Дослідження космічного випромінювання

реферат

II.2 Основні процеси, що визначають поширення сонячних космічних променів

Перші експерименти, виконані за допомогою наземного комплексу станцій, дозволили встановити, що часовий профіль інтенсивності сонячних космічних променів вистачає добре відповідає сферично-симетричній дифузії. Проте експерименти по вивченню часток менших енергій показали, що процес поширення сонячних космічних променів носить, як правило, складніший характер. Це повязано з тим, що для протонів малих енергій слід враховувати відразу декілька обставин, якими для часток високих енергій можна нехтувати. По-перше, швидкість малоенергійних часток істотно менша, ніж швидкість часток високих енергій, і, отже, процеси в часі для часток малих енергій будуть сильно затягнуті. Наприклад, протони з енергією 1 МЕВ мають швидкість в 20 разів менше швидкості релятивістських часток. Тому якщо спалах для протонів з енергією більше 500 МЕВ триває декілька годин, то за тих же умов в міжпланетному середовищі, тобто при тих же значеннях транспортного пробігу, спалах для протонів з енергією 1 МЕВ триватиме декілька діб. За цей проміжок часу стан міжпланетного середовища може змінитися як за рахунок попадання точки спостереження в інший сектор міжпланетного магнітного поля, так і за рахунок руху ударних хвиль і приходу корпускулярного потоку. Це означає, взагалі кажучи, що довжина транспортного пробігу в разі спалаху протонів малих енергій не зберігатиме постійне значення протягом спалаху, а залежатиме від часу, а в моменти пересічення точки спостереження ударними хвилями зміна величини транспортного пробігу може бути дуже велика. Дійсно, ширина ударного фронту, як правило, не перевищує 2000 км. Це означає, що при швидкості сонячного вітру 400км*с-1 ударний фронт пересіче прилад, що вимірює космічні промені, всього за декілька секунд.

Природно, що рух сонячних космічних променів в міжпланетному просторі цілком визначається міжпланетним магнітним полем. У першому наближенні великомасштабну модель міжпланетного магнітного поля можна представити таким чином. На Сонці і в просторі, що оточує його, зокрема у верхній короні, існують магнітні поля. У цих полях практично безперервно відбуваються прискорювальні процеси, в результаті дії яких в міжпланетний простір інжектуються заряджені частки, у тому числі протони, що рухомі в радіальному напрямі і мають швидкість направленого руху від 300 до 800км., с-1. Потоки цих часток (сонячний вітер) несуть з собою магнітні поля сонячного походження. Структура міжпланетного магнітного поля теоретично вперше була розглянута в роботі, і в рамках зроблених припущень були отримані основні закономірності міжпланетного магнітного поля: радіальна компонента поля назад пропорційна квадрату відстані r від Сонця, азимутна компонента убуває як г-1, меридіональна компонента поля відсутній, а силові лінії магнітного поля мають форму спіралей Архімеда, витікаючих з Сонця і вирушаючих в нескінченність. Запропонована модель великомасштабного міжпланетного магнітного поля, не дивлячись на її схемну, протягом довгого часу залишалася без змін і лише останніми роками була переглянута в роботі. У цій роботі враховується меридіональна складова ММП і показується, що поблизу екваторіальної площини є замкнуті силові лінії, а на середніх широтах і поблизу полюсів силові лінії стають відкритими. Модель значно краще узгоджується з прямими вимірам" міжпланетного магнітного поля, чим модель.

Рух сонячних космічних променів в міжпланетному просторі визначається як великомасштабні, повільно змінними квазірегулярними магнітними полями, так і хаотичними полями, взаємодія швидких часток з якими викликає або може викликати ефективне прискорення і розсіяння. Розсіяння швидких часток на магнітних неоднорідностях наводить до складного руху часток, тобто до процесів, які в загальному випадку описуються кінетичним рівнянням. Деякі завдання розглядаються в дифузійному наближенні. Цікаво відзначити, що, строго кажучи, слід розглядати рух сонячних космічних променів в силовій трубці, зігнутій із-за обертання Сонця. Проте після деяких перетворень можна показати, що рішення для такої силової трубки не відрізняється від рішення для сферично-симетричного завдання, якщо покласти відношення коефіцієнта радіальної дифузії до коефіцієнта дифузії уздовж спірального магнітного поля рівним, де б-кут між радіальним напрямом від Сонця і напрямом вектора магнітній індукції. Для протонів малих енергій слід враховувати зміну енергії за рахунок адіабатичного охолоджування. Адіабатичне охолоджування - результат руху магнітних неоднорідностей, обумовленого радіальним розльотом сонячного вітру. При цьому русі відстань між неоднорідностями зростає, частки космічних променів як би взаємодіють із стінками судини, що розширюється, і відбувається зміна енергії космічних променів. Згідно, характерний час зміни енергії визначається величиною, де r - геліоцентрична відстань, u - швидкість сонячного вітру (множник в рівний /4 для нерелятивістського випадку і 3/2 в разі релятивізму). Адіабатичне охолоджування - це один з прикладів взаємодії швидких часток з рухомими магнітними полями міжпланетного простору.

Рухом сонячного вітру визначається також конвективне перенесення. Під конвективним перенесенням зазвичай розуміється зсув часток сонячних космічних променів, яке відбувається із швидкістю радіального розльоту сонячної плазми. Вказане явище впливає на кутовий розподіл космічних променів: при ізотропному розподілі часток сонячних космічних променів в системі, рухомій із швидкістю сонячного вітру, в лабораторній системі виникає анізотропія.

космічне випромінювання промінь сонячний

Делись добром ;)