【汇旺担保】太阳宇宙线

0
(0)

[拼音]:taiyang yuzhouxian

[英文]:solar cosmic rays

太阳活动产生的高能粒子流,又称太阳高能粒子。太阳活动主要是耀斑活动。太阳宇宙线的主要成分是质子和电子,也包括少量其他核成分。近年来的观测已证实,有的耀斑也辐射中子。

质子耀斑

太阳活动激烈时,在磁场结构复杂的活动区中,磁场梯度很强的区域,可能发生质子耀斑。它的特性是:在厘米和毫米波段有太阳射电爆发,且具有Ⅱ型和Ⅳ型暴;有硬X射线爆发,能谱变硬。太阳粒子可能从这些区域被加速至相当高的能量,进入日球空间,形成太阳高能粒子事件。粒子的通量和微波射电特性密切相关。现在已有可能根据质子耀斑活动特征对太阳质子事件作出预报。

太阳质子

太阳宇宙线中能量高于5×108电子伏的质子能进入地球大气层,产生次级粒子,这种高能事件称为相对论性太阳宇宙线事件或地平面事件。地平面事件的次数很少,从1942年到1978年全世界只记录到31次。其中最大的一次发生在1956年2月23日,粒子的最大磁刚度(见宇宙线地磁效应)至少高达2×1010伏特,磁刚度超过109伏特的质子积分方向通量为107粒子/(米2·球面度·秒),相当于银河宇宙线强度的几十倍。这类高能事件对宇宙飞行器和宇航员有一定的损伤作用。

太阳高能粒子中能量低于5×108电子伏的太阳质子称为低能太阳宇宙线。其中能量高于10×106电子伏的质子能进入地球极区电离层,使D层电子密度增加,导致无线电波衰减,形成“极盖吸收事件”,甚至还能影响到高层大气的光化学反应,增加大气NO成分,降低臭氧成分。极盖吸收事件的次数比地平面事件多得多。1956~1978年记录到的86次事件(包括10馀次地平面事件)中,最大的一次发生在1972年8月4日,电波吸收高达60分贝以上,臭氧降低20%左右。能量更低的事件只能通过卫星仪器观测到,称为“卫星敏感事件”,它的次数更多。目前记录到的太阳质子的最低能量约为3×105电子伏。

太阳质子的能谱比银河宇宙线能谱陡,或者说比较软,也就是低能粒子丰富、高能粒子稀少。不同事件的能谱有相当大差别,其中低能部分容易因行星际传播效应而发生变化。高能谱较陡,幂指数在3.0~4.5之间;低能谱较平坦,幂指数在1.1~4.3之间。有好几个事件的高、低能谱都可用指数接近于3的动能幂律谱表示,有的用磁刚度谱表示,低能部分仍比较平坦。

核成分与同位素

表列出在行星际空间测量到的太阳粒子的核成分及其元素丰度。在正常情况下,低能事件的核成分与太阳核成分相当接近。在更高能量,其成分也与太阳大体接近。但是低能事件核成分的变化是很大的,尤其是常规测到“富铁事件”,即重元素的丰度随核电荷数增加而增大(相对太阳丰度而言)。近年来观测证实,这种富铁事件的3He同位素也相当丰富。在正常情况下,耀斑事件中3He/4He的值为光球估计值(约10-4)的10~30倍,一般认为这是耀斑粒子与太阳大气核反应的产物。但是在重元素丰富的事件中,3He/4He的值竟然超过1,而且质子数大为降低,观测不到2H和3H同位素,对应的耀斑也往往是小耀斑。目前有一种看法认为,这是由于太阳离子声波与3He核及其他重核的离子相互作用,导致共振加热所引起的。

