Л И. МИРОШНИЧЕНКО
НОСМИЧЕСНИЕ ЛУЧИ
В МЕЖПЛАНЕТНОМ
ПРОСТРАНСТВЕ
ИЗДАТЕЛ ЬСТВО-НАУНА •
У

АКАДЕМИЯ НАУК СССР
Серия «Проблемы науки и технического прогресса»
Л. И. МИРОШНИЧЕНКО
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
В МЕЖПЛАНЕТНОМ
ПРОСТРАНСТВЕ
ИЗДАТЕЛЬСТВО «НАУКА»
Москва 1973

Изучение вариации (изменений) потока космиче¬
ских лучей во времени и пространстве важно для пони¬
мания электромагнитных процессов в далеком космосе,
в атмосфере Солнца и в окрестностях Земли. В книге
описываются история открытия вариаций, методы и
аппаратура для их изучения, важнейшие результаты,
полученные за несколько десятилетий исследований.
Современные представления о солнечно-земных
связях, о межпланетном магнитном поле, об ускоре¬
нии и распространении частиц различных энергий, об
их вторжении в магнитосферу и атмосферу Земли из¬
лагаются в тесной связи с практическими нуждами
наземной радиосвязи, космической навигации и обес¬
печения радиационной безопасности космических по¬
летов.
Книга рассчитана как на специалистов, так и на
широкий круг читателей, интересующихся пробле¬
мами космической физики.
Ответственный редактор
доктор физико-математических наук
Г. Б. ЖДАНОВ
0264-0685 ,п _0
042(02)—73	©	Издательство	«Наука»,	1973

ОТ АВТОРА
Возникновение жизни на Земле и ее эволюция неразрыв¬
но связаны с возникновением и развитием Земли и всей
Солнечной системы. «Немыми свидетелями» (а возможно,
и участниками) эволюции земной биосферы являются кос¬
мические лучи. Пересекая просторы Вселенной во всех
направлениях, они активно участвуют во многих астро¬
физических процессах. Космические лучи запоминают
и приносят ученым бесценную информацию о тех обла¬
стях космоса, где «не ступала нога человека», куда не
залетают автоматические межпланетные станции. Вот
почему около сотни обсерваторий на земном шаре стоят
на вахте, непрерывно наблюдая за космическими лучами.
Океаны бороздят специальные исследовательские кораб¬
ли. В небо взлетают самолеты, высотные аэростаты
и геофизические ракеты, а на орбиты вокруг Земли и в
межпланетное пространство посылаются многочисленные
приборы на спутниках и космических ракетах-зондах.
Стремительный «прорыв» человека в космос поставил
перед исследователями новые задачи. Космические лучи
оказались одним из барьеров, которые приходится пре¬
одолевать на космических трассах. Радиационная опас¬
ность, создаваемая ими, вполне реальна и значительна,
особенно при длительных полетах вокруг Земли, к Луне
и к другим планетам Солнечной системы.
Наибольшую угрозу для здоровья космонавтов создают
космические лучи солнечного происхождения. Они ис¬
пускаются Солнцем во время мощных вспышек. Природа
солнечных вспышек пока полностью не разгадана, поэтому
предсказывать их появление чрезвычайно трудно. Однако
и эта задача разрешима. Хотя сделать предстоит еще
немало, нет сомнения в том, что радиационный барьер на
пути человека в космос будет преодолен.
О космических лучах — разведчиках космоса, о мето¬
дах их изучения, о разгаданных и неразгаданных тайнах

их рождения и распространения, о том, как космические
лучи служат другим наукам, пойдет речь в этой книге.
Читатель познакомится с молодой, бурно развивающей¬
ся областью космической физики — наукой о вариациях
космических лучей, т. е. о временных и пространственных
изменениях их интенсивности. Ее становление и развитие
проходило в условиях, когда в темпах и масштабах кос¬
мофизических исследований произошел своеобразный
«взрыв». Благотворное влияние этого «взрыва» сказалось
и на изучении вариаций космических лучей, особенно
в последние два десятилетия: усовершенствована аппа¬
ратура и методика исследования; возросла точность реги¬
страции космических лучей; резко повысился уровень
наших знаний и понимания природы процессов, проис¬
ходящих в удаленных областях Галактики, в межпланет¬
ном пространстве, в атмосфере Солнца и вблизи Земли.
Эти процессы сложны, исследовать их динамический,
изменчивый характер очень трудно, ибо, как писал Герак¬
лит, «на входящего в одну и ту же реку текут все новые
и новые воды». Ученым далеко не все ясно в поведении
космических лучей, поэтому приходится рассказывать
не только о твердо установленных фактах, но и о гипо¬
тезах, которые еще нужно проверять. Не скроем от чи¬
тателя, что для неспециалистов отдельные места этой кни¬
ги окажутся менее понятными по сравнению с другими.
Вместе с тем хотелось бы надеяться, что читатель про¬
явит встречное понимание трудностей, стоявших перед
автором.
Для тех, кто пожелал бы подробнее ознакомиться с по¬
следними достижениями космической физики, рекомен¬
дуем прочитать литературу из списка, приведенного в
конце этой книги.

«Космические лучи — один ил самых
мощных способов познания Вселенной и
ее законов... Изучать их — это значит по¬
стоянно следить за пульсом нашей звезд¬
ной системы».
В. Л. Гинзбург
100 МИЛЛИОНОВ ЛЕТ
ДО НАШЕЙ ЭРЫ
В биологической истории Земли 100 миллионов лет назад
уже наступила пора расцвета: сушу покрывал зеленый
ковер растений, в Мировом океане кипела разнообразная
жизнь, а прибрежные воды и берега оказались во власти
гигантских пресмыкающихся.
Приблизительно в ту же эпоху на огромном расстоянии
эт Земли, в центре нашей Галактики * (рис. 1), как пред¬
полагают некоторые ученые, произошел колоссальной
зилы взрыв. Энергия его рассеялась по Галактике в виде
эазличных излучений — видимого света, радиоволн, ча¬
стиц и др. Часть энергии досталась космическим лучам—
>ыстрым заряженным частицам, преимущественно ядрам
юдорода (протонам). Выброшенное при взрыве вещество
>бразовало обширную корону Галактики — гало.
Двигаясь от эпицентра взрыва в разные стороны, ча-
тицы «натыкались» на магнитные поля галактического
фостранства. Траектории космических частиц ностепен-
:о искривлялись, запутывались, а их продвижение к
краям» Галактики замедлялось. На своем пути косми-
еские лучи сталкивались также с частицами межзвезд-
ого газа и теряли свою энергию.
Наша звездная систс.ча — Галактика — включает в себя более ста миллиар¬
дов звезд, в том числе Солнце. Галактика имеет форму гигантской чечевицы
с диаметром примерно 100 000 и «толщиной» около 1000 световых лет (свето¬
вой год— это расстояние, которое лучи света, имеющие скорость 300 000
км/сек, проходят за один год; один световой год равен 9,5-1012 км, т. е.
почти десяти триллионам километров).
5

Понадобились миллионы лет, прежде чем самые быстрые
частицы достигли Земли. Поток частиц продолжал нара¬
стать, однако вновь прибывающие частицы оказывались
более медленными. Ныне у Земли установился поток
частиц, максимум которого приходится на частицы с
энергией около 500 млн. электрон-вольт (эв).
На рис. 2 в виде несимметричной кривой показана за¬
висимость числа космических частиц (протонов), падающих
на площадку 1 см2 за 1 сек на единицу телесного угла
Рис. 1. Схема нашей Галактики
1— галактическое гало; 2— радиодиск; 3— оптический диск;
4 — центр Галактики; С — Солнце
в пределах энергетического интервала 1 Гэв = 10° эв
(1 млрд. эв), от их кинетической энергии гн. Такую за¬
висимость называют дифференциальным энергетическим
спектром D (вк) в отличие от интегрального спектра
I С>ек), описывающего аналогичную зависимость для
полного числа частиц с энергией выше любой заданной.
Гипотеза о взрыве в ядре Галактики — самое эффект¬
ное, но не единственно возможное объяснение происхож¬
дения галактических космических лучей. Хотя эта про¬
блема в целом остается нерешенной, есть веские основания
утверждать, что подавляющая часть космических лучев
родилась во время менее мощных взрывов так называемы*
сверхновых звезд.
6

Еще лет 10 назад считалось, что возраст космических
лучей достигает сотен миллионов лет.
Новейшие астрофизические открытия позволяют по-но¬
вому взглянуть на проблему происхождения и возраста
космических лучей. В 1965 г. было обнаружено, что в ко¬
смическом пространстве постоянно присутствует фон из
тепловых фотонов, энергия которых соответствует из¬
лучению абсолютно черного тела при температуре всего
2,7° по шкале Кельвина (°К). Частицы космических
лучей, сталкиваясь с тепловыми фотонами, теряют свою
энергию. Это должно приводить к искажению энергети¬
ческого спектра космических лучей в области самых вы¬
соких энергий — 1020 эв и выше. При этом степень ис¬
кажения зависит главным образом от времени прохожде¬
ния космических лучей от их источников до Земли.
На XI Международной конференции по космическим
лучам (Будапешт, август 1969 г.) были приведены данные
по регистрации частиц с энергией вплоть до 2-1020 эв.
Сравнение экспериментальных данных с расчетами пока¬
зывает, что верхняя граница возраста космических
лучей, по-видимому, не достигает и 100 млн. лет. По данным
радиоастрономических наблюдений на волне 21 см, по¬
следний взрыв в центре нашей Галактики произошел не
более 10 млн. лет назад.
Несколько лет назад были открыты пульсары — весьма
загадочные объекты с периодическими пульсациями пото¬
ка радиоволн. Первый пульсар открыт в 1967 г. группой
английских радиоастрономов во главе с профессором
Э. Хьюишем. Радиоисточник, получивший название
СР 1919, испускал периодически повторяющиеся импульсы
с невероятно высокой точностью повторения — один им¬
10
£
Рис. 2. Распределение космиче¬
ских лучен по энергиям, наблю¬
даемое у Земли (дифференциаль¬
ный энергетический спектр)
w~5
in 7	1	1	1	 J	1
106	108	-Wi0	10i2
Кинетическая энергия еК1 эв
7

пульс через каждые 1,33730113 секунды. Теперь известно
уже более 50 пульсаров с периодами от 0,033 до 3,745 сек.
Строгая периодичность излучения пульсаров породила
даже гипотезу о том, что это сигналы, подаваемые разви¬
тыми внеземными цивилизациями.
Тщательный анализ показал, что пульсары — это быст¬
ро вращающиеся нейтронные звезды, существование ко¬
торых было предсказано теоретически еще в 30-х годах
нашего столетия. На основе теоретических расчетов сделан
10
< -j-	0
щ-%/02
а? 10~2
St Ci
планетная плауйа
у
Нремиче\
101 1О3 10	10	10д	10
Энергия £к; зЗ
н
Рис. 3. Интегральные энергети¬
ческие спектры частиц, наблю¬
даемых в межпланетном прост¬
ранстве
1 — спокойный солнечный ве¬
тер; 2 — усиленный солнечный
ветер; з — солнечные космиче¬
ские лучи; 4 — галактические
космические лучи; 5 — услов¬
ная граница между космиче¬
скими лучами и межпланетной
плазмой
вывод, что в пульсарах, благодаря большой скорости их
вращения и огромной напряженности магнитных полей
1012 гс), может происходить ускорение частиц вплоть
до энергии 1021 эв. Следовательно, космические лучи сверх¬
высокой энергии могут быть ускорены в пределах нашей
Галактики.
Космические лучи галактического происхождения —
далеко не единственный вид корпускулярных излучений,
наблюдаемых в межпланетном пространстве. Предста¬
вим себе, что мы находимся на борту космического кораб¬
ля на расстоянии нескольких миллионов километров от
Земли. Допустим, что нам удалось побывать там хотя
бы одну секунду, чтобы «оглядеться» и прочесть показа¬
ния приборов.
Что же покажут приборы космического корабля? Они
обнаружат, что космос полон излучений и пульсирующих
процессов. Прежде всего в космосе мы будем иметь дело
с проявлениями солнечной активности. Подсчитано, что
за одну секунду Солнце излучает около 4-1033 эрг в оп¬
тическом диапазоне. Около 1027—1(Р эрг несет в себе
солнечный ветер — непрерывный поток плазмы из расши¬

ряющейся короны. Эти цифры относятся к спокойному
Солнцу.
Временами солнечный ветер резко усиливается —
возрастает направленная скорость и концентрация частиц
плазмы. Усиление ветра обычно связано с солнечной
вспышкой. Оно происходит не по всей поверхности Солн¬
ца, а в некотором секторе — с угловой шириной в несколь¬
ко десятков градусов. Усиленный солнечный ветер по¬
лучил название солнечных корпускулярных потоков.
В подобного рода вспышках генерируется большое ко¬
личество солнечных космических лучей — в основном
протонов — с энергией примерно от 106 до 1010 эв. Эти
триI вида корпускулярного излучения Солнца — спокой¬
ный солнечный ветер, усиленный солнечный ветер и сол¬
нечные космические лучи — играют решающую роль
в динамических процессах в межпланетном пространстве.
Интегральные спектры частиц, в потоке которых нахо¬
дится Земля, показаны на рис. 3. Как видно из рисунка,
галактические космические лучи и межпланетная плазма,
т. е. солнечный ветер, спокойный и усиленный, находятся
на противоположных концах спектра, а космические лучи
солнечного происхождения по своим энергиям занимают
промежуточное положение.
Кривая рис. 2 описывает усредненный спектр потока
частиц в Солнечной системе. Характерно, что траектории
космических лучей распределены по направлениям с точ¬
ностью до 1% изотропно, т. е. равномерно. Длительное
время ученым было неясно, меняется ли поток космиче¬
ских лучей со временем. В наши дни изменчивость их
потока уже не вызывает сомнений. Чтобы установить это,
исследователям многих стран пришлось проделать огром¬
ную работу, которая и привела к рождению нового от¬
ветвления космофизики — науки о вариациях космиче¬
ских лучей.

МЕТОДЫ НАБЛЮДЕНИИ
Космические лучи галактического происхождения занима¬
ют по своим энергиям чрезвычайно широкий интервал —
приблизительно от 108 до 1020 эв. Минимальная и макси¬
мальная энергия частиц у Земли отличаются в триллион
раз! Столь большое различие требует применения раз¬
личных методов и приборов для регистрации и изучения
частиц.
Прежде чем переходить к рассказу о методах измерения
космических лучей, вспомним об одном историческом не¬
доразумении.
История физики космических лучей (как и любой дру¬
гой отрасли науки) изобилует неожиданными открытиями,
драматическими недоразумениями, успехами и неудача¬
ми. Достаточно вспомнить, что сам термин «космические
лучи» отразил непонимание природы этого излучения на
заре зарождения физики космических лучей. Само их
открытие произошло как бы случайно, мимоходом.
В начале XX в. физики были озабочены природой ра¬
диоактивности. В связи с этим их серьезно заинтересовали
причины постепенной разрядки электроскопа — прибора
для измерения радиоактивности. Сначала предполагали,
что причина разрядки — естественная радиоактивность
земных пород, воды и воздуха. Однако измерения на раз¬
личных высотах над поверхностью Земли (в горах и в
стратосфере), вопреки ожиданиям, показали, что начи¬
ная примерно с 100 J м над уровнем моря скорость разрядки
электроскопа, или, иными словами, степень ионизации
воздуха, постепенно увеличивалась. На высоте 9000 м
ионизация возрастала в 10 раз.
Этот факт указывал на существование излучения не¬
известной природы, которое на поверхность Земли при¬
ходит из верхних слоев атмосферы или даже из космиче¬
ского пространства и обладает огромной проникающей
способностью по сравнению с обычной радиоактивностью.
10

Вновь открытое излучение получило сперва название
«высотного излучения» или «ультраизлучения». В даль¬
нейшем его стали называть «космическими лучами» (по
аналогии с лучами Рентгена). Впоследствии же выясни¬
лось, что космические лучи на границе атмосферы в дейст¬
вительности представляют собой заряженные частицы
(в основном протоны), а не электромагнитное излучение,
однако их прежнее название сохранилось до сих пор.
Ныне мы хорошо знаем, как космические лучи прохо¬
дят через магнитосферу, ионосферу и атмосферу Земли
(рис. 4), но для пионеров космофизики космическое из¬
лучение таило много неожиданностей.
С конца 20-х годов физиков волновал вопрос: какова
интенсивность космических лучей на границе атмосферы
и в межпланетном пространстве (за пределами магнитного
поля Земли)? Штурм больших высот, предпринятый в
30—40-х годах с помощью шаров-зопдов и геофизических
ракет, привел к обнаружению нового удивительного
факта: оказалось, что полная интенсивность космических
лучей имеет максимум на высоте около 20 км. При подъеме
к границам атмосферы она падала вдвое уже на высоте
около 50 км (рис. 5), оставаясь затем почти постоянной
вплоть до самых больших высот, достигнутых ракетами
тех лет,— около 150 км.
Осмысление этих экспериментальных фактов привело
исследователей к трем фундаментальным выводам: во-
первых, Земля находится в потоке первичных космиче¬
ских лучей с приблизительно постоянной интенсивностью;
во-вторых, в атмосфере происходит размножение частиц
за счет взаимодействий налетающих частиц с ядрами ато¬
мов воздуха; в-третьих, вторичные частицы (нейтроны,
ц-мезоны, электроны и др.), достигнув максимума ин¬
тенсивности, поглощаются затем в атмосфере по определен¬
ному закону.
Кроме того, стало ясно, что воздушная оболочка Земли
представляет для первичных космических лучей практи¬
чески непроницаемую «броню». Толщину атмосферы при¬
нято выражать количеством вещества (в граммах), при¬
ходящегося на 1 см2 поверхности Земли. На уровне моря
эта величина составляет около 1030 г/см2. Чтобы вызвать
ядерное расщепление в воздухе, первичной частице до¬
статочно пройти слой вещества толщиной в среднем около
90 г/см2. Совершенно очевидно, что ни одна первичная
частица практически не дойдет до уровня моря, какой
И

N
Рис. 4. Упрощенная модель околоземного пространства. До высоты около 70 км
Земля окружена нейтральной воздушной оболочкой (1), далее на не¬
сколько сотен километров простирается ионосфера (2). На высоте около 400 км
лежит внутренняя граница внутреннего (протонного) радиационного пояса
(3), за ним находятся внешний (электронный) пояс (4). Магнитное поле на
больших расстояниях от центра Земли деформировано солнечным ветром (5)
и вытянуто в виде хвоста кометы (Гр— условная граница между межпланетной
плазмой н магнитным нолем Земли; С -л. — силовые линии магнитного по;.
Земли)
Рис. 5. Высотный ход полной интенсивности I космических лучей в атмосфере
Земли (число импульсов в одиночном счетчике за 1 сек). Измерения велись
с помощью ракет на высотах до 150 км (каждому значению высоты в
километрах соответствует определенное значение давления остаточной атмо¬
сферы Р в г/см2). При подъеме ракеты интенсивность сначала быстро растет,
достигает максимума на высоте h = 20 км, затем плавно уменьшается. Начиная
с высоты около 50 км и выше поток космических лучей остается приблизительно
постоянным

бы большой энергией она ни обладала. Таким образом,
прибор, установленный на уровне моря, будет регист¬
рировать только вторичные частицы.
Широкие атмосферные ливип. Приблизительно равно¬
мерный во времени град первичных космических лучей,
обстреливающих атмосферу, приводит к образованию на
уровне моря мелкого осеннего дождя из вторичных частиц.
Время от времени на фоне этой «непогоды» наблюдаются
мощные ливни. Это случается, когда в атмосферу втор¬
гается частица очень высокой энергии (выше 1014 эв).
Тогда на поверхность Земли площадью в несколько квад¬
ратных километров обрушивается поток частиц, полное
число которых может достигать многих миллиардов. Про¬
странственная картина такого широкого атмосферного лив¬
ня (ш.а.л.) показана на рис. 6.
Космические лучи оказали ядерпой физике неоценимые
услуги. Достаточно вспомнить, что в гигантской атмо¬
сферной лаборатории были открыты позитрон, я- и ц-ме-
зоны, а также ряд других элементарных частиц. Исследо¬
вания космических лучей в этомядерно-физическом напра¬
влении успешно развиваются и поныне. В свою очередь
изучение ш.а.л. специалистами по ядерной физике по¬
зволяет определить спектр первичных космических лучей
в области сверхвысоких энергий. Суммируя энергию элект¬
ронно-фотонной, пуклонной и ц-мезонной компонент,
можно определить общую энергию ливня и, следовательно,
энергию первичной частицы.
Энергетический спектр первичных частиц из данных по
широким атмосферным ливням был прослежен до энер¬
гии 1020 эв. При столь высоких энергиях частицы галак¬
тического происхождения уже не удерживаются магнит¬
ными полями Галактики, а метагалактичсские частицы
должны «обрезаться» по другой причине. Такое «обреза¬
ние» спектра метагалактического излучения происходит
за счет его взаимодействия с фотонами так называемого
реликтового (остаточного) теплового излучения, уже
упоминавшегося в начале настоящей главы. Этот релик¬
товый фон представляет собой остывшие остатки высоко¬
температурного электромагнитного излучения, заполняв¬
шего Вселенную на начальных этапах ее развития. По¬
добно космическим лучам, реликтовое излучение является
«вездесущим», и его роль в астрофизических процессах
трудно переоценить. В частности, можно показать, что
на своем пути в межзвездном пространстве космические
13

лучи, сталкиваясь с реликтовыми фотонами, теряют энер¬
гию. Эти потери растут при увеличении энергии частиц.
Они становятся особенно ощутимыми при энергии кос¬
мических лучей вышеЗ-1019 эв. Таким образом, «обреза¬
ние» спектра при какой-то предельной энергии стано¬
вится неизбежным.
Интегральный энергетический спектр первичных кос¬
мических лучей описывают простой формулой вида
I (> ек) = /08-\ где 10 — константа, а у меняется в
зависимости от рассматриваемого интервала энергий
(рис. 7). До недавнего времени считалось, что крутая
(у = 2) область спектра простирается вплоть до энер¬
гий 1017 —1018 эв, а затем при самых высоких энергиях
спектр опять становится пологим — примерно таким, как
при энергиях меньше 1015 эв (т. е. у = 1,7). Эта пологая
часть приписывалась примеси метагалактической компо¬
ненты космических лучей. Однако полной ясности в этой
очень трудной для исследований области энергий пока не
достигнуто *.
Широкие атмосферные ливни используются для изу¬
чения спектра первичного космического излучения при
энергиях выше 1014—1015 эв.
Интервал энергий 106—1014 эв все еще остается очень
широким и не поддается изучению каким-либо одним ме¬
тодом. В этом интервале энергий используются самые раз¬
нообразные методы: подземные и наземные наблюдения
со счетчиками, измерения в стратосфере (шары-зонды и гео¬
физические ракеты), косвенные ионосферные методы (по
эффекту дополнительной ионизации, вызываемой косми¬
ческими лучами), непосредственные измерения в межпла¬
нетном пространстве (искусственные спутники Земли, ав¬
томатические межпланетные станции, метод ионизацион¬
ного калориметра).
Каждый из этих методов наиболее эффективен лишь
в сравнительно узкой области энергий, так что в целом
они взаимно дополняют друг друга. Пожалуй, надежнее
других изучен не подверженный вариациям диапазон
1010—1015 эв, в котором можно брать за основу результаты,
• Полученные к 1973 г. экспериментальные указания па анизотропию пото¬
ка частиц энергией свыше 1019 эв дают основания полагать, что даже при
столь высоких энергиях еще «работают» впутрнгалактические источники
космических лучей.
14

Рис. 6. Пространственная кар¬
тина широкого атмосферного
ливня (ш.а.л.) вторичных кос¬
мических частиц, созданных в
атмосфере Земли одной первич¬
ной частицей очень высокой
энергии. Ливень быстро разви¬
вается в атмосфере, достигает
максимальной площади своего
поперечного сечения, а затем
его «толщина» постепенно убы¬
вает (из-за поглощения частиц
в воздухе) по мере приближения
к поверхности Земли
/_ первичная частица;
2 — условная граница атмо¬
сферы;
3 — максимальное сечение лив¬
ня (в действительности его
края размыты, а внутри
показанного объема содер¬
жится около половины час¬
тиц ливня);
4 — поверхность Земли
Рис. 7. Интегральный энергети¬
ческий спектр первичного косми¬
ческого излучения, полученный
по данным о широких атмос¬
ферных ливнях.
Показатель спектра
y = 1,7 до энергий ~3-101бэв,
далее т=2,0 до энергий ~3-10,8эв,
а затем снова у = 1,7 вплоть до
предельно высоких энергий
~ Ю20 эв
15

полученные Н. JI. Григоровым и др. на спутниках серии
«Протон».
Столь большое разнообразие методов для изучения косми¬
ческих лучей обусловлено не только широким интервалом
исследуемых энергий. Дело в том, что поток космических
лучей, как оказалось, меняется со временем (особенно
при энергиях меньше 1010 эв), причем величина и причины
этих изменений в различных интервалах энергии различ¬
ны. К сожалению, эта динамическая сторона — важнейшая
для астрофизиков особенность космических лучей — дол¬
гое время оставалась за пределами внимания исследовате¬
лей. Это объясняется непониманием истинной природы
космических лучей на заре их исследования (в начале на¬
шего столетия), «массовым увлечением» ядериой физикой
в 20—40-х годах и отсутствием в то время систематических
непрерывных наблюдений их интенсивности на поверх¬
ности Земли.
Мировая сеть станций для непрерывных наземных на¬
блюдений. Непрерывные наблюдения космических лучей
на поверхности Земли были начаты в середине 30-х годов.
Первым прибором, пригодным для этой цели, оказалась
ионизационная камера конструкции А. Комптона. Этот
прибор в 1949 г. был усовершенствован группой советских
физиков под руководством Ю. Г. Шафера.
Ионизационная камера представляет собой стальную
сферу, наполненную тщательно очищенным аргоном до
давления 10 атм, в результате чего ионизация, произво¬
димая на 1 см пути в газе камеры вошедшей заряженной
частицей большой энергии, примерно в 16 раз больше,
чем в воздухе при нормальных давлении и температуре.
Ионизация, создаваемая в рабочем объеме камеры косми¬
ческими лучами, измеряется чувствительным электромет¬
ром и фиксируется на фотобумаге.
Для защиты от местных радиоактивных загрязнений
и отсекания низкоэнергичных космических лучей камера
экранирована слоем свинцовой дроби толшиной 17,3 см,
что эквивалентно слою сплошного свинца толщиной 10,7 см.
Свинцовой дробью заполнен промежуток между внешней
и внутренней стальными оболочками. С учетом оболочек
полный экран эквивалентен примерно 12 см РЬ. Благодаря
такой экранировке камера тина АСК-1, установленная
па уровне моря, наиболее чувствительна к первичным кос¬
мическим частицам с энергией около 46 Гэв (46 млрд. эв).
Ее назначение — непрерывная регистрация ц-мезопной,
16

или, как ее обычно называют, жесткой, компоненты кос¬
мических лучей.
В начале 50-х годов были разработаны другие основные
приборы для непрерывных наземных наблюдений — ней¬
тронный монитор и счетчиковый мезонный телескоп. Их
названия отражают тот факт, что они могут регистриро¬
вать вторичные частицы только определенного сорта
(нейтроны или ц-мезоны).
На рис. 8 показана схема счетчикового телескопа.
Заряженная частица регистрируется только в том слу¬
чае, если она проходит через оба ряда счетчиков—верхний
и нижний, по принципу совпадений. Для отсекания ча¬
стиц малой энергии между двумя рядами счетчиков по¬
мещен слой свинца. Для регистрации ц-мезонов на поверх¬
ности Земли используют телескопы кубической геометрии,
а для подземных измерений — так называемые полуку-
бические телескопы.
В стандартном кубическом телескопе, разработанном
в СССР Я. JI. Блохом, нижнее и верхнее основания куба
со стороной 55 см образуют ряды счетчиков. Для умень¬
шения числа случайных совпадений телескоп состоит из
трех рядов счетчиков. Возможность изучать зависимость
интенсивности космических лучей от направления их
прихода — одно из основных преимуществ счетчиковых
телескопов перед ионизационными камерами.
Нейтронную компоненту космических лучей регистри¬
руют с помощью счетчиков, наполненных трехфтористым
бором BF3, обогащенным изотопом В10. При взаимодейст¬
вии ядер В10 с нейтронами образуются два «осколка» —
ядро гелия Не4 (а-частица) и ядро лития Li7. Обе части¬
цы разлетаются в противоположных направлениях, иони¬
Вторичные космические лучи
Рис. 8. Схема счетчикового те¬
лескопа для регистрации заря¬
женных космических частиц. Два
газоразрядных счетчика соеди¬
нены таким образом, что в блоке
руется информация только о
тех частицах, которые пришли
из атмосферы в пределах неко_
торого угла а
совпадения (сумматоре) фикси- Сумматор
17

зируя газ внутри счетчика. Эффективность счета нейтро¬
нов определяется вероятностью их захвата ядрами бора.
Эта вероятность в широком диапазоне энергий нейтронов
обратно пропорциональна их скорости и достигает мак¬
симального значения для медленных (тепловых) нейтро¬
нов. Атмосферные же нейтроны явлются быстрыми, так
что эффективность их регистрации борными счетчиками
мала, что мешает увеличению статистической точности
результатов наблюдений.
Создатели прибора для непрерывной регистрации нейт¬
ронной компоненты — группа американских физиков во
главе с Дж. Симпсоном — столкнулись с еще одной прин¬
ципиальной трудностью. Дело в том, что интенсивность
нейтронов довольно быстро (экспоненциально) уменьшает¬
ся с глубиной атмосферы. Поэтому на больших глубинах
атмосферы (на уровне моря или на уровне гор) поток нейт¬
ронов очень мал. Это существенно увеличивает статисти¬
ческие ошибки результатов наблюдений.
Чтобы преодолеть трудности, понадобилось применить
специальный метод локальной генерации нейтронов в са¬
мом детекторе — нейтронном мониторе. Суть этого метода
заключается в следующем. Нейтроны, пришедшие из
атмосферы, вызывают расщепление ядер свинца, окружаю¬
щего счетчик. В результате появляется некоторое коли¬
чество новорожденных нейтронов — от 1 до 10. Поскольку
все они остаются довольно быстрыми, их необходимо за¬
медлить до тепловых скоростей. В стандартном мониторе
типа МГГ в качестве замедлителя используется па¬
рафин.
Монитор типа МГГ наиболее чувствителен к первичным
частицам с энергией примерно 7-109 эв. Стандартный счет-
чиковый телескоп по диапазону максимальной чувстви¬
тельности занимает промежуточное положение между иони¬
зационной камерой и нейтронным монитором.
До середины 60-х годов нейтронный монитор типа МГГ
был единственным стандартным прибором для непрерыв¬
ной регистрации нейтронной компоненты. С 1964 г. во
многих пунктах земного шара действуют новые нейтрон¬
ные детекторы — супермониторы типа NM-64. Они от¬
личаются большей площадью и повышенной чувствитель¬
ностью по сравнению с монитором типа МГГ. Внешний
вид нейтронного супермоиитора показан на рис. 9.
Наблюдения за интенсивностью различных компонент
в одном и том же пункте позволяют исследователям более
18

определенно судить об энергетическом спектре частиц,
приходящих на границу атмосферы.
Описанные приборы тяжелы, громоздки и поэтому при¬
годны для эксплуатации лишь в стационарных условиях
(на уровне моря или в горах). Их облегченные варианты
можно установить на самолете или корабле, чтобы цс-
следовать, как зависит поток космических лучей от ши¬
роты точки наблюдения. Исследования такого рода
проводятся как за рубежом, так и в Советском Союзе.
Рис. 9. Разрез одного из крупнейших-в мире детекторов вторичного космического
излучения — нейтронного супермонитора. Счетчики нейтронов помещаются
в свинцовые трубы и экранируются со всех сторон слоем полиэтилена
В частности, на борту научно-исследовательского судна
Академии наук СССР «Академик Курчатов» уже в течение
нескольких лет работает станция космических лучей. Она
состоит из нейтронного супермонитора и ц-мезонного те¬
лескопа, исполненных в «морском» варианте.
Теперь на земном шаре свыше сотни станций, оборудо¬
ванных стандартными приборами, днем и ночыо ведут на¬
блюдения космических лучей (рис. 10). Особое внимание
исследователей привлекают полярные области — Арктика и
19

Рис. 10. Мировая сеть станции для непрерывной и аземнон регистрации космических лучен (показаны
лишь основные станции)

