Күн желі, гелиосфера және ғарыштық сәулелердің таралуы

Ғарыштық сәулелер– Жерге ұшып келегенге дейін, күрделі жұлдызаралық және планетааралық ортадан өтеді. Жерде бір секунт уақыт аралығында алынған Ғарыштық сәулелердің саны, және басқада қасиеттері, магнит өрісіне бөлшектермен соқтығысқанда әсерін тигізеді. Күннің айнымалы магнит өрісі, Күн желін тежеуші, гелиосфера арқылы өтерде, ғарыштық сәулелердің таралуын созады және уақыт масштабында өзгерістер енгізеді, бірнеше сағаттан бастап бірнеше мыңдаған жылдарға дейін құбылады..

Күн тәжі мен гелиосфера

Тұтылу фотографиясынан (LASCO SOHO, ESA / NASA – эксперименті, коронограф бақылаулары), Күн жарқырау рамасынан алысқа шығып кететінің білеміз, оны – фотосфера д. а. Күн тәжінде сұйытылған газдың орташа температурасы шамамен (1-2) x 10⁶ К. Ол толығымен ионизацияланған және электрлі зарятталған бөлшектерден тұрады. Мұндай ионизацияланған газ – плазма д.а. Гравитация жалғыз өзі Күнді ұстап (сақтап) тұра алмайды. Бұл 1950 жылдардағы бақылаулар нәтижесі және физикалық тұрғыда, таралған тұжырым: бұл плазма жоғары дыбысты, Күн бағытында кеңейіп, бүкіл Күн жүйесіне енеді.

Күн желі, ыстық плазма, өтпелі оқиғаларда, Күн тәжінен 300-1000 км/с жылдамдықпен, барлық бағытта кеңейеді. Үнемі (стандартты) Күн желінде: жылдам күн желі, тәж тесігінен 800 км/с жылдамдықпен шығатын, ал баяу күн желі тәждің басқа аймақтарынан (әсіресе үлкен құрылымдарда, тәжді стример д. а., тұтылу фотографиясынан белгілі) 400 км/с жылдамдықпен ұшып шығады. Күн тәжіндегідей жел зарядталған бөлшек: протон, электрон және шамалы (5 %) ионизацияланған гелий мен бірнеше ауыр элементердің иондарынан тұрады. Кейбір ерекшеліктерді схемалы бейнелеу көрсетеді, оны коронаграфтан немесе тұтылудың суретінен көруге болады: ірі масштабты (үлкен, жалпақ) стример (жолақ), баяу күн желін тудыратын, және тәж тесігі - жылдам жел шығаратын. Сондай-ақ тәжде кіші масштабты динамикалық орта өмір сүреді, плазмалы ағысы бар, магнит өрісінің соққысы мен ұйытқу бар, оны – Альвен толқыны д.а. Бұл ұйытқудың құрылысы мен формасы планетааралық ортаның динамикасына өз үлесін қосады.

Күн желі Күннің магнит өрісінен Күн жүйісінде қарай қозғалады. Күн айналасында магнит өрісі әлдеқайда күшті болсада, плазманың және тәждің формасын сақтау үшін , үстінен біршама қашықтықта ыстық плазма магнит өрісінен басым болып, магнит өрісінің күш сызықтарын сыртқа қарай тасиды. SOHO 1996 жылғы тәжді бейнеленуінде келтірілген, үлгі сызбасы, мынадай күш сызықтарды көрсетеді, қандай да бір қашықтықтан бастап, күн желімен үйлеседі, мұнда ол қалыпты болып саналады. Экваторлы жазықтық магнит өрісінің күш сызықтарын қарама-қарсы бағытта ерекшелейді. Магнит өрісінің осылай, кенетен өзгеруі электр ағымын білдіреді. Қарама-қарсы бағытталған магнит полюстерінің арасындағы жіңішке қабатша – гелиосфералық ток қабаты д.а. Шындығында, бұл жазық бет қана емес, өйткені тәж симметриялы емес.

