Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Солнце н атмосфера Землн, Л., 1976; Гордиец В. Ф.,Марков М. Н. шелепин Л. А., Солнечная активность и Земля, М., 1880; Мирошниченко Л. И., Солнечная активность и Земля, М., 1881; Сидякин В. Г. и др., Космическая экология, К., 1885; Комаров Ф. И. и др., Гелио-геофизические факторы и их воздействие на циклические процессы в биосфере, М., 1989. Л. И. Мирошниченко.
СОЛНЕЧНЫЕ КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ — потоки ускоренных заряж. частиц, эпизодически появляющиеся в межпланетном пространстве на фоне галактических космических лучей (ГКЛ) после нек-рых солнечных вспышек. Способность Солица испускать ускоренные частицы впервые обнаружена в 1942 С. Форбушем (S. Forbush) и др., зарегистрировавшими резкое увеличение потока частиц после солнечной вспышки. Факт ускорения частиц на Солнце подтверждается, помимо регистрации С. к. л. в межпланетном пространстве, наблюдениями рентг. и радиоизлучения Солнца, а также регистрацией v-линий и нейтронов, возникающих во время солнечных вспышек в результате ядерных реакций ускоренных частиц в атмосфере Солнца.
В состав С. к. л, входят протоны, более тяжёлые ядра и электроны. Относит, содержание ядер в области энергий^ > (1-3)-107 эВ совпадает с их распространённостью в солнечной короне (см. Солнце). В области меньших энергий потоин С. к. л. часто обогаще-. ны тяжёлыми ядрами. Наиб, заметные отклонения от состава солнечной атмосферы связаны с изотопом гелия 3He. Зарегистрированы события с аномально большим, содержанием 3He, в нек-рых из них отношение содержания 3HeZ4He в области энергий порядка неск. МэВ/нукл. в IO8-IO4 раз превышает солнечное.
Поток С. к. л. состоит иа частиц более низких по сравнению с ГКЛ энергий. Величина пороговой (мн-' нимальной) энергии, с к-рой начинается устойчивое ускорение частиц, не установлена. В межпланетном пространстве в С. к. л. наблюдаются электроны с мин. энергией 2 кэВ, ядра — с энергией в десятки кэВ/нуил.
Макс. наблюдавшаяся энергия протонов С. к. л. я 2 • IO10 эВ (вспышка 23 февраля 1956). Во всём интервале наблюдаемых энергий спектр С. к. л. падающий, с более быстрым уменьшением числа частиц в области больших энергий. Обычно форма дифференц, спектров, измеренных в межпланетном пространстве, описывается степенной ф-цией Jt. Хараитерная величина v в событиях, когда измеренные спектры наиб, близки к спектрам в источнике, составляет 2—4 (10 <, S <, 100 МэВ).
Потоки С. к. л. меняются от вспышки к вспышке на неск. порядков величины. Частота появлений С. к. л. коррелирует с уровнем солнечной активности в 11-лет-нем солнечном цикле. Циклы различаются по мощности генерации С. к. л. Наиб, активным был 19-й цикл (1954—64), когда суммарный поток протонов с S > 10? эВ св с
составил 7,2-IO10 см"2. В 20-м (1964—70) и 21-м (1976— 585
СОЛНЕЧНЫЕ
СОЛНЕЧНЫЕ
1986) циклах потоки С. к. л. были более слабыми — « 2-Ю10 см-а. В настоящем, 22-м цикле вновь происходила сильная генерация С. к. л. Суммарный поток от событий, произошедших за 3 года (1989—91), достиг <: 5-Ю10 см-2. Второе по мощности событие наблюдалось 29 сент. 1991 (энергия протонов > IO10 эВ). С начала непрерывных наблюдений (1956—91) на Земле зарегистрировано 48 событий с релятивнстскнмн протонами ? ^ IO9 эВ). Случаи, когда нз Солнца выбрасываются протоны меньших энергий (^lO7 эВ), происходят гораздо чаще — от одного до неск, десятиов в год, близкий к максимуму солнечной аитнвности. Ещё чаще после слабых вспышек регистрируются только потоки иере-лятивистских электронов с энергией до 100—200 кэВ.
Механизм ускорения частиц на Солнце остаётся неясным; однако нек-рые характеристики «солнечного ускорителя» известны. Ускорение частнц происходит в импульсной фазе вспышки на Солнце в верх, хромосфере или в ииж. короне при плотности плазмы IO10— IO18 см-3, темп-ре 10е—IO7 К н магн. поле порядка неск. сотен гаусс. Темп набора энергии быстрый, причём ускорение электронов до ~107 эВ и протонов до ~10в эВ может происходить практически одновременно в течение иеск. секунд. Полное число ускоренных протонов с & > IO7 эВ может достигать IO34, а их суммарная энергия — IO31 эрг. На долю всех ускоренных частиц, в осн. протонов, приходится неск. процентов от полного энерговыделения во вспышке. Пока неясно, во всех ли достаточно энергичных вспышках происходит ускорение частиц. Из данных по y-лннням следует, что бывают случаи ускорения частнц на Солнце, не сопровождав Ющиеся адекватными потоками С. н. л. в межпланетном пространстве, н наоборот, иногда наблюдаются большие потоки С. к. л. после вспышек без у-лнний. Отсутствие однозначной связи между числом ускоренных частиц к их частью, выходящей в межпланетное пространство, требует, очевидно, более детального исследования условий генерации и выхода частиц из области ускорения, а также процессов нх распространения в межпланетном пространстве. Ускоренные на Солнце частнцы заполняют гелиосферу (см. Межпланетная среда), двигаясь в регулярном межпланетном магн. поле (ММП) (см. в ст. Солнечный ветер) н рассеиваясь иа его неоднородностях. Характерный временной профиль С. к, л. имеет быстрый подъём и более плавный спад интенсивности, полная длительность возрастания порядка неск. часов для частнц больших энергий н десятков часов для ме-иее энергичных частнц. Во мн. случаях такой профиль удовлетворительно описывается моделью анизотропной диффузии с импульсной или длительной инжекцней. Из-за спкральнон формы снловых лннин ММП наиб, благоприятными для наблюдения С. к. л. являются события от вспышек, происходящих вблизи основания силовой линии, соединяющей точку наблюдения с Солнцем. Для Земли это гелиодолготы W 50°—70°. С. к. л. являются одним из компонентов системы солнечно-земных связей. В частности, потоки С. к. л., попадая в атмосферу Земли на высоких широтах, вызывают дополнит, ионизацию ионосферы и нарушение радкосвязи. Интенсивные потоки С. к. л. в межпланетном пространстве — один из источников радиац. опасности при иосмнч. полётах.
