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太陽宇宙線是指太陽活動產生的高能粒子流,又稱太陽高能粒子。太陽活動主要是耀斑活動。太陽宇宙線的主要成分是質子和電子,也包括少量其他核成分。

1 太陽宇宙線 -太陽宇宙線

 

2 太陽宇宙線 -正文

  太陽活動產生的高能粒子流,又稱太陽高能粒子。太陽活動主要是耀斑活動。太陽宇宙線的主要成分是質子和電子,也包括少量其他核成分。近年來的觀測已證實,有的耀斑也輻射中子。
  質子耀斑  太陽活動激烈時,在磁場結構複雜的活動區中,磁場梯度很強的區域,可能發生質子耀斑。它的特性是:在厘米和毫米波段有太陽射電爆發,且具有Ⅱ型和Ⅳ型暴;有硬X射線爆發,能譜變硬。太陽粒子可能從這些區域被加速至相當高的能量,進入日球空間,形成太陽高能粒子事件。粒子的通量和微波射電特性密切相關。現在已有可能根據質子耀斑活動特徵對太陽質子事件作出預報。
  太陽質子  太陽宇宙線中能量高於5×108電子伏的質子能進入地球大氣層,產生次級粒子,這種高能事件稱為相對論性太陽宇宙線事件或地平面事件。地平面事件的次數很少,從1942年到1978年全世界只記錄到31次。其中最大的一次發生在1956年2月23日,粒子的最大磁剛度(見宇宙線地磁效應)至少高達2×1010伏特,磁剛度超過109伏特的質子積分方向通量為107粒子/(米2·球面度·秒),相當於銀河宇宙線強度的幾十倍。這類高能事件對宇宙飛行器和宇航員有一定的損傷作用。
  太陽高能粒子中能量低於5×108電子伏的太陽質子稱為低能太陽宇宙線。其中能量高於10×106電子伏的質子能進入地球極區電離層,使D層電子密度增加,導致無線電波衰減,形成「極蓋吸收事件」,甚至還能影響到高層大氣的光化學反應,增加大氣NO成分,降低臭氧成分。極蓋吸收事件的次數比地平面事件多得多。1956~1978年記錄到的86次事件(包括10餘次地平面事件)中,最大的一次發生在1972年8月4日,電波吸收高達60分貝以上,臭氧降低20%左右。能量更低的事件只能通過衛星儀器觀測到,稱為「衛星敏感事件」,它的次數更多。目前記錄到的太陽質子的最低能量約為3×105電子伏。
  太陽質子的能譜比銀河宇宙線能譜陡,或者說比較軟,也就是低能粒子豐富、高能粒子稀少。不同事件的能譜有相當大差別,其中低能部分容易因行星際傳播效應而發生變化。高能譜較陡,冪指數在3.0~4.5之間;低能譜較平坦,冪指數在1.1~4.3之間。有好幾個事件的高、低能譜都可用指數接近於3的動能冪律譜表示,有的用磁剛度譜表示,低能部分仍比較平坦。
  核成分與同位素  表列出在行星際空間測量到的太陽粒子的核成分及其元素丰度。在正常情況下,低能事件的核成分與太陽核成分相當接近。在更高能量,其成分也與太陽大體接近。但是低能事件核成分的變化是很大的,尤其是常規測到「富鐵事件」,即重元素的丰度隨核電荷數增加而增大(相對太陽丰度而言)。近年來觀測證實,這種富鐵事件的3He同位素也相當豐富。在正常情況下,耀斑事件中3He/4He的值為光球估計值(約10-4)的10~30倍,一般認為這是耀斑粒子與太陽大氣核反應的產物。但是在重元素豐富的事件中,3He/4He的值竟然超過1,而且質子數大為降低,觀測不到2H和3H同位素,對應的耀斑也往往是小耀斑。目前有一種看法認為,這是由於太陽離子聲波與3He核及其他重核的離子相互作用,導致共振加熱所引起的。
  太陽電子  太陽電子由於磁剛度低,只能在衛星上觀測到。幾乎所有的太陽質子事件都同時記錄到太陽電子,這類事件稱為太陽電子-質子事件,也有不伴隨質子的純粹電子事件,其能量為2×104~3×105電子伏。純電子事件的耀斑特性,除有硬X射線和微波射電爆發外,與電子-質子事件有明顯的差別。射電爆發不是Ⅱ型或Ⅳ型,而是Ⅲ型。電子通量與射電流量也無相關關係。典型的電子事件的方向通量為102粒子/(厘米2·球面度·秒),最大可達104粒子/(厘米2·球面度·秒)。但是純粹電子事件的方向通量比較小,只有10~102粒子/(厘米2·球面度·秒)。在12~45兆電子伏能量範圍,電子對質子的通量比為10-2~5×10-6,平均為10-4。不同電子事件能譜指數差別不大,微分能譜指數平均值γ=3.0±0.4,而質子事件的γ值變化都比較顯著。

