами, и с магнитными
неоднородностями происходит рассеяние заряженных частиц, при этом они могут как
ускоряться, так и замедляться. В частности, при встречных соударениях с фронтом
ударной волны энергия частицы увеличивается, а при соударении “вдогонку” –
14
уменьшается. Магнитное поле на фронте ударной волны в солнечном ветре
существенно сильнее среднего ММП, поэтому его можно рассматривать как своего
рода “поршень”, рассеивающий частицы с энергиями вплоть до несколькихГэВ и
препятствующий их проникновению за фронт. За счет встречных столкновений перед
фронтом ударной волны может происходить ускорение частиц. Поскольку фронт
препятствует проникновению частиц, при многократных случайных соударениях с
фронтом большинство рассеяных частиц опять оказывается перед ним. Таким образом,
сталкиваясь с фронтом ударной волны, частицы вновь и вновь приобретают энергию.
За фронтом ударной волны преобладают столкновения “вдогонку”, поэтому частицы в
среднем замедляются. Эффективность ускорения на ударных волнах определяется
рядом параметров, она зависит, в частности, от соотношения Ларморовского радиуса
частицы Rларм и толщины фронта ударной волны, скоростей частицы vчаст и фронта
uфронт, а также направления фронта относительно направления магнитного поля.
Магнитные неоднородности могут оказывать существенное влияние на движение
частиц космических лучей, если Ларморовский радиус частицы сравним с размером
неоднородности. В этом случае частицы испытывают сильное рассеяние и их движение
приобретает диффузионный характер. Данные наблюдений свидетельствуют о
существовании в гелиосфере достаточно широкого спектра размеров неоднородностей
(102106 км), благодаря чему диффузионное распространение имеет место для частиц
космических лучей с различными энергими. При рассеянии заряженных частиц на
движущихся магнитных неоднородностях частицы могут как ускоряться, так и
замедляться, аналогично взаимодействию с фронтом ударной волны. При встречных
столкновениях частицы приобретают энергию, при столкновениях “вдогонку” – теряют
(т.н. механизм Ферми). При этом относительные потери энергии:
 
E
2v  u 

,
E
c2


где v - скорость частицы, u - скорость движения магнитной неоднородности. Так как
большинство магнитных неоднородностей как бы вкраплено в плазму солнечного
ветра, которая постоянно движется в радиальном направлении от Солнца, эти
неоднородности также будут испытывать радиальное расхождение, т.е. расстояние
между ними в среднем будет увеличиваться. Поэтому при рассеянии космических
частиц на магнитных неоднородностях в среднем будут преобладать столкновения
“вдогонку” – таким образом частица будет терять энергию. В результате потерь
энергии поток частиц космических лучей в пределах Солнечной системы оказывается
меньше, чем в межзвездной среде. То есть, благодаря рассеянию на магнитных
неоднородностях, солнечный ветер как бы “выдувает” космические лучи из
гелиосферы.
Регулярные вариации обусловлены факторами, которые обеспечивают
квазистационарный характер воздействия на космические лучи. К таким факторам, в
частности, относятся тангенциальные разрывы на границах секторов а также
различные типы магнитных неоднородностей, в качестве которых помимо секторной
неоднородности рассматривают разнообразные возмущения в солнечном ветре,
например, магнитогидродинамические Альфвеновские волны, так называемые,
магнитные облака – области гелиосферы, отличающиеся повышеной плотностью
плазмы и более высокой напряженностью магнитного поля (такие облака образуются в
результате распространения в межпланетной среде ударных волн, сопровождающих
выбросы коронального вещества). Очевидно, что плотность магнитных
15
неоднородностей в солнечном
ветре должна увеличиваться с
ростом
солнечной
активности, поэтому воздействие солнечного ветра на
космические лучи – так
называемая
модуляция
галактических космических
лучей ММП приводит к
отрицательной корреляции
между интенсивностью галактических космических лучей,
регистрируемых на Земле, и
солнечной
активностью.
Таким образом имеют место
периодические
11-летние
вариации космических лучей,
связанные
с
циклом
солнечной активности. На
Рис.