Антарктика. В Антарктиде в течение многих лет работают
в числе других две советские станции космических лучей —
Мирный и Восток.
Сеть станций на территории СССР была создана в се¬
редине 50-х годов большой группой специалистов под ру¬
ководством академика С. II. Вернова. В последние годы
она была значительно расширена и оборудована новыми
приборами.
С наземными наблюдениями тесно связано зарождение
и развитие науки о вариациях космических лучей. Поэто¬
му уместно рассказать здесь об основных этапах исследо¬
вания вариаций.
Как уже отмечалось, на заре становления физики косми¬
ческих лучей ученые прежде всего интересовались их
происхождением. В дальнейшем в центре внимания ока¬
зались вопросы взаимодействия космических лучей с ве¬
ществом и природа частиц как первичного потока, так
и различных вторичных компонент. Лишь в последние два
десятилетия на основе достижений в изучении природы
космических лучей и их взаимодействия с веществом рез¬
ко повысился интерес к астрофизическому аспекту —
к происхождению космических лучей и их вариациям.
В соответствии с этим историю изучения вариаций можно
разбить на четыре периода.
Первый период (1926—1934 гг.) был ознаменован от¬
крытием вариаций и поисками источников космических
лучей. Измерения в этот период носили большей частью
эпизодический характер. Многие результаты находились
во взаимном противоречии и были обременены большими
статистическими ошибками, поскольку эффективная пло¬
щадь используемых в то время приборов была мала. Од¬
ним из важных достижений этого периода было обнаруже¬
ние корреляции интенсивности космических лучей с ат¬
мосферным давлением в точке наблюдения (на уровне
моря), названной барометрическим эффектом.
Второй период (1935—1950 гг.) характеризовался уси¬
ленным изучением вариаций жесткой компоненты. Точ¬
ная непрерывная регистрация этой компоненты начала
проводиться в нескольких пунктах земного шара с помо¬
щью ионизационной камеры, сконструированной А. Компто¬
ном и его сотрудниками специально для этой цели. Был
накоплен богатый наблюдательный материал по вариа¬
циям ц-мезоиной компоненты. Его интерпретация, од¬
нако, столкнулась с большими трудностями из-за иеста-
21

бильности ц-мезонов и влияния метеорологических фак¬
торов.
Методика правильного учета влияния метеорологических
условий на вариации жесткой компоненты была разрабо¬
тана в третий период (1951 — 1956 гг.). Тогда же была на¬
чата регистрация и других компонент (в основном нейт¬
ронной). По данным о вариациях различных вторичных
компонент были получены важные сведения об энергети¬
ческом спектре первичных вариаций и природе их источ¬
ников. В этот же период широко развернулась подготовка
к Международному геофизическому году (МГГ) — гран¬
диозному научному мероприятию, охватившему десятки
стран и тысячи ученых — специалистов по геофизике,
астрофизике и физике космических лучей.
С началом МГГ (июль 1957 г.) можно связать также на¬
чало нового, четвертого, периода в истории изучения ва¬
риаций. Он отличается от предыдущих двумя важными
особенностями. Во-первых, наземные наблюдения косми¬
ческих лучей проводятся всеми станциями комплексно,
по согласованной программе, с помощью стандартной
аппаратуры. Во-вторых, благодаря запускам первых ис¬
кусственных спутников Земли началось изучение вариа¬
ций непосредственно в космосе.
Исследования по программе МГГ (1957—1958 гг.) были
приурочены к периоду максимальной солнечной актив¬
ности. Ученым различных специальностей предстояло
совместными усилиями выяснить ряд вопросов о влиянии
Солнца на Землю, или, как принято говорить, о солнеч¬
но-земных связях. Это влияние очень многогранно, по¬
этому для осуществления программы МГГ были привлече¬
ны международная служба Солнца, служба ионрсферы
и вариаций геомагнитного поля, служба космического
радиоизлучения, служба погоды и, наконец, созданная в
самый канун МГГ международная служба космических
лучей (мировая сеть станций).
Создание мировой сети резко повысило темпы и уровень
исследования вариаций космических лучей. Многие из
тех результатов, о которых будет рассказано дальше, бы¬
ли получены именно в период МГГ и в последующие го¬
ды. Сотрудничество ученых различных стран в проведении
МГГ оказалось весьма плодотворным и было продолжено
в 1959 г. по программе Международного года геофизиче¬
ского сотрудничества (МГГС). В дальнейшем был осуществ¬
лен МГСС — Международный год спокойного Солнца
22

(1964—1965 гг.), приурочен¬
ный к периоду минимума
солнечной активности.
На 1976—1978 гг. плани¬
руется Международный год
исследования магнитосферы.
Таким образом, исследования
геофизических явлений по
международным программам
становятся хорошей тради¬
цией. Во всех этих програм¬
мах одной из важных задач
остается изучение вариаций
космических лучей.
Измерения в стратосфере.
Ценную информацию о кос¬
мических лучах дают изме¬
рения в стратосфере. Они вы¬
полняются с помощью до¬
вольно простой аппаратуры—
одиночного счетчика, счетчи-
кового телескопа, а иногда
и ядерных фотопластинок.
Аппаратура поднимается на
шарах-зондах (рис. 11) до вы¬
соте они могут дрейфовать в
течение многих часов. Более
кратковременные измерения
проводятся с помощью гео¬
физических ракет, которые
могут достигать высот от не¬
скольких десятков до сотен
километров.
В Советском Союзе регу¬
лярные стратосферные изме¬
рения проводятся под руко¬
водством А. Н. Чарахчьяна начиная с середины 1957 г.
Сначала измерения проводились на геомагнитных широ¬
тах 64° (Мурманск) и 51° (Москва), а с апреля 1958 г.
также на широте 41° (Крым). Шары-зонды запускаются
также в обсерватории Мирный (Антарктида) и других
пунктах. Измерения в стратосфере дают очень ценную
информацию о первичных космических лучах в области
максимума их дифференциального спектра.
Рис. 11. IIInp-зонд с аппаратурой
для измерения космических лучей
во время полета в стратосфере. Из¬
мерения проводятся в течение мно¬
гих часов па высотах вплоть
до 35—40 км
23

Космические лучи и распространение радиоволн в ио¬
носфере. В последние годы довольно интенсивно исследу¬
ется воздействие космических лучей на нижнюю ионо¬
сферу и образование «космического слоя» ионизации.
Из-за малости эффектов, вызываемых в ионосфере косми¬
ческими лучами галактического происхождения, их труд¬
но обнаружить экспериментальным путем (например, с по¬
мощью радиоволн) на фоне эффектов от волновой радиа¬
ции (рентгеновское и ультрафиолетовое излучения Солн¬
ца). Известно, однако, что волновая радиация проникает
на уровень ионизованного слоя, создаваемого космически¬
ми лучами (^С 65 км), уже значительно ослабленной.
С другой стороны, сверхдлинные и длинные радиоволны
отражаются именно на этой высоте или несколько ниже.
Теоретические расчеты показывают, что на высотах
ниже 65 км влиянием волновой солнечной радиации мож¬
но пренебречь, здесь основной вклад в ионизацию вносят
космические лучи. При исследовании ночной ионосферы,
эффектов солнечных затмений и т. п. также можно пре¬
небречь волновой радиацией. Поэтому по данным о рас¬
пространении длинных радиоволн можно судить о влиянии
космических лучей на ионосферу. В частности, исследо¬
вание поведения так называемой области D ионосферы во
время Форбуш-эффектов * по данным наклонного падения
длинных радиоволн позволило обнаружить, что поглоще¬
ние радиоволн хорошо коррелирует с интенсивностью
космических лучей. В результате детальных наблюдений
был обнаружен также 11-летний ход поглощения радиоволн,
который практически совпадает с 11-летним циклом кос¬
мических лучей.
Аномальная ионизация в нижней ионосфере и солнеч¬
ные космические лучи. Значительное усиление потока
ультрафиолетового излучения во время солнечных вспы¬
шек резко увеличивает степень ионизации в ионосфере на
освещенной стороне Земли. Это приводит к резкому ухуд¬
шению или даже к полному прекращению радиосвязи на
коротких волнах. Однако во время известной солнечной
вспышки 23 февраля 1956 г. была обнаружена также дру¬
гая причина, вызывающая повышенную ионизацию в ионо¬
сфере даже на неосвещенной стороне Земли. В частности,
наблюдалось сильное поглощение радиоизлучения дискрет¬
ного источника Дева-А на частоте 22,2 Мгц. Интенсивность
* Подробнее об эффекте Форбуша в космических лучах см. стр. 72 -7<‘ф

радиоизлучения 23 февраля с 4 ч. 20 ч. до 5 ч. 30 м.
мирового времени упала более чем в 10 раз по сравнению
с интенсивностью в предыдущую ночь. Кривые поглоще¬
ния радиоизлучения и интенсивности космических лучей
в этот период оказались подобными друг другу.
Детальный анализ аномальной ионизации земной ат¬
мосферы 23 февраля 1956 г. показал, что существуют два
типа аномальной ионизации нижней ионосферы (в ин¬
тервале высот 30—110 км). Первый, «ранний»,тип, непосред¬
ственно связанный с быстрым возрастанием потока солнеч¬
ных космических лучей, наблюдался в неосвещенной по¬
лусфере Земли как па больших, так и па малых высотах.
Второй, «поздний», тип аномальной ионизации начался
постепенно, достиг максимума лишь через несколько ча¬
сов после солнечной вспышки и продолжался в течение
нескольких суток. Этот тип ионизации отличался вы¬
сокой степенью изотропии, но наблюдался только в об¬
ласти геомагнитных широт выше 70° (в полярных шапках).
Для исследования описанного эффекта поглощения в по¬
лярных шапках Земли (эффект ППШ) в США в 1958 г.
была разработана специальная аппаратура непрерывной
регистрации космического радиоизлучения на частоте
27,6 Мгц — так называемые риометры. Ныне риометри-
ческие измерения проводятся и на других фиксированных
частотах.
Использование риометров в США, СССР, Швеции, Кана¬
де и некоторых других странах показало высокую эффек¬
тивность этого метода для комплексного изучения как
свойств ионосферы, так и энергетического спектра сол¬
нечных космических лучей. Был установлен важный факт:
эффект ППШ наиболее чувствителен к солнечным прото¬
нам сравнительно малой энергии, от 1 до 50 Мэв. Эти
протоны сильно отклоняются геомагнитным полем и по¬
этому приходят только в полярные области Земли. Кроме
того, даже вблизи полюсов они не в состоянии проник¬
нуть в атмосферу глубже чем до высоты 90—50 км, так
что во многих случаях риометрические измерения являют¬
ся единственным источником информации о малоэнергич¬
ном участке спектра солнечных космических лучей.
Иногда эти протоны удавалось зарегистрировать непо¬
средственно (на спутниках, ракетах и воздушных шарах).
В одном из таких экспериментов американские исследо¬
ватели нашли эмпирическое соотношение между потоком
солнечных протонов (по данным спутников «Алуэтт»
25

С полярной орбитой в период вспышки 21 сентября 1963 г.)
и амплитудой ППШ, а именно I = 2-107Л2, где I — ин¬
тенсивность протонов (м“2 сек-1 стерад"1) с энергией
1,3—7 Мэв и А — амплитуда поглощения в децибелах для
риометра, работающего на частоте 30 Мгц.
Наряду с риометрическими измерениями существует ряд
других ионосферных методов для косвенного изучения
солнечных космических лучей. «Встречные» комплекс¬
ные исследования ионосферных эффектов специалиста¬
ми по ионосфере и космическим лучам оказываются полез¬
ными как для понимания физики ионосферы (зависимость
ионизации от спектра солнечных частиц, их ядерного
состава и т. д.), так и для выяснения особенностей сол¬
нечных космических лучей (спектр и интенсивность при
малых энергиях, ядерный состав, особенности их распро¬
странения и т. д.).
Непосредственные измерения космических лучей в меж¬
планетном пространстве. Принципиально новые возмож¬
ности для изучения космических лучей дает использова¬
ние искусственных спутников Земли и автоматических
межпланетных станций. С их помощью удается вынести
измерительную аппаратуру за пределы атмосферы и маг¬
нитосферы Земли, что позволяет наблюдать поток косми¬
ческих лучей непосредственно в межпланетном пространст¬
ве вплоть до самых малых энергий (рис. 12). Правда, при
энергиях ниже 100 Мэв ситуация становится крайне слож¬
ной из-за испускания большого количества частиц малых
энергий Солнцем во время вспышек. Однако возникающие
при этом трудности имеют не методический характер, а вы¬
текают из сложной природы межпланетной среды и особен¬
ностей распространения в ней заряженных частиц (под¬
робнее об этом будет идти речь несколько ниже).
Радиохимический метод. В последнее время широкое раз¬
витие получил радиохимический метод исследования косми¬
ческих лучей. Он сводится к изучению содержанияизотопов,
которые образуются при бомбардировке космическими
лучами в корпусе спутника, в веществе метеоритов, упав¬
ших на Землю, в образцах лунной породы и т. п. При этом,
разумеется, спутник или лунное вещество должны быть
возвращены на Землю и доставлены в лабораторию, где
и ведется радиохимический анализ образцов.
При полете спутника за пределами земной магнитосфе¬
ры он служит хорошей мишенью для космических лучей
как солнечного, так и галактического происхождения.
26

Мишенью могут служить также взятые на борт спутника
образцы горных пород, металлов и т. д., свойства и состав
которых хорошо известны (очевидно, корпус спутника не
является идеальной мишенью, поскольку он изготовляется
из металлических сплавов со сложным химическим соста¬
вом).
Разделить изотопы, образованные солнечными и галак¬
тическими частицами, удается благодаря различию их
энергетических Спектров. Поток солнечных космических
лучей богаче частицами малой энергии. По этой причине
солнечные космические лучи могут проникнуть в вещество
мишени лишь на- Незначительную глубину. При этом они
теряют свою энергию главным образом на ионизацию
атомов мишени, а не на образование изотопов.
Галактические же космические лучи расходуют основ¬
ную долю энергии на ядерные взаимодействия, причем
в глубоких слоях мишени. Таким образом, количество
изотопов будет по-разному зависеть от глубины слоя в ми¬
шени при облучении солнечными или галактическими
частицами. Проводя радиохимический анализ содержания
изотопов на различных Глубйнах вещества мишени, мож¬
но разделить изотопы, условно говоря, солнечного или
галактического происхождения.
Метод треков. Тяжелые ядра космических лучей, входя¬
щие в группу железа (заряды от 25 до 30), при торможении
в веществе метеоритов и Луны оставляют следы в виде
микронарушений кристаллической решетки. Если поверх¬
ность такого кристалла (к ним относятся силикатные ми¬
нералы — оливин, кварц, пироксен, полевой шпат и др.)
подвергнуть химическому травлению специально подоб¬
ранным реагентом, то эти следы можно проявить до раз¬
меров, видимых с помощью обычного оптического микро¬
скопа в виде треков (рис. 13).
Минералы регистрируют ядра, заряд которых превы¬
шает критическую величину ZHp, характерную для каж¬
дого из них. Поэтому одним из замечательных преимуществ
данного метода является отсутствие фона от более распро¬
страненных легких ядер и особенно протонов и а-частиц
космического излучения. Кроме того, природа образова¬
ния треков такова, что их длина растет по мере увеличения
заряда образующих их ядер: так, релятивистское ядро
железа образует в оливине трек длиной всего около 15 мк,
а ядро свинца — около 1 мм. В связи с этим метод тре¬
ков считается одним из перспективных при изучении
27

Сентябрь !S6i
t

Piic. 13. Треки, образоианные	космическими	лучами	в кристалле	оливина
из метеорита Илнмаез па глубине около 25 см	от его поверхности
а— заряд ядра Z = 45; б—	заряд ядра Z	= 35 (в	обоих случаях	выбран
масштаб 20 мк в 1 см)
Рис. 12. Вспышка солнечных космических лучен 28 сентября 1961 г., подроб¬
но измеренная приборами американского спутника «Эксплорер-12» , орбита
которого выходила за пределы магнитосферы Земли. Это был первый случай,
когда космические частицы с энергией вплоть до 2,2 Мэв регистрировались не¬
посредственно в межпланетном пространстве
По вертикали: I —дифференциальная интенсивность протонов на 1 м* за 1 сек
в 1 стерад на 1 Мэв; по горизонтали: i —время в часах после 22 ч. 8 м. мирово¬
го времени 28 сентября 1961 г,

химического состава сверхтяжелых ядер (с	30), на¬
блюдаемых в космическом излучении.
Не менее важно и то, что исследование треков в кристал¬
лах, выделенных с различной глубины метеорита или по¬
верхности Луны, позволяет судить об энергетическом
спектре тяжелых ядер и их средней интенсивности за про¬
шедшие десятки и сотни миллионов лет.
Не вникая в дальнейшие детали того или иного метода,
перейдем к результатам исследований.
Как уже отмечалось, одно из важнейших свойств косми¬
ческих лучей — изменение их потока со временем при
наблюдениях в определенной точке земной поверхности.
Данные об изменчивости потока космических лучей на¬
капливались начиная с середины 30-х годов. Их осмысле¬
ние привело к созданию в середине 50-х годов нового от¬
ветвления космической физики — науки о вариациях
космических лучей. Вместе с теорией происхождения кос¬
мических лучей эту новую область можно назвать астро¬
физикой космических лучей.

ВАРИАЦИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
Несмотря на свое близкое родство с «большой астрофизи¬
кой», вариации космических лучей, как оказалось, тесно
связаны с явлениями, происходящими в атмосфере и маг¬
нитосфере Земли. Чтобы убедиться в этом, достаточно
взглянуть на современную классификацию вариаций:
1) вариации атмосферного (метеорологического) происхо¬
ждения; 2) вариации, обусловленные изменениями маг¬
нитного поля Земли; 3) вариации внеземного происхож¬
дения (этот класс вариаций наиболее важен для слежения
за «пульсом» Вселенной). Таким образом, из трех возмож¬
ных источников изменения интенсивности космических
лучей два являются чисто земными.
Сказанное можно проиллюстрировать несколькими фор¬
мулами. Первая из них
оо
№(>йтш»= J D(R)m'(R,h)dR	(1)
^min
описывает наблюдаемую интенсивность N1 вторичных
частиц сорта i в пункте, где минимальная жесткость *
приходящих частиц равна Rmщ (см. стр. 48), а давление
атмосферы h. Величина D (R) представляет собой диф¬
ференциальный спектр первичных частиц по жесткостям,
* Магнитная жесткость частицы имеет следующий физический смысл. При
движении в магнитном иоле заряженная частица испытывает отклонение в
направлении, перпендикулярном направлению скорости частицы и направ¬
лению поля. Радиус кривизны ее траектории равен р = cpjJZeH, где —
составляющая импульса, перпендикулярная направлению магнитного поля;
Ze — заряд частицы; с — скорость света; Я —напряженность магнитного поля.
Величину R = Яр = cpj_/Ze как раз и называют магнитной жесткостью частицы.
Чем больше энергия частицы, тем больше ее жесткость и тем меньше откло¬
няется частица при прохождении данного расстояния в магнитном поле.
В теории ускорения и распространения частиц жесткость часто оказывает¬
ся более удобным параметром, чем энергия. Эти два параметра связаны со¬
отношением R = ^\[+ 2 еке0, где ек— кинетическая энергия, е0— энер¬
гия покоя частицы (рис. 14).
31

a m'L (R, h) — это интегральная кратность, показывающая
число частиц сорта i на глубине с давлением /г, образован¬
ных в атмосфере одной первичной частицей с жесткостью R.
В принципе могут меняться три фактора: Rm\w, D (R)
и т{ (R, К), поэтому в общем случае вариация интенсив¬
ности Nl (>i?min, h) будет
б/УН > h) = J D (R) 6m%R, h) clR- 6RmiaD (R) X
Чтобы найти относительные вариации, разделим все члены
в формуле (2) на Nj( > i?min, h):
есть так называемый коэффициент связи между первичны¬
ми и вторичными вариациями. Если 8N'l/N'L измеряется
в процентах, R — в Гв, то Wj измеряется в %/Гв (т{ —
безразмерная величина). Римскими цифрами I, II и III
в формуле (3) обозначены классы вариаций.
Вариации III класса в свою очередь можно разделить
на три подкласса (а, б, в), каждый из которых представ-
сю
оо
(2)
5^(>Дт1п.Ь) =
Ктт - г •
ею
оо
(3)
min III
где
D(R) ml(R, h)
^РЛщт. h)
Рис. 14. Связь между магнитной
жесткостью протонов и их кине¬
тической энергией (в логариф'
мическом масштабе)
'0,001 0,01 0,1 1,0 10 100
Кинетическая энергия протонов £н> Гэв
32

Таблица i Современная классификация вариаций космических лучей (к. л.)
со ^
О _ О)
£ ^
В S сЗ
2 о й
а V- я
Е-< <D
« к и
<D Д< О
В д в
о
. G
и §
« к «
| к :
i к t
я й о £ ;
gas:
к н з ь :
й О к О ;
н;;йг,:
S?oot
3" и й о t
£?ti
М - О- ^ ..
ас -
ё 1S11
м й « :
g tt=3 S р
м 5 с 2 ►
м а со а с
gnG
tr сз й
ей В ^
з в
a a g
2 в § *
fiogg
^Ss
: g £ ш 2
В й Я го
« ш . й
PQ В В °
ММ I
с- о
°~ W
СЧ1 CM СМ
Ю О О О СО
VM М W
■*гН чН чгН
o' o' o'
X X И Л
2 К 3 г
а н м 5
о о go
Щ О нС
к
a KgS
а а§ в
СЗ о 2 О
* 5 - -
й Йл -
"§р
•‘‘Яй
2 о § §
S м § и
« а„-
с • о :2
oRg«
о . ^ о «в
а 3 * В В-
о Я о
в В н
ООО
§“«||
м н о
о н
К о
" g rt в
Й с о з
- ^ И ag
к я в в 2*
2 О я £
2 2 н g к
о и а о
?S*gg
О® й о г»
м 2g й н
к «О 2 о,
2 о а в о
<5 я н в а
2=3 С
3 g В
&§&
g 2 о
-
л о В
Sftft
с С о
<5 в й
3 в ^
«§■3
R О ВТ
й S §
в СЗ -1
О) w и
►ч а В *
КЙРС
о 5 о S
о в Д с
OP.Mt
2 О 3 С
а в о в
и
и
2 м
W AS
V<>
СМ
I
о
I
W
со
со
o'
I
см
о"
W
а
а
в
в
а
Н
>е
о
«
3
о
о
й >• *
£ю 2
В
««в
о о
2 в
ано
о» а с
В Д о
»feg
gs8
в О
я О
В в :
8з<
N СО О)
ойц
К
о а о о о а л
£ S°_£S n>aew
^ ф Гв ^ л о о сб 3
Uho^^W в в в
а ^
Bg
к»
К {>»
во
§«
fig
fS
2 В
й с
>0* к
OS
со
Эя
>» CD
о а
ап
0 п
2 в
В н
В о
о о
В В
О н
аЙ
со а
EiS
и в
п оЗ
2 2
3 ®
о а
<D ю
п о
с ^
s «
8|
5§С
а
Й ПОР
HS§
2ag
К В о
о со В
н со н
м • 2
RpB
В 3 I
88
£§5
а д
О) К
ж%
tg
и
2	о со
п и-
в 2 в
В £р
g g о
3	В
$
SS
ЬН L.V
в§2
Р*Б й
Й 2
Е-1 В
2 Л. И. Мирошниченко

Наблюдаемая амплитуда, %
л
s
05 м
, П.я Л
1а§>&
rJ ft В О
о 2 £ s
>& а Ен
И о tn d
Ё ё н
О ° в
aw ”
««§
о ев В
ЕЕ
I И
В ё
о о .
о к
О ^ Ен
swb
Trio
ia в
«з
Н
34
5- о <=> 5 « ’
й «gcogg:
Saga'S
В о в	hj	!
и к ё К »
Г Н £
rfbs£s3
Л м й о н д
" В с_ в о В
о В я в о
И g р^В В
2 s % в
йайя5«
S 2 S&S
£2§ 8*
bSb^&S
2 о? Id К а
*	3	t
о	^	2	a	c
У	i-Г	ri	3	ri	«■	н
>g§£g 2^
gMssf
, 2 О “ Ен В ^
^>u H fl 2 к e
- « м £ - в r- r-
J в: Д *© L; r' £ a
E О g©2 H о
з 2 2 в M 8	^
tt а и H
* в о до:
|1§й1
^	-	г:	о
S	Е	g	о	§
3	Ь	о	2
Д	G	Ь	Д
Р	Я	О	г
s в В
В О Н *
Й и
га о В
ё в в с
О О rt С
aP»S :
ri ё S	в	2
а н д ^	5	^
оГо 2 к а	°	Г1 -л	„
Sc^EhohO 2=B?S^^
KftngSsasдо«5д^
£ В о 5 о f»o ЭвКддс
ft^aflдадн Д ? д о х с
о га о“осо,з<1)0аачд
вававв“в СйОно:
shoo
н в в *
в о о ri ri
Su«Kg
Дй в д
• О В д а
в « к п а
_ О) с * В
a&gag
?.§ag°
■: ей в р,о
! 5 Й ri О S
П. в а Рн н
5 2 в о о s
гд з в а ен и
§ 3 g ^>в о
g"SoSg
Н СО о Ен g
,g«ggi
ffl а
и в
К Ен о
О О ri
«Oft
в
PQ ~
a
о
о
о
v<> w
V/
о
о
V? W
СП
о"
о
I
3 И S3
в ° а „
Н23 §>&
Й л д
Ц Д ф 1)^
<ВО
к
ri ё
н р
о н
03 в
а о
со >0<
ё£
3 ®
ю tT
в
в
S g
вВ
&*
§s
&S
з §•& a t
Wttoq?
|§1S5
« ^ й к,.
ив I tt c
« s s I 2,
й Eh g В ^CTi
В о 3 и fi-нн
ДОдНИ
£я§3^к
Ь дЯдНД
о з о S 5 ri
М о ё и в а
к а
ri о
«>0<
Wo
и о
О S
ё
к *
S ” .
В и
н ё „
о 3 й
SgS
п £ л
о в В
в ю о
оОМ
3 ° S
В о S
Ю
о"
i
СО
о"
+
СП
o'
г
з В и ^+1 и
В В S B
о ”-3^0 0
° О a S Н »
scSg=s
з ^ в з в а
hS§kSs
и м в к®
,а о 2 сг и Г- В
иЙЛйДСД
£ ^ В В и В в
IjjaSSr.s
о т! о и -ri л
^ ао х о В
Р о к ё а-н а
0 О о >, о 0 о
1 н ё g §[*g
°§aS«°g
KIhESRticj
о BW g
SS§a|
о И w B
cq — a> о и
NSSl
ogSSg
§ g „
gS£S:3
В W 3 о ГН
►3 о S о p>>
<KSBo
w
а
s55
03 f
* о
Ен О
&§
О ^
6Л
О О
В ri
СО з
В о
о з
&а
н н
52

ляет большой интерес для изучения электромагнитных
процессов в межпланетном пространстве, на Солнце и в
Галактике. Современная классификация вариаций пока¬
зана в табл. 1, составленной J1. И. Дорманом, одним из
основоположников теории вариаций, который внес боль¬
шой вклад в развитие исследований по этой проблеме в
Советском Союзе начиная с 50-х годов. В таблице не только
перечислены основные классы вариаций, но и приведены
их амплитуды по наблюдениям на уровне моря, в страто¬
сфере и за границей атмосферы, а также указаны возмож¬
ные причины вариантт™
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
И ЗЕМНАЯ АТМОСФЕРА
Чтобы получить в «чистом виде» истинные вариации по¬
тока космических лучей в межпланетном пространстве —
вариации третьего класса, необходимо очистить их от
«вредных примесей», вносимых земной атмосферой и гео¬
магнитным полем. Только после такой процедуры можно
строить модели межпланетной среды и теории распростра¬
нения космических лучей.
Рассмотрим сначала вариации атмосферного происхож¬
дения, которые доставляют исследователям космических
лучей особенно много хлопот.
Предположим, что мы имеем идеально работающий при¬
бор, который находится на поверхности Земли в оп¬
ределенном пункте и может месяцами регистрировать кос¬
мические лучи, не требуя вмешательства эксперимента¬
тора для проверки стабильности аппаратуры. Будет ли
интенсивность вторичных частиц держаться на строго
постоянном уровне? Еще в конце 30-х годов стало ясно,
что этого не будет.
В чем же дело? Может быть, причина кроется в изме¬
нении условий наблюдения? Действительно, нельзя за¬
бывать, что условия в атмосфере не остаются постоянными:
меняется погода, давление воздуха, его влажность и тем¬
пература. Посмотрим, насколько существенны эти изме¬
нения.
Поглощение космических лучей в атмосфере (баромет¬
рический эффект). Давление воздуха определяется тол¬
щиной воздушного слоя (в г/см2) над детектором вто¬
ричных частиц. Но если ясная погода сменяется дождли¬
вой и давление воздуха падает, скажем, на 20 мм ртутного
2*

столба, то это равносильно тому, как если бы со свинцо
вого экрана прибора сняли слой вещества весом около 27 г
на каждый см2. Путем тщательных исследований установ¬
лено, что интенсивность вторичных космических лучей
находится в обратной зависимости от изменений давления.
Это явление получило название барометрического эффекта
космических лучей.
Правда, показания барометра не всегда точно соответст¬
вуют толщине вещества над прибором: при сильном ветре
начинает сказываться эффект Бернулли — динамическое
давление становится меньше статического (в отсутствие
ветра). Это может привести к ошибкам при введении баро¬
метрических поправок в данные непрерывной регистра¬
ции космических лучей. Влияние ветра сказывается на¬
чиная со скорости 10 м/сек. Одно из самых ветреных мест
на земном шаре — побережье Антарктиды, где размещено
несколько станций космических лучей (в том числе совет¬
ская геофизическая обсерватория Мирный).
Погода может сказываться на интенсивности космиче¬
ских лучей еще с одной, довольно неожиданной стороны:
при обильном снегопаде увеличивается толщина погло¬
тителя над установкой, что равносильно увеличению дав¬
ления. Если с крыши обсерватории несколько дней не
убирать снег, то в результате будет наблюдаться ложное
понижение среднего уровня интенсивности космических
лучей. Учет этого эффекта особенно важен для полярных
станций, например на о-ве Хейса, в Мирном и др. (в этих
пунктах надо своевременно убирать снег с крыш обсер¬
ваторий!).
Читатель вправе спросить: так ли уж существенно влия¬
ние атмосферных условий на показания приборов, ре¬
гистрирующих космические лучи? Да, существенно, осо¬
бенно если учесть тонкость самого объекта исследования—
вариаций космических лучей. Суть дела заключается в
следующем.
Даже после введения барометрических поправок гра¬
фик интенсивности космических лучей I(t) как функции
времени все еще не является идеально гладкой линией:
интенсивность обычно (в отсутствие солнечных вспышек)
колеблется около своего среднего значения в пределах
от нескольких десятых долей процента до нескольких
процентов (при наблюдениях в одном и том же пункте
Земли). Эти колебания отражают изменения потока кос¬
мических лучей за пределами атмосферы (вариации II
Э6

и III класса). Таким образом, введение барометрических
поправок важно для очистки вариаций первичного потока
от влияния атмосферы.
Поглощение космических лучей в атмосфере можно опи¬
сать соотношением
где /0 — интенсивность вторичных частиц на высоте око¬
ло 20 км (см. рис. 5); h — давление (или глубина атмо¬
сферы), измеряемое в г на см2 (в миллибарах); А, — так
называемый средний пробег для поглощения данной вторич¬
ной частицы (нейтрона, ц-мезона и т. д.); 1(h) — измеряе¬
мая интенсивность вторичных частиц на уровне с дав¬
лением h. При изменении давления изменение интенсивно¬
сти описывается формулой
где величину р = —1/А, называют барометрическим ко¬
эффициентом, a A IU — ожидаемое изменение интенсивно¬
сти вторичных частиц (в процентах от среднего значения)
при изменении атмосферного давления на заданном уров¬
не наблюдения на Ah (в миллибарах).
Величина А,, измеряемая в г/см2, зависит, вообще
говоря, от средней энергии регистрируемых вторичных
частиц, например нейтронов. Поскольку на больших вы¬
сотах в атмосфере средняя энергия нейтронов выше, чем
на уровне моря, то А, для горных станций соответственно
несколько больше, а р несколько меньше. Аналогичная
картина наблюдается при переходе от высоких к низким
широтам: увеличение А, (и соответствующее уменьшение |3)
происходит за счет возрастания средней энергии первич¬
ных частиц на экваторе вследствие геомагнитного (ши¬
ротного) эффекта.
Барометрический коэффициент (3, измеряемый в % на мб,
определяется эмпирическим путем из корреляции наблю¬
даемых изменений интенсивности космических лучей с из¬
менениями барометрического давления. Для нейтронной
компоненты р составляет около 0,70 ± 0,02 %/мб (стан¬
дартный нейтронный монитор на среднеширотной стан¬
ции), что сравнимо с амплитудой солнечно-суточной ва¬
риации. Изменение давления на ±10 мб приводит к ба¬
рометрическому эффекту ± 7 %, что сравнимо с амплиту¬
дой понижения интенсивности космических лучей в период
1(h) = 10 ехр (— /гА),
(5)
j- = - АЛ/Л. = [ЗД/г; р = - -L ;
(6,7)
37

геомагнитной бури (эффект Форбуша). Отсюда неизбежно
вытекает необходимость тщательного учета барометриче¬
ского эффекта при исследовании вариаций космических
лучей с малой амплитудой.
Любопытно отметить, что в 1957—1964 гг. была обнару¬
жена зависимость (3 для данной станции от уровня сол¬
нечной активности. Причина здесь та же — изменение
средней энергии первичного потока космических лучей
в течение 11-летнего солнечного цикла. В максимуме ак¬
тивности интенсивность первичных частиц сравнительно
малых энергий уменьшается за счет повышенного уровня
возмущенности электромагнитных полей в Солнечной си¬
стеме. Средняя энергия оставшихся космических лучей
в расчете на одну частицу при этом возрастает, что при¬
водит к увеличению X и уменьшению (3; в минимуме ак¬
тивности ситуация обратная. Изменения эти невелики, од¬
нако их учет важен ввиду малой амплитуды большинст¬
ва видов вариаций. Таким образом, погода на Земле и
«погода» в космосе оказываются связанными между собой,
и земная атмосфера является своеобразным мостом между
наземными наблюдениями и межпланетным пространством.
Космические лучи и температура атмосферы. Под дейст¬
вием космических лучей в атмосфере Земли рождаются
вторичные частицы с самыми разнообразными свойства¬
ми — с различной массой, зарядом, временем жизни и т. д.
Когда речь шла о нейтронах, мы рассматривали лишь ба¬
рометрический эффект, обусловленный их поглощением
в атмосфере.
Как известно, нейтрон — нестабильная частица, однако
среднее время жизни нейтрона довольно велико (около
1010 сек, или 17 мин). Этого времени вполне достаточно
для того, чтобы все вторичные нейтроны, преодолевшие
«барьер плотности», независимо от высоты их рождения
дошли без распада до поверхности Земли. Совсем другая
картина наблюдается в случае я-мезонов, которые вскоре
после рождения распадаются на ц-мезоны и нейтрино,
причем ц-мезоны также являются нестабильными части¬
цами.
Изменения температуры не влияют на толщину воздуха
над детектором, но заметно меняют распределение плотно¬
сти по высоте. В связи с нестабильностью я- и ц-мезонов
их геометрический пробег в атмосфере зависит от высоты
их рождения. При изменении температуры высота рож¬
дения я-мезонов изменяется, а это значит, что интенсив¬
38

