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.

И.М. Подгорный и А.И. Подгорный Рисунок 4. Траектория заряженных частиц, проникших во фронт ударной волны, а) Частица догоняет фронт ударной волны, siwck gj Частица движется навстречу фронту. Однако для ускорения частицы необходимо, чтобы размер неоднородности магнитного поля был больше ларморовского радиуса частицы в этой неоднородности. Т.е. при W = 1 ГэВ и магнитном поле в солнечном ветре 5х10 '4 Гаусс размер неоднородностей должен быть больше ~Ю 10 см. Скопление таких неоднородностей в солнечном ветре никогда не наблюдалось. Для рассмотрения механизма ускорения частицы на фронте ударной волны рассмотрим поведение частицы в системе координат, связанной с плазменной средой, в которой движется частица и распространяется ударная волна. Возможны два случая: 1. Частица догоняет движущийся фронт ударной волны (рис. 4а), захватывается в область градиента магнитного поля и дрейфует вверх, ускоряясь в электрическом поле Лоренца, вызванном движением ударной волны. На градиентный дрейф накладывается дрейф в скрещенных магнитном и электрическом полях. Результирующий дрейф приводит к перемещению частицы вместе с фронтом и ее ускорению. Электрическое поле Лоренца в ударной волне, распространяющейся в ударной волне, при В = 5x1O '4 Г и скорости V=5xl0 7 см/с равно -2x1 O '4 В см/с. Для ускорения до 20 ГэВ частица должна продрефовать на фронте волны расстояние большее 1 а. е. 2. Частица встречает движущийся ей на встречу фронт ударной волны (рис. 46), попадает в область градиента магнитного поля и дрейфует в этом случае вверх, тормозясь в электрическом поле Лоренца. Результирующий дрейф частицы вместе с фронтом вызывает не ускорение, а торможение. Таким образом, вместо ускорения при отражении от магнитного облака, как это показано на рис. 2 , градиентный дрейф захваченной частицы приводит к ее торможению. Потоки солнечных космических лучей, измеряемые в околоземном пространстве Спектр потока протонов согласно данным нейтронных мониторов простирается до 20 ГэВ [ 6 , 7]. Средняя длительность импульса протонов составляет 3 суток, в то время как длительность вспышки, определенная по мягкому и жесткому рентгеновским излучениям, обычно составляет 20 - 30 мин. Такая же длительность наблюдается и для импульсов у-излучения (в основном 2.222 МэВ) от ядерных реакций, происходящих на Солнце при попадании на него ускоренных протонов. Т. е. длительность излучения протонов токовым слоем не может сколько-нибудь значительно отличаться от длительности вспышки. В работах [5, 11, 12] большая длительность регистрируемого на орбите Земли потока протонов объясняется их существованием в солнечном ветре с магнитными ловушками. Рассматривается как удержание частиц в адиабатических магнитных ловушках, так и удержание частиц в межпланетном пространстве на участках линии поля между ударными волнами. Анализ многолетних измерений на аппаратах GOES в околоземном пространстве [ 8 ] показал, что параметры потока релятивистских протонов на орбите Земли сильно зависят от положения вспышки, давшей поток протонов, на диске Солнца. Как следует из измерений на GEOS-ax только часть вспышек класса X (-30%) и некоторые вспышки класса М сопровождаются большими Ф > 1 с ' 2 с ' 1 стер "1 потоками релятивистских протонов на орбите Земли. Приходящие к Земле большие протонные потоки генерируются чаще всего вспышками, возникающими на Западной части солнечного диска. На рис. 5 показана серия протонных событий. Такие серии наблюдаются не чаще двух-трех раз за 11 летной период солнечной активности. Наложение протонных событий не позволяет точно сопоставить каждое протонное событие со вспышкой, поэтому анализ в настоящей работе производился только для одиночных событий. Было проанализировано 30 одиночных протонных событий. 95