6.10
изображены
иллюстрирующие 11-летнюю
вариацию временные зависимости потока космических
лучей, регистрируемых на
Земле на разных широтах. Из
рисунка видно, что эта
вариация характеризуется значительной амплитудой. Так, например, интенсив-ность
мюонного компонента космических лучей, регистрируемых на уровне моря, в годы
максимума солнечной активности на 6% меньше, чем в годы минимума, а нейтронов
соответственно – на 25%. Амплитуда 11-летних вариаций потоков космических лучей с
энергиями в сотни МэВ – несколько ГэВ, измеряемых непосредственно в
межпланетном пространстве существенно выше – от максимума к минимуму солнечной
активности интенсивность может возрастать в 2.5 раза. Поскольку при измерениях на
космических аппаратах вне магнитносферы Земли могут регистрироваться частицы
относительно малых энергий, большая амплитуда вариации, по сравнению с
наземными измерениями, свидетельствует о том, что модуляционные эффекты,
приводящие к 11-летней вариации, наиболее существенно сказываются именно в
малоэнергичной области спектра космических лучей. Это подтверждает рассмотренный
выше механизм модуляции, связанный с рассеянием галактических космических лучей на
магнитных неоднородностях солнечного ветра. Действительно, так как с увеличением энергии
и следовательно скорости частицы будет возрастать ее Ларморовский радиус, для частиц
больших энергий он будет превышать размеры магнитных неоднородностей и они не будут
оказывать никакого воздействия на движение частиц. Об этом же свидетельствуют и
рассмотренные выше данные прямых измерений спектров космических частиц (см. Рис. 6.7),
согласно которым обусловленное модуляцией искажение спектра галактических космических
лучей существенно для диапазона энергий частиц E < 35 ГэВ. Следует отметить, что те же
спектральные измерения свидетельствуют о том, что завал спектра космических лучей при
энергиях менее нескольких сотен МэВ остается и в эпоху минимума солнечной активности, то
есть модуляция имеет место и в годы спокойного Солнца, несмотря на уменьшение роли
факторов, определяющих влияние солнечной активности на космические лучи.
16
В случае, если магнитные неоднородности связаны с отдельными
долгоживущими активными областями на Солнце или секторной структурой ММП,
они могут приводить к 27-дневным периодическим вариациям космических лучей,
коррелированным с вращением Солнца (27 сут– синодический период вращения
Солнца). Так как активные области как правило распределены неравномерно по
долготе – то есть привязаны к определенному солнечному меридиану, создаваемые ими
дополнительные потоки в солнечном ветре приводят к возникновению магнитных
неоднородностей, неравномерно распределенных в межпланетной среде. Если активная
область существует в течение нескольких оборотов Солнца, то из-за того, что
магнитная неоднородность как бы привязана к определенной силовой линии,
“выходящей” из данного меридиана, она будет вращаться вместе с Солнцем. Рассеяние
космических лучей на таких неоднородностях очевидно вызывает 27-дневную
вариацию. Такие вариации могут быть обусловлены и взаимодействием космических
лучей с ударными волнами и неоднородностями на границах секторов ММП, которые
также вращаются вместе с Солнцем. Поскольку механизм 27-дневной вариации
подобен механизму 11-летней, она также проявляется при энергиях частиц вплоть до
нескольких ГэВ и следовательно может наблюдаться практически на всех широтах.
Однако амплитуда 27-суточной вариации существенно меньше – не более 0.7-1.0% при
наземных измерениях и до 10% при измерениях в космическом пространстве вне
магнитосферы Земли.
Конфигурация ММП в виде спирали Архимеда приводит к локальной
анизотропии космических лучей и, вследствие вращения Земли, соответственно к
суточным изменениям их интенсивности – так называемой солнечно-суточной
вариации. Выше было отмечено, что рассеяние космических лучей на магнитных
неоднородностях в гелиосфере имеет диффузионный характер. При этом
диффузионный поток космических частиц направлен в основном вдоль силовых линий
регулярного ММП. Радиальный компонент этого потока в среднем компенсируется
обратным конвекционным выносом частиц под действием солнечного ветра, в то время
как тангенциальный компонент оказывается некомпенсированным, что и вызывает
суточную вариацию с локальным максимумом интенсивности около 18 ч местного
времени. По данным наземных измерений амплитуда этой вариации составляет
(0.150.20)% в мюонном компоненте и (0.30.5)% счета нейтронов.
Модуляционные эффекты могут приводить и к нерегулярным вариациям
космических лучей – т.н. эффект Форбуша. В результате нестационарных процессов
на Солнце (хромосферные вспышки, корональные транзиенты) в межпланетное
пространство может выбрасываться плазма, скорость которой v  (5002000 км/с)
значительно превышает скорость магнитогидродинамических волн в солнечном ветре
(40 км/с), что вызывает ударную волну. Рассмотренные выше механизмы
взаимодействия космических лучей с ударными волнами свидетельствуют о том, что
перед фронтом волны должен иметь место некоторый рост интенсивности космических
лучей за счет частиц, отраженных от фронта и ускоренных при встречных соударениях.