ность ц-мезонов на поверхности Земли также будет не¬
постоянной.
Ядерные взаимодействия первичных и вторичных ко¬
смических частиц в атмосфере могут происходить много¬
кратно, причем общее число вторичных частиц от одной
первичной частицы растет лавинообразно. Это происходит
до тех пор, пока энергия вторичных частиц не уменьшает¬
ся до 109 эв (при этой энергии возбуждение ядер и уп¬
ругое рассеяние начинают преобладать над множествен¬
ным рождением). Образовавшиеся в ядерных соударени¬
ях я-^-мезоны либо распадаются (со средним временем
распада ^ 2,5 -1СГ8 сек) на ц ^мезоны и нейтрино, либо
сталкиваются с ядрами и расщепляют их.
Вероятность ядерного взаимодействия, очевидно, за¬
висит от плотности воздуха. При возрастании темпера¬
туры плотность воздуха убывает, вследствие чего на том же
геометрическом пути уменьшается доля участвовавших
в столкновениях я 4--мезонов. Соответственно увеличи¬
вается доля я^мезонов, избежавших столкновений и пре¬
терпевающих в дальнейшем распад. Тем самым увеличи¬
вается поток вторичных ц^-мезонов. В свою очередь
ц+-мезоны распадаются на электроны или позитроны и
нейтрино.
Время жизни ц-мезонов довольно велико (около
2 • 1СГ6 сек), так что значительная доля их доходит до по¬
верхности Земли без распада. При этом число родившихся
ц-мезонов меняется как с изменением температуры высо¬
ких слоев атмосферы (в связи с изменением доли распада¬
ющихся л-мезонов), так и с изменением температуры ни¬
жележащих слоев. Например, если температура повыша¬
ется, то геометрический путь ц-мезонов от уровня рож¬
дения до уровня наблюдения увеличивается. При этом
доля распадающихся ц-мезонов увеличивается, а их ин¬
тенсивность на поверхности Земли соответственно умень¬
шается. Все это получило название температурного эф¬
фекта. Его природа была выяснена далеко не сразу.
Сначала исследователи пытались вводить поправки на
температуру по аналогии с барометрической поправкой,
пользуясь формулой
МП = аДГ,	(8)
где Д Т — изменение температуры на уровне наблюдения,
а а — температурный коэффициент, измеряемый в про¬
центах на 1° С. Однако применение формулы (8) при по¬
39

вышении точности экспериментальных данных привело
к серьезным трудностям.
Например, было обнаружено, что а изменяется от зимы
к лету, зависит от метода усреднения данных и т. п.
Следовательно, формула (8) слишком грубо отражает влия¬
ние температуры атмосферы на интенсивность ц-мезонов.
Причину этого видели прежде всего в том, что наземная
температура, по-видимому, неоднозначно связана с вы¬
сотой уровня генерации ц-мезонов (эта высота соответст¬
вует давлению около 100 мб). При изменении температуры
высота уровня генерации, измеряемая в километрах,
колеблется в некоторых пределах. Отсюда возникло ес¬
тественное предположение, что именно с этими колеба¬
ниями следовало бы связывать изменения интенсивности
ц-мезонов.
Всесторонняя проверка этого предположения была
проведена А. Дюперье в 1949 г. Некоторые трудности
при этом действительно были устранены. Однако поло¬
жение вновь осложнилось, когда выяснилось, что «очи¬
щенная» интенсивность (после введения поправок на
барометрический эффект и эффект распада ц-мезонов)
зависит от температуры воздуха в слое генерации ц-мезо¬
нов. Дальнейшие исследования показали, что метод
Дюперье, который и сейчас еще иногда используется
за рубежом, в своей основе ошибочен, поскольку он игно¬
рирует факт неравновесности земной атмосферы (верти¬
кальные перемещения воздушных масс), не учитывает
ионизационные потери ц-мезонов и не принимает во вни¬
мание то обстоятельство, что мезоны генерируются не
на одном определенном уровне, а по всей атмосфере.
К началу 50-х годов стало ясно, что без правильного
учета влияния метеорологических факторов на интенсив¬
ность ц-мезонов дальнейший прогресс в исследовании
вариаций космических лучей невозможен. Между тем все
условия, необходимые для решения этой проблемы, были
налицо. Имелось прежде всего ясное представление о ха¬
рактере процессов генерации и прохождения ц-мезонов
через атмосферу. Кроме того, благодаря работе Е. J1. Фейн-
берга, которая появилась еще в 1946 г. и в течение дли¬
тельного времени оставалась, по-видимому, неизвестной
за рубежом, стала ясной необходимость учета ионизацион¬
ных потерь ц-мезонов и реальных свойств земной атмос¬
феры. Дело в том, что время жизни ц-мезона зависит
от его полной энергии е, а именно т = х^г/т^с2, где
40

и — время жизни и масса р-мезона в покое; с — ско¬
рость света.
Когда мезон в атмосфере теряет энергию на ионизацию,
время его жизни уменьшается. Если мезон потерял энер¬
гию в начале своего пути, то это на его вероятности вы¬
жить скажется сильнее, чем если такая потеря энергии
произойдет в конце пути. Поэтому даже при постоянном
давлении и постоянной высоте уровня генерации верти¬
кальное перемещение воздушных масс меняет наблюда¬
емую на уровне моря интенсивность р-мезонов. Оказы¬
вается, что в реальной неравновесной земной атмосфере
этот эффект столь же важен, как и учитывавшиеся ранее.
Следовательно, необходимо принимать во внимание весь
температурный разрез атмосферы над точкой наблюде¬
ния.
Можно вывести формулу, полностью определяющую
наблюдаемое изменение интенсивности р-мезонов на дан¬
ном уровне с давлением h = h0, если известно изменение
давления на этом уровне и изменение температуры на
всех уровнях, начиная от точки наблюдения (h = h0)
и до границы атмосферы (h = 0). Сначала такая формула
была получена Е. J1. Фейпбергом в предположении, что
генерация р-мезонов происходит на одном определенном
уровне. В 1951 г. J1. И. Дорман сделал следующий шаг.
Было учтено, что р-мезоны образуются по всей толще
атмосферы. Выводы теории, учитывающей роль различ¬
ных слоев атмосферы в создании температурного эффекта,
стали успешно применяться для исследования сезонных,
суточных и других вариаций космических лучей.
Метод введения температурных поправок, предложен¬
ный JI. И. Дорманом, получил название интегрального.
С помощью этого метода удалось определить вклад вариа¬
ций атмосферного происхождения в годовые, 27-дневные,
солнечно-суточные и звездно-суточные вариации косми
ческих лучей, а также для эффектов во время магнитных
бурь и солнечных вспышек.
Роль температурного эффекта при исследовании вариа¬
ций космических лучей хорошо видна из рис. 15. На нем
приведены данные нейтронного монитора типа МГГ в
Дип-Ривере (Канада) (кривая 1) и ионизационной камеры
АСК-1 под Москвой (кривые 2 и 3). Кривая 1 описывает
сезонный ход нейтронной компоненты, для которой тем¬
пературный эффект значительно меньше, чем для р-мезо-
нов. Сезонные колебания жесткой компоненты, исправ-
41

Рис. 15. Сезонный (годовой) ход
интенсивности различных ком¬
понент космических лучей на
поверхности Земли. Усредненные
данные за период с июля 1957 г.
по февраль 1959 г. По вертика¬
ли отложены амплитуды вари¬
аций космических лучей (в % к
среднему уровню), по горизон¬
тали — месяцы года
1 — вариации интенсивности
нейтронной компоненты по дан¬
ным станции Дип-Ривер (Кана¬
да) (они малочувствительны к
сезонным колебаниям темпера¬
туры атмосферы и определяются
в основном сезонными вариаци¬
ями атмосферного давления в
пункте наблюдения); 2— интен¬
сивность д-мезонной компонен¬
ты после введения температур¬
ных поправок, которая сущест¬
венно отличается от неисправ¬
ленной интенсивности (.?). Кри¬
вые 2 и з получены на станции
Красная Пахра (Московская
область)
ленные на температуру (кри¬
вая 2), существенно отличают¬
ся от неисправленных (кри¬
вая 3).
Учет температурного эффекта
связан с большими методиче¬
скими трудностями, поскольку
сама его величина незначитель¬
на (около 0,1— 0,2% /°С для
[х-мезонной компоненты). Кро¬
ме того, для введения поправок
необходимо иметь детальный
температурный разрез атмосфе¬
ры над пунктом наблюдения.
Вариации космических лучей,
обусловленные изменениями
состояния атмосферы, представ¬
ляют интерес с двух точек зре¬
ния. Во-первых, тщательное
исследование этих вариаций
позволяет исключить из данных
наблюдений вариации атмос¬
ферного происхождения. Во-
вторых, изучение метеорологи¬
ческих эффектов позволяет
оценить колебания температуры
высоких слоев атмосферы. Дан¬
ные о температуре выше уров¬
ня 200 мб, полученные в ре¬
зультате исследования вариа¬
ций космических лучей, уже
используются в практической
работе советских аэрологов.
Вариации атмосферного про¬
исхождения не играют практи¬
чески никакой роли при иссле¬
дованиях с помощью шаров-
зондов, ракет и искусственных
спутников Земли. Эти эффекты
нужно учитывать лишь при
наблюдениях в глубине земной
атмосферы. При исследовании
ряда вариаций космических
лучей, обладающих большой
42

амплитудой (возрастания интенсивности космических лу¬
чей во время мощных солнечных вспышек, понижения
в периоды магнитных бурь и т. п.), температурные по¬
правки не играют сколько-нибудь заметной роли. Одна¬
ко они весьма важны при исследовании вариаций, так
или иначе коррелирующих с метеорологическими факто¬
рами (суточные, 27-дневные, годовые и т. п.), а также
при исследовании кратковременных, небольших по амп¬
литуде вариаций космических лучей.
Для примера расскажем о том, как исследовались не¬
большие возрастания интенсивности ц-мезопной компо¬
ненты после не очень мощных солнечных вспышек. Воп¬
рос о природе этого эффекта все еще остается открытым.
Имеются две точки зрения. По мнению одних исследова¬
телей, увеличение интенсивности обусловлено метеоро¬
логическими эффектами. Другие считают, что причиной
этого явления служит дополнительный поток частиц,
ускоренных на Солнце во время вспышек. Не исключено,
что эффект в ц-мезонной компоненте обусловлен наложе¬
нием двух причин. Например, на экваторе около трех чет¬
вертей амплитуды возрастания объясняются, скорее всего,
метеорологическими эффектами, связанными с воздей¬
ствием ультрафиолетового излучения солнечных вспы¬
шек па озонный слой (высота около 20 км), и последу¬
ющим изменением температуры верхней атмосферы.
Обе причины вносят весьма различный вклад на раз¬
личных широтах. На высоких широтах преобладает пер¬
вая причина (поскольку эти широты доступны для частиц
любых энергий), а вторая несущественна (из-за большого
зенитного угла для прихода ультрафиолетового излуче¬
ния). На низких широтах явно преобладает вторая при¬
чина, а первая несущественна, поскольку на экватор
приходят солнечные частицы лишь самых высоких энер¬
гий, а зенитный угол для прихода ультрафиолетовой ра¬
диации мал.
Ныне уже имеются данные о том, что если в стратосфере
во время вспышек и происходят изменения температуры,
то они не превышают 5—8° С. Если бы удалось оконча¬
тельно установить солнечную природу малых возраста¬
ний ц-мезонной компоненты, то это помогло бы ответить
на несколько важных вопросов: все или не все солнечные
вспышки генерируют быстрые частицы, с постоянной ли
интенсивностью, с одинаковым ли энергетическим спект¬
ром и т. д.?
43

Влияние космических лучей на атмосферу. До сих пор
речь шла о воздействии атмосферы на космические лучи.
Имеется и обратное влияние космических лучей на свой¬
ства атмосферы. Это относится прежде всего к нижним
слоям ионосферы, где благодаря космическим лучам об¬
разуется так называемый космический слой ионизации,
о котором мы уже упоминали.
Во время вспышек солнечных космических лучей про¬
исходит резкое усиление этого слоя в высоких широтах,
Рис. 1G. Комплекс космофизических явлений, наблюдавшихся в период сол¬
нечной вспышки 7 июля 19GG г.
1 —изменение во времени показателя Y дифференциального спектра солнечных
протонов в интервале энергий 100 — 500 Мэв; 2 —временной ход интенсивности
протонов (I см-2 сек-1 стерад-1) по измерениям в стратосфере над Скандинавией;
з — временной ход амплитуды поглощения А (в дб) космических радиошумов
на частоте 27,6 Мгц. Стрелкой указано начало солнечной вспышки
что приводит к увеличению поглощения коротких радио¬
волн и даже к полному прекращению радиосвязи на этих
волнах. Эффект получил название ППШ (поглощение
в полярной шапке). Поскольку его природа была уже
описана (см. стр. 25), мы ограничимся здесь иллюстра¬
цией этого явления на примере вспышки 7 июля 1966 г.
(рис. 16).
44

Кроме воздействия на ионосферу космические лучи
играют несомненную роль в изменении состава изотопов
в атмосфере как стабильных, так и нестабильных (радио¬
активных). При взаимодействии космических лучей с яд¬
рами азота, кислорода и других элементов атмосферы об¬
разуется, в частности, большое количество радиоактив¬
ных изотопов — Н3, Be7, С14, Р32, С139 и др.
По известным сечениям взаимодействия можно найти
скорость образования Q того или иного изотопа, если,
интенсивность космических лучей известна. Можно также
вычислить содержание изотопа в различных образцах,
экранированных от космических лучей на какое-то время.
Этим способом часто пользуются для определения воз¬
раста образцов. Если же возраст образца определен не¬
зависимым способом, то по содержанию изотопов можно
вычислить интенсивность космических лучей в далеком
прошлом. Для подобных расчетов, очевидно, самое важ¬
ное — правильно определять скорости образования изо¬
топов. Наиболее достоверные данные имеются для сверх-
тяже лого изотопа водорода — трития Н3 и радиоактивно¬
го углерода С14, который для краткости называют радио¬
углеродом.
Скорость образования изотопов зависит от общего
уровня интенсивности галактических космических лучей.
Определенное влияние на изотопный состав атмосферы
оказывают также космические лучи солнечного происхож¬
дения. Кроме того, приходится учитывать колебания
интенсивности космических лучей при изменении уровня
солнечной активности.
Средняя по всей атмосфере скорость образования три¬
тия, по расчетам различных ученых, составляет 0,2—
0,5 атомов на 1 см2 за 1 сек.
Основная часть трития (около 60—70%) возникает
в процессах расщепления ядер N14 и О16 первичными косми¬
ческими лучами. Около 30—40% трития в атмосфере
образуется под действием вторичных нейтронов при реак¬
ции N14 п ->- Н3 + С12. Тритий в атмосфере соединя¬
ется с кислородом, образуя молекулы сверхтяжелой
воды IKO. Сверхтяжелая вода выпадает на Землю вмесае
с дождями. Возможен также и прямой обмен молекулами
Н'гО между воздухом и водой.
Наиболее вероятной ядерной реакцией, в которой обра¬
зуется радиоуглерод, является следующая: N14 + п —>■
45

-> С14 + р (п — нейтрон,/? — протон). Углерод С14 в отли¬
чие от обычного углерода С12 радиоактивен и распадается
с периодом полураспада 7\/2;^ 5600 лет. Источников
нейтронов, участвующих в образовании С14, может быть
несколько. Их относительная мощность и временные ва¬
риации изучены недостаточно, так что скорость образова¬
ния Q радиоуглерода можно оценить лишь с точностью
20—25%. За последнее столетие средняя скорость обра¬
зования радиоуглерода в атмосфере Земли была равной
Q ~ 2,5 + 0,5 атом/см2-сек.
Радиоактивный углерод, образованный в атмосфере
Земли, окисляется кислородом воздуха.
В процессе фотосинтеза углерод поглощается растения¬
ми, а затем с растительной пищей усваивается организма¬
ми животных. Из атмосферы углерод попадает также
в океан. В результате обмена углеродом между атмосфе¬
рой, биосферой и гидросферой устанавливается одинако¬
вый изотопный состав для всех соединений, углерод ко¬
торых участвует в обмене.
После гибели организмов количество радиоуглерода
в останках животных и растений определяется только
скоростью его распада. На этом основан так называемый
радиоуглеродный метод хронологии — определение воз¬
раста археологических образцов (об этом подробнее в по¬
следней главе).
Под воздействием космических лучей в атмосфере кроме
радиоактивных изотопов в большом количестве образуются
и стабильные изотопы. Радиоактивные изотопы можно ис¬
следовать сравнительно просто — по продуктам их распада.
Изучать образование стабильных изотопов труднее. Для
этого нужно сравнивать изотопный состав воздуха, под¬
верженного действию космической радиации, и воздуха,
не подверженного такому действию (например, воздуха,
замурованного в породах вулканического происхожде¬
ния). Расчеты показывают, что если интенсивность кос¬
мических лучей не менялась за период существования
Земли (свыше 4 млрд. лет), то к нашему времени должно
образоваться Li6 — около 4-1016 атом/см2, Ne21 —1,5*
• 1014 атом/см2 и Аг36—3 • 1014 атом/см2. Естественный литий,
например, состоит из 7,5% Li6 и 92,5% Li7. Найденная
скорость образования Li6 должна привести к изменению
изотопного состава лития в воздухе примерно на 0,03%.
Такая величина уже вполне доступна для измерений
с помощью современных масс-спектрометров. С другой
46

стороны, достаточно точное определение изменений изо¬
топного состава элементов воздуха позволит оценивать
интенсивность космических лучей в далеком прошлом.
Поскольку в приведенных расчетах не учитывался вклад
солнечных космических лучей, то полученные значения
количества образовавшихся изотопов следует рассмат¬
ривать как нижние пределы.
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧЙ
В МАГНИТНОМ ПОЛЕ ЗЕМЛИ
Земная атмосфера — это пока единственная лаборатория,
оде можно одновременно, хотя и разными методами, изу¬
чать поведение частиц со столь широким диапазоном энер¬
гий — от 107 до 1021 эв.
Выше шла речь о том, как влияет изменение состояния
атмосферы на интенсивность вторичных космических
лучей. Но и при постоянстве условий атмосфера Земли
существенно преобразует падающие на ее границу первич¬
ные космические лучи. Чтобы достичь поверхности Зем¬
ли на уровне моря, частицы первичного космического
излучения должны пересечь толщу атмосферы протяжен¬
ностью не менее 50 км. Общая масса воздуха, заключен¬
ного в таком столбе атмосферы с поперечным сечением
1 см2, составляет около 1030 г, т. е. равна массе десяти¬
метрового столба воды с тем же сечением.
Вторжение в атмосферу одной частицы определенной
энергии приводит к появлению на уровне моря т{ вторич¬
ных частиц сорта i. Интегральная кратность генерации
т1 зависит от энергии первичной частицы и состояния
атмосферы. Изменение атмосферных условий приводит
к изменению т{ и к соответствующим вариациям косми¬
ческих лучей в глубине атмосферы (метеорологические
эффекты).
Величину т1 очень важно знать, чтобы определить
коэффициенты связи между вторичными и первичными
вариациями космических лучей. Коэффициенты связи
в свою очередь позволяют вычислить спектр первичных
вариаций космических лучей на границе атмосферы для
частиц с энергией ниже 1,5-1010 эв, подверженных влия¬
нию геомагнитного поля. Метод коэффициентов связи,
разработанный JI. И. Дорманом в 1954 г., в сочетании
с теорией метеорологических эффектов позволяет коли¬
47

чественно решать задачу о том, как по наблюдаемым
вариациям находить изменения в первичном спектре
космических лучей на границе атмосферы.
Широтный эффект космических лучей. Прежде чем
вторгнуться в атмосферу, космические частицы в течение
примерно 0,1 сек движутся в магнитосфере Земли. Влия¬
ние геомагнитного поля на космические лучи заклю¬
чается в том, что Земли достигают только те частицы,
жесткость которых превышает некоторое минимальное
значение -ffmin. Величину Rmin называют пороговой жест¬
костью. Измеряется она в единицах Мв (миллион вольт)
или Гв (миллиард вольт).
Минимальная жесткость частицы, которая может по¬
пасть в вертикальном направлении в точку с геомагнит¬
ной широтой ф, равна Rm[n = 14,9 соэ4ф (в единицах Гв).
На космические лучи оказывает воздействие в основ¬
ном внутренняя часть магнитного поля Земли, имеющая
приблизительно дипольный характер. Во внешней части
магнитосферы поле резко ослабевает (приблизительно
по закону Н — 1/г3, где г — расстояние от центра Земли)
и не оказывает особого влияния на траектории частиц
достаточно высокой энергии. Свойства дипольного поля
таковы, что оно как бы просеивает космические лучи
по энергиям ек, жесткостям R или импульсам р. Поэтому
в геомагнитном поле существуют «запрещенные» и «раз¬
решенные» области для проникновения частиц различной
энергии (рис. 17).
Из рис. 17 видно, что в полярные широты могут при¬
ходить частицы очень малой энергии. При движении
от полюсов к экватору минимальная энергия (жесткость)
частиц, которые еще в состоянии проникнуть на данную
широту, будет постепенно увеличиваться. Таким образом,
в геомагнитном поле действует механизм «отсечки» частиц
с жесткостью ниже некоторой пороговой. В результате
даже в отсутствие каких-либо возмущений первичного
потока космических лучей в межпланетном пространстве
на поверхности Земли наблюдается так называемый ши¬
ротный эффект —увеличение потока вторичных частиц
при перемещении от экватора к полюсам (рис. 18).
Это увеличение различно для различных вторичных
компонент. Наиболее досконально исследован шпротный
эффект для нейтронной компоненты па уровне моря. Если
принять интенсивность нейтронов на экваторе за единицу,
то в районе полюсов их интенсивность будет примерно
48

в 1.8 раза выше (см. рис. 1.8, кривая 1). Строго говоря,
линия минимальной интенсивности —«экватор космиче¬
ских лучей»— не совпадает с географическим экватором
(из-за несовпадения оси магнитного диполя с осью враще¬
ния Земли) и близок к геомагнитному экватору, хотя
и здесь нет полного совпадения из-за весьма слож¬
ного распределения реального магнитного поля вблизи
поверхности Земли (рис. 19).
500 Кэб	30	Мэд
1 Мэд	"	'ЮОМзб
Л
Рис. 17. «Запрещенные» (заштрихованные) п «разрешенные» (незаштрн-
ховапные) области в магнитосфере Земли для частиц с различными энергиями
Широтный эффект космических лучей широко иссле¬
дуется как в нашей стране, так и за рубежом с помощью
кораблей*, самолетов и искусственных спутников. Эти
исследования необходимы в основном для точного опре¬
деления численных коэффициентов, позволяющих коли¬
чественно связать наблюдаемые вариации различных
* В СССР с 1965 г. ведутся измерения широтного эффекта с помощью ап¬
паратуры, установленной на борту научно-исследовательского судна «Ака¬
демик Курчатов». В частности, при участии автора в октябре 1971 г.—
январе 1972 г. был получен хороший «разрез» интенсивности космических
лучен в районе Атлантического океана в интервале широт примерно от
(50° N Д° 00° S.
I
49

вторичных компонент с вариациями первичных косми¬
ческих лучей. Коэффициенты связи рассчитаны по данным
о широтном эффекте для интервала жесткостей 1 —1.5 Гв.
Имея данные о первичном спектре D (R) и используя
кривую широтного эффекта 1 (рис. 18), можно вычислить
интегральную кратность генерации т[ (R) для нейтрон¬
ной компоненты. Для этого достаточно продифференци¬
ровать соотношение (1)
m / р\   dN/dR	/Q4
m\R) - ищ-	)
Рис. 18. Широтный эффект ней¬
тронной компоненты на уровне
моря (1) и интегральная крат¬
ность генерации вторичных ней¬
тронов в земной атмосфере (2)
Для потока нейтронов исполь¬
зованы левая и нижняя шкалы,
а для интегральной кратно¬
сти— правая и верхняя (обе
последние шкалы — логарифми¬
ческие). На нижней шкале вме¬
сто широты ф приведена жест¬
кость частиц R = 14,9 cos4 Ф
(где ф — широта точки наблю¬
дения)
N
Рис. 19. «Экватор космических лучей» (сплошная линия, проведенная но экс¬
периментальным точкам) и геомагнитный экватор (пунктирная линия), сог¬
ласно днполыюн модели магнитного ноля Земли. Видно, что линии минималь¬
ной интенсивности космических лучей и максимальной напряженности геомаг¬
нитного поля лишь в двух точках пересекаются с географическим экватором
(по вертикали — географическая широта, по горизонтали — долгота)
50

С другой стороны, если значения ттгуже известны (напри¬
мер, вычислены теоретически), то из соотношения (9)
легко получить спектр первичного потока космических
лучей при наличии данных о широтном эффекте
(10)
Соотношения (9) и (10) особенно важны для вычисления
спектра частиц от солнечных вспышек. Автором в 1966—•
1970 гг. разработан метод, позволяющий по данным о ши¬
ротном эффекте солнечных космических лучей на уровне
моря вычислять их поток на границе атмосферы. Для
этой цели с помощью (9) были вычислены значения т (R)
(рис. 18, кривая 2). При подстановке этих значений
в (10) получится дифференциальный спектр солнечных
частиц с жесткостью выше 1 Гв. По данным о спектре
у Земли можно затем определить спектр частиц в источ¬
нике (вблизи Солнца). Эти сведения крайне важны
для выяснения законов ускорения частиц в солнечных
вспышках.
Интегральные кратности генерации можно определить
не только по широтному эффекту. Можно воспользовать¬
ся также теорией ядериых взаимодействий космических
лучей в атмосфере. При этом следует иметь в виду, что
эмпирические значения т, вычисленные с помощью (9),
могут отличаться от истинных не более чем в 2 раза.
Метод интегральных кратностей, описанный выше,
оказывается весьма полезным для изучения спектров
солнечных частиц у Земли. Спектры, полученные этим
методом, хорошо согласуются с результатами других из¬
мерений с помощью прямых методов в тех областях энер¬
гий (жесткостей), где измерения различными методами
перекрываются. Для примера на рис. 20 показан интег¬
ральный спектр солнечных частиц на границе атмосферы
в момент максимума вспышки 28 января 1967 г. Видно,
что по измерениям в стратосфере (треугольники) получа¬
ется спектр с тем же наклоном, что и по наземным данным
(кружки). Крестиком показано значение потока частиц
с R > 0,45 Гв, полученное по результатам риометри-
ческих измерений.
Как мы уже видели на рис. 3, спектр солнечных кос¬
мических лучей (3) имеет больший наклон, чем спектр га¬
лактических (4). Это означает, что при больших жест¬
костях поток солнечных частиц невелик, хотя он и превы¬
51

шает фон галактических кос¬
мических лучей. Поэтому
регистрация таких частиц
прямыми методами приводит
к большим ошибкам, затруд¬
няющим анализ вспышек.
Размножение частиц в атмос¬
фере несколько облегчает
положение. В частности, для
определения спектра удает¬
ся использовать метод инте¬
гральных кратностей. Хотя
метод дает результаты лишь
с точностью до множителя
^2, однако эта точность,
как видно из рис. 20, ока¬
зывается достаточной для
хорошей «стыковки» спект¬
ров, полученных независи¬
мыми методами.
У дарные зоны для заряжен¬
ных частиц в геомагнитном
поле. При исследовании сол¬
нечных космических лучей
было обнаружено еще одно
интересное свойство геомаг¬
нитного поля. Если поток
солнечных частиц анизотро¬
пен (т. е. частицы идут от
Солнца в пределах узкого
телесного угла), то их тра¬
ектории группируются в гео¬
магнитном поле в обособ¬
ленные семейства, образуя
при пересечении с поверх¬
ностью Земли так называ¬
емые ударные зоны.
Наиболее важно образование трех хорошо выраженных
ударных зон: 9-часовой (т. е. зоны, соответствующей
9 часам местного времени), 4- и 22-часовой. Кроме того,
имеется четвертая, фоновая, зона, охватывающая всю
область в интервале широт приблизительно 28—78°.
Если бы в потоке солнечных космических лучей число
частиц не зависело от энергии, то отношение интепсивно-
Рис. 20. Интегральный спектр сол¬
нечных частиц по жесткостям для
момента максимума вспышки 28
января 1967 г. поданным наземных
измерений
52

стей в трех основных ударных зонах составляло бы 7 :
: 3 : 1. Известно, однако, что на самом деле в спектре
солнечных космических лучей число частиц резко падает
при увеличении энергии. Поэтому распределение интен¬
сивности в ударных зонах оказывается более сложным.
В частности, в некоторых случаях на средних геомагнит¬
ных широтах поток солнечных частиц максимален в 20-
часовой зоне. Возможны также случаи, когда интенсив¬
ности во всех трех зонах сравнимы между собой.
Необходимо подчеркнуть, что эти результаты отно¬
сятся к интенсивности космических лучей на границе
атмосферы. Если же учесть трансформацию спектра
в атмосфере, различную чувствительность регистриру¬
ющей аппаратуры к различным участкам спектра и неко¬
торые другие обстоятельства, то получим распределение
интенсивностей на поверхности Земли, сильно отлича¬
ющееся от расчетного. Несовпадение оси вращения Земли
с осью геомагнитного диполя приводит к суточным и се¬
зонным изменениям положения ударных зон.
Теория ударных зон для дипольного поля оказалась весь¬
ма полезной при исследовании солнечных космических лу¬
чей. Вместе с тем в конце 50-х годов стало ясно, что для
изучения тонкой структуры вспышек необходимо учиты¬
вать реальное распределение геомагнитного поля, ко¬
торое заметно отличается от дипольного. Учет отклонений
от дипольной модели поля потребовал вычисления инди¬
видуальных траекторий частиц, приходящих в ту или
иную точку земной поверхности. Эти расчеты оказались
очень сложными и потребовали применения электрон¬
но-вычислительных машин. Обширные расчеты вертикаль¬
ной жесткости «отсечки», выполненные с помощью ЭВМ,
привели к понятию об «асимптотических конусах» при¬
хода частиц в реальном геомагнитном поле. Название
«конус», конечно, условное. В действительности «конус» —
это некоторый телесный угол, в пределах которого нахо¬
дятся траектории частиц, приходящих из бесконечности
на границу атмосферы над данным пунктом наблюдения
вертикально или под зенитными углами | ^ 30°. Путь
космической частицы в геомагнитном поле весьма сложен
и «извилист» (рис. 21, а — в). Поэтому асимптотические
долгота и широта точки наблюдения всегда отличаются
от ее географических координат.
На рис. 21,в показаны «сечения» асимптотических ко¬
нусов 12 нейтронных мониторов. Эти конусы построены
53

а
5
Резольют
® ge
Черчилль
Еихта Тихая
%
оллс борте
. Ск ^ И
\\ Нолледт
~Холл£) (*) Ман-Мердй
' w j	I
(Ж^
Мирный 0
I Уилнс
I	i	1
Рис. 21. Путь космической час¬
тицы в магнитном ноле Земли в
меридиональной а и экватори¬
альной б плоскостях; в — сече¬
ния асимптотических конусов
12 нейтронных мониторов;
1 — траектория частиц; 2 —
условная граница магнитосфе¬
ры; К— геомагнитная широта;
£ — зенитный угол прихода
частицы; N и S — северный и
южный геомагнитные полюсы
Земли; точки А и Б соответст¬
вуют асимптотической широте
и долготе станции космических
лучей В.
Темными кружками на о пока¬
заны эффективные направления
(широта и долгота «на беско¬
нечности»), по которым к каж¬
дому детектору приходят час¬
тицы (по вертикали — геогра¬
фическая широта, по горизон¬
тали — долгота)
S 180° 120	60	0	60	120	130е
W	Е

