Physics of auroral phenomena : proceedings of the 38th annual seminar, Apatity, 2-6 march, 2015 / [ed. board: A. G. Yahnin, N. V. Semenova]. - Апатиты : Издательство Кольского научного центра РАН, 2015. - 189 с. : ил., табл.

Ускорение солнечных космических лучей и их распространение в межпланетной среде Малые потоки ускоренных протонов регистрируются примерно с такой же частотой, что и большие. В отличии от больших протонных событий (Ф > 1 см ' 2 с ' 1 стер'1) малые потоки солнечных космических лучей (Ф < 1 см ' 2 с ' 1 стер"1) не обнаруживают четкой связи с конкретными вспышками. Импульсы малых потоков появились на фоне ряда мелких вспышек, в основном класса С, однако корреляция малых протонных событий с конкретными вспышками не обнаруживается. Длительность малых протонных событий, как и больших, измеряется сутками, но их структура импульсов сугубо индивидуальна, никаких характерных особенностей малые потоки не обнаруживают. Отсутствие корреляции малого протонного события с конкретной вспышкой, наблюдаемой на диске Солнца, по-видимому, указывает на генерацию такого события на обратной стороне Солнца и распространение протонов вдоль удачно расположенных спиральных линий магнитного поля. Выводы 1. Анализ результатов измерений на нейтронных мониторах и на аппаратах GOES позволяет утверждать, что большие протонные события генерируются в токовом слое во время вспышки. Четкая корреляция малых протонных событий с конкретными вспышками не обнаружена. По-видимому, малые события генерируются вспышками на обратной стороне Солнца. 2. Для ускорения протонов в ударных волнах необходимо, чтобы ларморовский радиус частицы превосходил толщину фронта ударной волны. Это условие практически невыполнимо в межпланетной плазме для частиц с энергией -10 ГэВ. 3. Потоки протонов солнечных космических лучей обнаруживают четыре характерных масштаба времени: а). Типичная длительность генерации ускоренных протонов равна длительности вспышки tSF~20-30 мин. б). Типичная длительность потока ускоренных протонов на орбите Земли равна времени распространения солнечного ветра от солнечной короны tsw = la.u./VSw ~ 3 суток. Это значит, что наиболее запаздывающие протоны оказываются захваченными магнитным полем солнечного ветра и дрейфуют к Земле поперек магнитного поля со скоростью солнечного ветра. с). Запаздывание прихода крутого фронта потока релятивистских протонов, генерируемого Западной вспышкой, к орбите Земли tF = 1 5—20 мин определяется пролетным временем протонов вдоль линий спирали Архимеда ~1.5а.и./с. Бесстолкновительный поток протонов вдоль спиральной линии магнитного поля несет информацию о спектре вспышечных протонов, который по данным нейтронных мониторов имеет экспоненциальный вид. д). Фронт потока протонов от Восточных вспышек никогда не бывает крутым. Приход пологого (одни сутки) фронта потока релятивистских протонов от Восточной вспышки к орбите Земли через tD~ 3 - 5 часов может быть связан с диффузией поперек поля при рассеянии протонов на магнитных неоднородностях. Диффузионный поток опережает поток солнечного ветра. е). Протонные события от Восточных вспышек регистрируются на порядок величины реже, чем от Западных вспышек. Это связано с отсутствием линий магнитного поля, соединяющих Восточную вспышку с околоземным пространством. Не всегда поток протонов, двигаясь поперек поля, может достичь околоземного пространства и быть зарегистрированным приборами GOES. Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ №13-02-00064. Литература 1. Miroshnichenko L.L Solar Cosmic Rays. Kluwer. Acad Pabl., 2001. 2. Бережко Е.Г., Крымский Г.Ф. УФН. 154, 49 (1988). 3. Подгорный А.И., Подгорный И.М., Геомагн. Аэрон. 52, 163 (2012). 4. Подгорный А.И., И.М. Подгорный, Геомагн. Аэрон. 52, № 2. 176 (2012). 5. Тулупов и др. Космич. Исслед. 50, № 6 . 427 (2012) 6 . Балабин Ю.В., Вашенюк Э.В., Подгорный А.И., Подгорный И.М. АЖ. 82, 940 (2005). 7. Подгорный И.М., Балабин Ю.В., Вашенюк Э.В., Подгорный А.И. АЖ. 87, 704 (2010). 8 . Подгорный А.И., Подгорный И.М. АЖ. 92, 767 (2015). 9. Арцимович Л. А. Управляемые термоядерные реакции. М. Гос-изд ф.-м. лит. 1961. 10. Ковальский Н. Г., Подгорный И.М., Степаненко М.М. ЖЕТФ. 11, 1040 (1960) 11. Tan L.C. et al. Astrophys J. 750, 146 (2012). 12. Malandraki O. Sun and Geosphere. 10, 21 (2015). 98