В то же время, поскольку сильное магнитное поле фронта препятствует
проникновению частиц, а также вследствие преобладания столкновений “вдогонку”,
приводящих к потерям энергии, позади фронта интенсивность космического излучения
должна уменьшаться. Распространяясь в окрестностях Земли, ударная волна
деформирует магнитосферу, что приводит к магнитной бури. При этом регистрируется
сначала некоторое увеличение интенсивности космических лучей, а затем резкий спад,
амплитуда которого может достигать 10-50% средней интенсивности (см. Рис. 6.11).
17
Длительность спада определяется
скоростью ударной волны и
толщиной фронта. При v 103
км/с и толщине фронта 107-108
км, полное время спада составит
104-105 с, т.е. (1-2%) в час.
После
спада
наблюдается
медленное - (0.02-0.05%) в час
восстановление интенсивности.
Ударные волны в межпланетной
среде наиболее сильно влияют на
космические частицы малых
энергий,
поэтому
эффект
Форбуша более ярко выражен
при измерениях интенсивности
космических лучей на высоких широтах.
Если фронт ударной волны перпендикулярен
направ-лению движения Земли, он вызовет
вариацию более слабой амплитуды. При
высокой солнечной активности ударные
волны в межпланетной среде генерируются
достаточно часто и тогда возможно
наложение
эффектов
типа
Форбушпонижений от разных волн, что может
привести к эффективному уменьшению
интенсивности космических лучей.
К
нерегулярным
вариациям
космических лучей может приводить и
локальная генерация энергичных частиц на
Солнце и в гелиосфере– солнечных
космических лучей (СКЛ). Известны случаи
регистрации на экваторе связанных со
вспышкой возрастаний потока космических
лучей, что свидетельствует о присутствии в
СКЛ частиц с энергиями в десятки ГэВ. На
высоких широтах солнечные космические
лучи регистрируются чаще.. в этих случаях
энергия частиц не превосходит сотен МэВ –
18
нескольких ГэВ. Интенсивность космических лучей может увеличиваться на 40-50% на
высоких широтах и на 6% на средних (широте Москвы). Случаи регистрации
солнечных частиц наземными установками получили отдельное название: GLE (ground
level event). К настоящему времени уже зарегистрировано около 100 случаев GLE. Еще
больше может возрастать интенсивность частиц малых энергий (протонов и ядер с
энергиями десятки-сотни МэВ, электронов – сотни кэВ), регистрируемых в
космическом пространстве вне магнитосферы Земли. Пример подобного возрастания
потоков протонов во время очень мощной солнечной вспышки в сентябре 1989 г.,
зарегистрированный на ряде космических аппаратов, приведен на Рис. 6.12. Общая
интенсивность космических частиц во время этой вспышки возросла в 103 раз. Полное
количество испущенных энергичных протонов в подобных сильных вспышках может
достигать 1033, уносимая ими энергия 1031 эрг (энергия электронов на 2 порядка
меньше). В то же время суммарная энергия СКЛ составляет обычно не более 0.1 полной
энергии вспышки. Спектр энергичных частиц СКЛ имеет, как правило, нетепловой
характер.
в
степенной
аппроксимации
типичные
значения
показателя
дифференциального спектра  = - (34). Элементный состав СКЛ в принципе
соответствует составу солнечной атмосферы, хотя известно множество событий, во
время которых регистрировался избыток некоторых ядер (например, вспышки,
обогащенные 3He). В эпоху высокой солнечной активности возрастания потоков
энергичных частиц: электронов, протонов и ядер, связанных с активными процессами
на Солнце (вспышками, корональными транзиентами), фиксируются достаточно часто.
Интенсивные потоки протонов и ядер с энергиями в десятки и сотни МэВ могут даже
представлять определенную радиационную опасность для пилотируемых полетов.
