Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

для мезонной компоненты — около 2—3%. В зимние месяцы ин­ тенсивность космических лучей больше, чем летом. Основная

Рис. 13.12. И зм енение интенсианости космических лучей при п р о ­ хож дении атм осф ерны х ф ронтов

часть сезонных вариаций объясняется колебаниями температуры

ватмосфере.

§7. ВАРИАЦИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ, ВЫЗВАННЫЕ ВНЕЗЕМНЫМИ

ПРИЧИНАМИ

После введения поправок на метеорологические и геомагнит­ ные-эффекты в данных измерений интенсивности космических лу­ чей обнаруживаются вариации, которые уже не овязаны с усло­ виями земной атмосферы. Причиной их являются внеземные источники. Такие вариации космических лучей принято подразде­ лять на три группы:

I группа — модуляционные эффекты галактических космиче­ ских лучей под воздействием солнечной активности;

II группа — возникновение и распространение в межпланет­ ном пространстве солнечных космических лучей;

III группа — вариации галактического и метагалактического происхождения.

К I группе относятся 11-летние, 27-дневные, солнечно-суточ­ ные вариации и спорадические изменения во время магнитных бурь.

11-летние вариации непосредственно связаны с циклом сол­ нечной активности и обусловлены рассеянием галактических кос­ мических лучей на неоднородностях магнитных полей, вморожен­ ных в корпускулярные потоки, которые движутся в межпланет­

264

ном пространстве от Солнца. Минимальная интенсивность кос­ мических лучей за пределами атмосферы наблюдается при мак­ симуме, а максимальная — при минимуме солнечной активности (рис. 13.13). Эти вариации отчетливо были обнаружены при из­ мерениях на космических ракетах, запущенных во время различ­ ных фаз цикла солнечной активности (см. § 3).

Стратосферные измерения характеристик космических лучей с помощью радиозондов показали, что ступенчатому характеру спада солнечной активности приблизительно соответствовал сту­ пенчатый характер увеличения интенсивности космических лу­ чей. Обнаружена хорошая корреляция (г ~ 0,95) между вековы-

групп солнечных пятен. 27-дневные вариации связаны с синоди­ ческим периодом обращения Солнца вокруг своей оси и обуслов­ лены также рассеянием галактических космических лучей на не­ однородных магнитных полях, вмороженных в корпускулярные потоки, выбрасываемые из центров активности Солнца, продол­ жительность существования которых составляет несколько сол­ нечных оборотов.

Несимметричность изменения геомагнитного поля в течение суток приводит к возникновению солнечно-суточных вариаций космических лучей с максимумом интенсивности в утренние и минимумом в вечерние часы.

Во время магнитных бурь понижается интенсивность косми­ ческих лучей. Это явление получило название эффекта Форбуша. Причиной его является также рассеяние космических лучей маг­

265

нитными полями, вмороженными в солнечные корпускулярные потоки. Величина падения интенсивности космических лучей воз­ растает с увеличением мощности магнитного возмущения.

Амплитуды изменений ц -мезонной компоненты космических лучей при различных типах вариаций приведены в табл. 13.4.

Т а б л и ц а 13.4

Амплитуды изменений интенсивности космических лучей при различных типах вариаций (по Л. И. Дорману, 1963)

Иских лучей :

Солнечные космические лучи (II группа вариаций) являются спорадической компонентой в корпускулярном излучении Солн­ ца. Их генерация происходит во время наиболее мощных сол­ нечных вспышек.

Самой мощной зарегистрированной солнечной вспышкой, со­ провождавшейся генерацией космических лучей, была вспышка 23 февраля 1956 г. В этот день даже на экваторе интенсивность космических лучей возросла на 20%, а поток частиц с Е > 3 Гэв в 300 раз превысил обычный поток космических лучей.

Солнечные космические лучи — это ускоренные на Солнце частицы, преимущественно протоны и ядра элементов с z > 2, энергия которых Е > 105 эв/нуклон. Эти частицы, выброшенные из атмосферы Солнца во время мощных солнечных вспышек, дви­ жутся в межпланетном пространстве независимо друг от друга, в отличие от частиц солнечного ветра и корпускулярных потоков {Е < 10г> эв/нуклон), которые представляют собой плазму, и их движение описывается уравнениями магнитной гидродинамики.

266

Граница в энергии между солнечными космическими лучами и солнечной плазмой условна. По-видимому, существует непре­ рывный переход от спектра частиц солнечной плазмы к спектру более высокоэнергичных частиц солнечных лучей.