для частиц с жесткостями от 1 до 5,74 Гв, приходящих
в данную точку под зенитными углами £ ^ 32°. Судя
по форме конических сечений, для некоторых станций
асимптотические области прихода частиц сильно отлича¬
ются от круглого прямого конуса (в основании послед¬
него лежит окружность). Этот факт важно учитывать при
исследовании кратковременной анизотропии космических
лучей и структуры межпланетного магнитного поля вбли¬
зи Земли. Особенно это касается начальной стадии вспы¬
шек солнечных космических лучей.
В конце 50-х — начале 60-х годов, когда в исследова¬
нии вспышек наступил новый этап (использование спут¬
ников и ракет), наземные измерения в сочетании с теорией
ударных зон и с учетом асимптотических конусов прихода
частиц также сослужили хорошую службу космофизикам.
В частности, по данным наземных наблюдений в период мощ¬
ных вспышек в мае и ноябре 1960 г. было обнаружено, что
поток солнечных частиц шел к Земле в основном под углом
около 50° к западу от направления на Солнце. Подобное
отклонение потока к западу от линии Земля — Солнце
послужило основанием для гипотезы о существовании
межпланетного магнитного поля, закрученного в архиме¬
довы спирали из-за вращения Солнца. Наличие такого
квазирадиального межпланетного поля было впоследствии
подтверждено непосредственными измерениями на спут¬
никах и космических ракетах.
Космические лучи и изменения магнитного поля Земли.
До сих пор речь шла об особенностях движения косми¬
ческих частиц в реальном геомагнитном поле без учета
его возмущений за счет воздействия солнечного ветра.
Измерения солнечных протонов в полярных широтах
показали, что в этой области даже в магнито-спокойные
дни пороговая жесткость в общем гораздо ниже, чем
следует из расчетов, в которых учитывается реальное
распределение геомагнитного поля по данным наземных
измерений. Расчеты показывают, что это расхождение
между теорией и экспериментом можно объяснить за счет
переменной составляющей геомагнитного поля, которая
играет важную роль не вблизи поверхности Земли,
а начиная с некоторого расстояния от нее.
Уменьшение пороговой жесткости впервые обнаружено
группой американских исследователей во время магнит¬
ной бури в июле 1959 г. по результатам стратосферных
измерений в районе гор. Миннеаполис (США).
55

Очень интересные аналогичные измерения были про¬
ведены 12 июля 1961 г. другой группой исследователей
в районе гор. Колледжа (Аляска). В этот пункт в магнито¬
спокойные дни приходят обычно протоны с ек ^ 15 Мэв
(R 0,168 Гв), тогда как во время магнитной бури поро¬
говая энергия уменьшилась до ек ~ 1 Мэв (R = 0,0433 Гв).
Расхождения между экспериментальными и расчетны¬
ми значениями Rmm исследователи попытались объяс¬
нить двумя причинами — возникновением кольцевого тока
вокруг Земли или сжатием магнитосферы.
Эффект сжатия магнитосферы солнечным ветром хорошо
иллюстрируется рис. 4. Что касается кольцевого тока,
то это более сложное явление, связанное с электродина¬
мическими процессами в поясах захваченной радиации.
Возникая в поясах радиации, ток заряженных частиц опоя¬
сывает Землю, образуя токовое кольцо. Этот ток созда¬
ет собственное магнитное поле, направленное противо¬
положно земному. В результате суммарное магнитное
поле на расстояниях, далеких от поверхности Земли
(на полярных силовых линиях), уменьшается. Это долж¬
но приводить к уменьшению пороговой жесткости в дан¬
ной точке на высоких широтах на множитель к =
= 1/(1 + MrIMe), где МЕ—магнитный момент Земли, рав¬
ный 8,1 -1026 гс-см3, a Mr — магнитный момент кольце¬
вого тока.
Расчеты показывают, что отношение MrIMe не может
быть больше единицы. Отсюда ясно, что один лишь коль¬
цевой ток не способен уменьшить пороговую жесткость
более чем вдвое. Между тем наблюдаемые значения к со¬
ставляют обычно около 0,2, что соответствует чрезмерно
большому значению MrIMe = 4. В действительности
иногда наблюдаются еще более низкие значения к. В упо¬
мянутом случае 12 июля 1961 г. было получено к = 0,09,
откуда следовало бы MR/ME = 10, что совершенно исклю¬
чено.
При сжатии магнитосферы причина уменьшения поро¬
говой жесткости несколько иная, чем в случае кольцево¬
го тока. Сжатие магнитосферы уменьшает угол между
осью диполя и полярными силовыми линиями, таким
образом способствуя проникновению менее энергичных
частиц. Однако и этим способом также нельзя полностью
объяснить наблюдаемое уменьшение жесткости. Положе¬
ние несколько облегчается, если принимать во внимание
только вертикально падающие частицы. В данном случае
56

уменьшение жесткости можно объяснить разумной ком¬
бинацией обоих возмущающих процессов.
Изучение этого вопроса представляет несомненный
практический интерес. Дело в том, что аппаратура для
измерения поглощения радиоволн не может точно опре¬
делить границу области полярной шапки (геомагнитная
широта приблизительно ^ 65°) со стороны низких широт.
Определение же этой границы очень важно для предска¬
зания нарушений радиосвязи в полярных широтах во
время солнечных вспышек. Эти нарушения, как мы уже
говорили, вызываются вторжением в полярную ионосферу
мощных потоков солнечных протонов с энергией вплоть до
вк— 1 Мэв. Численные расчеты траекторий, выполненные
с помощью ЭВМ для протонов с ек = 1,2 Мэв, показывают,
что существует так называемое полярное плато — непра¬
вильной формы область, доступная, по-видимому, для
всех космических частиц с энергией выше 1 Мэв. Эта
область простирается от полюса до широты 65° на полу¬
ночном меридиане, до —75° на полуденном и утреннем
меридианах и до —70° на вечернем меридиане. Сравнение
с данными измерений, проведенных на спутниках с поляр¬
ными орбитами, подтверждает правильность этих расчетов.

КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
В МЕЖПЛАНЕТНОМ ПРОСТРАНСТВЕ
Что такое солнечный ветер? Мы уже отмечали, что в ди¬
намических процессах в межпланетном пространстве ре¬
шающую роль играет солнечный ветер — непрерывный
поток плазмы (в основном протонов и электронов) из рас¬
ширяющейся короны Солнца. Как возникли догадки уче¬
ных о существовании этого ветра и каковы его свойства?
В 1896 г. норвежский физик О. К. Биркеланд высказал
предположение, что Солнце кроме света испускает также
корпускулярное излучение, скорость которого почти в ты¬
сячу раз меньше скорости света. Попадая на Землю,
оно вызвает полярные сияния и магнитные бури. Позднее
по предложению американского астрофизика Е. Паркера
это излучение получило название солнечного ветра. Сол¬
нечный ветер непрерывно дует в Солнечной системе и про¬
носится мимо Земли со средней скоростью 300—500 км/сек.
В течение нескольких десятилетий ученые различных
специальностей исследовали это замечательное явление,
наблюдая кометные хвосты, вариации галактических
космических лучей, изучая характер распространения
солнечных космических лучей, а также геомагнитную ак¬
тивность и полярные сияния.
Применявшиеся до недавнего времени методы носили
косвенный характер, однако данные о свойствах солнечного
ветра были настолько согласованными, что ученые не
сомневались в реальности его существования, довольно
надежно знали скорость ветра, а также напряженность
несомых ветром магнитных полей. Было доказано, что
солнечный ветер расходится от Солнца радиально. Косми¬
ческие лучи еще в 1959 г. помогли обнаружить в солнечном
ветре неоднородности магнитного поля — магнитные об¬
лака, рассеивающие частицы.
К настоящему времени с помощью автоматических меж¬
планетных станций удалось непосредственно и более де¬
тально изучить физические характеристики солнечного
58

ветра. Самыми важными из них оказались скорость и
и концентрация протонов nv. В частности, усредненные
за сентябрь — декабрь 1962 г. параметры солнечного ветра
на орбите Земли имели такие значения: й=500 км/сек, nv =
= 5 частиц/см3. Предельные значения пр = 0,5 -ч-
-г- 50 частиц/см3, и = 400 ~ 750 км/сек, хотя в некото¬
рые периоды скорость снижалась до 300 км/сек.
Если использовать значения скорости и солнечного
ветра, усредненные за каждые 27 дней (период вращения
Солнца), то получим, что изменение концентрации про¬
тонов пр со временем обратно пропорционально измене¬
нию и. Концентрация частиц при приближении к Солнцу
возрастает примерно как квадрат расстояния, тогда как
их скорость практически не меняется с расстоянием. Уже
из этого видно, что даже спокойный солнечный ветер пред¬
ставляет собой динамичный, изменчивый и сложный для
изучения объект.
Для исследования вариаций космических лучей важней¬
шее значение имеет тот факт, что плазма солнечного ветра
содержит в себе и переносит в межпланетном пространст¬
ве магнитное поле. Его напряженность непостоянна
в пространстве и во времени и колеблется в пределах от
10~5 до 10~4 гс. Средняя напряженность поля в спокойном
ветре у орбиты Земли оказалась около 5-10"5 гс. Силовые
линии регулярной составляющей поля имеют вид спира¬
лей Архимеда, как это было установлено раньше по дан¬
ным о распространении солнечных космических лучей.
Кроме регулярного поля был обнаружен также широкий
спектр магнитных неоднородностей — именно такой, ка¬
кой следует из данных о распространении космических
частиц в межпланетном пространстве.
Периодические вариации космических лучей. По не¬
известным пока причинам активность нашего Солнца
отличается, с одной стороны, большим непостоянством
(если рассматривать короткие промежутки времени), а
с другой — приблизительной периодичностью (если рас¬
сматривать периоды в несколько лет). За меру активности
обычно принимают число солнечных пятен *, открытых
* Количество пятен на диске Солнца характеризуют числом Вольфа W. Оно
пропорционально общей площади, занимаемой солнечными пятнами в мо¬
мент наблюдений. Его получают путем подсчета чисел пятен и групп, в ко¬
торые они обычно объединяются, причем W » 10 g+ /, где q— число групп,
а /— число отдельных пятен, Эта характеристика введена в астро¬
номическую.
59

еще Галилеем. Число пятен изменяется с периодом при¬
близительно в 11 лет. При этом сами пятна, зарождаясь
на гелиоширотах около ± 30°, постепенно перемещаются
к экватору (рис. 22).
Мощность солнечного ветра также испытывает колеба¬
ния с периодом около 11 лет. Поскольку межпланетные
магнитные поля неразрывно связаны с плазмой солнечного
ветра, то их энергия неизбежно зависит от общего уровня
солнечной активности.
Однако этот факт сам по себе еще недостаточен для воз¬
никновения вариаций космических лучей. Если бы маг¬
нитные неоднородности, создаваемые солнечным ветром,
не перемещались в пространстве, то спустя некоторое
время после их образования около Земли установился бы
постоянный во времени и изотропный по направлениям
поток космических лучей. Решающее условие для возник¬
новения вариаций космических лучей в Солнечной си¬
стеме — это движение магнитных неоднородностей по
радиусу от Солнца со скоростью солнечного ветра.
Поток магнитных неоднородностей стремится вымести
из межпланетного пространства галактические космиче¬
ские лучи. Когда этот поток ослабевает (при уменьшении
солнечной активности), космические лучи вновь запол¬
няют пространство, и такой процесс повторяется регуляр¬
но с периодом около 11 лет. Радиальное расхождение
неоднородностей приводит не только к выметанию, но
и к некоторому уменьшению энергии частиц, которым
удается проникнуть из Галактики внутрь Солнечной
системы. Все это вызывает уменьшение интенсивности
космических лучей при усилении солнечной активности.
практику в середине прошлого века швейцарским астрономом Рудольфом
Вольфом в связи с тем, что определение площадей пятен гораздо труд¬
нее, чем подсчет числа пятен и их групп.
30 -ф
Рис. 22. Изменение числа солнечных
пятен и их гелиошироты за период
11-летнего цикла активности Солнца
(по вертикали — гелиоширота в
град, по горизонтали — годы после
минимума солнечных пятен; диаметр
кружка пропорционален числу
пятен)
0	2	Ч	6	В	W
60

Из сказанного ясно, что между уровнем активности
(числом солнечных пятен) и интенсивностью космических
лучей всегда существует обратная связь (рис. 23). При
этом вариации мощности солнечного ветра (т. е. изменения и
и /2Р) проявляются в космических лучах с некоторым за¬
паздыванием. Очевидно, чем больше область, занимаемая
ветром, и чем меньше его скорость, тем больше запазды¬
вание. Аналогичная обратная связь существует между
интенсивностью космических лучей и скоростью ветра
Рис. 23. 11-летняя вариация солнечной активности (число солнечных пятен W)
и космических лучен (I%) по данным наблюдений на высокоширотной (1),
среднсшнротной (2) и экваториальной (3) станциях
Кривая 3 характеризует вариации потока частиц высокой энергии более 15
Гэп (т. е. 15 млрд. вв), кривая 2— с энергией вплоть до 3 Гэв, кривая 1 —
изменение потока частиц всех энергий, включая и самые малые
Рис. 24. Корреляционная связь между изменениями скорости солнечного ветра
гi (t) и наблюдаемыми изменениями интенсивности космических лучей In I
на станциях Дип-Ривер (а) и Норикура (б). Цифры на графике означают годы
наблюдений
в различные периоды солнечной активности (рис. 24).
Изучая связь между изменениями солнечной активно¬
сти и вариациями космических лучей, можно получить
сведения о том, где кончается солнечный ветер, т. е. на
61

каком расстоянии от Солнца прекращается выметающее
действие магнитных полей солнечного ветра на космиче¬
ские лучи. Ныне этот вопрос — один из центральных
в науке о вариациях космических лучей. Мы обсудим его
несколько позже, после описания других типов вариаций,
обусловленных деятельностью Солнца.
В жизни Солнца кроме 11-летнего цикла имеется дру¬
гой характерный период — период его вращения вокруг
оси, составляющий около 27 суток. Если бы Солнце слу¬
жило идеальным генератором солнечного ветра со стро¬
гим 11-летним периодом, то факт 27-дневного вращения
сам по себе не имел бы значения для вариаций космиче¬
ских лучей.
Однако в бурлящей атмосфере Солнца активность от¬
дельных областей (по долготе) неодинакова. Более «горя¬
чие» области испускают более быстрый и мощный солнеч¬
ный ветер, чем сравнительно «холодные». Асимметрия
в солнечном ветре порождает асимметрию в потоке маг¬
нитных неоднородностей. Поскольку эта асимметрия мо¬
жет существовать в течение многих оборотов Солнца,
то в интенсивности космических лучей возникает 27-днев¬
ная вариация (рис. 25).
Из рис. 25 видно, что введение температурных попра¬
вок, вообще говоря, уменьшает 27-дневную волну, наблю¬
давшуюся в 1951 —1952 гг. при сравнительно высоком
уровне солнечной активности. Аналогичные данные для
периода минимума солнечной активности (1954—1955 гг.)
показывают, что в годы минимума 27-дневная вариация
почти полностью обусловлена температурным эффектом.
27-дневная вариация интересна прежде всего тем, что
она свидетельствует об асимметрии солнечной активности
и дает информацию об изменениях этой асимметрии в те¬
чение солнечного цикла. Кроме того, эта вариация важна
для исследования всего комплекса вопросов по проблеме
солнечно-земных связей. В частности, 27-дневиые вариа¬
ции довольно тесно связаны с общим уровнем солнечной
(W) и геомагнитной (Ар-индекс) активности (рис. 26),
хотя детального соответствия нет *.
В последние годы ученые обратили внимание также на
* Яр-индекс отражает величину возмущепности магнитного поля Земли
за каждые 3 часа наблюдений относительно среднего (невозмущснпсго)
уровня. По условной международной шкале значения Кр могут изме¬
няться от 0 (поле спокойно) до 9 (поле крайне возмущено). В исследова¬
ниях часто используются суммы значений Кр за сутки, месяц, год и т, п.
62

годовую вариацию космических лучей. Причина ее состоит
в следующем. Плоскость земной орбиты наклонена к пло¬
скости эклиптики (т. е. к плоскости солнечного экватора)
под углом около 7е. Этот незначительный наклон вли¬
яет на интенсивность космических лучей. Дело в том,
что в течение года Земля, обращаясь вокруг Солнца,
непрерывно меняет свою гелиошироту, т. е. как бы про¬
ектируется на различные по активности участки Солнца.
Как мы уже видели из рис. 22, активность Солнца по
широте неодинакова, поэтому потоки космических лучей
Рис. 25. Кривые 27-дневной вариации мезонной компоненты А% по данным
наблюдений в Якутске в 1951—1952 гг.
J— без поправки на температурный эффект; 2 — с поправкой на температур
ный эффект
Рис. 26. Изменение числа солнечных пятен W, амплитуды 27-дневной вариации
жесткой компоненты А% вблизи экватора (ст. Уанкайо) и магнитной актив¬
ности (сумма -2Гр_индексов за год) за период 1937—1955 гг.
63

в крайних положениях Земли на ее орбите также оказы¬
ваются различными. Это позволяет исследовать так назы¬
ваемый поперечный градиент космических лучей, т. е.
изменение их интенсивности (в %) в расчете на одну астро¬
номическую единицу при удалении от плоскости эклипти¬
ки. Поперечные градиенты, полученные при изучении
годовых вариаций, оказались небольшими; это может
означать, что солнечный ветер занимает область почти
сферической формы.
Некоторые исследователи пытались обнаружить в кос¬
мических лучах вариации с другими периодами, несколь¬
ко отличающимися от 27 суток. Существование таких
вариаций весьма проблематично: их возможная амплитуда
мала, и их трудно обнаружить на фоне других возмущений
потока космических лучей с большей амплитудой.
Анизотропия космических лучей. Важной характери¬
стикой космического излучения является его анизотро¬
пия, т. е. зависимость интенсивности космических лучей
от направления, в котором смотрит тот или иной прибор.
Она может возникать под действием различных причин.
Различают анизотропию галактического, солнечного и
лунного происхождения. При этом имеют в виду, что
интенсивность космических лучей на Земле в результате
ее суточного вращения будет испытывать временные
вариации с периодом в одни звездные, солнечные и лун¬
ные сутки соответственно.
Возникновение лунно-суточной вариации можно объ¬
яснить следующим образом. Гравитационные силы Луны
и Солнца воздействуют на плазму магнитосферы Земли *.
Силовые линии геомагнитного поля «вморожены» в плаз¬
му и перемещаются вместе с ней под действием приливо¬
образующей силы. В искаженном геомагнитном поле
изменяются пороговые жесткости частиц. В результате
этого возникает вариация космических лучей с периодом
лунные сутки (около 28 дней). Расчеты показывают,
что изменение геомагнитного поля на 1 % должно приво¬
дить к вариациям интенсивности нейтронов на средних
широтах на уровне моря около 2% и на уровне гор —
около 4% (эти теоретические оценки были подтверждены
экспериментально).
* Плазма магнитосферы — это в основном частицы, находящиеся в радиацион¬
ных поясах Земли (протоны и электроны). Иногда эту плазменную оболоч¬
ку называют плазмосферой Земли.
64

Конечно, реальная картина изменений геомагнитного
поля под действием приливообразующей силы Луны и
Солнца гораздо сложнее, особенно если учесть вращение
Земли. Тем не менее полученные до сих пор данные о лун¬
но-суточных вариациях определенно говорят о том, что
во внешних слоях земной плазмосферы, граничащих
с межпланетной средой, действительно происходят прили¬
вообразующие движения плазмы и магнитного поля.
Чтобы исследовать эти явления, представляющие боль¬
шой интерес для физики магнитосферы, необходимо вы¬
полнить детальные теоретические расчеты, а также пря¬
мые измерения лунно-суточных вариаций магнитного
поля Земли на больших высотах и межпланетного поля
в окрестности Земли с помощью спутников и ракет. Один
из возможных экспериментов — измерения колебаний кон¬
центрации быстрых электронов в радиационных поясах,
поскольку вместе с перемещением магнитных силовых
линий должен происходить сдвиг поясов. При этом важно
выделить лунно-суточную волну в чистом виде, освободив
данные измерений от влияния других возмущений магни¬
тосферы во время резких порывов солнечного ветра.
Если лунно-суточная вариация космических лучей важ¬
на для изучения физики магнитосферы, то солнечно¬
суточная вариация представляет большой интерес для
исследования электромагнитных условий в межпланетном
пространстве. Эти условия весьма изменчивы во времени
и в конечном счете определяются деятельностью Солнца.
Солнечно-суточная вариация имеет небольшую амплиту¬
ду — в пределах нескольких десятых долей процента
(рис. 27). Конечно, усредненная кривая, приведенная на
рисунке, не отражает тонких деталей солнечно-суточной
вариации. В действительности происходит сложное на¬
ложение одних суточных вариаций на другие. При этом
появляются ложные суточные вариации. Например,
27-дневная вариация космических лучей может настолько
исказить солнечно-суточную волну, что последняя будет
ошибочно принята за лунно-суточную.
Все это показывает, насколько сложен вопрос о суточ¬
ных вариациях. Для их четкого разделения нужны тща¬
тельные и весьма тонкие исследования с использованием
большого количества экспериментальных данных.
Возникает солнечно-суточная вариация следующим об¬
разом. Космические лучи, поступающие из Галактики,
выносятся из Солнечной системы магнитными полями
3 JI. И. Мирошниченко
65

солнечного ветра. Этот процесс, называемый конвекцией,
опустошает межпланетное пространство. В результате
возникает градиент космических лучей, направленный
от Солнца, другими словами, интенсивность космических
лучей увеличивается при удалении от Солнца. Кроме
того, в Солнечной системе космические лучи «расходуют¬
ся» также за счет замедления при движении в непрерывно
расширяющейся среде.
Этим двум процессам противостоит диффузионный по¬
ток космических лучей, направленный к Солнцу.
Ряс. 27. Средняя за период МГГ солнечно-суточная вариация по данным 12
нейтронных мониторов между 30 и G0° с. ш.
При наличии упорядоченного магнитного поля с сило¬
выми линиями, растянутыми в спирали движением струй
вещества (солнечного ветра) и вращением Солнца (рис. 28),
диффузия космических лучей анизотропна, т. е. коэффи¬
циенты диффузии вдоль поля щ и поперек него xj_ не равны
между собой. Диффузионный поток на орбите Земли
направлен не точно на Солнце, а в секторе между направ¬
лением на Солнце и направлением осей струй. Эти два
крайних направления диффузионный поток принимает
соответственно в случаях полностью нерегулярного поля
(хх = хц) и строго регулярного (Xj_ Хц).
В промежуточном случае диффузионный поток q можно
разложить на две взаимно перпендикулярные компонен¬
ты — радиальную qT и тангенциальную qt (рис. 29).
Радиальная компонента полностью компенсируется за
счет конвекционного потока, направленного от Солнца.
Тангенциальная компонента приводит к анизотропии
космических лучей с максимумом на вечерней стороне
66

Рис. 28. Спиральное межпланет¬
ное магнитное поле. Вид с се¬
верного полюса Солнца на плос¬
кость эклиптики. Вращение
Солнца против часовой стрелки
приводит к тому, что плазма,
радиально выбрасываемая из
определенной точки на солнеч¬
ной поверхности, образует в
пространстве спираль, аналогич¬
ную струе воды, выбрасываемой
вращающимся садовым раз¬
брызгивателем. Магнитное поле,
связанное с той же точкой на
солнечной поверхности, выно¬
сится движущейся плазмой и
также образует спиральную
структуру (3 — орбита Земли,
М — орбита Марса)
Рис. 29. Схема действия диффу¬
зионного механизма суточной
вариации. Диффузионный поток
g состоит из двух компонент —
радиальной qr и тангенциальной
д$. Радиальная компонента пол¬
ностью компенсируется конвек¬
ционным потоком nv, направ¬
ленным от Солнца. Тангенциаль¬
ная компонента дает нескомпен-
енрованную суточную волну.
Угол 0 между направлением си¬
ловой линии на орбите Земли и
направлением на Солнце состав¬
ляет около 50°; угол ср определя¬
ет гелиодолготу магнитной си¬
ловой линии, соединяющей
Солнце с Землей
Солнць
3*

Земли (в 18 час. местного времени). В случае строго
регулярного поля ее амплитуда Атлх равна 0,6%.
При неполностью регулярном поле, как это и наблю¬
дается в действительности, амплитуда анизотропии зави¬
сит от степени нерегулярности магнитного поля / =
= Xj_/xn и скорости солнечного ветра. При большой ско¬
рости ветра (и 400 -f- 500 км/сек) зависимость ам¬
плитуды от скорости практически отсутствует, а зави¬
симость от / принимает вид А (/) = Атах X а -/)•
Отсюда видно, что если поле хаотическое (/ = 1), то
анизотропии нет.
Вследствие вращения Земли анизотропия проявляется
как суточная вариация. Данные наблюдений суточной
вариации согласуются с нарисованной картиной и дают
небольшую нерегулярность магнитного поля / ж 0,1 для
частиц с энергией ~ 1010 эв.
Звездно-суточная вариация и проблема происхождения
космических лучей. Уже несколько десятков лет остается
открытым вопрос о существовании истинных вариаций
космических лучей по звездному времени. Вопрос этот
очень важен и интересен, поскольку его решение может
дать сведения о происхождении космических лучей, т. е.
об их источниках, механизмах ускорения и распростра¬
нения.
Звездная анизотропия может быть связана либо с вне¬
галактическим потоком космических лучей (тогда это ре¬
зультат вращения Галактики), либо с диффузией косми¬
ческих частиц за пределы Галактики — при галактиче¬
ском их происхождении. Эффект анизотропии может воз¬
никать также при неравномерном распределении источ¬
ников космических лучей в Галактике или вне ее.
Исследования звездно-суточных вариаций проводятся
как для частиц с энергией ^1014 эв — по данным регистра¬
ции широких атмосферных ливней, так и для частиц мень¬
ших энергий (вплоть до 1010 эв), регистрируемых назем¬
ными телескопами, а также мировой сетью нейтронных
мониторов. Выделить истинную звездно-суточную волну
очень трудно, так как ее амплитуда мала (десятые доли
процента для частиц с энергией —1014 эв). Кроме того,
возникает проблема учета ложных эффектов — еще бо¬
лее сложная, чем в случае солнечно-суточной вариации.
Эти трудности усугубляются тем, что амплитуда звезд¬
но-суточной вариации по условиям эксперимента опреде¬
ляется с ошибкой, которая сравнима с самой амплитудой
№

и, вообще говоря, растет с ростом энергии частиц. На
рис. 30 показан график зависимости измеренной амплиту¬
ды от статистической ошибки. Из него видно, что с умень¬
шением статистической ошибки уменьшается также ам¬
плитуда вариации.
Исследование звездно-суточных вариаций приобрета¬
ет особое значение для проблемы происхождения косми¬
ческих лучей в свете последних измерений на советских
спутниках серии «Протон». Во время этих измерений,
<4% Ю3
Рис. 30. Связь ''между измерен-	'Ю2
нон амплитудой звездно-суточ¬
ной вариации А и статиетичо-	^
ской ошибкой измерения о. Вид¬
на тенденция к уменьшению
измеряемой амплитуды при по-	у #
вышении точности измерений.
Это означает, что имеющиеся	_1
данные об амплитуде анизотро-	^
пии частиц высоких энергий по¬
ка нельзя считать надежными
Ю'3 W~z iO4 it0 JO 'Ю2,
<3 %
проведенных под руководством И. JI. Григорова, было
обнаружено различие между энергетическими спектрами
тяжелых ядер и протонов («расщепление» спектров).
Этот факт может иметь решающее значение для выбора
между различными моделями происхождения космических
лучей.
Ныне развиваются две основные модели происхождения
космических лучей — стационарная и нестационарная.
Первая исходит из того, что часть галактических частиц,
вплоть до энергий 1015—1016 (а возможно, и до 1017—
1018 эв/нуклон), генерируется во вспышках сверхновых
звезд в виде тяжелых ядер, а более легкие ядра и прото¬
ны образуются в результате фрагментации (дробления
ядер) в межзвездном пространстве. Диффузия частиц из
Галактики приводит к звездно-суточной вариации.
В другой модели предполагается, что генерация косми¬
ческих лучей произошла в результате серии взрывов
в центре Галактики сотни миллионов лет назад, а наблю¬
даемый поток частиц — это в основном остаток от взры¬
вов. Из той или иной модели вытекают определенные энер¬
гетические спектры, ядерные составы и звездно-суточные

вариации, которые ни для одной модели пока не дают хоро¬
шего согласия с экспериментальными данными. Этот воп¬
рос подробно анализировался JI. И. Дорманом.
Из всех рассмотренных им моделей (как галактических,
так и метагалактических) наиболее приемлемой оказыва¬
ется стационарная модель галактического происхождения
при условии, что фрагментация происходит не в самом
источнике и не в межзвездном пространстве, а в сравни¬
тельно малой области — в окрестности (оболочке) источ¬
ника. В этом случае источниками космических лучей
могут служить вспышки сверхновых, а также квазиперио-
дические взрывы в ядре Галактики. Процесс генерации
космических лучей при этом должен происходить лишь
в начальной стадии расширения оболочек сверхновых.
Такие предположения позволяют удовлетворить условию
энергетического баланса, получить хорошее согласие
с данными по звездно-суточным вариациям и объяснить
«расщепление» спектров ядер и протонов, зарегистриро¬
ванное с помощью спутников серии «Протон».
Таким образом, исследование звездно-суточной вариа¬
ции ведет нас в область фундаментальных вопросов со¬
временной астрофизики, особенно если учесть открытие
реликтового фотонного излучения и пульсаров. Однако
мы не ставим задачей детально излагать проблему проис¬
хождения космических лучей, поэтому вернемся из Галак¬
тики в Солнечную систему, к Земле.
Если даже частицы с энергией J^dO14 эв, порождающие
широкие атмосферные ливни, приходят к Земле анизот¬
ропно, то доказать существование этой анизотропии пока
не удалось из-за недостаточной точности измерений,
влияния метеорологических эффектов и возможного на¬
личия ложной звездно-суточной волны. Можно устано¬
вить лишь верхнюю границу амплитуды анизотропии,
которая для энергии —1018 эв составляет около 10%,
а для энергий ~1014 эв не превышает нескольких десятых
долей процента.
Что касается частиц меньших энергий, то в этой области
за последние годы достигнут некоторый прогресс. В част¬
ности, по данным непрерывной регистрации ц-мезонной
* компоненты, чувствительной к первичным космическим
лучам с энергией е = 1010 -г- 1011 эв, за период 1953—
1964 гг. была довольно уверенно обнаружена истинная
звездно-суточная анизотропия. Ее амплитуда составила
0,100 dz 0t012% в годы минимума солнечной активности
70

Рис. 31. Модель возникновения звездно-суточной анизотропии частиц с энер¬
гией ~109 эв в минимуме (а) и в максимуме (б) солнечной активности
1 —граничная область; 2— поток галактических космических лучей;
движение Солнца; 4— движение плазмы
71

и 0,50 ± 0,12% — в годы повышенной солнечной актив¬
ности. Максимум звездно-суточной вариации приходится
на 20 zh 02 часа по местному звездному времени, что соот¬
ветствует направлению анизотропного потока вдоль га¬
лактического рукава.
Относительно частиц с энергиями —109 эв, к которым
наиболее чувствительны наземные нейтронные мониторы,
в настоящее время можно, по-видимому, утверждать, что
их поток в окрестности Солнечной системы изотропен,
а наблюдаемая звездно-суточная вариация нейтронной
компоненты, скорее всего, является ложной.
Наблюдаемую анизотропию частиц с энергией —109 эв
по звездному времени можно объяснить с помощью следу¬
ющей модели (рис. 31). Солнце, окруженное солнечным
ветром, движется относительно ближайших звезд со ско¬
ростью —20 км/сек. Это движение деформирует полость,
занятую ветром, так, что она становится асимметричной,
вытягиваясь в виде «хвоста». Асимметрия модулирующей
области с движущимися в ней облаками плазмы и магнит¬
ными неоднородностями должна проявляться на Земле
в виде звездно-суточной анизотропии.
Что касается различия звездно-суточных эффектов в го¬
ды максимума и минимума солнечной активности, то его
причина, вероятно, заключается в следующем.
В минимуме солнечной активности межпланетное про¬
странство относительно свободно от возмущающих фак¬
торов, так что движение облаков плазмы происходит
преимущественно вдоль «хвоста». Ускорение или замед¬
ление потока галактических космических лучей также
будет происходить упорядоченно (в направлении «хвоста»),
и эффект анизотропии будет проявляться сильнее.
В максимуме солнечной активности форма «хвоста»
определяется не только взаимодействием межзвездной
среды с граничной областью солнечного ветра, но и усилен¬
ным потоком облаков плазмы, движущихся по всем на¬
правлениям. В результате этого эффект анизотропии
модуляционного происхождения сильно «размазывается»
по направлениям, а его амплитуда уменьшается. Эти
объяснения носят пока лишь качественный характер.
Точные количественные оценки требуют серьезных рас¬
четов, которые, по-видимому, можно проводить, опираясь
на теорию, аналогичную теории «хвоста» магнитосферы
или кометных «хвостов».
72

