Диссертация (1145308), страница 17
Текст из файла (страница 17)
Согласно [Cane et al., 1986], события СКЛ разделяются на импульсные ипостепенныевзависимостиотдлительностимягкогорентгеновскогоизлучения,сопровождающего вспышку. Для импульсных событий характерны быстрые (порядканескольких десятков минут) нарастание и спад интенсивности рентгеновского излучения, тогдакак для постепенных событий продолжительность излучения составляет несколько часов.Предполагается, что ускорение при импульсных событиях происходит глубоко в короне на6814540103025Высота, кмПробег, г/см2352010015100100200300400Энергия протона, МэВ500600Рис.2.2. Зависимость пробега протона в атмосфере от его энергии.высотах порядка 104 км в достаточно компактной области во время горячей импульсной фазывспышки.
В большинстве импульсных событий протоны с энергиями более 100 МэВ ненаблюдаются [Базилевская и др., 2003]. Постепенные события возникают в обширных областяхкороны на более высоких уровнях (~105 км) и связаны, по-видимому, с выбросом корональноймассы, формирующим ударную волну, на фронте которой происходит ускорение частиц. Впользу данного предположения свидетельствует почти равномерное распределение погелиодолготе вспышек, связанных с постепенными СПС в диапазоне энергий 100−500 МэВ, атакже достаточно высокая корреляция годовых значений числа СПС с указанными энергиями ичисла внезапных начал геомагнитных бурь SSC, обусловленных приходом ударной волны отвыброса корональной массы [Базилевская и др., 2003].
Таким образом, протоны, генерируемыев солнечных вспышках с мощным рентгеновским излучением, могут, по-видимому,доускоряться на фронтах ударных волн, что способствует возникновению большей части СПС сэнергиями 100−500 МэВ.Связь энергичных солнечных протонных событий (энергии частиц более 100 МэВ) совспышечной активностью на Солнце иллюстрируется данными, приведенными на рис.2.3. Нарисунке показано распределение частоты появления оптических вспышек с индексами яркостиB (яркие вспышки) и N (нормальные вспышки), а также рентгеновских всплесков классов M иX относительно дня начала событий, используемых в данной главе при анализе барическогоотклика атмосферы (Приложение 1).
При построении распределения использовались данныепо солнечным вспышкам из архивов GOES (ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/). Поскольку частотавспышек на Солнце существенно меняется в зависимости от фазы 11-летнего цикла, число69вспышек для каждого дня на интервале ±10 дней относительно дня начала СПС нормировалосьна суммарное число вспышек на данном интервале в соответствии с методикой, используемой вработе [Базилевская и др., 2003]. После этого методом наложения эпох находилось среднеезначение нормированной частоты появления вспышки для каждого дня относительно началаСПС.
Данная методика позволяет устранить при усреднении преимущественный вкладвспышек, наблюдаемых в годы высокой солнечной активности.Как видно из рис.2.3а, СПС с энергиями > 90 МэВ тесно связаны с яркими оптическимиB-вспышками (при построении распределения учитывались только вспышки классов 1B, 2B, 3Bи 4B, субвспышки SB не учитывались).
Частота появления ярких вспышек начинает расти с −2го дня относительно начала СПС и достигает максимума в день протонного события,увеличиваясь более чем в 2.5 раз относительно среднего уровня на исследуемом интервале. Длянормальных N-вспышек (вспышек классов 1N, 2N и 3N) существенных изменений частотыпоявления в день СПС не наблюдается, что свидетельствует, по-видимому, об отсутствии связиСПС с указанным классом вспышек. Для рентгеновских всплесков в день СПС обнаруживаетсярезкое увеличение частоты повторяемости, в наибольшей степени выраженное для мощныхвсплесков балла Х (рис.2.3б). Частота повторяемости Х-всплесков в день СПС увеличиваетсяболее чем в 5 раз по сравнению со средним уровнем.
Примерно в 2 раза увеличивается в этотдень и частота менее мощных М-всплесков. Всплеск балла М или Х наблюдался в день СПСдля 40 из 48 исследуемых событий, т.е. в 83% случаев. Таким образом, распределение яркихоптических вспышек и мощных рентгеновских всплесков обнаруживает значительноеувеличение их частоты в день СПС с энергиями > 90 МэВ, свидетельствующее о наличии связимежду этими явлениями.20а)12Нормированная частота вспышек, %Нормированная частота вспышек, %1410BN8642б)1612MX8400-12-8-404День относительно начала СПС812-12-8-404День относительно начала СПС812Рис.2.3.
Распределение нормированной частоты солнечных вспышек относительно дня началаСПС с энергиями более 90 МэВ (48 событий, октябрь-март 1980-1996 гг.):а) оптических вспышек с индексами яркости B и N; б) рентгеновских всплесков баллов Х и М.70Особое место среди энергичных СПС занимают события с энергиями, частицпревышающими 500 МэВ (релятивистские частицы). Частицы с такими энергиями участвуют вядерных взаимодействиях, разрушая ядра наиболее распространенных элементов атмосферыазота и кислорода и порождая каскады вторичных частиц: протонов и нейтронов, мезонов,электронов,атакжеγ-квантовинейтрино.Образующиесяврезультатеядерныхвзаимодействий нейтроны могут достигать самых нижних слоев атмосферы и регистрироватьсяназемными нейтронными мониторами.