Существует довольно много свидетельств в пользу того, что ускорение энергичных частиц
происходит на Солнце именно во время вспышек. В частности, если вспышка происходит на
солнечных долготах, связанных с Землей силовыми линиями магнитного поля, то момент
инжекции частиц, пересчитанный по времени их прихода на Землю с учетом конечной
скорости распространения, как правило, совпадает с началом вспышки. В пользу того, что
ускорительные процессы могут происходить непосредственно в области вспышки,
свидетельствует регистрация во время некоторых вспышек линий гамма-излучения и
нейтронов, которые обусловлены ядерными реакциями с участием энергичных нуклонов, а
также гамма-квантов с энергиями в десятки – сотни МэВ от распада 0., образующихся в
результате множественного рождения. Многие вспышки сопровождаются всплесками жесткого
рентгеновского излучения, вызванного тормозным излучением энергичных электронов при их
распространении из области вспышки вглубь солнечной атмосферы, что тоже является
признаком ускорительных процессов. Было разработано несколько механизмов,
моделирующих ускорительные процессы во время вспышек. В частности, импульсное
ускорение частиц возможно при возникновении электрического поля в результате быстрых
изменений магнитных полей во время быстрого сближения пятен (механизм Сыроватского).
Нетепловой спектр и приемлемую энергетику частиц может обеспечить также известный
статистический механизм Ферми. В последнее время было обнаружено, что СКЛ могут иметь и
невспышечную природу– они могут быть связаны, например, с такими явлениями в солнечной
атмосфере как распад волокна и последующий выброс коронального вещества, приводящий к
образованию ударной волны. В этих случаях обычно происходит ускорение частиц на ударных
волнах, вызванных корональными выбросами вещества. Ускорение частиц до энергий 1 ГэВ
может происходить и в межпланетной среде, например, при сближении ударных волн,
движущихся с разными скоростями (когда одна волна нагоняет другую). Следует отметить, что
на сегодняшний день не существует общепринятой всеобъемлющей теории, объясняющей
происхождение СКЛ. В то же время многие исследователи считают, что в ускорение различных
компонентов СКЛ доминирующий вклад вносят разные механизмы. Распространение получила
точка зрения, согласно которой в крупномасштабных продолжительных событиях в СКЛ
19
протоны и -частицы с энергиями вплоть до 20 ГэВ ускоряются на высотах 5-10 солнечных
радиусов в солнечной атмосфере на ударных волнах, генерированных корональными
транзиентами; те же волны способны ускорить протоны и ядра до энергий порядка 100 МэВ и
100 МэВ/нуклон, соответственно, высоко в короне и в межпланетной среде ;; ускорение
электронов как правило имеет импульсный характер и происходит непосредственно во время
вспышек, хотя нельзя исключить и того, что и электроны также могут ускоряться до энергий
порядка 1 МэВ на поршневых ударных волнах, генерируемых СМЕ.
Помимо Солнца и связанных с ним нестационарных процессов в межпланетной
среде источниками энергичных частиц в гелиосфере являются некоторые планеты,
обладающие магнитным полем. Среди них выделяется Юпитер, в магнитосфере
которого, по-видимому, происходят мощные ускорительные процессы подобные тем,
что имеют место во время солнечных вспышек. В результате в межпланетную среду
инжектируются высокоэнергичные (с энергиями вплоть до десятков МэВ) электроны,
которые, распространяясь вдоль силовых линий магнитного поля, могут достигать
окрестностей Земли. Юпитер является также источником протонов с энергиями от
сотен кэВ до нескольких МэВ. Частицы меньших энергий излучают Земля и Меркурий.
п. 6.1.5. Вaриации галактических космических лучей
Анизотропия потока космических частиц в окрестностях Солнечной системы
должна приводить к периодическим изменениям регистрируемой на Земле
интенсивности космических лучей в зависимости от звездного времени – т.н. звездносуточной вариации. Такая вариация действительно регистрируется по данным
наземных измерений интенсивности жесткого компонента, отражающих свойства
первичных частиц с энергиями E < 1015 эВ. Амплитуда этой вариации довольно мала –
с учетом эффектов, обусловленных влиянием солнечной активности, она составляет
0.03%. Максимум наблюдается около 20 ч местного звездного времени, что
свидетельствует о преимущественном движении потока космических лучей вдоль
рукава Галактики. При этом следует учитывать также то, что определенный вклад в эту
вариацию может давать, так называемая, ложная анизотропия потока галактических
космических лучей, связанная с движением Солнечной системы как целого
относительно межзвездной среды.
В заключение приведем Таблицу 6.1, в которой представлены основные
характеристики всех типов вариаций космических лучей.
20
Таблица 6.1
Причина
вариаций
Характер
вариаций
Амплитуда вариаций, %
по измерениям по измерениям
по данным
интенсивности
на
космических
мюонов
нейтронных экспериментов
мониторах
Изменение
Сезонные;
5
о
условий в
Температурные 0.10.2 на 1 С
атмосфере барометрически 0.345 на 1 мм
0.7
е
рт. ст.