太阳电子

太阳电子由于磁刚度低,只能在卫星上观测到。几乎所有的太阳质子事件都同时记录到太阳电子,这类事件称为太阳电子-质子事件,也有不伴随质子的纯粹电子事件,其能量为2×104~3×105电子伏。纯电子事件的耀斑特性,除有硬X射线和微波射电爆发外,与电子-质子事件有明显的差别。射电爆发不是Ⅱ型或Ⅳ型,而是Ⅲ型。电子通量与射电流量也无相关关系。典型的电子事件的方向通量为102粒子/(厘米2·球面度·秒),最大可达104粒子/(厘米2·球面度·秒)。但是纯粹电子事件的方向通量比较小,只有10~102粒子/(厘米2·球面度·秒)。在12~45兆电子伏能量范围,电子对质子的通量比为10-2~5×10-6,平均为10-4。不同电子事件能谱指数差别不大,微分能谱指数平均值γ=3.0±0.4,而质子事件的γ值变化都比较显著。

加速

在太阳电子-质子事件中,非相对论性电子常常比相对论电子( E塼30万电子伏)和质子先到达地球,这表明低能电子先被加速。一般认为,太阳粒子的加速包括两个阶段,首先是对电子预加速到非相对论能量,并激发出各种型别的脉冲爆发,形成耀斑。由于电场和波的作用,使电子进一步加速并汇聚成日冕电子流,产生Ⅲ型射电爆发,电子流离开太阳进入行星际空间;第二阶段是耀斑爆发达到极大时,形成日冕激波,产生Ⅱ型射电爆发。激波或其他湍流使电子加速到相对论能量,同时也对质子进行加速,使电子和质子进入行星际空间。高能电子在磁场中激发同步加速辐射,形成Ⅳ型射电爆发。

传播效应

太阳宇宙线进入行星际空间受到太阳风和行星际磁场的作用,强度和方向都会发生变化,称为传播效应。太阳耀斑发生后,要经历十几分锺甚至几十分钟,才能在地球附近观测到各种能量的粒子。粒子的到达时间比按其速度折算的时间长,即使是能量相同的粒子也不是同时到达的。在行星际空间观测到的太阳宇宙线粒子的强度变化,有个时间发展过程,这个过程的长短决定于粒子能量的高低,但是都远超过耀斑活动本身的持续时间。粒子的强度先是在几分钟到几小时内迅速增长至某一极大值,然后近似地随时间按指数函式形式,经历数小时至几天衰减到增加前的水平。根据时间变化曲线,可以估算出粒子的传播距离约为 3~12天文单位,视粒子的能量而定。这些时间变化特征表明,太阳宇宙线是经历了曲折的路程才到达地球的,它走的既不是直线,也不是简单地绕行星际螺旋磁力线作回旋运动到达地球的。它的输运过程很象脉冲点源的扩散过程。行星际介质非常稀薄,只有磁场才能影响太阳粒子的运动。在行星际空间,除了呈螺旋线状的大尺度磁场外(见行星际磁场),还叠加著太阳风的波动和湍流引起的随机小尺度不规则磁场。正是这种不规则磁场,使太阳宇宙线粒子的运动轨道发生随机的散射,形成扩散运动。

低能太阳宇宙线有明显的方向性,即各向异性。在事件开始阶段,各向异性很大,达20~25%,方向明显地沿日地联线偏西的行星际螺旋线方向,这说明粒子最初是沿螺旋磁力线到达观测点的。随著粒子强度增大至极大值,在地球附近粒子密度分布趋于均匀,因此沿螺旋线的各向异性也变小。值得注意的是,各向异性逐渐转到日地联线即太阳风的方向。这说明除了沿磁力线的扩散外,还有随太阳风对流的输运过程。这种对流效应是由于太阳风带动行星际磁场,因而也带动宇宙线粒子运动所引起的,在宇宙线事件后期起著主导作用。太阳风对流会带动密度峰离开太阳。而当密度峰通过观测点后,扩散就会变成沿磁力线方向指向太阳。这种逆向扩散与径向太阳风对流向量合成,就使各向异性向量转到沿日地联线以东约45°方向。粒子各向异性的时间变化,有力地说明粒子除沿磁力线扩散外,还存在径向对流效应。在事件开始时,扩散佔主导作用,而在后期对流起主导作用。

更多信息: 担保 信息

这篇文章有用吗?

点击星号为它评分!

平均评分 0 / 5. 投票数: 0

到目前为止还没有投票!成为第一位评论此文章。

【汇旺担保】 今古奇观

[拼音]:Jingu Qiguan明末刊 Read more