Систематизированное изложение экспериментальных данных по солнечным космическим лучам и интерпретация этих данных на основе современных представлений об электромагнитных про­ цессах на Солнце, в межпланетном пространстве и в магнито­ сфере Земли приведены в монографии Л. И. Дормана и Л. И. Ми­ рошниченко (1968).

см'2-сен'1

Рис. 13.14. И нтегральны й энергетический спектр солнечного корпускулярного излучения

На рис. 13.14 показаны интегральный энергетический спектр солнечного корпускулярного излучения и спектры космических лучей солнечного и галактического происхождения. Спектры раз­ личных энергетических областей получены разными авторами. На рисунке приняты следующие обозначения: 1 — тепловые ча­ стицы межпланетной плазмы (расчет Обаяши и Хакуры); 2 — частицы корпускулярного потока (расчет Обаяши и Хакуры); 3 и 4 — частицы, вызывающие полярные сияния (измерения Ван Аллена и оценки Чемберлена); 5 — частицы, вызывающие по­ глощение радиоволн в полярных областях (Андерсон); 6—спектр нерелятивистских частиц солнечных космических лучей от вопышки 23/II 1956 г. (Ван Аллен и Винклер); 7 — спектр реля­ тивистских частиц той же вспышки (Майер); 8 — спектр косми­ ческих лучей галактического происхождения (Ван Аллен, Зин­ гер); 9 — шкала геомагнитных широт обрезания частиц; 10 —

267

шкала высот для проникновения протонов в атмосферу Земли. Из хода кривых видно, что энергетический спектр солнечных кос­ мических лучей очень крутой.

За пределами атмосферы Земли интенсивность солнечных космических лучей временами может возрастать в тысячи раз выше нормального уровня. Это создает большую радиационную опасность для космических полетов человека. Кроме того, сол­ нечные космические лучи вносят определенный вклад заряжен­ ных частиц в радиационный пояс Земли. Частицы самых малых энергий могут захватываться и удерживаться геомагнитным полем.

Рис. 13.15. Ожидаемое изменение интегрального энергетиче­ ского спектра протонов со временем после типичной солнечной вспышки

Интенсивность космических лучей в окрестностях Земли на­ чинает возрастать спустя примерно полчаса после оптического наблюдения солнечной вспышки, достигает максимума через 8—16 ч и заметно уменьшается через 32 ч. От сравнительно не­

не превышает 2-10 8 — 5 - 1 0 8 см"2 • сек-1 -стер*1, что сравнимо по величине с потоком излучения во внутренней зоне радиационного пояса Земли (см. гл. XII). От наиболее мощных вспышек макси­

268

ГЛАВА XIV

МЕТЕОРНЫЕ ЯВЛЕНИЯ В ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРЕ

Метеорные явления, наблюдающиеся в верхней атмосфере, порождаются метеорными телами, которые наряду со спутника­ ми планет, кометами и астериодами относятся к так называемым малым небесным телам.

К метеорным относятся явления, которыми сопровождается движение метеорного тела в земной атмосфере и его сгорание в ней. При попадании метеорного тела, летящего с огромной ско­ ростью, в атмосферу Земли происходит торможение молекул атмосферных газов вблизи его поверхности как в результате не­ посредственного соударения, так и за счет трения и, как след­ ствие этого процесса, выделение значительного количества тепла. Выделяющееся тепло расходуется главным образом на нагрев газов непосредственно вблизи тела и на нагрев самого метеор­ ного тела. Под воздействием высоких температур происходит плавление и испарение метеорного тела, свечение газов и иони­ зация атомов испарившегося метеорного вещества и атмосфер­ ных газов в образующемся метеорном следе. Визуально этот след, называемый в астрономии метеором, представляется в виде кратковременно светящейся яркой полосы. Высоты, на которых образуются метеоры, зависят от массы и скорости входящих в атмосферу метеорных тел. Чем больше скорость и чем меньше масса тела, тем в более высоких слоях атмосферы образуется метеор. При достаточно большой массе метеорного тела может образоваться очень яркий, длинный метеор — болид. Довольно часто метеорные тела не успевают полностью испариться в атмо­ сфере и достигают земной поверхности. Такие тела носят назва­ ние метеоритов.

Наблюдения за процессами образования и эволюции метео­ ров позволяют определить ряд параметров как самого метеор­ ного тела (скорость, массу, координаты радианта метеорного по­ тока, элементы орбиты и т. п.), так и земной атмосферы (плот­ ность и температуру воздуха, ветровой режим, явления диффу­ зии и др.).

270