Изменение
Деформация
5
10
геомагнитного магнитосферы
порога
Земли
Модуляция
11-летние
5
30
200
космических
27-дневные
0.5
12
10
лучей
солнечно-сут.
0.5
0.20.3
2
эфф. Форбуша
30
10
50
Генерация
Эффекты
частиц
солнечных
космических
вспышек и
40
50
103
лучей на
корональных
Солнце
транзиентов
Анизотропия
галактических Звездно-сут.
0.03
космических
лучей
§6.2. История космических лучей
Рассмотренные выше вариации космических лучей характеризуются
относительно небольшими (по астрономическим меркам) временами. В принципе
нельзя исключить возможность существования более медленных вариаций, для
изучения которых необходимо проанализировать характер изменения средней
интенсивности космических лучей за большие промежутки времени – так называемую
историю космических лучей. Информация об интенсивности космических лучей в
различные исторические эпохи имеет большое значение в плане решения проблемы их
происхождения. В частности, очень важно ответить на вопрос: происходит ли
генерация космических лучей во Вселенной непрерывно или же они возникли
единовременно на ранних этапах ее эволюции? В последнем случае их интенсивность
должна уменьшаться, поскольку известное из данных по химическому составу среднее
время жизни космических лучей много меньше возраста Вселенной. Если же
интенсивность космических лучей остается неизменной, это означает, что оно
находится в равновесии с источниками, то есть генерация космического излучения
происходит непрерывно. Исследование стабильности интенсивности космических
лучей также может дать информацию о характере их распространения в Галактике.
21
Галактика вращается, совершая полный оборот за 275 млн. лет. Следовательно, изучая
изменение интенсивности космических лучей, можно определить, менялся ли поток
космических лучей в разных областях пространства, через которые проходила
Солнечная система.
Анализируя долговременные вариации космических лучей, необходимо
учитывать возможное влияние геомагнитных факторов и эволюции солнечной
активности. Пока нет каких либо оснований полагать, что солнечная активность
менялась в разные эпохи. В то же время из геологических данных следует, что
магнитное поле Земли испытывало сильные колебания и даже меняло знак, что могло
приводить к значительным изменениям интенсивности космических лучей.
Сведения, полученные по истории космических лучей, могут быть использованы
в других науках. Так, ниже будет показано, что в случае постоянства интенсивности
космического излучения, радиоуглеродный анализ может использоваться в
археологических исследованиях для определения возраста ископаемых образцов.
Существуют косвенные свидетельства того, что в далеком прошлом, возможно, имели
место сильные возрастания интенсивности космической радиации, что могло повлиять,
в частности, на процессы видообразования, в том числе привести к гибели динозавров.
В настоящее время разработано несколько методов, позволяющих оценивать
интенсивность космических лучей в различные исторические эпохи.
п.6.2.1. Метод наведенной активности.
Наведенная активность и некоторые стабильные изотопы возникают в
различных объектах под воздействием космических лучей.
Изменение количества радиоактивных ядер N с течением времени описывается
известным законом радиоактивного распада:
N = N0e-t,
(6.1)
где N0 – исходное количество радиоактивных ядер,  - постоянная распада, связанная с
периодом полураспада T1/2 и временем распада известными соотношениями:
ln 2
1
T1 / 2 
;
 .


Зависимость (6.1) является решением дифференциального уравнения:
N  
dN
.
dt
(6.2)
Если помимо распада имеет место образование новых радиоактивных ядер под
воздействием космических лучей интенсивностью J, уравнение (6.2) следует
модифицировать:
dN
 n  J  N .
dt
(6.3)
Здесь величина n  p характеризует вероятность образования радиоактивного ядра в
веществе с концентрацией ядер n ( - сечение реакции). В случае наведенной
активности через время T ”  установится равновесное количество нестабильных ядер в
образце N0 = nJ .
22
Образование стабильных изотопов идет непрерывно и их количество
увеличивается пропорционально времени:
Nст. = pст.JT.
(6.4)
Сопоставляя (6.4) с соотношением для количества радиоактивных изотопов:
Nр.а. = pр.а.J,
(6.5)
можно получить:
N р .а .
N ст.

p р .а .   р .а. 
