太阳宇宙线（太阳活动产生的高能粒子流）
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更新时间：2023-05-16
太阳宇宙线
太阳活动产生的高能粒子流
正文
质子耀斑太阳活动激烈时，在磁场结构复杂的活动区中，磁场梯度很强的区域，可能发生质子耀斑。它的特性是：在厘米和毫米波段有太阳射电爆发，且具有Ⅱ型和Ⅳ型暴；有硬X射线爆发，能谱变硬。太阳粒子可能从这些区域被加速至相当高的能量，进入日球空间，形成太阳高能粒子事件。粒子的通量和微波射电特性密切相关。现在已有可能根据质子耀斑活动特征对太阳质子事件作出预报。
太阳质子 太阳宇宙线中能量高于5×108电子伏的质子能进入地球大气层，产生次级粒子，这种高能事件称为相对论性太阳宇宙线事件或地平面事件。地平面事件的次数很少，从1942年到1978年全世界只记录到31次。其中最大的一次发生在1956年2月23日，粒子的最大磁刚度（见宇宙线地磁效应）至少高达2×1010伏特，磁刚度超过109伏特的质子积分方向通量为107粒子／（米2·球面度·秒），相当于银河宇宙线强度的几十倍。这类高能事件对宇宙飞行器和宇航员有一定的损伤作用。
太阳高能粒子中能量低于5×108电子伏的太阳质子称为低能太阳宇宙线。其中能量高于10×106电子伏的质子能进入地球极区电离层，使D层电子密度增加，导致无线电波衰减，形成“极盖吸收事件”，甚至还能影响到高层大气的光化学反应，增加大气NO成分，降低臭氧成分。极盖吸收事件的次数比地平面事件多得多。1956～1978年记录到的86次事件（包括10余次地平面事件）中，最大的一次发生在1972年8月4日，电波吸收高达60分贝以上，臭氧降低20％左右。能量更低的事件只能通过卫星仪器观测到，称为“卫星敏感事件”，它的次数更多。目前记录到的太阳质子的最低能量约为3×105电子伏。
太阳质子的能谱比银河宇宙线能谱陡，或者说比较软，也就是低能粒子丰富、高能粒子稀少。不同事件的能谱有相当大差别，其中低能部分容易因行星际传播效应而发生变化。高能谱较陡，幂指数在3.0～4.5之间；低能谱较平坦，幂指数在1.1～4.3之间。有好几个事件的高、低能谱都可用指数接近于3的动能幂律谱表示，有的用磁刚度谱表示，低能部分仍比较平坦。
核成分与同位素 表列出在行星际空间测量到的太阳粒子的核成分及其元素丰度。在正常情况下，低能事件的核成分与太阳核成分相当接近。在更高能量，其成分也与太阳大体接近。但是低能事件核成分的变化是很大的，尤其是常规测到“富铁事件”，即重元素的丰度随核电荷数增加而增大(相对太阳丰度而言)。近年来观测证实，这种富铁事件的3He同位素也相当丰富。在正常情况下，耀斑事件中3He/4He的值为光球估计值（约10-4）的10～30倍，一般认为这是耀斑粒子与太阳大气核反应的产物。但是在重元素丰富的事件中，3He/4He的值竟然超过1，而且质子数大为降低，观测不到2H和3H同位素，对应的耀斑也往往是小耀斑。目前有一种看法认为，这是由于太阳离子声波与3He核及其他重核的离子相互作用，导致共振加热所引起的。