  加速  在太陽電子-質子事件中,非相對論性電子常常比相對論電子(E塼30萬電子伏)和質子先到達地球,這表明低能電子先被加速。一般認為,太陽粒子的加速包括兩個階段,首先是對電子預加速到非相對論能量,並激發出各種類型的脈衝爆發,形成耀斑。由於電場和波的作用,使電子進一步加速並匯聚成日冕電子流,產生Ⅲ型射電爆發,電子流離開太陽進入行星際空間;第二階段是耀斑爆發達到極大時,形成日冕激波,產生Ⅱ型射電爆發。激波或其他湍流使電子加速到相對論能量,同時也對質子進行加速,使電子和質子進入行星際空間。高能電子在磁場中激發同步加速輻射,形成Ⅳ型射電爆發。
  傳播效應  太陽宇宙線進入行星際空間受到太陽風和行星際磁場的作用,強度和方向都會發生變化,稱為傳播效應。太陽耀斑發生后,要經歷十幾分鐘甚至幾十分鐘,才能在地球附近觀測到各種能量的粒子。粒子的到達時間比按其速度折算的時間長,即使是能量相同的粒子也不是同時到達的。在行星際空間觀測到的太陽宇宙線粒子的強度變化,有個時間發展過程,這個過程的長短決定於粒子能量的高低,但是都遠超過耀斑活動本身的持續時間。粒子的強度先是在幾分鐘到幾小時內迅速增長至某一極大值,然後近似地隨時間按指數函數形式,經曆數小時至幾天衰減到增加前的水平。根據時間變化曲線,可以估算出粒子的傳播距離約為 3~12天文單位,視粒子的能量而定。這些時間變化特徵表明,太陽宇宙線是經歷了曲折的路程才到達地球的,它走的既不是直線,也不是簡單地繞行星際螺旋磁力線作迴旋運動到達地球的。它的輸運過程很象脈衝點源的擴散過程。行星際介質非常稀薄,只有磁場才能影響太陽粒子的運動。在行星際空間,除了呈螺旋線狀的大尺度磁場外(見行星際磁場),還疊加著太陽風的波動和湍流引起的隨機小尺度不規則磁場。正是這種不規則磁場,使太陽宇宙線粒子的運動軌道發生隨機的散射,形成擴散運動。
  低能太陽宇宙線有明顯的方向性,即各向異性。在事件開始階段,各向異性很大,達20~25%,方向明顯地沿日地聯線偏西的行星際螺旋線方向,這說明粒子最初是沿螺旋磁力線到達觀測點的。隨著粒子強度增大至極大值,在地球附近粒子密度分佈趨於均勻,因此沿螺旋線的各向異性也變小。值得注意的是,各向異性逐漸轉到日地聯線即太陽風的方向。這說明除了沿磁力線的擴散外,還有隨太陽風對流的輸運過程。這種對流效應是由於太陽風帶動行星際磁場,因而也帶動宇宙線粒子運動所引起的,在宇宙線事件後期起著主導作用。太陽風對流會帶動密度峰離開太陽。而當密度峰通過觀測點后,擴散就會變成沿磁力線方向指向太陽。這種逆向擴散與徑向太陽風對流矢量合成,就使各向異性矢量轉到沿日地聯線以東約45°方向。粒子各向異性的時間變化,有力地說明粒子除沿磁力線擴散外,還存在徑向對流效應。在事件開始時,擴散佔主導作用,而在後期對流起主導作用。

 

3 太陽宇宙線 -配圖

 

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