 
 .
p ст. T  ст. T
(6.6)
Величины сечений  известны из данных, полученных на ускорителях,
количество стабильных и радиоактивных изотопов в образце измеряется
экспериментально, характерные времена распада большинства радиоактивных
изотопов также известны, поэтому из соотношения (6.6) можно определить возраст
исследуемого образца – T. Зная T, из (6.4) можно оценить величину J - среднюю
интенсивность космических лучей за время облучения T.
п.6.2.2. Радиоуглеродный метод.
Как известно, одним из продуктов ядерных взаимодействий космических лучей
в атмосфере являются нейтроны, которые могут поглощаться путем захвата ядром
азота:
14
7N
+ n  146C + p.
Изотоп углерода 146C нестабилен, он испытывает –распад
14
14
-- ~
6C  7N +  +  .
с периодом полураспада T1/2 = 5700 лет.
Известно, что углерод интенсивно участвует в обмене веществ между неживой и
живой материей. Соотношение концентрации радиоактивного 14C и стабильного 12C
изотопов в живых организмах определяется сечением реакции образования изотопа 14C,
периодом его полураспада и интенсивностью космических лучей. В современную эпоху
в каждом грамме углерода, содержащегося в живых организмах, происходит около 15
распадов 14C в минуту. После отмирания живого организма, обмен с окружающей
средой и соответственно накопление углерода 14C прекращается и его количество в
органическом образце уменьшается согласно закону радиоактивного распада (6.1).
Поскольку исходная концентрация радиоактивного изотопа в образце определялась
интенсивностью J(T) космических лучей в ту эпоху, когда произошло отмирание,
можно записать следующее соотношение:
J (T )
N  T T1/ 2
,

e
J0
N 0.
(6.7)
где J0 – интенсивность космических лучей в наше время, N0 = 15 распадов/мин. Таким
образом, измеряя количество распадов изотопа 14C в исследуемом органическом
образце и зная его возраст T, можно определить величину N и с помощью соотношения
(6.7) оценить интенсивность космических лучей J(T).
На Рис. 6.11 изображена зависимость относительного числа распадов 14C от
возраста образца, сплошной линией показана зависимость для постоянной
23
интенсивности космических
лучей. Из рисунка видно, что
по крайней мере, в интервале
5000 лет имеется согласие с
кривой,
соответствующей
постоянной интенсивности.
Исследования ила на дне
океана показали, что с
точностью 20% интенсивность космических лучей
постоянна на протяжении 35
000 лет. В свою очередь
постоянство интенсивности
космического излучения позволяет использовать радиоуглеродный метод для определения возраста ископаемых образцов в археологии.
п. 6.2.3. Исследования метеоритов и лунного грунта.
Получить оценку интенсивности космических лучей в более отдаленные эпохи
позволяет использование метода наведенной активности при исследовании образцов
метеоритов и лунного грунта.
Время экспозиции метеоритов в космическом пространстве составляет от 5107
до 109 лет. Были проведены эксперименты по облучению метеоритов протонами на
ускорителях, что позволило определить сечения образования различных изотопов,
пригодных для радиоактивного анализа. Информацию об изменении интенсивности
космических лучей во времени получают с помощью зависимости (6.6) по
соотношению концентрации стабильного и радиоактивного изотопов в метеоритах,
имеющих разный возраст, который обычно определяют по относительной
концентрации дочерних и материнских ядер, участвующих в известных цепочках
радиоактивного распада. Результаты исследования метеоритов показывают, что
несколько миллиардов лет назад интенсивность космических лучей была близка к
современной. В то же время имеются указания на то, что в эпоху от 900 до 300 млн лет
назад поток космических лучей мог быть в несколько раз меньше. Таким образом, не
исключено, что за последний миллиард лет изменение интенсивности космических
лучей было не монотонным, а испытывало периоды подъема и спада в пределах 3040% средней величины.
Информацию по истории космических лучей можно получить и, исследуя
образцы лунного грунта. При попадании в кристаллические материалы
сильноионизирующие частицы, главным образом, тяжелые ядра, нарушают структуру
кристаллической решетки. Были проведены исследования дефектов кристаллической
структуры образцов вещества, взятого с лунной поверхности. В принципе такие
исследования позволяют оценить интенсивность тяжелых ядер и тем самым дать
информацию о химическом составе космических лучей в отдаленные эпохи. Главная
проблема заключается в неопределенности возраста лунных пород, что дает большую
погрешность при определении времени экспозиции. С учетом этой неопределенности
можно утверждать, что по крайне мере в течение последних 10 млн лет химический
состав космических лучей существенно не изменился.
Скачать