Эффект Форбуша и ударные волны в межпланетной среде.
Важные данные о возмущениях в солнечном ветре
можно получить, изучая резкие внезапные понижения
интенсивности космических лучей, совпадающие с маг¬
нитными бурями. Впервые такое явление было замечено
более 30 лет назад одним из старейших исследователей
вариаций С. Форбушем (США) и с тех пор носит его имя.
Картина развития явления во времени довольно проста.
Обычно Форбуш-понижению предшествует усиление ак¬
тивности в отдельных "областях Солнца. Кульминацией
активности какой-либо области Солнца является мощная
вспышка, от которой в межпланетной среде распростра¬
няется возмущение типа взрывной волны. Скорость этого
возмущения такова, что оно приходит к Земле спустя 1,5—
2 суток.
Как только возмущение достигает Земли, интенсив¬
ность космических лучей начинает быстро уменьшаться
и за 1—2 часа падает на 5—7% (в нейтронной компонен¬
те). Достигнув минимума, интенсивность начинает медлен¬
но восстанавливаться до прежнего, невозмущенного уров¬
ня. Восстановление может продолжаться несколько су¬
ток. Иногда на фоне восстановления происходит новое
понижение. Такая суперпозиция (наложение) трех Фор-
буш-эффектов наблюдалась, например, в июле 1959 г.
Подобное явление с очень большой амплитудой пониже¬
ния (до 24% в нейтронной компоненте) было зарегистри¬
ровано в начале августа 1972 г. (рис. 32). Какова причи¬
на Форбуш-понижения?
Как мы уже знаем, одно из замечательных свойств сол¬
нечного ветра состоит в том, что он сам является носите¬
лем магнитного поля. Во время сильных порывов этого
ветра магнитное поле подвергается сжатию, уплотне¬
нию. Такие уплотнения, перемещаясь в межпланетном
пространстве, играют роль стенок или магнитных зеркал,
от которых космические лучи немедленно отражаются.
Движение магнитных зеркал от Солнца приводит к от¬
носительно быстрому «выметанию» космических лучей из
Солнечной системы. В результате на Земле наблюдаются
понижения их интенсивности (Форбуш-эффекты), тесно
связанные с магнитными бурями и с другими проявления¬
ми «космической погоды». Как выяснилось недавно, кос¬
мические лучи могут быть не только «жертвами» косми¬
ческой погоды и «спутниками» магнитных бурь, по и пред¬
вестниками последних.
73

Более 10 лет назад было обнаружено странное явле¬
ние, сразу заинтересовавшее ученых. За несколько часов
до магнитной бури на Земле наблюдалось небольшое
возрастание интенсивности космических лучей — около
\—3% в нейтронной компоненте. Каковы же свойства
этого возрастания?
Уже первые исследования показали, что возрастание
длится 6—10 часов и носит планетарный, т. е. мировой,
Июль '959г
;	5	10	15	го	2Ь	30
Рис. 32. Вариации интенсивности космических лучей по данным нейтронных
мониторов: а—на горе Вашингтон (июль 1959 г.,левая и верхняя шкалы) и б—в
Апатитах (август 1972 г., правая и нижняя шкалы)
1 — солнечные вспышки; 2 — магнитные бури. Каждая буря начиналась
внезапно под действием ударной волны, «бежавшей» по солнечному ветру со
скоростью свыше 1500 км/сек. Эти волны «выметали» перед собой космиче¬
ские лучи, что и привело к резким понижениям[их интенсивности вблизи
Земли
характер. Однако его амплитуда зависит от местного
времени. Эти особенности явления означают, что его при¬
чиной, по-видимому, служит отражение космических лу¬
чей от движущегося к Земле магнитного зеркала. Таким
зеркалом может быть плотное облако плазмы, выброшен¬
ное солнечной вспышкой и несущее в себе магнитное поле.
Другой возможный тип зеркала — это ударная волна,
рожденная вспышкой и сжимающая межпланетное маг¬
нитное поле. Сделать однозначный выбор между^этими
предположениями до последнего времени было невозможно,
74

В дальнейшем выяснилось, что эффект зависит от
гелиодолготы вспышки. При этом эффект от вспышке
на восточной стороне солнечного диска оказался более
отчетливым, чем от вспышек на западной стороне. Кроме
того, удалось установить, что амплитуда возрастания
увеличивается с ростом гелиошироты вспышки (точнее—
с увеличением расстояния между вспышкой и той областью
на диске Солнца, куда «проектируется» Земля).
Рис. 33. Распространение ударной волны в межпланетном пространстве. До
некоторого расстояния г0 волна распространяется в узком канале (зачернено).
Далее волна становится квазисферической. Межпланетное магнитное поле, уси¬
ленное ударной волной, частично отражает космические лучи. Их интенсивность
у Земли возрастает, причем амплитуда возрастания А пропорциональна гс-
лиошироте Земли Дф. Тонкими линиями показано магнитное поле перед волной
и позади нее, жирными линиями — усиленное межпланетное поле, «сжатое»
волной
Эти факты можно объяснить, если связывать их
с межпланетными ударными волнами, распространяющи¬
мися в среде со спиралевидным магнитным полем. Если
учесть искривление силовых линий межпланетного поля
(см. рис. 29), то легко сообразить, что ударная волна от
восточной вспышки сильнее сжимает поле, чем от запад¬
ной. Таким образом, в первом случае зеркало отражает
больше космических частиц, чем во втором. В этом и со¬
стоит «секрет» восточно-западной асимметрии эффекта
возрастания. Асимметрия явления, а также его зависи¬
75

мость от гелиошироты означают, кроме того, что магНйт-
ное зеркало связано именно с ударной волной, а не с обла¬
ком уплотненной плазмы. При этом ударная волна должна
возникать не па поверхности Солнца, а на значительном
расстоянии от него (рис. 33).
По-видимому, до расстояния около 1,5—3 млн. км,
где напряженность магнитного поля и плотность газа
весьма высоки, ударная волна распространяется в
атмосфере Солнца радиально в сравнительно узком- кону¬
се. При увеличении высоты происходит уменьшение
плотности газа и напряженности поля, поэтому распро¬
странение принимает полусферический или сферический
характер. Подобная картина наблюдалась бы в случае,
если бы с поверхности Солнца стартовала ракета с ядер-
ной бомбой на борту, а на некоторой высоте бомба взор¬
валась, породив сферическую волну.
Очень важно также отметить, что эффект возрастания
начинается за 10—12 часов до магнитной бури, причем
он наблюдается только в дневное время в полном согла¬
сии с теорией межпланетных ударных волн. При совре¬
менной высокой точности измерений, проводимых одно¬
временно несколькими обсерваториями на освещенной
стороне Земли, это явление можно использовать для крат¬
косрочного прогноза магнитных бурь. Для этого необ¬
ходимо объединить различные обсерватории в общую сеть
и подключить ее к электронно-вычислительной машине
со специальной программой, позволяющей выявить эф¬
фект возрастания среди непрерывно поступающих данных
наблюдений.
Сфера модуляции. Изучая связь между изменениями
солнечной активности и вариациями интенсивности кос¬
мических лучей, можно получить определенные сведения
о свойствах солнечного ветра далеко за орбитой Земли.
В частности, интересно выяснить, до какого расстояния
«дует» солнечный ветер. Иными словами, каковы размеры
той области — сферы модуляции, где непрерывно идет
противоборство космических лучей с солнечным ветром?
Казалось бы, что для ответа на этот вопрос достаточно
плотность энергии ветра (его давление) приравнять к сум¬
марному давлению внешних сил, «сдерживающих» ветер.
Такими внешними силами являются давление галакти¬
ческого магнитного поля, межзвездного газа и косми¬
ческих лучей. Если исходить из условия равенства давле¬
ний, то получим радиус «сферы модуляции» около
76

100 астрономических единиц (для сравнения укажем, что
орбита Плутона — самой удаленной планеты Солнечной
системы — проходит на расстоянии около 40 а.е. от
Солнца).
В действительности ситуация гораздо сложнее. Основ¬
ные трудности здесь заключаются в следующем. Во-пер¬
вых, почти вся информация об удаленных областях Сол¬
нечной системы получена косвенными методами (косми¬
ческие лучи, кометы, метеориты); прямые измерения кос¬
мических лучей и солнечного ветра проводятся пока в ог¬
раниченной области межпланетного пространства, между
орбитами Венеры и Юпитера. Во-вторых, мы не знаем точно,
какое именно проявление солнечной активности (число
пятен, площадь пятен, интенсивность зеленой корональ-
ной линии и т. д.) оказывается наиболее тесно связанным
с магнитными полями солнечного ветра, модулирующими
космические лучи. В-третьих, недостаточно ясен сам
механизм воздействия солнечной активности на космиче¬
ские лучи, т. е. условия их распространения в различных
областях пространства и в различные периоды 11-лет¬
него солнечного цикла.
Поэтому для извлечения правильной информации о
размерах сферы модуляции необходим тщательный ана¬
лиз всего комплекса экспериментальных данных по кос¬
мическим лучам. Сюда относятся прежде всего данные
об 11-летней модуляции энергетического спектра и ядер-
ного состава галактических космических лучей.
Основное соотношение, описывающее 11-летшою моду¬
ляцию, имеет вид
Dm{R) = D0 (R) exp [—u (rmax — r6)/x (/?)],	(11)
где Dn (R) — спектр первичных космических лучей вне
Солнечной системы; Dm (R) — модулированный спектр
космических лучей у Земли; и — скорость солнечного
ветра; rmax — радиус сферы модуляции; г6 — радиус
земной орбиты; х (R) — коэффициент диффузии, завися¬
щий от жесткости частиц R. Величину
_ц1гтах-г6)
1 — Л = 1 —	= 1 — е *№	(12)
называют глубиной модуляции. На рис. 23 мы уже виде¬
ли, что амплитуда 11-летней вариации, или, другими
словами, величина 1— т], различна в зависимости от энергии
(жесткости) частиц. При этом глубина модуляции тем
77

Мейыпе, чем больше энергия космических лучей. Такай
зависимость определяется свойствами коэффициента диф¬
фузии
К (R)	(13)
где v — скорость частиц, а Л — пробег для рассеяния,
зависящий от жесткости.
Что касается модуляции по зарядам, то из соотношений
Рис. 34. Зависимость глубины модуляции от жесткости частиц с различным
зарядом. Если жесткость частиц мала, то модуляция максимальна для ядер
с Z 2 и минимальна для электронов
(12) и (13) ясно видно, что в области релятивистских энер¬
гий, где скорость частиц v ^ с (т. е. начиная с R ^ 2 Гв),
глубина модуляции зависит только от жесткости частиц
и будет одинакова для разных Z. Однако в нерелятивист¬
ской области, где частицы с разным отношением A/Z ( А —
атомный вес, Z — заряд ) при одинаковой жесткости имеют
разные скорости v, глубина модуляции будет также раз¬
личной. Это видно из рис. 34, где показана зависимость
величины vie In 1/ц от R для электронов (А/Z ж 5-10-4),
протонов (A/Z = 1) и ядер гелия (A/Z -- 2), по данным
измерений американских исследователей в 1965—1968 гг.
Другая группа данных связана с запаздыванием раз¬
личных типов вариаций космических лучей относительно
изменений параметров, характеризующих солнечную ак¬
78

тивность. Особенно наглядно явление запаздывания.видно
на примере 11-летней вариации. На рис. 35 по данным
нейтронного монитора в Чикаго показана зависимость
между амплитудой 11-летней вариации А (в относитель¬
ных единицах) и числом солнечных пятен W для периода
1953—1962 гг. Видно, что интенсивность космических
лучей по-разному менялась на восходящей (1955—1958 гг.)
и нисходящей ветвях солнечного цикла. Это явление
получило название «гистерезис космических лучей» по
Рис. 35. «Гистерезис космичес¬
ких лучей» по данным нейтрон¬
ного монитора*! в Чикаго для
периода 1953—1962 гг.
А— амплитуда 11-летней вари¬
ации (в относительных едини¬
цах); W — среднемесячное чис¬
ло солнечных пятен
О 40 80	120	160	200	240	W
аналогии с известным явлением из области магнетизма.
Запаздывание минимума интенсивности космических
лучей относительно максимума солнечной активности
составляет около 1 года. Основная причина запаздыва¬
ния состоит в том, что возмущения солнечного ветра пере¬
даются от Солнца к периферии Солнечной системы не
мгновенно, а со скоростью самого ветра. Поэтому косми¬
ческие лучи на далеких расстояниях «чувствуют» измене¬
ние «космической погоды» не сразу, а спустя некоторое
время, причем раньше всего «чувствуют» изменение «по¬
годы» частицы малых энергий. Когда источник возмуще¬
ний (Солнце) выключается (точнее — уменьшает мощность
излучения), то, наоборот, самые быстрые частицы раньше
всех остальных восстанавливают свою интенсивность
вблизи Земли. У частиц малых энергий этот процесс про¬
исходит гораздо медленнее.
Большое запаздывание частиц, идущих лз Галактики
к Земле, может означать, что насвоем пути частицам при¬
ходится преодолевать «толстый» барьер из хаотических
магнитных полей. Модель такого «буферного» турбулент¬
ного слоя между солнечным ветром и галактическим маг¬
79

нитным полем показана ыа рис. 36. Толщина слоя состав¬
ляет несколько миллиардов километров, причем она за¬
висит от уровня солнечной активности. В период макси¬
мума активности Солнце «нагнетает» в «буферный» слой
больше магнитных неоднородностей, чем в минимуме,
поэтому толщина слоя увеличивается. В минимуме актив¬
ности слой становится тоньше.
Рис. 36. Турбулентный слон (I) плазмы на границе между солнечным ветром
(2) и галактическим магнитным нолем (3). Этот слон рассеивает падающие кос¬
мические лучи из Галактики и вызывает запаздывание вариаций их интен¬
сивности вблизи орбиты Земли (пунктир) относительно уровня солнечной
активности
Если учитывать лишь данные о глубине 11-летней мо¬
дуляции и величине запаздывания космических лучей,
то естественным образом получим, что внешняя граница
слоя удалена от Солнца примерно на 100 а. е. (это рас¬
стояние почти в 2,5 раза превышает размеры Солнечной
системы).
Вместе с тем многие исследователи приводят аргументы
и экспериментальные данные в пользу того, что радиус
сферы модуляции не превышает 10 а. е. или даже меньше
5 а. е. Некоторые из аргументов весьма спорны, а экспе¬
80

риментальные данные страдают методическими погреш¬
ностями и обременены большими статистическими ошиб¬
ками. Тем не менее сомнения насчет истинных размеров
области модуляции остаются.
Для решения вопроса можно привлечь еще одну группу
данных — о радиальном и поперечном градиентах косми¬
ческих лучей. До 1972 г. измерения радиального гра¬
диента проводились советскими и американскими меж¬
планетными станциями в области между орбитами Ве¬
неры и Марса. В частности, в табл. 2 приведены резуль¬
таты измерений, которые охватывают период 1960 —
1965 гг. и относятся к частицам различных энергий и
разного сорта (протоныи альфа-частицы). Поэтому нель¬
зя непосредственно сравнивать значения градиента,
полученные к тому же с помощью различной аппарату¬
ры, в разные годы солнечного цикла и в ограниченной
области пространства.
Однако можно заметить, что для частиц с жесткостью
R 2 -f- 3 Гв градиент либо мал, либо практически от¬
сутствует. Экспериментальные ошибки при этом весьма
значительны и даже сравнимы с величиной самого градиен¬
та. В области малых энергий (меньше 100 Мэв и особенно
при энергиях порядка 1—10 Мэв) градиенты велики:
при удалении от Солнца интенсивность частиц быстро
растет, причем скорость этого роста зависит, по-видимому,
от уровня солнечной активности и энергии частиц. Соз¬
дается впечатление, что в межпланетном пространстве неза¬
висимо существуют две компоненты космических лучей
— высокоэнергичная (галактическая) и малоэнергичная
(солнечная). МьГкоснемся этого вопроса, когда пойдет
речь о генерацииУкосмических лучей в атмосфере Солнца.
Вопрос о поперечном градиенте еще более сложен.
Измерения поперечного градиента позволяют получать
информацию о том, каковы свойства солнечного ветра
при удалении от плоскости солнечного экватора, или,
другими словами, как зависит поток магнитных неод¬
нородностей от полярного угла с осью вращения Солнца.
К сожалению, прямых измерений поперечного градиен¬
та на межпланетных станциях пока не проводилось. Од¬
нако некоторые сведения по этому вопросу можно полу¬
чить косвенным путем — по данным наземных станций.
Правда, полученные данные относятся только к сравни¬
тельно узкой области около плоскости солнечного^эквато-
ра (± 4°по гелиошироте). Оказалось, что поперечный
81

Радиальный градиент Ъ по данным различных изменений
w
S
ч
о
га
Н
Ь. %/1 а. е
СО V*
О ^ см 00 ю o' о о* о
Зз б'1ё s ®.v п ~
О со
_<У
II
са
~1
~1
~1
0,43-0,66
0,66—0,72
—1
0,016-0,17.)
—1
0,016-0,10)
»
»
я
га .
Я га
ЯЙ«
н оРн
К
’Э*
Sip?
со
2—3
2—3
2-3
0,89-1,61
1,61-2,50
2-3
0,0137—0,168
2-3
0,0137-0,037
»
»
Кинетическая
энергия,
Мэв/нуклон
о о ю
юооосмочно
t- тН со Sf ТН 1 чн Ю
АДА 1 1 АЛ A 1
8 8
чН 00
Тип
измеряемых
частиц
8 в 8 8
_|_ _|_ _|_ 8 8 а* а* а< а< а<
йч а,
Область измере¬
ний, а. е.
со о г-
Н CD О (М CJ
СП> СМ Ю см - - ~
~ тН тН
О О чН чН -чН I | |
1 1 1 1 1 г- со со
ОООО СО 00 ч-ч СМ
чгН Ч—Н тН ч-Н О О чгН чг-1
Космический
аппарат
«Пионер-5»
«Марине р-2»
«Зонд-1»
« Марине р-4»
«Венера-2»
и «Зонд-З»
Винэйэш
-ей ttoj
I960
L962
1962
L963
1965
Я К
я
я о
* §
Я 8
К
о а
§ Я
я g
s §
о *
о -
К Я
« §
5 И
о о
№ Сц
га о
И ®
н Ё
12
>> о
я я
га н
w s
Ч га
Я §
о Н
« %
а га
а> g
го гг
Сч ft
£ га в
2 ft га
2	га в
я в
Не’
о га t-н
В о-
s о А\
О Я
га <и
о S
«Я *
Я м ®
о В В
ft S ^
О 2 а
Е-1 а ®
S м «
Я Ч да
га в о
о м
Я * tr
о я a
к Я Н
га ® га
a S *
Я * g
3	Я «
Е я ..
s S 3
н 5 2
s §s
га н л
ft я a
я ft га
2 га Е-.
Я и в
S 5 5
4	п3
5	я
Но
Я К о
я ft
я
я
2
| 2
и Y
< ft со Я
i SS 1
Ises
) М ft VO
! ^ Ю ft
• га о
> . я
! и га >*
: со « 3
! !Г со $
Я >м
2 175
я в
^	В	S
<15	О
Ч	JH	ЭЯ
га	2	о
ft	S	я
га	a	>>
©	I	*
О И
Я	ж	я.
И Л
га н
н га
Ч н
&S
га о
ft га
Я га
1-Г 52 га
_ га н
Я гг В
£ >> В
«40
О	Я	в
га	в	га
Е	°	s
я	m	tt
S	г.	га
2 Я
Я га
8 я
э* о
§. &
& +i
В ч ~
О ’Я
я ft я
^ Е я
га	га
о га r
н н га
Я	в
га 3
ft ft

Градиент для Частиц с жесткостью >>2 Гв не превышаем
10% на одну а. е. Этот факт может означать, что область
модуляции незначительно отличается от сферически сим¬
метричной.
С другой стороны, как мы уже видели на рис. 22, рас¬
пределение активных областей на Солнце по широте до¬
вольно сильно меняется в течение 11-летнего цикла.
Поэтому некоторые исследователи считают, что распреде¬
ление интенсивности космических лучей в меридиональ¬
ной плоскости Солнца имеет вид, показанный на рис. 37.
Рис. 37. Гипотетические контуры линии распой интенсивности (пзокосм) га¬
лактических космических лучен в межпланетном пространстве в меридиональной
плоскости Солнца. Контуры пересекают экваториальную плоскость в начале
(т = 1 год) и в период нисходящей фазы (Т = 8 лет) солнечного цикла бли¬
же к Солнцу, чем при Т = 4 годам, соответствующем максимуму солнечной
активности
Гипотетические контуры линий равной интенсивности
должны заметно меняться в течение солнечного цикла.
Чтобы решить вопрос о размерах и свойствах границы
области модуляции, одних данных о глубине модуляции,
величине запаздывания и градиентах плотности частиц
уже недостаточно. Необходимы независимые данные по
метеоритам и солнечным космическим лучам.
Метеориты — уникальные космические тела, приходя¬
щие к Земле иногда из далеких областей Солнечной си¬
стемы. Это единственные природные объекты, позволя¬
ющие непосредственно проследить, как менялась интен¬
сивность космических лучей за миллиарды лет и на рас¬
стоянии сотен миллионов километров от Солнца.
Вариации солнечных космических лучей также пред¬
ставляют самостоятельный интерес, поскольку они дают
83

редкую возможность исследовать внутреннюю часть Сол¬
нечной системы (примерно до орбиты Юпитера). Поэтому
расскажем о метеоритах и солнечных космических лучах
подробнее.
Метеориты — надежные «биографы» космических лучей.
Во время своего движения вокруг Солнца по вытянутым ор¬
битам метеориты непрерывно бомбардируются космически¬
ми лучами. Информация об этой бомбардировке «записыва¬
ется» с помощью разнообразных радиоактивных изотопов,
Рис. 38. Взаимное расположение Солнца и орбит планет, а также метеоритов
Пшпбрам и Лост-Сити
М— Меркурий; В— Венера; 3— Земля; Мс — Марс; JO — Юпитер. Для
сравнения показана орбита астероида Аполлон. Звездочками отмечены мо¬
менты столкновения метеоритов Пшнбрам и Лост-Сити с Земле]!
которые образуются в результате ядерных взаимодействий
космических частиц с веществом метеорита. Вот почему
каждый выпавший на поверхность Земли метеорит пред¬
ставляет собой единственный в своем роде космический
зонд, позволяющий получать ценнейшую научную ин¬
формацию как бы в интегральном виде.
Последним из таких «космических гостей» был метеорит,
упавший 3 января 1970 г. вблизи местечка Лост-Сити
(штат Оклахома, США). Как принято у астрономов, он
84

ПоЛуЯил имя «Лост-Сити» — по месту падения. Это пока
второй метеорит, орбита которого вокруг Солнца была из¬
вестна из фотографических наблюдений задолго до столк¬
новения с Землей. Первым таким метеоритом был Пшиб-
рам, упавший в Чехословакии 7 апреля 1959 г. Орбиты
этих двух метеоритов, а также астероида Аполлон пока¬
заны на рис. 38.
Метеорит Лост-Сити имел орбиту, простирающуюся до
расстояния 2,35 а. е. от Солнца. Это обстоятельство сделало
его хорошим зондом для космических лучей в более глубо¬
ком космосе, чем на любом космическом аппарате. В мете¬
орите были обнаружены радиоактивные элементы с перио¬
дами полураспада Ту2 от 5 дней до 2 млн. лет (для сравне¬
ния укажем, что измерения космических лучей американ¬
скими аппаратами типа «Маринер» охватывали период
около месяца и простирались до расстояния 1,5 а. е. от
Солнца).
Радиоактивные изотопы с различными периодами полу¬
распада служат индикаторами космических лучей для
различных интервалов времени. Так, марганец-52 с перио¬
дом полураспада 5,7 дня образуется в основном при облу¬
чении в течение последних 5,7 суток перед падением метео¬
рита; марганец-52, образовавшийся ранее, распался тогда,
когда метеорит находился еще на своей орбите.
Аналогично, аргон-37 (7\/2 = 35 дней) соответствует по¬
току космических лучей, суммированному за 35 дней до
падения, а аргон-39 (Ту2 = 270 лет) образован космиче¬
скими частицами за предшествующие почти три столетия.
Приблизительно дюжина таких радиоактивных элемен¬
тов с периодами полураспада от 5,7 дня (Мп52) до 1,9 млн.
лет (Be10) были обнаружены в образцах метеорита Лост-
Сити. Поскольку орбита, по которой двигался метеорит
перед падением, была известна, удалось рассчитать его
положение в пространстве для любого момента времени.
Это позволило исследовать зависимость интенсивности
космических лучей от расстояния до Солнца.
Различные радиоактивные изотопы соответствуют кос¬
мическим лучам различной энергии. Например, Мп52 об¬
разуется из метеоритного железа при бомбардировке про¬
тонами с энергией ^ 40 Мэв , тогда как для образования
из железа изотопов Аг37 или Аг30 необходима энергия свы¬
ше 400 Мэв. Протоны с энергией ^ 20 Мэв будут наводить
радиоактивность в кальции. Следовательно, измерения со¬
держания единственного изотопа типа Аг37 в различных
85

фазах или частях метеорита, возможно, в немагнитной
фазе, обогащенной кальцием, и в фазе, обогащенной же¬
лезом, служат для определения интенсивностей низко- и
высокоэнергичных космических лучей.
Содержание Аг37 и Аг39 было определено как в железной,
так и в кальциевой фазах метеорита Лост-Сити. Оказалось,
что в железной фазе отношение Аг37/Аг39 равно 0,30. Если
бы интенсивность космических лучей была постоянной, то
отношение Аг37/Аг39 было бы близким к 1,09, как это показа¬
ли лабораторные эксперименты (бомбардировка железных
мишеней высокоэнергичными протонами и альфа-частица¬
ми в циклотроне).
Этот факт означает, что в течение примерно 35 дней до
падения поток космических лучей, бомбардирующих мете¬
орит, составлял всего около V3 от среднего потока за по¬
следние 270 лет. В течение этих 35 дней метеорит находился
на расстоянии около 1 а. е. от Солнца, тогда как большую
часть из 270 лет он провел вблизи точки афелия своей ор¬
биты, на расстоянии около 2,35 а. е. от Солнца.
Отношение Аг37/Аг39 в метеорите Лост-Сити показывает,
что градиент космических лучей является положительным
(т. е. при удалении от Солнца их интенсивность увеличи¬
вается) и очень большим.
Сопоставление данных теоретических расчетов с наблю¬
даемым содержанием радиоизотопов в метеоритах позво¬
лило сделать еще некоторые интересные и неожиданные
выводы.
Особый интерес для выяснения вопроса происхождения
космических лучей в Солнечной системе представляют дан¬
ные о вариациях их интенсивности в далеком прошлом.
Единственным индикатором этих вариаций является со¬
держание изотопа К40 (Т\/2 =1,3 млрд. лет) в железных
метеоритах и в железных фазах каменных метеоритов с
разным космическим возрастом. Ныне имеются данные по
группе из восьми метеоритов с космическим возрастом от
300 до 900 млн. лет. Для них средняя величина отношения
К40/С136 = 1,2 + 0,4 (изотоп С136 характеризует интенсив¬
ность космических лучей за последний миллион лет).
Эта величина в 2,7 + 0,8 раза меньше расчетного значе¬
ния, если в расчетах принять современный уровень интен¬
сивности галактических космических лучей. Отсюда можно
сделать вывод, что интенсивность космических лучей в
период 300—900 млн. лет назад была в среднем в 3 раза
ниже современной. Данные для двух других метеоритов с
86

космическим возрастом от 1,4 до 2,2 млрд. лет говорят о
том, что в этот период интенсивность космических лучей
могла быть близкой к современной. Есть также данные о
том, что около 100 млн. лет назад интенсивность опять
возросла до величины, близкой к современной. По-види¬
мому, интенсивность галактических космических лучей в
Солнечной системе периодически изменялась (рис. 39).
Совершенно неожиданным при исследовании метеоритов
оказался следующий факт. Во всех каменных метеоритах
Рис. 39. Изменение интенсивности
галактических космических лучей I
в Солнечной системе за последние
2 млрд. лет относительно современ¬
ного уровня, принятого за единицу.
Данные получены советскими иссле¬
дователями А. К. Лаврухинон и ее
сотрудниками из анализа изотоп¬
ного состава метеоритов
i1 млн лет
со сходным химическим составом, выпавших в различные
периоды двух последних солнечных циклов (1959—1970 гг.),
обнаружено постоянство содержания радиоизотопа нат¬
рий-22. А это означает, что на расстоянии 1,5—5 а. е. от
Солнца, т. е. в области между орбитами Марса и Юпитера,
где метеориты проводят большую часть своей жизни, поток
галактических космических лучей во время всего цикла
солнечной активности не изменялся! Между тем у границ
атмосферы Земли в этот период интенсивность галактиче¬
ских частиц менялась более чем в 2 раза. Таким образом,
метеоритные данные резко противоречат устоявшимся
представлениям о распространении солнечного ветра и
магнитных полей в межпланетном пространстве.
Одно из возможных объяснений этого, предложенное
А. К. Лаврухиной, заключается в следующем. Солнечный
ветер за орбитой Земли начинает сжиматься к плоскости
эклиптики, в которой движутся планеты и астероиды, а
также проходят орбиты многих метеоритов. Зная орбиты
метеоритов и скорости их движения на различных участ¬
ках орбиты, можно определить суммарную интенсивность
галактических космических лучей на участке, который
проходит метеорит за время, равное 1,5 периода полурас¬
пада соответствующего радиоизотопа. Таким образом, из¬
меряя содержание изотопов с различными периодами по¬
й
2,0-
1,0
0,5
о;
400	800	4200	4600
87

лураспада в метеоритах, выпавших в различные фазы 11-
летнего солнечного цикла, можно точно установить радиус
области, за пределами которой вариации солнечной актив¬
ности уже не в состоянии оказать влияние на содержание
изотопов.
~ Анализ данных о содержании изотопов в 10 каменных
метеоритах, выпавших в 1959—1970 гг., позволил прийти
к выводу, что граница, где практически уже не ощущается
11-летняя модуляция, находится на расстоянии около
2 а.е. от Солнца. Почему именно здесь — за 300 млн. км от
источника возмущений — кончается его «огненное дыха¬
ние»? Оказалось, что эта граница совпадает с началом ас¬
тероидного пояса. В нем путем испарения вещества в ре¬
зультате столкновений микроастероидов создается тур¬
булентный газ. Он ионизируется солнечным ветром и созда¬
ет турбулентные магнитные поля. Они-то, по-видимому,
и являются невидимым барьером на пути распространения
солнечной плазмы и солнечных космических лучей.