Күш сызықтары планетааралық кеңістікке кеңейеді (созылады), бірақ бәрібір күнде қалады, сонымен бірге бұрылады. Күн желінің соғу ағымы, бақшадағы шашыратқыштан шыққан су ағысының айналып шашырап тұрғаның елестетеді. Су тамшысының траекториясы шашыратқыштың айналуымен бүгілгендей. Күнді бақылаушы күн желінің дәл осындай екенің біледі. Ал магнит өрісі осы траекторияға дәл келеді. Сондықтанда магнит өрісінің сызықтары планетааралық ортада бүгілген болады. Оларға жоғарыдан қарағанда, Күннің солтүстік полюсіне , олар Архимед спиралы тәрізді формада, оны Паркер спиралі д.а. Юджина Паркер 1958 жылы Күн желінің магнит өрісімен біріктірілген гидродинамикалық моделін бірінші рет жасады. Суретте көрсетілгендей Паркер спиралі – ол Күннің жартышарының батысындағы, Күн дискісінің центірі мен Жерді байланыстыратын магнит өрісінің сызықтары.

Күнде үдетілген зарядталған бөлшектер, планетааралық кеңістікке жоғары энергиямен лақтырылады. Олар планетааралық магнит өрісін бойлай қозғалулары керек. Егер бұл Паркер спиралі бойымен болса, Күннің батысындағы жартышарында үдетілген болса, онда біз энергетикалық бөлшектердің Жерде табылуын (тіркеуді) күтеміз. Нейтронды мониторлардың бақылаулары бұл күтуді статистикалық мағынада құптайды: оң жақтағы гистограмма Күндегі жарқыраулардың бойлық бойынша таралуды көрсетеді (гелиографиялық бойлық). Оқиғалардың жарқыраулары бөлшектерге байланысты. 300–600 диапазондағы батыс бойлықтағы таралу, күткендегідей, егер энергетикалық бөлшектер (күш сызықтарын бұратын) Паркер сызығының бойымен таралса, максимал болады. Бірақ, осы жерде айта кету керек: Күннің шығыс жартышарынан немесе Күннің алыс жағындағы жарқыраулардан шығатын энергетикалық бөлшектер, орташа конфигурациялы магнит өрісінің Паркер спиралінің, қарапайым моделін береді. Әрбір жеке жағдайлар үшін.

-Магнит өрісі кернеулігінің өлшем бірлігі: 1 nT (нано Тесла) = 10^-9 Тесла

• Протон мен электрон темперетурасы әртүрлі, сұйытылған газ қасиетіне сәйкес

Гелиосфера және оның ұйытқулары

Күннің магнит өрісі мен үлкен масштабтағы гелиосфера

Гелиосфера Күн айналасындағы үш өлшемді көлем. Оның іші – Күн желі және магнит өрісінің құраушыларымен толтырылған. Жоғары дыбысты күн желі жұлдызаралық ортада cоқтығысқанда, дауыс жылдамдығы соқтығысты төмендетуге жұмсалады. Сол уақытта бұл ауысу жұлдызаралық желде , гелиосфералық бүгілген соққыда болуы керек еді. (сурет келесі сайттан алынған: http://www.nasa.gov/centers/ames/images/content/72408main_ACD97-0036-1.jpg).

Гелиосфераның өлшемі, бағалаулар бойынша, шамамен 100 AU (1 AU Күн мен Жер арақашықтығы = Астрономиялық бірлік 1.5x10⁸ km). Бұл өлшем нейтронды монитордың Ғаламдық ғарыштық сәулелердің уақыт варияциясындағы өлшемдеріне негізделген. Екі ғарыш кемесінің гелиосфераны (соққылар бәсендетілген кезде) кесіп өткендегі, тікелей бақылаулары, 2007 және 2008 жылдары болды.

Гелиосфера ұйытқулары

Ғарыштық аспаптар тікелей күн желінің негізгі физикалық параметрлерін өлшеу мүмкіндігін береді. Күн желі газдын тыныш ағымы емес: магнит өрісінің үздіксіз тербелісін (Альвен толқыны), күндегі газдың турбулентті қозғалысы жолымен алады және сыртқа қарай қозғалады. Күн желінің баяу мен жылдам ағысы соқтығысқанда, магнит өрісі мен соққы толқындардың ажырауы пайда болады (совращающейся области взаимодействия; CIR). Сондай-ақ ажыраулар: күн жарқырауларында, күн тәжінен лақтырырылған массаларда (ТЛМ) және күн тәжіндегі ақтарылуларда байқалады. Тәжден лақтырылған масса Күн жүйесі арқылы, жердің маңайында өлшенуі мүмкін, планетааралық тәжден лақтырылған массадай (ТЛМs). Солардың кейбіреулері магнитті бұлт д.а. Олар жеткілікті шапшаң болғанда, ұшақ секілді, алдарында соққы толқынды тудырады. Жер атмосферасындағы дыбыстан да жылдам ұшады.

