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太陽宇宙線
太陽活動產生的高能粒子流
正文
質子耀斑太陽活動激烈時，在磁場結構復雜的活動區(qū)中，磁場梯度很強的區(qū)域，可能發(fā)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(fā)，且具有Ⅱ型和Ⅳ型暴；有硬X射線爆發(fā)，能譜變硬。太陽粒子可能從這些區(qū)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(xiàn)在已有可能根據質子耀斑活動特征對太陽質子事件作出預報。
太陽質子 太陽宇宙線中能量高于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(fā)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），相當于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于5×108電子伏的太陽質子稱為低能太陽宇宙線。其中能量高于10×106電子伏的質子能進入地球極區(qū)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余次地平面事件）中，最大的一次發(fā)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(wèi)星儀器觀測到，稱為“衛(wèi)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(fā)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于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豐度。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(guī)測到“富鐵事件”，即重元素的豐度隨核電荷數增加而增大(相對太陽豐度而言)。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，這是由于太陽離子聲波與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 太陽電子由于磁剛度低，只能在衛(wèi)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(fā)外，與電子－質子事件有明顯的差別。射電爆發(fā)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系。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12～45兆電子伏能量范圍，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，并激發(fā)出各種類型的脈沖爆發(fā)，形成耀斑。由于電場和波的作用，使電子進一步加速并匯聚成日冕電子流，產生Ⅲ型射電爆發(fā)，電子流離開太陽進入行星際空間；第二階段是耀斑爆發(fā)達到極大時，形成日冕激波，產生Ⅱ型射電爆發(fā)。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(fā)同步加速輻射，形成Ⅳ型射電爆發(fā)。
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(fā)生變化，稱為傳播效應。太陽耀斑發(fā)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(fā)展過程，這個過程的長短決定于粒子能量的高低，但是都遠超過耀斑活動本身的持續(xù)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，然后近似地隨時間按指數函數形式，經歷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。這些時間變化特征表明，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回旋運動到達地球的。它的輸運過程很象脈沖點源的擴散過程。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(guī)則磁場。正是這種不規(guī)則磁場，使太陽宇宙線粒子的運動軌道發(fā)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(lián)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布趨于均勻，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(lián)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。這種對流效應是由于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，在宇宙線事件后期起著主導作用。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(lián)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，擴散占主導作用，而在后期對流起主導作用。
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