太阳电子 太阳电子由于磁刚度低，只能在卫星上观测到。几乎所有的太阳质子事件都同时记录到太阳电子，这类事件称为太阳电子-质子事件，也有不伴随质子的纯粹电子事件，其能量为2×104～3×105电子伏。纯电子事件的耀斑特性，除有硬X射线和微波射电爆发外，与电子－质子事件有明显的差别。射电爆发不是Ⅱ型或Ⅳ型，而是Ⅲ型。电子通量与射电流量也无相关关系。典型的电子事件的方向通量为102粒子／(厘米2·球面度·秒)，最大可达104粒子／（厘米2·球面度·秒）。但是纯粹电子事件的方向通量比较小，只有10～102粒子/(厘米2·球面度·秒)。在12～45兆电子伏能量范围，电子对质子的通量比为10-2～5×10-6,平均为10-4。不同电子事件能谱指数差别不大，微分能谱指数平均值γ=3.0±0.4,而质子事件的γ值变化都比较显著。
加速 在太阳电子-质子事件中，非相对论性电子常常比相对论电子（ E塼30万电子伏）和质子先到达地球，这表明低能电子先被加速。一般认为，太阳粒子的加速包括两个阶段，首先是对电子预加速到非相对论能量，并激发出各种类型的脉冲爆发，形成耀斑。由于电场和波的作用，使电子进一步加速并汇聚成日冕电子流，产生Ⅲ型射电爆发，电子流离开太阳进入行星际空间；第二阶段是耀斑爆发达到极大时，形成日冕激波，产生Ⅱ型射电爆发。激波或其他湍流使电子加速到相对论能量，同时也对质子进行加速，使电子和质子进入行星际空间。高能电子在磁场中激发同步加速辐射，形成Ⅳ型射电爆发。
传播效应 太阳宇宙线进入行星际空间受到太阳风和行星际磁场的作用，强度和方向都会发生变化，称为传播效应。太阳耀斑发生后，要经历十几分钟甚至几十分钟，才能在地球附近观测到各种能量的粒子。粒子的到达时间比按其速度折算的时间长，即使是能量相同的粒子也不是同时到达的。在行星际空间观测到的太阳宇宙线粒子的强度变化，有个时间发展过程，这个过程的长短决定于粒子能量的高低，但是都远超过耀斑活动本身的持续时间。粒子的强度先是在几分钟到几小时内迅速增长至某一极大值，然后近似地随时间按指数函数形式，经历数小时至几天衰减到增加前的水平。根据时间变化曲线，可以估算出粒子的传播距离约为 3～12天文单位，视粒子的能量而定。这些时间变化特征表明，太阳宇宙线是经历了曲折的路程才到达地球的，它走的既不是直线，也不是简单地绕行星际螺旋磁力线作回旋运动到达地球的。它的输运过程很象脉冲点源的扩散过程。行星际介质非常稀薄，只有磁场才能影响太阳粒子的运动。在行星际空间，除了呈螺旋线状的大尺度磁场外（见行星际磁场），还叠加着太阳风的波动和湍流引起的随机小尺度不规则磁场。正是这种不规则磁场，使太阳宇宙线粒子的运动轨道发生随机的散射，形成扩散运动。
低能太阳宇宙线有明显的方向性，即各向异性。在事件开始阶段，各向异性很大，达20～25％，方向明显地沿日地联线偏西的行星际螺旋线方向，这说明粒子最初是沿螺旋磁力线到达观测点的。随着粒子强度增大至极大值，在地球附近粒子密度分布趋于均匀，因此沿螺旋线的各向异性也变小。值得注意的是，各向异性逐渐转到日地联线即太阳风的方向。这说明除了沿磁力线的扩散外，还有随太阳风对流的输运过程。这种对流效应是由于太阳风带动行星际磁场，因而也带动宇宙线粒子运动所引起的，在宇宙线事件后期起着主导作用。太阳风对流会带动密度峰离开太阳。而当密度峰通过观测点后，扩散就会变成沿磁力线方向指向太阳。这种逆向扩散与径向太阳风对流矢量合成，就使各向异性矢量转到沿日地联线以东约45°方向。粒子各向异性的时间变化，有力地说明粒子除沿磁力线扩散外，还存在径向对流效应。在事件开始时，扩散占主导作用，而在后期对流起主导作用。