СОЛНЦЕ - ИСТОЧНИК
КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
Более двух тысяч лет назад римский поэт и ученый Лук¬
реций писал:
Может быть также, небес светильник розовый — солнце
Множеством жарких огней обладает, невидимых нами,
Что окружают его совершенно без всякого блеска,
Лишь умножая своей теплотою лучей его силу *.
На современном языке слова Лукреция можно истолко-
вать как догадку о существовании инфракрасного излуче¬
ния Солнца. Действительно, Солнце — «это вечно юное
пламя», как сказал современный индийский поэт С. Пант,—
непрерывно поставляет Земле видимый свет и невидимое
тепло, а также «загароносные» ультрафиолетовые лучи.
Но это далеко не все, что дает нам самая близкая, самая
«рядовая» среди множества других звезд.
Человечество обязано Солнцу самой жизнью, поэтому
люди издавна интересовались им. Страх перед Солнцем
сменялся преклонением, но любопытство брало верх, и
люди узнали многое о своем дневном светиле.
Даже в характере близкого человека открываешь иногда
неожиданные черточки, не всегда понятные (и не всегда
приятные!). Солнце также имеет свой характер, и лишь
несовершенство человеческих знаний и инструментов для
наблюдения не позволяло до последнего времени обнару¬
жить некоторые очень важные его черты. Особенно бурно
проявляется характер Солнца во время солнечных вспы¬
шек — мощных извержений энергии и вещества из раска¬
ленной его атмосферы.
Во время вспышек на Солнце создаются условия для ус¬
корения электронов, протонов и более тяжелых частиц до
энергий около 1010 эв (для протонов) **. Этичастицы приня-
* «О природе вещей». Изд-во АН СССР, 1946, ч. I, стр. 317.
** Подобную энергию на самых мощных наземных ускорителях удалось достиг¬
нуть только несколько лет назад. Например, на Серпуховском ускорителе
протоны ускоряются до энергии около 7-1010 эв.
89

to называть солнечными космическими лучами из-за их
близкого сходства с космическими лучами галактического
происхождения (см. рис. 3).
Солнечные космические лучи очень тесно связаны с рент¬
геновским излучением и радиоизлучением вспышек и ока¬
зывают большое влияние на динамические процессы в меж¬
планетном пространстве. Мы уже отмечали важное значе¬
ние солнечных космических лучей для исследования ионо¬
сферы и распространения радиоволн, особенно.в полярных
областях Земли. Чтобы поближе познакомиться с солнеч¬
ными космическими лучами, начнем с тех «чрезвычайных
происшествий», которые случаются иногда в повседневной,
будничной работе космофизиков.
Событие, которого не ждали. 28 января 1967 г. было обыч¬
ным зимним] днем, не предвещавшим никаких особенных
событий ни на Земле, ни в космосе. Магнитное поле Земли
было спокойным, а активность Солнца — низкой.
Неожиданно около 8 час. 15 мин. по гринвичскому вре¬
мени интенсивность космических лучей начала увеличи¬
ваться. Поток излучения нарастал в течение трех часов, а
затем начал медленно уменьшаться, возвращаясь к нор¬
мальному фоновому уровню. Это явление особенно от¬
четливо наблюдалось на средне- и высокоширотных обсер¬
ваториях. Так, в Москве поток космических лучей усилил¬
ся на 6% относительно фона, а на антарктической станции
Восток — почти на 40% (рис. 40). Это означало, что к
Земле из какого-то космического' источника пришел
дополнительный поток частиц сравнительно высокой
энергии.
Поразительным в этом явлении был, однако, не сам
факт усиления потока космических лучей. Наблюдатели
были озадачены тем, что накануне возрастания на Солнце
не удалось уверенно заметить ни одной вспышки. А ведь
именно солнечные вспышки принято считать источником
быстрых частиц и причиной увеличения потока космиче¬
ских лучей на Земле. Может быть, частицы пришли от
вспышки на невидимой стороне Солнца?
Это предположение на первый взгляд кажется неожи¬
данным и по меньшей мере сомнительным. Но «факты —
упрямая вещь»: к моменту описываемых событий астроно¬
мам уже удалось зарегистрировать один исключительно
интересный случай (20 ноября 1960 г.), когда к Земле при¬
ходили солнечные космические лучи, вне всяких сомнений,
от вспышки на невидимой стороне Солнца. Вспышка на¬
90

ходилась в активной области с долготой 120° к западу от
центрального меридиана Солнца, т. е. на 30° за краем
диска. Ее удалось заметить благодаря тому, что она, по-
видимому, занимала огромный объем в солнечной атмо¬
сфере. Во всяком случае, высота области, охваченной яр¬
ким свечением, была не менее 93 тыс. км над поверхностью
Солнца (точнее — над фотосферой). Именно поэтому
вспышка выглядывала из-за края солнечного диска
(рис. 41).
Рис. 40. Вспышка солнечных космических лучей 28 января 1967 г. по данным
трех советских обсерваторий (площадь заштрихованных участков пропорцио¬
нальна потоку солнечных частиц, пришедших в данный пункт наблюдения)
Кроме того, в это время за краем диска происходило
испускание солнечного вещества (плазмы) с радиальной
скоростью около 1000 км/сек. Вспышка сопровождалась
протуберанцем с максимальной высотой 300 000 км. Воз¬
растание интенсивности космических лучей было зареги¬
стрировано в этот день на Земле и в стратосфере.
Несмотря на некоторую необычность, два описанных со¬
бытия похожи на многие другие? наблюдавшиеся за послед¬
91

ние 30 лет. Большое своеобразие этих двух вспышек усили¬
вает интерес астрофизиков к процессам на Солнце и в
межпланетном пространстве.
В составе космических лучей, рожденных солнечными
вспышками, обнаружены протоны, ядра гелия, углерода,
азота, кислорода и некоторых более тяжелых эле¬
ментов, а также электроны. Ядерный состав солнечных
космических лучей может сильно меняться от вспышки к
вспышке, но при этом относительное содержание ядер
Рис. 41. Солнечная вспышка 20 ноября i960 г., «выглядывающая» из-за
края диска. Это первый случаи, когда было установлено, что солнечные час*
тицы высокой энергии действительно пришли к Земле от вспышки с невидимой
стороны Солнца
тяжелее протона (т. е. ядер с зарядом Z>2) остается при¬
близительно постоянным и отражает содержание элементов
в солнечной атмосфере. В широких пределах (в несколько
десятков раз) меняется лишь соотношение между потоками
протонов и ядер с Z>2.
Состав солнечных космических лучей определяется в ос¬
новном, по-видимому, начальной стадией ускорения час¬
тиц. Но некоторые особенности ядерного состава, вероят¬
но, обусловлены неизвестными пока деталями процесса
ускорения на более поздних стадиях.
92

Проблема солнечно-земных связей. Ускорение, рас¬
пространение и приход к Земле солнечных частиц связаны
с длинной цепочкой событий, предшествующих вспышке
и сопровождающих ее. Эта связь остается пока неясной
во всех деталях, однако первопричина многих геофизи¬
ческих явлений установлена, а комплекс вопросов, ис¬
следуемых в этой области космофизики, получил на¬
звание проблемы «Солнце — Земля» или «солнечно-зем¬
ные связи».
В основе этой проблемы лежит простой факт: кроме спо¬
койного теплового излучения, которым определяется сред¬
няя температура поверхности каждой планеты Солнечной
системы, Солнце создает также другие виды излучения спо¬
радического (менее постоянного) характера. Спорадиче¬
ское излучение Солнца, согласно современным представле¬
ниям, вызывает ряд интересных геофизических явлений.
Прежде всего это полярные сияния, которые можно видеть
невооруженным глазом. А таким несложным прибором,
как компас, можно обнаружить другое явление — маг¬
нитные бури.
Используя современную экспериментальную технику,
ученые могут наблюдать ионосферные возмущения, моду¬
ляцию (ослабление или усиление потока) галактических
космических лучей, вариации захваченных частиц в ра¬
диационных поясах Земли, вспышки солнечных космиче¬
ских лучей и т. д. Многие важные научные результаты на
пути решения проблемы «Солнце — Земля» (например,
открытие радиационных поясов Земли) удалось получить
лишь с помощью спутников и космических ракет.
Современные данные космической физики свидетельст¬
вуют о том, что ряд геофизических явлений обусловлен
ультрафиолетовым, рентгеновским и корпускулярным из¬
лучениями Солнца. Установлено, что все виды излучения
усиливаются в периоды повышенной солнечной активно¬
сти, особенно во время мощных солнечных вспышек.
Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения распрост¬
раняются от Солнца прямолинейно и, по-видимому, ока¬
зывают влияние лишь на верхние слои атмосферы Земли.
Корпускулярное излучение состоит главным образом из
протонов и электронов. Эта плазма оказывает заметное
воздействие] на межпланетное и земное ] магнитные
поля.
||На рис. 42 приведена схема, изображающая временную
последовательность явлений, наблюдаемых на Земле после

солнечных вспышек. Часть этих явлений описана в пре¬
дыдущих разделах, о некоторых речь пойдет впереди. Их
совокупность и составляет «костяк» проблемы солнечно¬
земных связей. Эти связи многообразны и сложны для ис¬
следования. Большой интерес для ученых-космофизиков
представляет, в частности, корпускулярное излучение
Солнца.
Солнечное корпускулярное излучение в зависимости от
энергии частиц можно условно разделить на три типа:
1) спокойный^солнечный ветер; 2) солнечные корпускуляр¬
ные потоки и 3) солнечные космические лучи (см. рис. 3).
О солнечном ветре мы уже говорили. Солнечные кор¬
пускулярные потоки по существу представляют собой
Рис. 42. Схематическое изображение эффектов солнечных вспышек, наблюда¬
емых на Земле
1 — видимое излучение вспышки; 2 — радиоизлучение высокой частоты; з —
радиоизлучение низкой частоты; 4 —-солнечные космические лучи; 5 —вари¬
ации галактических космических лучей (эффект Форбуша); 6 —поглощение
космических радиошумов в полярных областях Земли; 7 —вариации геомаг¬
нитного поля (геомагнитная буря). По вертикальной оси отложена условная
амплитуда эффектов, а по горизонтальной — время в часах после начала солнеч¬
ной вспышки
м

усиленный солнечный ветер. Энергия протонов в нем мо¬
жет достигать 103—105 эв (см. рис. 3), а скорость их по¬
тока — соответственно от 400 до 4000 км/сек (типичный
поток движется со скоростью 1000 км/сек при энергии
протонов около 104 эв). Воздействие таких потоков на
магнитное поле Земли вызывает главным образом гео¬
магнитные бури и полярные сияния.
Остановимся подробнее на солнечных частицах третье¬
го типа. Солнечные космические лучи имеют энергию от
106 до 1010 эв. По сравнению с первыми двумя типами кор¬
пускулярного излучения Солнца их концентрация мала.
Обычно ее величина не превышает 10-8 см-3 (т. е. одну сто¬
миллионную долю частицы на 1 см3 пространства). Поток
галактических космических лучей имеет еще меньшую
концентрацию (около 10“10 см-3). Как видно из этих
цифр, а также из рис. 3, солнечные космические лучи
занимают промежуточное положение между межпланет¬
ной плазмой (спокойный и усиленный солнечный ветер)
и космическими лучами галактического происхождения
Именно этим обусловлена их важная роль для иссле¬
дования физических процессов в межпланетном прост¬
ранстве.
Солнечные космические лучи у Земли. Методы обнару¬
жения солнечных космических лучей у Земли определя¬
ются их энергией. Первая из «вспышек космических лу¬
чей», как их принято называть, зарегистрирована 28 фев¬
раля 1942 г. с помощью наземных приборов — иониза¬
ционных камер. Такие камеры были установлены в не¬
скольких пунктах земного шара на различных широтах.
В период подготовки к Международному геофизическому
году (1957—1958 гг.) для измерения космических лучей
была создана мировая сеть станций, укомплектованных
ионизационными камерами и нейтронными мониторами.
Имея максимальную чувствительность к первичным части¬
цам с энергиями 1—10 Гэв, эти приборы позволяют уве¬
ренно регистрировать высокоэнергичную часть спектра
солнечных космических лучей. Магнитное поле Земли за¬
метно влияет на движение частиц лишь при энергиях мень¬
ше 10 Гэв, поэтому частицы от вспышки могут прони¬
кать даже на экватор, где отклоняющее действие геомаг¬
нитного поля максимально.
Такой случай наблюдался 23 февраля 1956 г., когда
увеличение потока космического излучения по сравнению
с нормальным фоновым уровнем достигало десятков, сотен
95

и даже тысячЪроцентов^(в зависимости от широты). Вспыш¬
ки такого типа случаются один раз в несколько лет.
Вспышка 23 февраля 1956 г. по мощности превосходила
остальные, наблюдавшиеся за всю историю исследования.
Гораздо чаще (в среднем раз в месяц) происходят вспыш¬
ки солнечных космических лучей с энергиями 100—500
Мэв. Однако из-за отклоняющего действия магнитного
поля Земли частицы с такими энергиями могут достигать
только высоких широт. Кроме того, при таких энергиях
начинает сильно сказываться поглощение частиц в атмо¬
сфере Земли, поэтому для их регистрации необходимо под¬
нимать измерительную аппаратуру на большую высоту в
стратосферу с помощью воздушных шаров и геофизических
ракет. Исследования подобного рода широко проводятся
в различных странах, в том числе в СССР.
Еще чаще к Земле приходят частицы с энергиями 1 —
100 Мэв. Сведения о них можно получить косвенным пу¬
тем, исследуя вызванный ими эффект усиленного поглоще¬
ния коротких радиоволн в полярных областях. Этот эф¬
фект наблюдается уже через несколько часов после мощной
солнечной вспышки и охватывает весь район полярных
шапок. Специальные приборы — риометры непрерывно
следят за интенсивностью радиоволн из космоса (космиче¬
ских радиошумов) и немедленно реагируют на малейшие
колебания их уровня.
Принципиально новые возможности для исследования
солнечных космических лучей открывает использование
искусственных спутников Земли (особенно с сильно вытя¬
нутой орбитой, выходящей за пределы магнитосферы) и
автоматических межпланетных станций (АМС); за пре¬
делами атмосферы и магнитосферы Земли можно непос¬
редственно измерять солнечные частицы любой энергии.
Впервые солнечные космические лучи самой малой энер¬
гии (около 1—2 Мэв) были зарегистрированы на амери¬
канском спутнике «Эксплорер-12» во время вспышки
28 сентября 1961 г. С тех пор советскими и американскими
космическими аппаратами систематически измеряются
солнечные частицы малой энергии, а также солнечный ветер
и межпланетные магнитные поля. В Советском Союзе такие
измерения ведутся большой группой исследователей под
руководством академика С. Н. Вернова. С помощью АМС
типа «Венера», «Зонд», «Луна», «Марс», «Луноход» полу¬
чено много интереснейших данных, о которых мы расска¬
жем несколько ниже (стр. 129—134).

В середине мая 1969 г. две советские автоматические меж¬
планетные станции, «Венера-5» и «Венера-6», проделав
путь длиной в 250 млн. км, достигли окрестностей нашей
ближайшей (после Луны) космической соседки. За время
четырехмесячного полета к Венере приборы станций заре¬
гистрировали много вспышек солнечных космических лу¬
чей с энергией 1—5 Мэв, из них 12 значительных. Четыре
вспышки отличались сложной структурой и большой про>
должительностью: каждая из них длилась не менее 7 суток.
Потоки частиц во много раз превосходили уровень
галактического фона в отличие от значительно менее ин¬
тенсивных возрастаний, наблюдавшихся при полетах стан¬
ций «Венера-2» и «Зонд-З» в декабре 1965 г. Эти явления,
очевидно, связаны с высокой активностью Солнца в пер¬
вой половине 1969 г., а именно с серией больших сол¬
нечных вспышек, наблюдавшихся в это время.
К настоящему времени исследователи солнечных косми¬
ческих лучей в общих чертах выяснили их зарядовый сос¬
тав, энергетический спектр и характер распространения в
межпланетном пространстве; установили связь между ис¬
пусканием быстрых частиц и радио- и рентгеновским излу¬
чением Солнца; выявили существенную роль солнечных
космических лучей в некоторых геофизических явлениях
(особенно в поглощении коротких радиоволн в полярных
областях). В последние 10—15 лет проведены также интен¬
сивные исследования возможных механизмов ускорения
частиц в атмосфере Солнца. Однако многие детали указан¬
ных процессов остаются до сих пор неясными. Это объяс¬
няется динамическим характером объекта исследования,
недостаточной точностью измерений, методическими труд¬
ностями, а также сильной изменчивостью во времени и
пространстве электромагнитных условий на Солнце, в меж¬
планетной среде и в ближайших окрестностях Земли.
Современную проблематику в изучении солнечных кос¬
мических лучей можно представить в виде схемы, изобра¬
женной па рис. 43. Стрелками показана система «обратных
связей», существующих между различными частями рас¬
сматриваемой проблемы. Если в центр проблемы поставить
измерение и интерпретацию спектров солнечных частиц
вблизи Земли, то взаимосвязь отдельных частей проблемы
становится особенно очевидной.
Внимание, солнечная вспышка! Не только астрономы и
любители астрономии, но и просто любознательные люди
имеют представление о солнечных пятнах. Солнечные пят-
4 Л. И. Мирошниченко
97

Физика солнечных Вспышек
98
Рис. 43. Система «обратных связей» между методами и задачами исследования солнечных космических лучен (CKJI)

на — это области более холодного (по сравнению с окру¬
жающими) и, следовательно, более темного солнечного газа
(отсюда название «пятна»). В пятнах наблюдаются сильные
магнитные поля (обычно от 1200 до 3500 гс), причем два
соседних пятна могут иметь поля противоположной поляр¬
ности. Если два таких-пятна «подплывают» слишком близ¬
ко друг к другу, то на границе раздела их полей может
начаться вспышка.
Что такое солнечная вспышка? Хотя оптические наб¬
людения вспышек ведутся уже почти сто лет, едва ли
найдется астроном, который отважится сегодня ответить на
этот вопрос вполне определенно.
Вспышки — очень сложные явления. Самое наглядное
проявление вспышки — это внезапное кратковременное
увеличение яркости ограниченного участка хромосферы
Солнца, до 0,5% площади видимой полусферы (рис. 44).
Это явление сопровождается перестройкой магнитных
полей на линии соприкосновения пятен, мощным выделе¬
нием энергии (электромагнитное излучение от рентгенов¬
ских лучей до радиоволн, а также частицы с энергиями от
сотен тысяч до десятков миллиардов электрон-вольт) и вы¬
бросами вещества (протуберанцы). Выделение энергии в
объеме вспышки (1026—1029 см3) достигает 1032 эрг.
Наблюдают вспышки обычно специальным телескопом с
применением красного светофильтра, который пропускает
только лучи с длиной волны 6563 ангстрем (1 А = 10-8 см).
Это излучение (так называемая линия На) принадлежит
водороду, из которого в основном состоит солнечная ат¬
мосфера. Поскольку вспышки тесно связаны с пятнами,
они могут происходить на любой долготе, но в пределах
полосы гелиографических широт от 30° с.ш. до 30° ю.ш. В
некоторых случаях вспышки происходят на западном краю
солнечного диска. При этом на Земле наблюдаются обычно
наибольшие увеличения потока солнечных космических
лучей.
Поток солнечных частиц у Земли, как мы уже знаем
(рис. 16), меняется со временем очень своеобразно: после
быстрого нарастания до максимума начинается медленный
спад. Длительность восходящей фазы может колебаться в
пределах от 10 минут до нескольких часов в зависимости от
типа вспышки и энергии частиц. Спад обычно продолжается
много часов. Эти особенности «временного хода» солнечных
частиц определяются условиями их выхода из области
ускорения и распространения в межпланетном простран¬
стве.
4*	99

Рис. 44. Солнечная вспышка на фоне более темного газа фотосферы Солнца.
Своеобразная неправильная форма вспышки п отдельные яркие детали отражают
сложную структуру магнитных нолей в солнечной атмосфере
Рис. 45. Вспышка на Солнце 23 февраля 195G г. и космические лучн от этой
вспышки в межпланетном пространстве. Частицы очень высокой энергии слабо
рассеивались межпланетными магнитными полями и пришли к Земле примерно
через 10—20 мин. после вспышки. Остальные частицы, рассеянные межпла¬
нетными полями, достигли Земли со значительной задержкой и попали в основ¬
ном в полярные области
1 —Солнце; 2 —Земля; 3 —траектории космических лучей в межпланетном
магнитном поле

Процесс выхода солнечных частиц различных энергий
из области ускорения можно описать следующим образом.
Если в солнечных космических лучах имеются частицы
очень высокой энергии, то влияние магнитных полей атмо¬
сферы Солнца на их движение будет незначительным. По
этой причине частицы высокоэнергичной части спектра
смогут довольно быстро преодолеть магнитные поля атмо¬
сферы Солнца. Они быстро придут к Земле, вызывая уве¬
личение интенсивности космических лучей вскоре после
солнечной вспышки. Поток таких частиц будет резко
анизотропным (остропаправленпым), т. е. они достигнут
окрестностей Земли в виде узкого пучка (рис. 45).
Частицам с несколько меньшей энергией, сильнее под¬
верженным влиянию магнитных полей короны и
Солнца, по-видимому, потребуется большее время,
чтобы выйти из окрестностей Солнца, и поэтому они придут
на Землю позднее. Запаздывание будет частично связано
также с меньшей скоростью движения таких частиц.
Частицы с еще меньшей энергией не смогут вырваться
сквозь намагниченную плазму, расположенную над вспыш¬
кой. Однако их давление может быть настолько сильным,
что оно вытолкнет эту плазму с большой скоростью, и
тогда частицы смогут через образовавшийся «туннель» вый¬
ти из окрестности Солнца и попасть в межпланетную среду.
Такие частицы придут на Землю со значительным опозда¬
нием, которое будет определяться временем прохождения
корпускулярного потока через корону и сверхкорону и
сравнительно медленной диффузией частиц в межпланетном
пространстве.
Диффузия солнечных кос чичееких лучей в межплаиет-
ноч пространстве. В большинстве случаев распростране¬
ние солнечных частиц с энергиями 108—109 эв в межпланет¬
ном пространстве удается объяснить с большей или мень¬
шей степенью приближения при помощи диффузионной
модели.
В этой модели движение космических лучей уподобля¬
ется броуновскому движению частин^в жидкости или диф¬
фузии молекул в газе. Такой процесс характеризуют коэф¬
фициентом диффузии к = iW3, который равен половине
среднего квадрата расстояния, пройденного частицей за
1 сек. Величина v представляет собой скорость движения
космических частиц вдоль силовых линий магнитного поля,
а А — это эффективная длина свободного пробега, которая
101

зависит от конфигурации поля (в простейшем случае Л есть
размер области с приблизительно однородным полем).
Исследования космических лучей, генерированных на
Солнце, показали, что уже через несколько часов после
начала вспышки поток солнечных частиц становится изот¬
ропным, а его интенсивность уменьшается со временем
пропорционально Г3'2. Такой характер изменения интен¬
сивности соответствует диффузионной модели распростра¬
нения частиц в неоднородных магнитных полях межпла¬
нетного пространства.
Одно из возможных возражений против такой диффузи¬
онной модели состоит в том, что космические лучи должны
быть как бы приклеены к определенным силовым линиям
и не могут поэтому диффундировать во всех направлениях.
Нужно, однако, учитывать существование дрейфа частиц,
связанного с неоднородностью поля и приводящего к пере¬
ходу космических лучей с одних силовых линий на другие.
Кроме того, частицу вообще нельзя считать «приклеен¬
ной» к определенной силовой линии в том случае, когда
плотность энергии, заключенной в космических лучах,
становится сравнимой с плотностью энергии магнитного
поля. В этом случае уже не поле определяет движение кос¬
мических лучей, а сами космические лучи в значительной
степени определяют конфигурацию магнитного поля. Эти
два соображения дают основание говорить о неизбежном
«перемешивании» космических лучей, которое можно при¬
ближенно описать уравнением диффузии.
Таким образом, для применения диффузионной модели
необходима прежде всего определенная степень неупоря¬
доченности (хаотичности) межпланетного магнитного поля.
Не касаясь возможных причин возникновения магнитных
неоднородностей, отметим, что на существование их в меж¬
планетной среде указывают убедительные эксперименталь¬
ные факты. Например, поток солнечных космических лу¬
чей в начальный период вспышки распределяется по по¬
верхности земного шара таким образом, как будто частицы
приходят не из одной точки (Солнца), а от источника, не¬
сколько «размазанного» в пространстве (этот эффект на¬
зывают «расширением видимого изображения источника»).
Кроме того, наблюдается запаздывание прихода на Землю
частиц меньших энергий из-за их большего рассеяния в
межпланетной среде. Прямые измерения с помощью авто¬
матических межпланетных станций также подтверждают
существование магнитных неоднородностей.
102

Не менее важным является также требование, чтобы
солнечные частицы двигались независимо друг от друга как
в межпланетном, так и в геомагнитном полях. Выполнение
этого требования для межпланетного поля в большинстве
случаев вспышек не вызывает сомнений, если учесть, что
хотя напряженность поля невелика (10 5—10"4 гс), но
при этом также мала плотность солнечных космических
лучей (не больше 10~8 протонов/см3).
Что касается движениясолыечиых частиц в геомагнитном
поле, то частицы с энергиями выше 10 Мэв можно считать
независимыми, тогда как частицы меньших энергий следует
рассматривать как проводящий газ — плазму (см. рис. 3).
В некоторых случаях последнее утверждение можно рас¬
пространить и на частицы с энергией выше 10 Мэв. На¬
пример, 15 июля 1959 г. солнечные частицы с энергиями
100—-400 Мэв имели настолько большую плотность энер¬
гии (больше 10~9 эрг/см3), что могли коллективно «прео¬
долеть» магнитное поле с напряженностью вплоть до
1СГ4 гс и проникнуть на значительную глубину в магнито¬
сферу Земли.
Из решения уравнения диффузии следует, что кривая
временного хода интенсивности солнечных частиц имеет
максимум в момент £max = г\/6х (здесь — радиус зем¬
ной орбиты, а х = Ду/3 — коэффициент диффузии). Диф¬
фузионная модель объясняет процесс распространения
солнечных частиц приближенно, а поэтому ее нужно
уточнять и развивать, чтобы приблизиться к точному опи¬
санию реального процесса распространения (точное описа¬
ние этого процесса дается кинетической моделью). Однако
даже из простой диффузионной модели распространения
солнечных частиц можно получить важные сведения о
процессах на Солнце и в межпланетном пространстве.
Дело в том, что крутизна восходящего и нисходящего
участков кривой временного хода, положение и ширина
максимума, амплитуда возрастания зависят в основном от
положения вспышки на диске Солнца, длительности ис¬
пускания и энергетического спектра частиц, а также от
плотности распределения намагниченных «облаков» (не¬
однородностей) в межпланетном пространстве. В качестве
первого приближения считают, что Солнце испускает
ускоренные частицы очень быстро (мгновенно), а межпла¬
нетное пространство равномерно заполнено магнитными
облаками до расстояния, по крайней мере, в несколько
астрономических единиц.
103

Столкновения солнечных частиц, с «магнитными обла¬
ками». Современная модель межпланетной среды предпо¬
лагает динамически меняющуюся в пространстве и во вре¬
мени картину движения неоднородностей магнитного поля
(«магнитных облаков») от Солнца. В связи с этим частицы,
ускоренные во время солнечных вспышек, должны испыты¬
вать в процессе столкновений эффект замедления или
ускорения в зависимости от того, догоняют ли они магнит¬
ные облака или испытывают встречные столкновенияс ними.
При столкновении с магнитной неоднородностью уско¬
рение обусловлено электрическим полем# = — 1/с [и //],
возникающим при переносе магнитного поля II в ионизо¬
ванной среде (плазме) со скоростью и (рис. 46). Этот эф¬
фект лежит в основе статистического механизма ускоре¬
ния Ферми. Солнечные частицы распространяются в расши¬
ряющемся потоке неоднородностей магнитного поля. В ко¬
нечном счете это должно приводить к некоторому умень¬
шению энергии частиц, поскольку они испытывают в ос¬
новном догоняющие столкновения. Этот механизм замедле¬
ния частиц называют иногда обратным статистическим ме¬
ханизмом Ферми (или антифермиевским механизмом за¬
медления).
Оценка эффекта замедления в рамках диффузионной тео¬
рии показывает, что лишь для частиц очень малых энергий
торможение становится заметным и его следует учитывать.
Замедление приведет к более плоскому спектру в области
малых энергий, т. е. к спектру с меньшим показателем
степени у. С другой стороны, если спектр при малых энер¬
гиях плоский, то замедление должно частично компенси¬
ровать понижение интенсивности частиц, обусловленное их
конвекцией (дополнительным переносом) в солнечном ветре.
Мы уже отмечали, что диффузионная картина является
наиболее четкой в том случае, если вспышка, вызвавшая
увеличение потока космических лучей на Земле, произошла
на западном краю солнечного диска. Это навело исследова¬
телей на мысль, что кроме отдельных намагниченных «об¬
лаков» (магнитных неоднородностей), рассеивающих час¬
тицы, в межпланетном пространстве имеется регулярное
поле II0. Из-за вращения Солнца его силовые линии долж¬
ны быть изогнуты примерно так, как показано на рис. 28.
Тогда диффузия частиц из области ускорения должна про¬
исходить преимущественно вдоль силовых линий такого
межпланетного поля.
104

Если в момент вспышки активная область на Солнце и
Земля связаны одной силовой линией, то прямой поток
частиц нарастает на Земле очень быстро. Однако магнитные
неоднородности будут эффективно рассеивать частицы, в
результате чего через некоторое время после вспышки по¬
ток солнечных космических лучей станет изотропным и
начнет уменьшаться пропорционально Г1’5.
Что представляют собой магнитные неоднородности?
Простейшей неоднородностью может быть изгиб пучка
Рис. 46. Столкновение частиц
(1) с движущимся магнитным
облаком (2). При движении об¬
лака возникает электрическое
поле Е, направленное перпен¬
дикулярно векторам II пи. Это
поле ускоряет частицу при
встречном столкновении с обла¬
ком или замедляет ее, если она
догоняет облако
Рис. 47. Рассеяние солнечных частиц на неоднородностях межпланетного маг¬
нитного поля двух видов
а— сгущение силовых линии; Ъ —изгиб силовтлх линий с одновременным их
сгущением; 1 —силовые линии межпланетного магнитного поля; 2 траек¬
тории солнечных частиц; С —Солнце; 3 —Земля
105

силовых линий (рис. 47). В месте изгиба силовые линии
сгущаются, т. е. магнитное поле усиливается, так что оно
может сильнее рассеивать частицы. Типичные поперечные
размеры неоднородностей, полученные из анализа данных
по вспышкам на основе диффузионной модели, составляют
около 0,5 — 1 млн. км. Расстояние между ними может быть
значительно (примерно в 10 раз) больше.
Любопытно отметить, что направление регулярной сос¬
тавляющей межпланетного поля удалось определить по
данным о солнечных космических лучах раньше, чем были
проведены непосредственные измерения. Например, из
анализа данных по вспышке 4 мая 1960 г. следует, что в
начальный период вспышки все избыточные частицы при¬
ходили приблизительно из одного и того же направления,
около 55° к западу от линии Земля — Солнце. Прямые
измерения направления межпланетного магнитного поля
дают наклон около 50°.
Спектр частиц у Земли и в атмосфере Солнца. Важней¬
шая характеристика солнечных частиц — это их энерге¬
тический спектр D (ек), т. е. зависимость числа ускоренных
частиц от их кинетической энергии ек.
Поскольку частицы имеют различные скорости, то их
коэффициенты диффузии также будут различаться. Поэто¬
му, согласно соотношению fmax = г|/6х, максимум интен¬
сивности для более быстрых частиц наступит раньше, чем
для медленных. Определяя по данным измерений интен¬
сивность в моменты максимумов для частиц той или иной
энергии, можно получить представление о количестве
ускоренных Солнцем частиц определенной энергии.
Сопоставляя значения интенсивности в моменты макси¬
мумов для различных энергий, получим спектр, несколько
отличный от спектра в источнике (в атмосфере Солнца).
В области сравнительно малых энергий (ек = 100ч-500 Мэв
для протонов) показатель дифференциального спектра
солнечных частиц у Земли обычно меньше 5.
В противоположность этому при очень высоких энер¬
гиях (^> 1 Гэв) спектр, измеренный у Земли, почти всегда
имеет показатель около 5—6.
Точное измерение энергетического спектра солнечных
космических лучей имеет исключительное значение для
теории механизмов ускорения на Солнце, а также для
расчета радиационной защиты пилотируемого космичес¬
кого корабля. Однако возможности такого эксперимента
ограничены по нескольким причинам.
106

Во-первых, вследствие эпизодического характера вспы¬
шек космических лучей редко удается одновременно из¬
мерить спектр в различных интервалах энергии. Во-вто¬
рых, измеренный на орбите Земли спектр искажен по
сравнению со спектром в источнике, т. е. в атмосфере Солн¬
ца, поскольку параметры частиц при распространении (в
частности, коэффициент диффузии) зависят от энергии час¬
тиц.
Кроме того, даже при детальных измерениях поведения
частиц различных энергий во времени очень трудно извлечь
из экспериментальных данных всю возможную информа¬
цию о спектрах инжекции, т. е. о спектрах частиц в мо¬
мент испускания (спектр источника). Препятствиями на
этом пути являются прежде всего недостаточно ясный ме¬
ханизм распространения в межпланетном пространстве,
невысокая точность измерений, а также неизвестные гео¬
метрические условия вылета и длительность испускания
частиц различных энергий.
Частицы, подверженные диффузии в межпланетном маг¬
нитном поле (т. е. частицы с кинетической энергией ек =
= 108 ч- 10° эв), по-видимому, испускаются за время, не
превышающее 10—15 мин. Во всяком случае для больших
вспышек типа вспышки 23 февраля 1956 г. установлено, что
поток испускаемых частиц с энергией 10°—1010 эв умень¬
шался по экспоненциальному закону 6Г*/Т<>, где 770 =
= 15 мин.
Длительность испускания частиц малых энергий (еи =
= 107 эв) вообще неизвестна; относительно протонов с энер¬
гией порядка 1 Мэв или меньше существует предположе¬
ние, что они ускоряются не в солнечных вспышках, а в
межпланетном пространстве или в активных областях
Солнца, не обязательно связанных со вспышками. Неко¬
торые исследователи полагают, что частицы малых энер¬
гий могут накапливаться в магнитных «ловушках», более
или менее длительно существующих в атмосфере Солнца.
Теперь можно уверенно считать, что в межпланетном про¬
странстве всегда имеется переменный во времени и про¬
странстве фон из малоэнергичпых протонов.
Самым важным следствием диффузии солнечных частиц в
неоднородном межпланетном поле является изменение их
спектра со временем. Например, в начальный период
вспышки 23 февраля 1956 г. дифференциальный спектр
частиц по жесткостям в интервале 1,5—4 Гв имел вид
Л~3’5 для частиц, пришедших непосредственно от Солнца
107

практически без рассеяния. Спустя несколько часов спектр
стал совершенно другим (Н~С) или даже /?-7), т. е. рассеян¬
ный поток был обогащен частицами малых энергий.
Значительное запаздывание частиц малых энергий наб¬
людалось также в периоды вспышек 3 сентября 1960 г.,
12 ноября 1960 г., 28 сентября 1961 г. и во многих других
случаях. Эти факты можно объяснить, предположив, что
коэффициент диффузии возрастает при увеличении энер¬
гии (или жесткости) частиц. Как оказалось впоследствии,
это предположение соответствует действительности и по¬
могает не только правильно истолковать поведение солнеч¬
ных частиц у Земли, но и вычислить их спектр в источнике.
Несмотря на неоднородность и неполноту эксперимен¬
тальных данных о солнечных космических лучах по на¬
блюдениям у Земли, можно выделить некоторые характер¬
ные особенности их спектра.
Различными методами были измерены спектры в интер¬
вале энергий от нескольких Мэв до десятков Гэв, причем не
только для протонов, но также для более тяжелых ядер.
Из-за разнообразия методов измерений, которые приме¬
няются к тому же в различных интервалах энергий, возни¬
кает необходимость согласовать результаты различных из¬
мерений и найти удобную форму описания спектра и его
изменения со временем. Обычно дифференциальный спектр
записывают в виде степенной функции от кинетической
энергии или от жесткости частицы (т. е. в виде ейУ,или Н~У2),
причем ух и у2 одновременно являются функциями от энер¬
гии (или жесткости) и времени. Из эксперимента известно,
что Yi или у2 обычно имеют меньшие значения (у ж 3) при
малых ек или i?, а при повышении вк или R наблюдается
«изгиб» спектра и показатель у увеличивается до 5—6
(рис. 48); кроме того, Yi и Y2 обычно возрастают со време¬
нем.
Интервал жесткостей или энергий, охватываемый одним
измерением, обычно является очень узким, так что спектр
солнечных частиц можно достаточно точно представить в
виде степенной функции от жесткости или энергии с по¬
стоянным показателем у. Если же рассмотреть полный диа¬
пазон жесткостей или энергий солнечных частиц (от 1 Мэв
до 10 Гэв), то такое представление уже будет неудовлетво¬
рительным, хотя можно считать, конечно, что Yi и 72
зависят от энергии или жесткости.
Для точного описания спектра необходимо сравнить
результаты измерений на ракетах и спутниках, а также с
108