Сол жақ суретте қарқынды Күн жарқыраулары мен тәжден лақтырылған масса мысалдары көрсетілген. Олар байқалатын гелиосфера ұйтқуларын тудырған. Күннің төрт суреті, SOHO (ESA / NASA) кемесіндегі әртүрлі аспаптардан 28 қазан 2003 жылы алынған. Дақтардың тобы (жоғарыда сол жақта) Күн бетіндегі белсенді әрекет пен магнит өрісінің күрделілігінің белгісі. Бұл аймақтардың ең үлкені мен ең күрделісінде айқын жарқыраулар болған. Суреттер шеткі ультрокүлгін телескопының көмегімен түсірілген. (EIT; оң жақтағы жоғарғы сурет). Бірнеше минуттардан соң, шапшаң және үлкен, тәжден лақтырылған массалар, LASCO коронографында (төменгі сурет), тәж арқылы 1000 км/с жылдамдықпен таралғаны көрінді.

Ғарыштық аспаптар мынаны көрсетті: бұл бір күнге кейін Жерге қарай бағытталған жылдам ТЛМ, 29 қазанда. Төмендегі суретте сұлба түрінде бейнеленген (авторы: Y. Liu et al., J. Geophys. Res., 111, A09108): магнит өрісінің тәждік құрылымын жоққа шығарды (өрістегі қызыл сызық) және гелиосфера магнит өрісіндегі ұйтқулар (көк түсті күш сызықтар). Күн желінің плазмасы ТЛМ-ға ене алмайды. Сондықтан ол магнит өрісімен бірге қысылған, немесе сыртқы контурмен бірге ауытқиды, таралып жатқан ТЛМ бірге,екі көк стрелкалар. Өрістің күш сызықтарының формасы өзгереді. ТЛМ мен Күн желінің қоршаған ортасымен шекарада магнит өрісі турбулентті бола алады. Тыныш гелиосфераға қарағанда, мұндай ауытқуы бар гелиосфераларда күн мен галактикалық ғарыштық сәулелер мүлдер әртүрлі таралу шарттарға ие.

Гелиосферадағы ғарыштық сәулелердің тасымалдануы (орнын ауыстыру)

Ғарыштық сәулелер Күн желімен әсерлесе отырып гелиосфераға енеді. Энергетикасы мықты зарядталған бөлшектерге, ештене болмағандай, Күн желінен өте шағады. Энергиясы шамалы ғарыштық сәулелер, айтайық бірнеше ондаған ГэВ, оның әсерін сезеді. Соқтығыпай, ғарыштық сәулелер бөлшегі мен Күн желінің бөлшектері бірден тура кездесулері үшін, газ өте сұйытылған. Магнит өрісінің өзгерісі, энергиясы шамалы ғарыштық сәулелердің траекториясының, түзу сызықтандын қатты ауытқығандығын көрсетеді.

Мұны біз біртекті магнит өрісіндегі зарядталған бөлшектердің таралуының элементар түсінігімен ұғына аламыз. Магнит өрісі уақытқа байланысты өзгергенде, бөлшектер магнит өрісінің тез өзгерген сызықтарымен, траектория бойымен бағытталған, кездеседі, сондықтан да таралу бағыты үнемі өзгеріп тұрады. Бұдан шығатын түсінік: магнит өрісінің (тегіс емес) бұзылған жерінде бөлшектер шашырап кететіндігі.

Галактикалық ғарыштық сәулелердің күндік модуляциясы

Галактикалық ғарыштық сәулелер, Күн желімен таралатын, магнитті бұзылуларда шашырайды. Мұндай бұзылулар Күн белсенділігінің 11 жылдық периодымен өзгереді. Күн белсенділігінің цикылы дақтардың санымен, нақты көрсетілуі керек (жасыл қисық). Бүкіләлемдік көп уақыт нейтронды мониторлардың бақылаулары, галактикалық ғарыштық сәулелер ағымының өзгеруі ұқсас екендігін көрсетті (қызыл қисық): күн дақтарының саны жоғары болғанда, ғаламдлық ғарыштық сәулелер ағымы төмендейді, және керісінше.