События, сопровождающиеся возрастанием скоростисчета нейтронного монитора, называют GLE (Ground Level Enhancement). Такие событияпроисходят довольно редко. С февраля 1942 года, когда было зарегистрировано первое GLE, подекабрь 2006 года имело место 70 событий такого рода [Мирошниченко и др., 2013]. Примеррегистрации события GLE 20 января 2005 года наземным нейтронным монитором в Калгари(географические координаты 51°N, 114°W; жесткость геомагнитного обрезания Rс = 1.09 ГВ)показано на рис.2.4. Данное событие было связано со вспышкой 2B/X7.1 и является вторым помощности после GLE 23 февраля 1956 года. Максимальная величина возрастания скоростисчета для данного события наблюдалась на станции Южный Полюс (R = ∼0 ГВ) и составляла∼5000% по одноминутным данным [Вашенюк и др., 2006].
Как видно из таблицы (Приложение1), GLE составляют незначительную часть протонных событий, рассматриваемых в даннойработе. Протоны с энергиями более 500 МэВ проникают на высоты ~15 км и ниже.Скорость счета, час-18000КалгариR=1.09 GV700060005000400030006810 12 14 16 18 20 22 24 26 28 30Январь 2005 годаРис.2.4. Изменение скорости счета нейтронного монитора в Калгари (Rс = 1.09 ГВ) во времяGLE 20 январяCOSMIC_RAYS).2005года(поданнымftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/Влияние СПС на атмосферу Земли зависит от жесткости энергетического спектра ивеличиныпотокачастиц.Интегральныйэнергетическийспектркосмическихлучей(зависимость числа частиц с энергией выше E от величины E ) имеет вид степенной функцииJ (> E ) ~ E −γ , где показатель спектра (спектральный индекс) γ меняется от события к событию,71как правило, в пределах 1 ≤ γ ≤ 4 .
Примеры энергетических спектров для ряда мощных СПСсогласно [Bazilevskaya, 2005] и распределение СПС в зависимости от показателя спектраприведены на рис.2.5. Как можно видеть, несмотря на различия в интенсивности СПС, ихспектры достаточно круто падают (число частиц быстро уменьшается с увеличением энергии) иимеют примерно одинаковый наклон. При этом для событий с релятивистскими частицами(энергии > 500 МэВ) характерны спектральные индексы γ ~1 (жесткий спектр).
Для менееэнергичных СПС (Е < 500 МэВ) спектральные индексы меняются в более широком диапазоне и,как правило, γ ≥ 2 (мягкий спектр).4 Aug. 197210000001970-200129 Sept.198910000019 Oct. 19891000028 Oct. 200310023 Feb. 1956Jmax(>E), cm -2s-1sr-11000100Number of events23 Mar. 1991E<500 MeVE>500 MeV8060401020100.00.11.02.03.0Integral spectral index4.05.00.010.0010.0001110100Energy, MeV10001 210000 1000005 Rigidity, GVРис.2.5. а) Интегральный энергетический спектр наиболее мощных СПС [Bazilevskaya, 2005];б) распределение СПС за период 1970-2001 гг.
в зависимости от показателя спектра(спектрального индекса) (по данным Базилевской Г.А.).Поскольку космические лучи являются единственным источником ионизации в атмосферена высотах от 3 до 35 км (например, [Мирошниченко, 2011]), всплески СКЛ приводят к рядуэффектов, обусловленных изменениями скорости ионообразования.
Значительное возрастаниепотока протонов во время СПС вызывает дополнительную ионизацию в высокоширотнойобласти. Более энергичные частицы ( E ≥ 100 МэВ) проникают в стратосферу, менее энергичныеоказывают влияние на мезосферу. Скорость образования ионов зависит от интенсивностипотока частиц и плотности воздуха. В связи с быстро спадающим спектром СКЛ (потоки частицрезко уменьшаются с ростом энергии) и геомагнитным обрезанием наиболее интенсивныепотоки частиц приходят в высокие широты. С увеличением энергии частицы достигают болеенизких высот, где плотность воздуха увеличивается. В результате максимум скорости72ионизации во время СПС наблюдается в полярных широтах в интервале высот 20−80 км (взависимости от энергетического спектра в конкретном событии) и может составлять 103−104см-3⋅с-1, тогда как ионизация за счет ГКЛ достигает максимума на высотах ~12−15 км исоставляет всего ~30 см-3⋅с-1 (в зависимости от фазы солнечной активности вклад ГКЛ вионизацию несколько меняется) [Bazilevskaya, 2005].
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