помощью риометров в области малых энергий (1—50 Мэв)
с данными измерений па воздушных шарах с помощью
счетчиков, ионизационных камер при промежуточных
энергиях (70—500 Мэв) и с результатами наземных изме¬
рений в области энергий выше 500 Мэв. Для этой цели
нужно точно знать абсолютную чувствительность упомяну¬
тых детекторов к различным участкам первичного спектра.
С другой стороны, определение чувствительности требует
четких предположений о форме первичного спектра.
75	70	65	60	55	50°
Рис. 48. Изменение интегрального энергетического спектра солнечных прото¬
нов со временем
Цифрами у кривых показано время в часах после солнечной вспышки. Вверху
приведены геомагнитная широта, на которую могут приходить частицы соот¬
ветствующей энергии, и их пробег до поглощения в атмосфере (в г/см2). Прямой
линией показан спектр солнечных протонов (ССП), измеренный в интервале
энергий 100 —500 Мэв и экстраполированный с тем же наклоном в область ма¬
лых энергий.
Поскольку степенной спектр первичного излучения имеет
показатель, зависящий одновременно от энергии (или жест¬
кости) и времени, в этих условиях нельзя быть уверенным
в точности экстраполяции такого спектра по области энер¬
гий, перекрываемой в нескольких методах измерений.
Особенности ускорения частиц в атмосфере Солнца. У с-
корение заряженных частиц в солнечной атмосфере не
представляет собой какого-то исключительного, уникаль-
109

його явления. Процессы ускорения частиц в космосе проис¬
ходят всюду, где есть магнитные поля, изменяющиеся во
времени и пространстве. Изменение магнитного поля во
времени или его перемещение в пространстве порождают
электрические поля, от которых в процессе ускорения чер¬
пают свою энергию заряженные частицы.
В зависимости от способа возникновения электрического
поля механизмы ускорения можно разделить на статисти¬
ческие и регулярные. Их теория разработана достаточно
хорошо (об этом свидетельствует, например, успешная ра¬
бота мощных наземных ускорителей). Задача теперь за¬
ключается в том, чтобы умело применить общие выводы
теории к конкретным условиям ускорения в атмосфере
Солнца. В частности, важно объяснить состав солнечных
космических лучей и их распределение по энергиям (энер¬
гетический спектр).
Уже самые первые исследования показали, что солнеч¬
ные космические лучи приходят к Земле не в виде моно-
энергетического пучка, а с самыми различными энергиями,
причем число частиц быстро уменьшается при увеличении
энергии примерно как 1/вк1, где уг может принимать значе¬
ния от 3 до 7. Позднее стало ясно, что спектр можно опи¬
сать также степенной функцией от импульса частиц 1 /рУз
или от их магнитной жесткости HR'**.
Такие представления спектра вполне пригодны, если
речь идет об узком интервале энергий или жесткостей. Если
же рассматривать полный диапазон энергий солнечных
частиц, то, как уже отмечалось, возникают трудности, свя¬
занные с «загибом» спектра.
Эти трудности побудили некоторых исследователей рас¬
смотреть другие возможности для описания спектра. Одна
из таких возможностей — экспоненциальное представле¬
ние спектра I О R) = 10е~п‘п°, где R0 — характеристи¬
ческая жесткость, которая для данной вспышки зависит
только от времени; I (^> R) — поток частиц с жесткостью
выше заданной; /0 — поток частиц с R > 0. Значение R0
может меняться от вспышки к вспышке. В случае экспо¬
ненциального спектра отпадает необходимость искусствен¬
но «загибать» спектр при низких энергиях, поскольку,
хотя Д0 не зависит от R, результат получается такой же,
как и при «загнутом» степенном спектре.
Идея об экспоненциальном представлении спектра жест¬
костей, выдвинутая У. Веббером около 10 лет назад, была
проверена на большом экспериментальном материале.
110

При этом возникли новые трудности и сомнения. Возникла
и продолжается уже несколько лет дискуссия о том, какая
же из трех упомянутых функций наиболее пригодна для
описания спектра солнечных космических лучей.
Выяснение истины прежде всего, конечно, упирается в
точность экспериментов. Современная точность определе¬
ния показателей спектра у, и у2 или величины R0 пока не¬
достаточна, чтобы сделать однозначный выбор формы спект¬
ра. Тем не менее один факт вырисовывается довольно опре¬
деленно: характеристическая жесткость R0 в экспонен¬
циальном спектре для сравнительно узкого интервала
жесткостей меняется со временем в период вспышки (по
наблюдениям у Земли), однако спектр сохраняет свою
экспоненциальную форму. Таким образом, процесс рас¬
пространения солнечных частиц, по-видимому, заметно
изменяет величину i?0, но не меняет экспоненциальной фор¬
мы спектра.
Вместе с тем в некоторых случаях оказывается, что для
одной и той же вспышки, но в разных интервалах жесткос¬
тей можно применить две формы спектра. Например, диф¬
ференциальный спектр частиц от вспышки 23 февраля
1956 г. при R 3 Гв имеет вид l/i?6i8±0>2, тогда как при
R 3 Гв его можно описать экспоненциальной функцией
e-R/R0j где R0 = 0,3 Гв.
Наконец, не исключено, что три формы спектра соответ¬
ствуют трем реальным ускорительным процессам на Солн¬
це, и задача исследователей — выяснить своеобразную
«иерархию» различных механизмов ускорения.
Действительно, статистический механизм ускорения,
разработанный в 1949 г. Э. Ферми, распределяет ускорен¬
ные частицы в соответствии с их энергиями (I/ек1)- Такое
ускорение происходит при условии, если в пространстве
имеются хаотически движущиеся неоднородные магнитные
поля («магнитные облака»). Сталкиваясь с «магнитными
облаками», частицы в конечном счете ускоряются элект¬
рическим полем Е = —11с [и //], возникающим при дви¬
жении магнитного поля Н со скоростью и (см. рис. 46).
Во время вспышки 23 февраля 1956 г. (самой мощной из
всех наблюдавшихся до сих пор), по оценкам JI. И. Дор-
мана на основе механизма Ферми, максимальная энергия
ускоренных частиц была равна 20 Гэв, а показатель спект¬
ра у ж 7, что приблизительно совпадает с результатами
измерений.
111

Если же в пространстве имеется магнитное поле, экспо¬
ненциально увеличивающееся со временем Н = H0ei/f
то возникающее при этом электрическое поле будет уско¬
рять частицы в соответствии с их жесткостями, а их спектр
будет иметь вид 1/7?Т2.
Такой процесс регулярного ускорения называют бета-
тронным.
Наконец, возможен процесс, когда ускорение осуще¬
ствляется «короткоживущим» электрическим полем,
Рис. 49. Гипотетическая модель ускорения
частиц в электрическом поле, напоминаю¬
щем поле конденсатора (Е0 — разность
потенциалов). Поле возникает в малом
объеме солнечной плазмы и существует
непродолжительное время, ускоряя все
частицы, попавшие в область ускорения.
Если область ускорения окружена магнит¬
ным полем, перпендикулярным плоскости
рисунка, то частицы ускоряются как в
циклотроне. Перед «включением» электри¬
ческого ноля частицы имеют распределе¬
ние по скоростям, характерное для сол¬
нечной плазмы. После ускорения их спектр
можно представить функцией exp (—R/R0)
напоминающим поле конденсатора, между пластинами
которого имеется разность потенциалов Е0 (рис. 49).
Об условиях возникновения электрического поля в сол¬
нечной плазме мы расскажем несколько ниже. Здесь же
отметим, что современная теория солнечной плазмы не
исключает возможности ускорения частиц подобным ме¬
ханизмом. При этом в начале процесса ускорения частицы
могут иметь самые разнообразные начальные значения R,
однако их окончательное распределение по жесткостям
будет экспоненциальным exp (—R/R0). При разности по¬
тенциалов Е0 = 1,6* 104 в/см максимальная жесткость
ускоренных частиц будет 3 Гв, а/?0 = 0,15Гв.
Есть ли какая-нибудь надежда сделать в недалеком бу¬
дущем определенный выбор между различными способами
описания спектра, которые соответствуют физически раз¬
личным механизмам ускорения? Как мы уже отмечали, по
одним лишь данным о солнечных космических лучах такой
выбор сделать трудно из-за недостаточной точности изме¬
рений. На помощь приходят данные об электромагнитном
излучении солнечных космических вспышек и теория
плазмы.
Г*^1
112

В 1963 г. В. Штейн и Е. Ней исследовали спектр электро¬
магнитного излучения (от радиоволн до видимого света) в
начальной фазе солнечных вспышек (по современным пред¬
ставлениям, именно в этой фазе происходит ускорение час¬
тиц). Полученный ими результат может служить аргумен¬
том в пользу экспоненциального спектра жесткостей, а
именно: электромагнитное излучение вспышек — это из¬
лучение быстрых электронов, ускоренных во вспышке и
имеющих спектр e~RiRo, где значения R0 должны быть
такими же, как и для протонов из состава солнечных кос¬
мических лучей. Эти результаты означают, что электроны,
протоны и более тяжелые ядра могут приобретать одина¬
ковый экспоненциальный спектр жесткостей приускорени и
в солнечной вспышке.
Что касается теории, то здесь астрофизиков длительное
время смущала одна фундаментальная трудность. Дело в
том, что космическая плазма имеет очень высокую элект¬
рическую проводимость. Поэтому трудно представить себе,
как в такой плазме мог бы возникать пространственный за¬
ряд, достаточный для появления заметного электрического
поля: ведь этот заряд должен мгновенно разрушаться.
Однако, как будет видно из дальнейшего, в некоторых осо¬
бых конфигурациях магнитных полей электрическое поле
может возникать в малых объемах и сохраняться в течение
промежутка времени, достаточного для ускорения частиц
до сравнительно высоких энергий.
Одна из таких конфигураций, вероятно, возникает в
атмосфере Солнца на границе раздела двух солнечных пя¬
тен, магнитные поля которых направлены в противополож¬
ные стороны. В этом случае в области соприкосновения пя¬
тен, где обычно начинает развиваться солнечная вспышка,
магнитное поле становится равным нулю — возникает
«нулевая линия» (рис. 50).
Поскольку пятна перемещаются, картина силовых ли¬
ний будет со временем изменяться. Вместо нулевой линии в
действительности возникает тонкий слой электрического
тока («токовый слой»), который разделяет области проти¬
воположно направленного магнитного поля (рис. 51).
При этом по краям токового слоя образуются два волокна
уплотненной плазмы, параллельные нулевой линии. Со
временем волокна раздвигаются со скоростью расширения
токового слоя. Именно такая структура наблюдается в
мощных солнечных вспышках.
Токовый слой — образование неустойчивое. «Обрыв»
113

тока может вызвать появление сильного электрического
поля, которое, работая в сравнительно малом объеме,
способно за короткое время ускорить огромное количество
частиц. Таким образом, энергия магнитного поля перехо¬
дит в энергию электрического поля, а затем в энергию
ускоренных частиц. При этом все частицы независимо от
их заряда и массы получают одинаковое «приращение» их
магнитной жесткости R.
Теория такого механизма ускорения за счет динамиче¬
ской диссипации магнитного поля (с быстрым превращени¬
ем его энергии в энергию ускоренных частиц) успешно раз¬
вивается в СССР С. И. Сыроватским и его сотрудниками
начиная с 1965 г.
Модель С. И. Сыроватского пока не может объяснить
распределение ускоренных солнечных частиц по энергиям
и зарядам, хотя и дает указание, что спектр источника по
жесткостям должен иметь экспоненциальную форму. Не
дает она ответа и на некоторые другие вопросы. Однако
для понимания процессов ускорения на Солнце важно уже
то, что эта модель подтверждает возможность возникнове¬
ния значительных электрических полей в условиях хорошо
проводящей солнечной плазмы.
Чтобы сделать окончательный вывод о характере про¬
цессов, формирующих спектр солнечных частиц, очевидно,
необходимо точно знать, является ли спектр экспоненци¬
альным до процессов его изменения в межпланетном про¬
странстве. Результаты, полученные из диффузионной тео¬
рии, показывают, что спектр солнечных протонов в источ¬
нике имеет не экспоненциальный, а скорее степенной вид
— ей7, по крайней мере в области нерелятивистских энер¬
гий (10—500 Мэв). Впрочем экспериментальные ошибки
настолько велики, что в области малых жесткостей спект¬
ры инжекции можно описать также экспоненциальной
функцией.
С другой стороны, в области больших жесткостей для
описания спектра пригодна степенная функция при¬
чем показатель степени у, по-видимому, плавно уменьша¬
ется при переходе в область меньших R. Очевидно, для
решения вопроса о форме спектра инжекции необходимы
данные о вспышках, для которых этот спектр был бы из¬
вестен во всем диапазоне жесткостей солнечных космиче¬
ских лучей (0,01—20 Гв).
Автору удалось получить такие данные пока лишь для
двух вспышек — 23 февраля 1956 г. и 28 января 1967 г.
114

Рис. 50. Возникновение нулевой
линии магнитного поля в обла¬
сти соприкосновения двух сол¬
нечных пятен. В точке А линии
перпендикулярна	плоскости
рисунка
Рнс. 51. Токовый слой (точки) н магнитное тюле (сплошные линии) над раз¬
вивающейся биполярной группой пятен. Двойной штриховкой показаны обла¬
сти уплотненной плазмы, которые наблюдаются в виде ярких волокон на фоне
вспышки. Ток течет перпендикулярно плоскости, образуемой координатными
осями X п У, волокна можно видеть при наблюдениях «сверху»
115

(рис. 52). Из этих данных видно, Что единое экспонен¬
циальное представление спектров инжекции в широком
интервале R неприменимо (в противном случае вместо
кривых на рис. 52 были бы прямые линии, изображающие
зависимость D® от R в полулогарифмическом масштабе).
Возможно, здесь мы имеем дело с наложением двух меха¬
низмов ускорения — электростатического и .бетатронного
(первый из них дает экспоненциальный спектр e~R н°, а
второй — степенной R~y). Впрочем данных слишком мало,
Д ,Гв
Рис. 52. Спектры инжекции по жесткостям для вспышек 23 февраля 1956 г.
и 28 января 1967 г. в полулогарифмическом масштабе. Видно, что экспонен¬
циальная форма спектра exp (— R/R2) во всем интервале жесткости неприме¬
нима (W — результаты американского ученого У. Веббера, М — данные автора)
к тому же их точность недостаточна, чтобы определенно
судить об истинной форме спектра частиц в момент их
испускания Солнцем.
Таким образом, объяснение измеряемого на орбите
Земли спектра солнечных космических лучей основано
на двух альтернативных предположениях: 1) особенности
спектра у Земли определяются особенностями механизмов
ускорения и выхода частиц из области вспышки на Солнце
(«магнитная ловушка» в солнечной атмосфере); 2) форма
спектра в момент испускания мало изменяется от вспышки
к вспышке, а его особенности у Земли определяются
диффузионным выходом частиц из «ловушки Солнечной
системы».
116

Не исключено, что оба эти процесса (ускорение и диффу¬
зия) действуют одновременно, по пока еще трудно ответить
на вопрос о том, какой из них играет основную роль в
формировании спектра солнечных космических лучей, на¬
блюдаемого у Земли.
Своеобразие механизмов ускорения частиц на Солнце
проявляется не только в спектре солнечных космических
лучей, но и в их распределении по зарядам.
Основную долю (выше 90%) солнечных космических лу^
чей составляют ядра водорода—протоны. За последние
10—12 лет были обнаружены также ядра более тяжелых
элементов — гелия, углерода, азота, кислорода, неона и
некоторых других. Сам факт их присутствия, энергетиче¬
ские спектры и относительное содержание имеют чрезвы¬
чайно важное значение не только для изучения солнечных
космических лучей, но также для понимания физических
процессов во вспышках и для исследования галактических
космических лучей.
Мы уже упоминали о том, что относительная распростра¬
ненность энергичных солнечных ядер тяжелее протона в
пределах ошибок соответствует химическому составу сол¬
нечной атмосферы, определенному спектроскопическим
путем. Вместе с тем состав солнечных космических лучей
заметно отличается от состава галактических космических
лучей, которые более богаты тяжелыми ядрами (табл. 3).
А одна из самых интересных особенностей ядерного состава
частиц, ускоренных на Солнце,— это сильная изменчи¬
вость отношения потока протонов к потоку более тяжелых
ядер (например, колебания отношения водорода к гелию
Н/Не) от вспышки к вспышке. В одних случаях потоки
протонов и более тяжелых ядер хорошо отражают состав
атмосферы Солнца, тогда как в других — поток солнечных
космических лучей оказывается значительно богаче про¬
тонами. В частности, было обнаружено, что если вспышка
наблюдается до начала магнитной бури на Земле, то от¬
ношение Н/Не изменяется от вспышки к вспышке в преде¬
лах от 5 до 50. Если же наблюдения проводятся после на¬
чала бури, то величина Н/Не, как правило, равна 1,0
(рис. 53).
Такая изменчивость величины Н/Не частично объясня¬
ется изменением условий распространения частиц в меж¬
планетном пространстве. Однако эта причина, по мнению
автора, не единственная и не главная. Скорее всего изме¬
нения состава солнечных космических лучей от вспышки к
117

вспышке отражают особенности ускорительных процессов
на Солнце. Можно предположить, например, что на началь¬
ной стадии ускорения протоны приобретают энергию быст¬
рее, чем более тяжелые ядра, так что поток солнечных кос¬
мических лучей будет обогащен протонами.
Другое объяснение изменчивости величины Н/Не заклю¬
чается в следующем. На Солнце имеются, по-видимому, две
области атмосферы, где может происходить ускорение
частиц — одна с высокой плотностью (в хромосфере), а
Рис. 53. Отношение потока сол¬
нечных протонов к потоку а-час-
тиц (но вертикали) по измерени¬
ям на орбите Земли до начала
геомагнитной бури (красные
кружки) и после се начала (чер¬
ные кружки). За начало отсчета
времени принято начало вспыш¬
ки (по горизонтали — время
в часах)
Рис. 54. Две области ускорения в атмосфере Солнца. Если ускорение проис¬
ходит в нижней короне (1), где плотность газа довольно низкая, то одинаково
ускоряются все ядра. В области 2 с высокой плотностью (в хромосфере) уско¬
ряются преимущественно протоны
К —корона; X —хромосфера; СКЛ —солнечные космические лучи
118

Таблиц а 3
Относительное содержание ядер в космосе (количество ядер кислорода
принято равным 1,0)
Элемент
Солнечные
космические
лучи
Солнце
Вселенная
Галактичес¬
кие косми¬
ческие лучи
Не
107+14
150
48
Li
>10-5
10“5
0,3
Be —В
0,02
<ю-5
10"5
0,8
с:
0,59+0,07
0,6
0,26
1,8
N
0,19+0,0',
0,1
0,20
^0,8
О
1,0
1,0
1,0
1,0
F
0,03
0,001
10~4
^0,1
Ne
0,13+0,02
?
0,36
0,30
Na
0,002
0,002
0,19
Mg
0,043+0,011
0,027
0,040
0,32
А1
_
0,002
0,004
0,06
Si
0,033+0,011
0,035
0,045
0,12
Р — Sc
0,057+0,017
0,032
0,024
0,13
Ti — Ni
^0,02
^ ’ 1
0,006
0,033
0,28
Примечание. Данные о составе солнечных космических лучей получены
С. Бисвасом и др.; данные о составе атмосферы Солнца заимствованы из ра¬
бот Б. Аллера и его сотрудников; о составе Вселенной — из работ Г. Зюсса,
Г. Ури и А. Камерона; о составе галактических космических лучей — из ра¬
боты С. Уоддингтона. Точность значений в последней колонке таблицы—от 10
до 30%, в двух предыдущих колонках — около 50%.
другая — с довольно низкой плотностью (в короне). В об¬
ласти с низкой плотностью одинаково ускоряются все
ядра (рис. 54). В области с высокой плотностью ускоряются
преимущественно протоны, а более массивные ядра уско¬
ряются хуже, поскольку в плотной атмосфере они быстро
теряют свою энергию при столкновениях с частицами сре¬
ды. В зависимости от высоты области ускорения в атмос¬
фере Солнца отношение Н/Не будет сильно изменяться.
Такая картина ускорения косвенно подтверждается дан¬
ными о радиоизлучении солнечных вспышек. По-видимому,
радиоизлучение вспышек может служить своеобразным ин¬
дикатором ядерного состава солнечных космических лучей.
Действительно, наблюдения показывают, что чем выше
произошла вспышка (например, в нижней короне), тем
119

больше поток тяжелых ядер (и меньше поток протонов) и
тем интенсивнее поток метровых радиоволн. Если же
вспышка произошла глубоко в атмосфере Солнца (в хромо¬
сфере), то наблюдается сантиметровое радиоизлучение, а
поток солнечных космических лучей у Земли оказывается
обогащенным протонами. Опираясь на эти данные, некото¬
рые астрономы предложили даже разделять вспышки на
два класса — «хромосфериые» и «корональные».
Здесь мы сталкиваемся с одним из нерешенных вопросов
теории вспышек — с вопросом о высоте их возникновения,
или, следуя модели С. И. Сыроватского, о высоте образо¬
вания токового слоя. Это немаловажный вопрос, поскольку
плотность газа в атмосфере Солнца сильно меняется с вы¬
сотой. В свою очередь мощность и другие свойства различ¬
ных видов излучения зависят от плотности газа в области
вспышки.
Частичный ответ на этот вопрос был найден не так давно.
На Ленинградском семинаре по ускорению частиц в космо¬
се в июле 1971 г. С. И. Сътроватский и его сотрудник
Б. В. Сомов сообщили, что вблизи токового слоя, по их рас¬
четам, должен возникать «относительный вакуум», т. е.
плотность плазмы должна падать в сотни и тысячи раз. Это¬
го вполне достаточно для эффективного ускорения всех ча¬
стиц, попавших в область вблизи слоя. Несомненно, в ат¬
мосфере Солнца имеются возможности для образования
токовых слоев и быстрого превращения энергии магнитно¬
го поля в энергию ускоренных частиц.
Однако конкретные условия возникновения вспышек
могут настолько отличаться от случая к случаю, что од¬
ной моделью невозможно объяснить всю совокупность
экспериментальных фактов.
Частицы-пленницы. Магнитные ловушки в космосе.
При исследовании поведения частиц в магнитном поле (и в
космосе, и в наземных установках для изучения плазмы)
часто говорят о магнитных ловушках заряженных частиц.
Более 10 лет назад было экспериментально обнаружено, что
солнечные частицы могут приходить к Земле не только
путем диффузии, но и в магнитных ловушках.
Как мы уже отмечали, солнечные космические лучи могут
быть причиной выталкивания намагниченной солнечной
плазмы и выброса корпускулярного потока. При выталки¬
вании плазмы часть ускоренных частиц будет проникать
в глубь плазмы. При этом в намагниченную плазму могут
проникнуть даже частицы весьма малой энергии, которые
120

При достаточно высокой их плотности могут ослаблять
магнитное поле и своим давлением как бы прокладывать
«каналы» в магнитном поле. Частицы могут также дрейфо¬
вать внутрь потока, который в этом случае образует маг¬
нитную ловушку.
Что такое магнитная ловушка? Представим себе магнит¬
ное поле в виде пучка параллельных силовых линий. Если
в такое поле частица влетит под произвольным углом (но не
равным 90°), то в дальнейшем она будет совершать винто¬
образное движение, постепенно перемещаясь вдоль ноля.
Таким образом, частица оказывается «привязанной» к си¬
ловым линиям магнитного поля.
Если теперь параллельный пучок силовых линий изог¬
нуть и сделать из него магнитную петлю, то частица будет
послушно двигаться вдоль петли. Если же силовые линии
окажутся замкнутыми, т. е. будут напоминать концентри¬
ческие окружности, то в идеальном случае частица уже не
вырвется из этого заколдованного круга (рис. 55). Конечно,
такая упрощенная схема не отражает реальных свойств и
многообразия магнитных ловушек, существующих в при¬
роде. Но она иллюстрирует принципиальную возможность
их образования.
Для того чтобы магнитное поле служило ловушкой для
частиц, его силовые линии не обязательно должны быть
замкнутыми. Это хорошо видно из рис. 56: в областях, где
силовые линии сгущаются, поле сильнее и частица отража¬
ется от этих своеобразных магнитных зеркал, меняя на¬
правление своего движения на обратное. Как щепка в за¬
вихрениях бурного ручья, частица будет метаться от од¬
Рис. 55. Траектория движения
заряженной частицы в идеаль¬
ной магнитной ловушке
1 —силовые линии магнитного
поля идеальной ловушки;
2 — траектория захваченной
частицы
121

ного зеркала к другому до тех пор, пока ловушка по какой-
либо причине не разрушится.
В большинстве зарегистрированных до сих пор случаев
солнечные космические лучи достигали Земли гораздо
раньше корпускулярного потока и независимо от него.
Однако иногда начало возрастания потока солнечных кос¬
мических лучей совпадало по времени с приходом кор¬
пускулярного потока. Поскольку в корпускулярных пото¬
ках всегда есть значительное магнитное поле, то неизбежно
Рис. 56. Траектория движения заряженной частицы в ловушке, образован¬
ной магнитным полем с незамкнутыми силовыми линиями
А и Б —точки отражения, в которых захваченная частица меняет направление
своего движения на обратное; 1 —магнитные силовые линии; 2 —траектория
охваченной частицы
Рис. 57. Траектория движения заряженной частицы в магнитной ловушге
солнечного корпускулярного потока
3 —Земля; 1 —магнитное поле корпускулярного потока; 2 —траектория
захваченной частицы
122

возникает подозрение, что такое совпадение не случайно.
По-видимому, в корпускулярных потоках могут существо¬
вать магнитные ловушки, захватывающие в плен какую-то
долю солнечных космических лучей (рис. 57).
При взаимодействии с магнитным полем Земли ловушки
разрываются и частицы высыпаются из них. Это происхо¬
дит тогда, когда Земля оказывается внутри корпускуляр¬
ного потока. Такое событие произошло, например, в мае
1959 г.: по наблюдениям в стратосфере советские и амери¬
канские исследователи независимо зарегистрировали
40-кратное возрастание потока частиц с энергией больше
120 Мэв, причем его начало совпало с началом магнитной
бури. Аналогичное событие зафиксировали приборы аме¬
риканского спутника «Эксплорер-12» 30 сентября 1961 г.
Ловушки космических лучей весьма разнообразны по
своим свойствам. Поведение заряженных частиц в них за¬
висит как от напряженности и конфигурации магнитного
поля, так и от энергии частиц. Одно и то же магнитное
образование может служить прекрасной ловушкой для
частиц с энергией меньше некоторой критической величины
и быть практически «прозрачным» для частиц более высо¬
кой энергии.
Энергия частиц, захваченных в магнитную ловушку сол¬
нечного корпускулярного потока, не превышает 200 Мэв.
Вместе с потоком они переносятся на большие расстояния
от Солнца. При попадании Земли в поток эти частицы
приходят в область высоких широт, где их можно зарегист¬
рировать либо непосредственно (с помощью шаров-зондов
и геофизических ракет), либо косвенным путем (с помощью
риометров).
При переходе в область меньших энергий естественно
ожидать, что ловушки солнечных частиц в межпланетном
пространстве будут встречаться довольно часто. Действи¬
тельно, за последние годы космическими аппаратами СССР
и США было зафиксировано много случаев, когда в меж¬
планетном пространстве длительное время (обычно не¬
сколько дней) существовали значительные потоки солнеч¬
ных протонов с энергией около 1 —10 Мэв. Одно из собы¬
тий такого типа было зарегистрировано 5 ноября 1970 г.
приборами советских космических аппаратов «Венера-7» и
«Луноход-1».
К настоящему времени наиболее детально исследована
большая ловушка в окрестности Земли, образованная маг¬
нитным полем, близким к дипольному. Она отличается вы¬
123

сокой степенью стабильности и долго удерживает частицы.
Речь идет об известных радиационных поясах — внутрен¬
нем и внешнем (см. рис. 4). Внутренний пояс состоит из
протонов, внешний — из электронов. Механизм захвата
частицы в околоземную ловушку ясен из рис. 58 *.
По-видимому, космической магнитной ловушкой можно
считать любое магнитное образование, в котором движение
частиц гораздо сложнее, а время их нахождения гораздо
больше, чем в свободном пространстве такого же объема.
Рис. 58. Траектория движения заряженной частицы в ловушке, образованной
геомагнитным полем (модель радиационного пояса Земли)
А и Б —точки отражения, в которых захваченная частица меняет направление
своего движения на обратное; 1 —силовые линии геомагнитного поля; 2 —
траектория космической частицы
Ускорение солнечных частиц в .межпланетном пространст
ве. Иногда перед началом магнитной бури наблюдается уве¬
личение потока солнечных протонов с энергией 1 —10Мэв.
Этот эффект хорошо прослеживается по данным о по¬
глощении космических радиошумов в полярной шапке.
Впервые такое событие было зарегистрировано 11 февраля
1958 г., однако его причину удалось выяснить лишь спустя
несколько лет, в период магнитной бури 30 сентября 1961 г.
Благодаря одновременным измерениям на спутниках
«Эксплорер.-12» (вне магнитосферы) и «Инджун-1» (внутри
магнитосферы) было установлено, что усиление поглоще¬
ния радиошумов перед бурей действительно вызвано уве
личением потока солнечных протонов малой энергии.
* Подробнее о радиационных поясах читатель может узнать из книги
С. Н. Вернова, П. В. Вакулова, Е. В. Горчакова и Ю. И. Логачева «Ра¬
диационные пояса Земли и космические лучи». М., «Просвещение», 1970.
124

Это явление можно объяснить, если предположить, что в
межпланетной среде вблизи Земли происходит сжатие
потока солнечных частиц между двумя ударными волнами.
Одна из них, вызывающая геомагнитную бурю, движется
от Солнца к Земле со скоростью 1000 км/сек. Эта волна
связана с солнечным корпускулярным потоком, тогда как
другая, «стоячая», волна образована солнечным ветром
при обтекании магнитосферы Земли (рис. 59). В результате
сжатия происходит накопление частиц между волнами и
Рис. 59. Ускорение солнеч¬
ных частиц вблизи Земли
между двумя ударными вол¬
нами. Одна из них образова¬
на солнечным ветром при
обтекании магнитосферы
Земли (I), а другая — сол¬
нечным корпускулярным по¬
током (2). При многократном
отражении частицы (3) от
этих воли она ускоряется.
Ускоренные частицы прихо¬
дят преимущественно в по¬
лярные области Земли
увеличение их энергии за счет ускорения механизмом Фер¬
ми. Оба эти эффекта, действуя одновременно, приводят к
возрастанию потока частиц с энергией выше некоторой за¬
данной. Сравнение с данными наблюдений показало, что
некоторые особенности поглощения космических радиошу¬
мов можно объяснить с помощью этой модели.
Весьма вероятно, что ускорение частиц в окрестности
Земли вызвано другими причинами. В частности,
Б. А. Тверской рассмотрел механизм ускорения частиц за
счет энергии колебаний самой плазмы солнечного ветра.
Дело в том, что в плазме (как в лабораторных, так и в кос¬
мических условиях) под влиянием внешних возмущений
могут возникать разнообразные волны. Такую плазму
125

называют турбулизованной (по аналогии с газом и жидко¬
стью), а сам процесс возникновения волн—турбулизацией.
Частица, сталкиваясь с волной, отбирает у последней
часть энергии. Природа этих столкновений такова, что с
течением времени в результате многих столкновений части¬
ца может приобрести энергию от 104 до 108 эв (т. е. от 10 кэв
до 100 Мэв). Причиной турбулизации межпланетной плаз¬
мы могут быть ударные волны, идущие от мощных солнеч¬
ных вспышек (см. стр. 72—76). Этим, по-видимому, и объ¬
ясняются (по крайней мере, частично) эффекты возраста¬
ния потоков малоэнергичиых протонов (ек 100 Мэв),
обычно наблюдающиеся одновременно с началом геомаг¬
нитной бури (т. е. в момент прихода к Земле возмущенной
плазмы).
Солнечная система — ловушка для чаСтиц малой энер¬
гии? До сих пор речь шла о распространении солнечных
частиц в основном внутри земной орбиты. Но Земля нахо¬
дится, по-видимому, лишь в начале или не далее середины
того диффузионного «моста», по которому солнечные кос¬
мические лучи движутся к краям Солнечной системы. Что
происходит с ними за орбитой Земли?
Здесь мы снова возвращаемся к вопросу о «сфере моду¬
ляции» — одному из интереснейших в физике межпланет¬
ного пространства. Точнее говоря, нас интересуют свойства
межпланетной плазмы, полей и частиц на расстояниях от
Солнца, превышающих 1 а. е. Сведения об этой области
пространства получают различными методами — с по¬
мощью метеоритов, комет, галактических космических лу¬
чей, а также по данным о распространении космических
лучей солнечного происхождения. В последние годы про¬
водились также непосредственные измерения с помощью
советских и американских космических аппаратов, кото¬
рые исследовали область от Венеры до Юпитера, т. е. ин¬
тервал г = 0,8 ч- 5 а. е. от Солнца.
Информация, получаемая по солнечным космическим
лучам, весьма разнообразна и определяется тем, какой ин¬
тервал энергий исследуется. Частицы высокой энергии,
распространяющиеся путем диффузии, дают сведения об
общих свойствах области пространства за орбитой Земли
вплоть до расстояний около 10 а. е. Малоэнергичные час¬
тицы могут пролить свет на «тонкую структуру» меж¬
планетного магнитного поля. Расскажем сначала о ре¬
зультатах, полученных при исследовании распростране¬
ния солнечных частиц высокой энергии.
126