Галктикалық ғарыштық сәулелердің энергетикалық бөлшектерінің гелиосфераның динамикалық ортасына таралуы - Күн модуляциясы д.а. Гелиосферадағы магнит өрісі жоғарғы белсенділік периодтарында қатты түрленеді (құбылады), ол кезде күн дақтарының саны , сондай-ақ жарқыраулар мен заттың лақтырылуы да жоғары болады. Планетааралық турбулентті магнит өрісі ғарыштық сәулелерді (белсенділік төмен, магнит өрісі тұрақты болғандағыға қарағанда), әлде қайда эффективті ауытқытады. Магнит өрісінің күшті тербелістері, тек қана ғарыштық сәулелердің санын азайтып қана қоймай, ішкі гелиосфера мен Жерге бара жатқан, энеретикалық спектрін (энергиясы төмен бөлшектер, энергиясы жоғары бөлшектерге қарағанда әсері әлде қайда күшті), және таралу бағытын өзгертеді (анизотропия).

Біз күн дақтарының саны мен ғаламдық ғарыштық сәулелер ағымының арасындағы уақыт ұқсастығына көңіл аударғанымызда, мынадай қызыққа тап болдық. Күн өзінің белсенділік цикылы арқылы, белсенді аумақтардың орналасуымен (локация), ғарыштық сәулелердің таралуына әсерін тигізеді. Бұл ережеге сай, амплитудасы азғана варияцияларды құрайды. Ол Күннің өз өсімен айналу периодының ұзақтығы 27 тәулік болатындығымен байланысты. Көптеген уақыттар бойы ғарыштық сәулелер варияциясы, уақыттың мың жылдық масштабына дейін, Жерде өз ізін қалдырды, оларды полярлы мұздықтардың ерекше зондтарында табуға болады. Дәл қазіргі уақытта біз сол немесе басқа баяу белсенділік периодын бақылап отырмыз: 2009 жылдың мамыр айына минимум артта қалды ма? Әлде алдыда ма? Өйткені 1996 жылғы соңғы минимумнан бері 13 жыл өтті. Шындығында орташа 11 жыл болу керек еді ғой! Ғарыштық сәулелер модуляциясы мынаны дәлелдейді, дәл қазіргі уақытта олардың ағымы, бұрынғы Күн белсенділінінің минимумына қарағанда, жоғары екендігін. Мынадай айырмашылықтарды байқадық: Жердегі ғарыштық сәулелер ағымының уақыт эволюциясы белсенділігінің келесі циклдарында өзгешеліктің бар екендігін. Біреуінде максимумы айқын, шыңы – қыйсық (мысалы 1987ж.), келесі максимумда (1997ж,) шың – жазық. Бұл мынамен байланысты, Күннің белсенділігінің цикылы 11 жыл емес 22 жыл. Әрбір 11 жылда жалпы күннің магнит өрісі өзінің полюстерін ауыстырады, соның салдары зарядталған бөлшектердің гелиосфера арқылы таралуына қатты әсер етеді.

Форбуш төмендеуі

Магнит өрісінің конфигурациясы, гелиосфера арқылы таралатын, планетааралық кеңістікке лақтырылған тәж затының (ICMEs), галактикалық ғарыштық сәулелердің ағымын азайтады. Суретте 2001 жылы бақылаулардың НМНБ (нейтронды мониторлардың нәтижелер базасы) нәтижелері көрсетілген. Оқиғалар басталмай тұрып, жылдамдық санауы (белсенділік деңгейі) алынып тасталған, қыйсық – жылдамдық санауының орташа мәнімен салыстырғандағы пайыздық көрсеткіші, оқиғаға дейін өлшенген. Төмендету 20 % - ға дейін жетуі мүмкін. Бұл төмендеу Ғарыштық сәулелер физикасының авторы Скотта Форбуштың атымен – Форбуш төмендеуі д.а. Ғарыштық сәулелер ағымының төмендеуін, ICME-дің іші мен айналасында күрделі және тасқынды магнит өрістері тудыратын, қорғану деп түсінуге болады.

Егер, басқада Форбуш төмендеуін көргіңіз келсе, NMDB-ның іздеу құралына өтіңіз. Форбуш төмендеуінің нөмірін (санын) және станциясын таңдап алыңызда, «Submit» кнопкасын басыңыз.