Проникновение СКЛ высоких энергий

    Геомагнитные эффекты могут использоваться для исследования свойств СКЛ. Дело в том, что для изучения потоков и спектров СКЛ при энергиях выше 1 ГэВ необходимо либо использовать сложную и громоздкую аппаратуру на космических аппаратах, находящихся вне магнитосферы, либо использовать геомагнитное поле в качестве своеобразного магнитного спектрометра. На рисунках представлены результаты измерения потоков высокоэнергичных частиц (протоны с энергиями >90 МэВ) на борту ИСЗ КОРОНАС-Ф в октябре 2003 г. [18]. Эти потоки в спокойное время обусловлены галактическими космическими лучами (ГКЛ) и генерируемыми ими потоками частиц альбедо и имеют хорошо известную зависимость от L–параметра.

На левой панели видно, что измеренные утром 26 октября (черная кривая J) и 28 октября (красная кривая J) в одних и тех же географических районах потоки практически совпадают (оси абсцисс вверху и внизу совмещены таким образом, что кривые, представляющие L, совпадают). Аналогичные измерения, выполненные после солнечной вспышки (правая панель), показывают значительное возрастание потоков частиц при L ≥ 2, вызванное проникновением в магнитосферу солнечных протонов высоких энергий.

    Данные ИСЗ GOES (верхняя панель) и высокоширотных нейтронных мониторов показывают, что потоки ГКЛ вплоть до 11.20 UT 28 октября 2003 г. были практически постоянны. Возрастание потоков солнечных протонов высоких энергий на GOES и КОРОНАС-Ф (нижние рисунки) началось в одно и то же время. На L = 2 возрастание имело величину не более 15% (в качестве фоновых взяты скорости счета, измеренные 26 октября в тех же точках траектории спутника), а на L = 3 оно превышало 100%. Рассчитанная по геомагнитному обрезанию энергия регистрируемых солнечных протонов составляла >3 ГэВ для L = 2, >1.5 ГэВ для L = 2.5 и >850 МэВ для L = 3.

Определение спектра СКЛ по геомагнитному обрезанию

    Интегральные потоки протонов СКЛ могут быть пересчитаны в дифференциальные спектры. На рисунке представлены спектры солнечных протонов для вспышки 28 октября 2003 г., полученные на ИСЗ КОРОНАС-Ф (красная и синяя линии). Черной линией показан спектр, полученный по данным мировой сети нейтронных мониторов в 11.55 UT (вблизи максимума потока энергичных частиц) и характеризующийся показателем -3.5 [2, 19]. Отметим, что этот спектр в свою очередь рассчитывается с учетом жесткости геомагнитного обрезания отдельных мониторов.

Асимптотические направления

    Понятие асимптотического направления прихода космических лучей было введено до появления современных представлений о структуре магнитосферы. Если рассматривать дипольное (или квазидипольное поле IGRF), распространяющееся до бесконечности, т.е. не деформированное солнечным ветром, легко понять, что на достаточно больших расстояниях от диполя его магнитное поле становится пренебрежимо малым и уже не искривляет траекторию частицы, которая удаляется от диполя по прямой (мы рассматриваем пробную частицу, инжектированную из окрестности диполя). Именно это направление невозмущенного магнитным полем движения называется асимптотическим для определенной точки инжекции и жесткости частицы. После получения экспериментальных данных о реальной структуре магнитосферы и ее границах понятие асимптотического направления модифицировалось, и под ним в настоящее время подразумевается направление вектора скорости уходящей частицы на границе магнитосферы. Физический смысл этого направления понятен: если частица с данной жесткостью попадет извне на границу магнитосферы с заданного направления, то она впоследствии попадет в искомую точку. Асимптотическое направление зависит от жесткости (энергии) частицы. В настоящее время эти направления рассчитаны для всех станций мировой сети нейтронных мониторов (НМ), хотя эти расчеты требуют корректировки как из-за векового изменения поля внутренних источников, так и вследствие улучшения моделей полей внешних источников. На практике асимптотические направления используются при анализе данных о солнечных вспышках, т.к. потоки СКЛ зачастую анизотропны, и регистрация вспышки СКЛ той или иной станцией НМ зависит не только от жесткости обрезания станции, но и от совпадения направления потока СКЛ с асимптотическим направлением приема НМ.

Анизотропия солнечных космических лучей

Слева − показания различных нейтронных мониторов во время вспышки СКЛ 28 октября 2003 г. Справа − асимптотические направления прихода СКЛ во время данного события.

    На рисунке приведены показания различных НМ во время вспышки СКЛ 28 октября 2003 г. [19]. Эти мониторы расположены в разных географических точках и имеют различные жесткости геомагнитного обрезания R. Использованы следующие обозначения: Ап – Апатиты (67º с.ш.,
33º в.д., R ≈ 0.6 ГВ),
Ба – Баренцбург (о.Шпицберген),
МкМ – Мак-Мердо
(Антарктида, 67º с.ш., 33º в.д., R ≈ 0.05 ГВ ),
Но – Норильск (67º с.ш.,
33º в.д., R ≈ 0.6 ГВ),
МШ – мыс Шмидта
(69º с.ш., 180º в.д.,
R ≈ 0.6 ГВ), Мо – Москва (55º с.ш., 37º в.д.,
R ≈ 2.4 ГВ). Вертикальной стрелкой отмечен момент вероятной генерации частиц на Солнце. Обращает на себя внимание сильная северо-южная анизотропия в потоке СКЛ высокой энергии (возрастание в Антарктиде – станция МкМ − существенно больше, чем в северном полушарии), а также большее возрастание в Москве, чем в Апатитах, связанное с анизотропией. На правом рисунке приведены рассчитанные асимптотические направления прихода СКЛ во время данного события, рассчитанные в солнечно-эклиптических координатах.