Хорошо известно, что после максимума интенсивность
солнечных частиц начинает плавно уменьшаться со време¬
нем приблизительно как 1/г1»5. Пока данных по вспышкам
было мало, а их точность невысока, казалось, что такой
закон спада характерен для любой вспышки. Это убежде¬
ние подкреплялось выводами диффузионной теории, из
которой следовало, что при постоянном коэффициенте диф¬
фузии интенсивность солнечных частиц на орбите Земли
действительно должна падать пропорционально 1/г1’5.
Между тем более тщательный анализ данных, например по
вспышке 23 февраля 1956 г., показал, что на заключитель¬
ной стадии явления интенсивность солнечных частиц
уменьшалась уже не пропорционально 1/г1’5, а скорее как
1/г2, т. е. быстрее. Этот можно объяснить двояко: либо коэф¬
фициент диффузии к увеличивается с расстоянием как г*3,
либо на некотором расстоянии г0 от Солнца существует
более или менее резкая граница диффузионной области.
Действительно, если х растет с расстоянием, то частицы
будут быстрее уходить за пределы Солнечной системы, чем
при к = const, а это приведет к более резкому уменьшению
их интенсивности на орбите Земли. Таким образом, анали¬
зируя скорость уменьшения интенсивности, можно полу¬
чить информацию об изменении рассеивающих свойств
межпланетного поля далеко за пределами орбиты Земли.
Исследования показали, что данные наблюдений на заклю¬
чительной стадии вспышек можно объяснить с помощью
модели, в которой к увеличивается с расстоянием как г3,
причем р <: 1.
Это объяснение, однако, не является единственным. Де¬
ло в том, что на заключительной стадии вспышки интенсив¬
ность солнечных частиц мала, а ошибки измерений велики.
Отсюда возникает неоднозначность в определении истин¬
ного закона спада интенсивности со временем, т. е. в опре¬
делении величины р. Были предприняты попытки найти
другие модели, позволяющие описать заключительную
фазу вспышки. Оказалось, что во многих случаях времен¬
ной ход солнечных частиц на орбите Земли можно объяс¬
нить с помощью модели, в которой область диффузии пред¬
полагается ограниченной па расстоянии г0 от Солнца *.
* Это предположение означает, что при г ^ г0 коэффициент диффузии х (г <
^ г0) сохраняет определенное постоянное значение, тогда как при г > г0
рассеивающие свойства среды резко меняются, так что х (г > г0) -> ос или,
во всяком случае, х (г > г0) >> * (г <г0).
127

При достаточно малых значениях t существование уда¬
ленной границы диффузионной области не оказывает за¬
метного влияния на временной ход солнечных частиц на
орбите Земли, причем их поток уменьшается как I//1»5.
Влияние границы начинает сказываться при
т. е. тогда, когда гребень «диффузионной волны» (см. рис.
16), постепенно удаляясь от Земли, достигает расстояния г0.
В этот момент интенсивность внутри области г0 начинает
падать по экспоненциальному закону <Г*/То. Величина
То = Го/Юк, т. е. непосредственно связана с г0 и коэффи¬
циентом диффузии.
Интересно отметить, что в случае экспоненциального
спада скорость диффузии vd = 3х/г0 (т. е. скорость выхода
частиц из области с радиусом г0) остается постоянной, так
что поток частиц, оставшихся внутри этой области, про¬
порционален потоку уходящих частиц. Отсюда вытекает
очень важное следствие: форма спектра солнечных частиц
(т. е. величина у) внутри области г0 должна оставаться не¬
изменной в течение многих часов после максимума вспыш¬
ки, тогда как их интенсивность за это время может умень¬
шиться в десятки и сотни раз.
Впервые экспоненциальный спад отчетливо наблюдался
в период вспышки 4 мая 1960 г. Впоследствии аналогичная
картина была обнаружена и во многих других случаях.
Это настолько заинтересовало исследователей, что они
решили вновь проанализировать данные по вспышке
23 февраля 1956 г. Оказалось, что и эта вспышка подчиняет¬
ся общей закономерности, т. е. на заключительной стадии
спад потока солнечных частиц можно описать экспонен
циальной функцией е_//Го, причем Т0 ж 1,5 часа.
Один из аргументов в пользу предположения об ограни¬
ченности области диффузии — это постоянство формы
спектра солнечных частиц во времени (в пределах ошибок
измерений), обнаруженное для вспышки 23 февраля 1956 г.
и некоторых других. Другим аргументом может служить
такой факт: если предположить, что коэффициент диф¬
фузии растет при увеличении расстояния как г&, то из
данных по многим вспышкам получается поразительно
однообразный набор значений (3, а именно (3^1. Более
того, для большинства исследованных вспышек (3 оказыва¬
ется близким к единице. Такое значение (3 соответствует
постоянной скорости диффузии, что характерно как раз
для экспоненциального спада, т. е. для случая диффузии в
ограниченной области.
128

Обращает на себя внимание тот факт, что все значения
г0, полученные до сих пор, находятся в сравнительно
узком интервале 2—5 а. е. Таким образом, исследование
солнечных космических лучей показывает, что между ор¬
битами Марса и Юпитера может существовать особая об¬
ласть, в которой частицы ведут себя несколько иначе, чем
во «внутренней» части Солнечной системы. Аналогичный
вывод был сделан в предыдущей главе, когда речь шла о
метеоритах (см. стр. 88). Там же была указана возможная
причина существования особой области — турбулизоваи-
ные магнитные поля.
Насколько тесно связаны эти результаты с вопросом о
радиусе сферы модуляции? Как мы уже отмечали, в раз¬
личных экспериментах получаются значения г0 от 5 до
100 а. е. На наш взгляд, между различными группами дан¬
ных, включая данные по метеоритам и солнечным косми¬
ческим лучам, нет непреодолимого противоречия.
Скорее всего, расхождения в оценках г0 указывают на
необходимость учитывать конечную толщину своеобразной
диффузионной оболочки, которая, несомненно, существует
на границе между солнечным ветром и галактическим маг¬
нитным полем. Толщина оболочки может достигать не¬
скольких десятков астрономических единиц. При этом
изучение солнечных космических лучей и метеоритов дает
информацию лишь о внутренней границе этой оболочки в
интервале расстояний от 2 до 10 а. е. Космические лучи,
приходящие из Галактики, «чувствуют» влияние всей обо¬
лочки в целом, вплоть до самых удаленных ее частей.
Переходя к солнечным частицам малой энергии, необ¬
ходимо вернуться к рис. 2, на котором показан дифферен¬
циальный энергетический спектр космических лучей галак¬
тического происхождения. Как видно из этого рисунка,
спектр обрывается при энергии порядка нескольких десят¬
ков Мэв. Дело в том, что, находясь вблизи Земли (даже в
стратосфере), очень трудно получить достоверную инфор¬
мацию о частицах такой энергии, а тем более — о частицах
с энергией вк 10 Мэв. Между тем в области энергий
меньше 100 Мэв и особенно при ек ^ 10 Мэв исследовате¬
лей поджидало немало сюрпризов. Как оказалось, мало¬
энергичные протоны (ек = 0,54-100 Мэв), вообще говоря,
могут быть не связаны непосредственно с солнечными
вспышками и даже, по мнению некоторых ученых, могут
иметь несолнечное происхождение. Однако пролить свет
на эту проблему удалось лишь с помощью искусственных
5 Л. И. Мирошниченко
129

спутников Земли и автоматических межпланетных станций.
В 1964—1966 гг., т. е. в период минимума солнечной ак¬
тивности, в межпланетном пространстве проводились дли¬
тельные измерения магнитных полей, плазмы и космиче¬
ских лучей («Маринер-4», «ИМП-2», «ИМП-З», «Пионер-6»,
«Венера-2», «Венера-3» и«Зонд-З»). Интервалы измерений
на этих аппаратах перекрывались редко, тем не менее по¬
лученные данные представляют исключительный интерес
для понимания процессов ускорения на Солнце и выясне¬
ния структуры межпланетного магнитного поля.
В последующие годы аналогичные измерения стали по
существу систематическими. С помощью аппаратов
типа «Венера», «Маринер», «Марс» и «Пионер» получена
обширная информация. Расскажем здесь лишь о несколь¬
ких фактах, которые произвели на космофизиков наиболь¬
шее впечатление и заметно дополнили наши представления
о космических лучах и межпланетном пространстве.
Поразительным оказалось прежде всего существование
«провала» в энергетическом спектре космических лучей
(рис. 60). По современным представлениям, «провал»
находится в интервале энергий 10—60 Мэв, причем час¬
тицам слева от него приписывается солнечное происхож¬
дение, а частицам справа — галактическое. Это предпо¬
ложение в теоретическом отношении не бесспорно, однако с
экспериментальной точки зрения уже нет никаких сомне¬
ний в наличии «провала».
Идея о солнечном происхождении «провала» находит
сильное подтверждение при измерениях частиц малой
энергии с помощью космических аппаратов. За последние
10 лет было зарегистрировано по меньшей мере несколько
десятков случаев, когда в межпланетном пространстве не¬
ожиданно появлялись протоны с энергией <С 10 Мэв, иду¬
щие от Солнца.
Особенно интересным был случай усиления потока сол¬
нечных протонов со средней энергией 13 Мэв * 30 декабря
1965 г. По данным измерений на «Пионере-6», поток этих
частиц был резко анизотропными течение 48 часов, причем
направление анизотропии заметно менялось (рис. 61).
Это объяснялось в основном изменчивостью потока частиц
от Солнца, поскольку поток из противоположного напра¬
вления менялся значительно меньше и более плавно.
* Такая величина средней энергии протонов обусловлена чувствительностью
детекторов, использованных на борту станции «Пионер-6».
130

Рис. 00. «Провал» энергетиче¬
ского спектра космических лу¬
чен в области энергии 10 —
60 Мэв. Слева от него частицы
имеют скорее всего солнечное
происхождение, справа — галак¬
тические частицы (различными
символами показаны результаты
измерений различных исследо¬
вателей)
Рис. 61. Случаи усиления пото¬
ка солнечных протонов со сред¬
ней энергией 13 Мэв по данным
измерений на американском кос¬
мическом аппарате «Пионер-6»
30 декабря 1965 г. на расстоя¬
нии 2,6 млн. км от Земли
Стрелки указывают направление
максимального потока прото¬
нов, а цифрами показаны мо¬
менты измерений (в часах по
гринвичскому времени)
46.00
5*

Какова же причина наблюдавшихся колебаний направ¬
ления потока протонов? Частицы малых энергий движутся
в основном вдоль силовых линий, так что эти колебания,
вероятно, отражают изменения во времени пространствен¬
ной структуры межпланетного магнитного поля. Другими
словами, мимо космического аппарата со скоростью солнеч¬
ного ветра (300—400 км/сек) проносятся магнитные обра¬
зования типа «волокон» (рис. 62). Они представляют собой
пучки или трубки силовых линий, заполненные или не
поля
С —Солнце; В —Венера; 3 —Земля; К —космический] аппарат; 1 —во¬
локна межпланетного поля; 2 —протоны малых энергий, заполнившие одну иэ
трубок-волокон
заполненные солнечными протонами в зависимости от того,
связана данная трубка с областью вспышки или нет. Диа¬
метр магнитных волокон составляет от 0,5 до 5 млн. км.
Таким образом, картина межпланетного поля, нарисован¬
ная из теоретических соображений (см. рис. 28), а также по
данным о галактических космических лучах и солнечных

частицах высокой энергии (см. рис. 36, 47), дополняется
новыми интересными деталями по мере того, как исследова¬
тели начинают изучать солнечные частицы все меньших и
меньших энергий.
Очень важные результаты получены группой советских
космофизиков под руководством С. Н. Вернова. Совет¬
скими межпланетными станциями «Венера-2», «Венера-3» и
«Зонд-З» за период с 19 июля 1965 г. по 24 января 1966 г.
был обнаружен поток протонов с ек = 1ч-5 Мэв, сильно
возрастающий при удалении от Солнца. При изменении
расстояния от Солнца от 130 до 150 млн. км интенсивность
этого излучения возросла в 5 раз. Измерения на станциях
«Зонд-З» и «Венера-2» проводились на разных расстояниях
от Солнца, но одновременно, так что временной характер
этого явления исключается. Особенно быстрое возрастание
начинается с расстояния 160 млн. км. Авторы эксперимента
предполагают, что в исследуемый период времени в районе
орбиты Марса существовала кольцевая область повышен¬
ной концентрации протонов солнечного происхождения с
== 1 ~г-5 М!эв.
По-видимому, в периоды солнечных вспышек (даже очень
малых) большое количество протонов может быть забро¬
шено за орбиту Земли по сравнительно узким магнитным
каналам. Затем протоны диффундируют во все стороны, в
том числе по направлению к Солнцу. Такое предположение
не лишено оснований, поскольку независимые данные по
кометам, метеоритам и солнечным космическим лучам так¬
же указывают на возможность существования особой об¬
ласти с сильно неупорядоченным магнитным полем между
орбитами Марса и Юпитера (2—5 а. е. от Солнца).
Приведенные данные достаточно убедительны, чтобы по¬
верить в возможность накопления солнечных частиц малой
энергии в межпланетном пространстве. А что говорит по
этому поводу теория?
Законченной теории распространения малоэнергичных
частиц в межпланетном пространстве пока нет, однако не¬
которые общие соображения можно привести.
Из-за рассеяния на неоднородностях межпланетного
поля среднее время удержания частиц в Солнечной системе
в периоды высокой солнечной активности превышает не¬
сколько суток. Это хорошо видно, например, из данных
стратосферных и риометрических наблюдений.
В период высокой активности интервал времени между
вспышками, генерирующими космические лучи, может
«а

быть значительно меньше, чем время удержания частиц в
межпланетном пространстве. В результате в Солнечной
системе будет происходить накопление частиц малой энер¬
гии. Высокоэнергичные частицы будут удерживаться
значительно хуже, так как их коэффициент диффузии к
велик, а время удержания L2/x мало (L — размеры сис¬
темы) .
Большую роль в задержании частиц в Солнечной системе
может играть спиралевидное межпланетное поле. Как вид¬
но из рис. 36, у этого поля за орбитой Земли направление
уже не радиальное, а преимущественно азимутальное. Вы¬
ход солнечных частиц происходит поперек магнитного
поля, поэтому время выхода может возрасти до нескольких
десятков суток.
Таким образом, есть достаточно веские основания утвер¬
ждать, что Солнечная система представляет собой огром¬
ную магнитную ловушку для солнечных частиц малой
энергии.
Прогнозирование вспышек. Прогнозирование радиаци¬
онной обстановки в межпланетном пространстве опирается
на исследование особенностей активных областей, где
происходят вспышки с испусканием солнечных космиче¬
ских лучей, и на теорию распространения ускоренных
частиц.
Активные области можно охарактеризовать конфигура¬
цией магнитных полей солнечных пятен, площадью пятен
(измеряемой в миллионных долях от площади видимого
солнечного диска), а также количеством вспышек в данной
активной области. Кроме того, сами вспышки могут раз¬
личаться между собой в зависимости от того, испускаются
при этом космические лучи или нет. Поэтому изучение
солнечных частиц в сравнении с особенностями активных
областей и солнечных вспышек дает ценную информацию
для предсказания внезапных возрастаний уровня радиа¬
ции в межпланетном пространстве.
Особый интерес представляет радиоизлучение солнечных
вспышек. В диапазоне метровых волн всплески солнечного
радиоизлучения можно довольно четко разделить на пять
типов, которые отличаются длительностью, мощностью и
своими спектральными характеристиками, т. е. распределе¬
нием мощности по частотам (для сантиметровых волн ука¬
занные различия более сглажены). Принято считать, что
всплескам различных типов соответствуют различные фи¬
зические процессы на Солнце (торможение электронов в
134

плазме и магнитных полях, преобразование плазменных
волн в электромагнитные и др.). Например, установлено,
что радиовсплески так называемого IV типа обусловлены
торможением ускоренных электронов в магнитных полях
в области вспышки. Поэтому такие всплески считают ин¬
дикатором процесса ускорения частиц на Солнце. Кроме
того, по данным об этих радиовсплесках можно оценить
количество ускоренных электронов и их энергетический
спектр.
В проблеме прогнозирования радиационной обстановки в
межпланетном пространстве следует различать несколько
моментов, особенно если речь идет об орбитальных полетах
космонавтов вблизи Земли или Луны. Прежде всего не¬
обходимо научиться надежно предсказывать зарождение
на Солнце самих вспышек — этих предвестников появле¬
ния солнечных космических лучей в межпланетном про¬
странстве. Затем нужно быть уверенным в том, что наблю¬
даемая вспышка действительно испускает солнечные кос¬
мические лучи.
И, наконец, важно оценить вероятность того, что до¬
статочно мощный поток ускоренных солнечных частиц до¬
стигнет окрестностей Земли.
Если два последних условия выполнены, то солнечную
вспышку иногда называют «протонной» в отличие от дру¬
гих вспышек, не сопровождающихся появлением у Земли
быстрых солнечных протонов. Однако многочисленные ис¬
следования показывают, что разница между «протонной» и
«непротонной» вспышками скорее количественная, чем ка¬
чественная. Кроме того, быстрый прогресс в методах из¬
мерений (в частности, риометрические наблюдения) и более
детальный анализ прежних данных приводят к явно вы¬
раженной тенденции расширить класс «протонных» вспы¬
шек за счет все более слабых эффектов.
Некоторые исследователи сводят предсказание вспышек
солнечных космических лучей к предсказанию появления
мощных солнечных вспышек. Для этой цели можно при¬
менять два различных метода. Первый метод — статисти¬
ческий — заключается в том, чтобы на основании извест¬
ных особенностей данной активной области предсказать
лишь вероятность появления в ней мощной солнечной
вспышки.
В период высокой солнечной активности на Солнце на¬
блюдается довольно много мощных вспышек за сравни¬
тельно короткие промежутки времени. Поэтому не всегда
135

удается однозначно связать возрастание интенсивности
космических лучей на орбите Земли с определенной вспыш¬
кой на Солнце. Зная из наблюдений общее число мощных
солнечных вспышек и число вспышек, сопровождавшихся
возрастаниями интенсивности космических лучей, можно
оценить вероятность испускания частиц из данной актив¬
ной области.
Другой метод — «метод полутени» — полностью основан
на учете особенностей изучаемой активной области: если
площадь так называемой полутени солнечного нягна равна
или превышает 1000 миллионных долей солнечного диска,
то активная область считается опасной, т. е. в этой области
может произойти мощная вспышка с испусканием косми¬
ческих лучей.
Однако не во всех случаях при вспышках удавалось заре¬
гистрировать солнечные частицы высокой энергии вблизи
Земли. Для решения вопроса о том, во всех ли случаях
генерируются быстрые частицы, важно исследовать осо¬
бенности самих вспышек, сопровождающихся большими
возрастаниями потока космических лучей на Земле.
Одной из особенностей вспышек, ответственных за гене¬
рацию солнечных космических лучей, можно считать по¬
явление двух ярких волокон на фоне вспышки с очень свое¬
образной конфигурацией (рис. 63). В начале вспышки на¬
блюдается одно яркое волокно (2), которое затем расщепля¬
ется на два (2), принимая форму буквы Y и сохраняя ее в
течение нескольких минут (3). По-видимому, «рождение»
быстрых частиц происходит в момент, когда два волокна
вспышки расположены Y-образно. Эту стадию можно рас¬
сматривать как образование и расширение токового слоя
на границе раздела двух пятен с магнитными полями про¬
тивоположной полярности (модель С. И. Сыроватского).
Как уже отмечалось, обрыв тока создает электрическое
поле, которое и ускоряет частицы до высоких энергий.
Y-фаза была обнаружена для вспышек 19 ноября 1956 г.,
31 августа 1956 г., 18 июля 1961 г., 28 сентября 1961 г. и
некоторых других.
Любопытны также результаты анализа оптических ха¬
рактеристик вспышек, испускающих космические лучи, за
период 1959 —1963 гг. Как оказалось, из 22 случаев вспы¬
шек в 19 наблюдались петлеобразные протуберанцы. Этот
факт служит не только хорошим признаком рождения вы¬
сокоэнергичных протонов, но важен также для понимания
механизма самих вспышек. Некоторые исследователи счита-
136

ют, что протонные вспышки
должны всегда сопровождаться
петлеобразными протуберанца¬
ми. Имеются также сведения
о том, что области протонных
вспышек соответствуют местам
наибольших токов, рассчитан¬
ных по данным наблюдений
магнитного поля активных об¬
ластей Солнца.
К сожалению, пока еще не
найден надежный критерий ни
в оптическом, ни в радиодиапа¬
зоне излучения Солнца, кото¬
рый однозначно характеризо¬
вал бы протонную вспышку.
Особенно поразительным и
загадочным остается тот факт,
что большие возрастания ин¬
тенсивности солнечных косми¬
ческих лучей имеют тенденцию
появляться в годы спада или
подъема солнечной активности,
но не в момент максимума
цикла (рис. 64). Этот факт
можно объяснить тем, что в
периоды спада или подъема
солнечной активности в меж¬
планетном пространстве су¬
ществуют наиболее благопри¬
ятные условия для распростра¬
нения солнечных частиц.
Имеется и другая возмож¬
ность для обтшспения этой тен¬
денции. Дело в том, что частота
появления вспышек балла 3 +
постоянна примерно в течение
трех лет после максимума сол¬
нечной активности, в то время
как частота других вспышек *
* Для оценки мощности солнечных вспы¬
шек астрономы много лет пользовались
3-баллыюй шкалой. Вспышки макси-
Лятно
Рис. 63. Последовательные ста¬
дии развития Y-фазы солнечной
вспышки
1 —начало вспышки с одним
ярким волокном; 2 — появление
второго яркого волокна; 3 —
Y-фаза вспышки. В последней,
третьей, стадии происходит ис¬
пускание солнечных космиче¬
ских лучей
137

довольно резко падает. Кроме того, наиболее интенсив¬
ные радиовсплески IV типа, сопровождающие генерацию
быстрых частиц, имеют тенденцию появляться в фазах
подъема и спада солнечной активности. Если считать, что
для испускания солнечных космических лучей более эф¬
фективны вспышки балла 3 + , сопровождаемые интенсив¬
ным радиоизлучением IV типа (по сравнению со вспыш¬
ками 3 + , не сопровождаемыми таким радиоизлучением),
то можно построить следующую модель.
Рис. 64. Частота появления у Земли потоков солнечных частиц высокой энер¬
гии в зависимости от уровня солнечной активности
Стрелками показаны наиболее мощные вспышки солнечных космических лучей,
зарегистрированные на поверхности Земли, в стратосфере и межпланетном
пространстве
Чтобы мог произойти выброс космических лучей, необ¬
ходимо, во-первых, постепенное увеличение магнитного
давления за счет постепенного искривления магнитного
поля, и, во-вторых, должен существовать спусковой меха¬
низм, освобождающий накопленную магнитную энергию.
Тогда в момент максимальной активности в атмосфере
Солнца должно наблюдаться большое количество возмуще¬
ний за счет этого спускового механизма, так что интервал
времени между возмущениями будет слишком мал, чтобы
запасти большую энергию, необходимую для ускорения
частиц. В то же время для восходящей и нисходящей фаз
солнечного цикла число возмущений, которые сопровож¬
даются выбросом частиц, должно быть значительно меньше.
мальной мощности имели балл 3 + . В настоящее время используется дру¬
гая, более совершенная шкала.
138

В последние годы благодаря появлению орбитальных
солнечных обсерваторий (в том числе спутников серии
«Интеркосмос») появились некоторые новые возможности
для прогнозирования радиационной обстановки вблизи
Земли по наблюдениям высокоэнергичного рентгеновского
излучения вспышек. Это излучение, обусловленное быст¬
рыми электронами, служит хорошим индикатором как са¬
мого факта ускорения частиц во вспышке, так и его дли¬
тельности. Как оказалось, рентгеновское излучение тесно
связано с радиоизлучением и во многих случаях повторяет
временную картину радиовсплесков.
Предполагается, что электроны, ускоренные во вспыш¬
ке, вызывают всплеск радиоизлучения при торможении в
магнитных полях хромосферы. Часть ускоренных элект¬
ронов, вторгаясь в нижнюю хромосферу, дает всплески
рентгеновских лучей высоких энергий в результате столк¬
новений с атомами нейтрального водорода. При некоторых
предположениях по данным о спектре рентгеновских лучей
можно вычислить спектр ускоренных электронов. Однако
по виду спектра электронов пока довольно рискованно
делать определенный вывод о форме спектра протонов,
ускоренных в той же вспышке. Связь между этими спект¬
рами будет однозначной, если и протоны, и электроны
ускорялись одним и тем же механизмом, что еще далеко не
доказано (см. стр. 109—120).
Проблема прогнозирования опасных солнечных вспышек
весьма сложна и требует комплексного исследования усло¬
вий на Солнце и в межпланетном пространстве. Весьма ве¬
роятно, что изменения интенсивности и спектра солнечных
частиц от вспышки к вспышке объясняются не условиями
ускорения на Солнце, а условиями их прохождения к
Земле. С уменьшением солнечной активности условия
прихода солнечных частиц к Земле облегчаются. Это свиде¬
тельствует о существенном изменении структуры межпла¬
нетного и околосолнечного магнитных полей. Однако на¬
ряду с этим происходит также резкое ослабление вспышеч-
ной деятельности Солнца.
Солнечные вспышки — главный источник радиационной
опасности для космонавтов. При полетах космонавтов в
межпланетном пространстве наибольшую радиационную
опасность представляют протоны от солнечных вспышек.
Исследователями предпринимались попытки оценить ве¬
личину дозы облучения от некоторых вспышек. На основе
таких оценок уже при нынешнем уровне знаний о солнеч¬
139

ных космических лучах можно дать определенные реко¬
мендации об оптимальных характеристиках экрана, необ¬
ходимого для защиты космонавтов.
Характер и глубина облучения какого-либо материала
сильно зависят от энергетического спектра частиц. По¬
скольку в спектре солнечных космических лучей в боль¬
шинстве случаев преобладают частицы сравнительно малых
энергий, то облучению в открытом пространстве будут под¬
вергаться преимущественно слабозащщценные участки
поверхности тела космонавта (кожа, хрусталик глаза
и т. д.).
Исходя из этого, можно разделить вспышки солнечных
протонов па два типа — А и Б — в зависимости от вида
спектра. Вспышки типа А характеризуются интегральным
спектром вида ~ ей4 в интервале гк = 30-4-400 Мэв. Как
уже отмечалось (стр. 95—96), частицы таких энергий
нельзя обнаружить при измерениях на поверхности Земли.
Обычно они регистрируются при измерениях на шарах-
зондах, геофизических ракетах и ИСЗ. Частота вспышек
этого типа достаточно высока: например, за период июль
1957 — ноябрь 1960 г. наблюдалось около 40 случаев. К
типу А можно отнести вспышки 10 мая 1959 г., 12 ноября
1960 г. и другие.
Вспышки типа Б характеризуются интегральным спект¬
ром вида— ей8 при энергии частиц 1-ь20 Гэв. Вспыш¬
ки такого типа происходят весьма редко. Их можно реги¬
стрировать на поверхности Земли. Типичная вспышка
типа Б произошла 23 февраля 1956 г.
Если речь идет о радиационной безопасности космонавта
внутри космического корабля, то наибольший интерес
представляет интегральная интенсивность частиц с энер¬
гиями больше 100 Мэв. Частицы меньших энергий будут
эффективно поглощаться оболочкой космического корабля.
Оказывается, поток излучения достигает максимальной
величины через 8—16 часов после начала вспышки и за¬
метно уменьшается через 32 часа (см. рис. 48).
От сравнительно небольших вспышек максимальный
поток протонов с энергией больше 100 Мэв не превышает
5 * 103—2-104 см-2сек-1, что сравнимо по величине с по¬
током излучения во внутреннем поясе радиации Земли.
Максимальный поток протонов с энергией выше 500 Мэв
от наиболее мощных вспышек, вызывающих большие
возрастания на поверхности Земли, составляет около
140

103 см"3 сек"1 и в течение всей вспышки достигает 5-10s
протонов/см2.
Для обеспечения безопасности полета во время такой
вспышки необходима толщина экрана около 400 г/см2
углерода (при длительных полетах в межпланетном про¬
странстве в качестве экрана можно использовать запас
горючего). Частота появления таких вспышек настолько
мала (одна вспышка за несколько лет), что непродол¬
жительные полеты (например, на Луну и обратно) прак¬
тически безопасны при толщине экрана 5—10 г/см2.
Однако уже при полетах к Марсу или Венере опасность
от мощных вспышек значительно возрастает.
Наиболее опасным для космонавта является воздей¬
ствие солнечных космических лучей от самых мощных
вспышек баллов 3 и 3+. Используя данные об энерге¬
тическом спектре, интенсивности и временных вариациях
солнечных космических лучей, можно рассчитывать оп¬
тимальные размеры экрана, необходимого для защиты
космонавтов от опасной дозы облучения.
В качестве экрана для защиты от протонов целесооб¬
разнее всего использовать углерод С12. Он сравнительно
легкий элемент, поэтому протоны при столкновении с
атомами углерода отдают значительную долю энергии
ядрам С12 и эффективно замедляются (этим и объясня¬
ется, почему углерод или углеродсодержащие вещества
применяются для замедления нейтронов в ядерных ре¬
акторах).
Для защиты от рентгеновских лучей, возникающих
за счет торможения вторичных электронов в углероде,
можно использовать дополнительный слой свинца или
железа. В некоторых случаях удобнее применять защиту
из алюминия, который но своим механическим свойствам
имеет несомненные преимущества перед углеродом.
На примере вспышки 10 мая 1959 г. можно рассчитать
толщину углеродного экрана, понижающего дозу облу¬
чения до безопасного уровня. При степенном энергети¬
ческом спектре частиц с показателем у = 6,8 толщина
экрана составляет 22 см (50 г/см2). Однако во время вспыш¬
ки типа 23 февраля 1956 г. безопасная доза облучениябу-
дет достигнута только при толщине углеродного экрана
около 260 см. В этом случае сферический экран с внутрен¬
ним радиусом 90 см будет весить около 379 т!
Таким образом, расчеты доз облучения от солнечных
протонов показывают, что вспышки создают серьезную
141

радиационную опаспость при космических полетах, в свя¬
зи с чем на космических кораблях необходимо преду¬
сматривать специальную защиту. Вместе с тем следует
отметить, что самые первые оценки радиационной опас¬
ности, связанной с солнечными вспышками, оказались
сильно завышенными. Кроме того, в ранних расчетах,
проведенных еще до начала полетов человека в космос,
не учитывалась конечная вероятность облучения кос¬
монавта протонами от нескольких солнечных вспышек.
Для сравнительно небольших промежутков времени
солнечные вспышки можно считать событиями статисти¬
чески независимыми. Возникновение вспышки определен¬
ного типа во время полета космического корабля — со¬
бытие случайное, вероятность которого зависит как от
частоты вспышек этого типа, так и от продолжительности
полета.
Вероятность того, что за время полета произойдет
заданное число солнечных вспышек, может быть рассчи¬
тана. Если принять, что в среднем за сутки происходит
0,03 вспышки типа А и 0,0011 вспышки типа Б, то полу¬
чим, что при космических полетах продолжительностью
более 10 суток следует считаться с опасностью воздей¬
ствия на космонавта потоков протонов от нескольких
вспышек типа А. Так, при продолжительности полета
около 20 суток вероятность того, что такая вспышка
не произойдет, составляет всего около 55%; в то же время
вероятность одной вспышки — 33%, двух — 10, трех —
2%.
Очевидно, что при проектировании защиты от прото¬
нов для полетов такой продолжительности необходимо
в расчетах защиты учитывать, по крайней мере, две
вспышки типа А. При этом безопасность от облучения за
время полета будет обеспечена при толщине защиты из
алюминия около 10 г/см2 вместо 4 г/см2, необходимых
для защиты от протонов одной вспышки *.
Для космических полетов продолжительностью в не¬
сколько месяцев увеличивается вероятность облучения
космонавта протонами не только двух вспышек, но и
трех, четырех и т. д. Вместе с тем возрастает вероятность
вспышек типа Б. Однако можно отметить, что если в рас¬
* Такое различие в толщине защиты при одной или двух вспышках объясня¬
ется тем, что между дозой и толщиной защиты существует нелинейная за¬
висимость: при изменении толщины меняется средняя энергия частиц, про¬
никающих сквозь защиту и дающих основной вклад в дозу.
142

четах защиты учитывается вероятность нескольких
вспышек типа А, т. е. толщина выбрана более 10—15 г/см2,
то при этом в значительной степени снижаете я и доза
облучения протонами от вспышки типа Б.
Другим важным способом оценки радиационной опас¬
ности от протонов нескольких вспышек может быть ис¬
пользование некоторого «критерия риска». В качестве
такого критерия можно принять 5%-ную вероятность
облучения космонавта дозой, несколько превышающей
допустимую, а вероятность облучения смертельной дозой
следует ограничить величиной 0,5%. При этом для обес¬
печения продолжительности полета, например, до 20 су¬
ток требуется толщина экрана около 10 г/см2. Для обес¬
печения безопасности полета продолжительностью 100
суток требуется экран толщиной около 20 г/см2.
Приведенные данные относятся к периоду макси¬
мальной солнечной активности. Для минимума солнеч¬
ной активности эти данные следует рассматривать как
верхние оценки.
В полетах по околоземным орбитам (исключая полярные)
космонавты защищены от протонов солнечных вспышек
магнитным полем Земли. При более глубоком проникно¬
вении в космическое пространство необходима специаль¬
ная защита. Выше шла речь о защите, состоящей из слоев
различных материалов (материальная защита). В ка¬
честве защиты могут быть в принципе использованы
магнитное или электростатическое поля вокруг корабля,
а также плазма.
Каковы перспективы применения того или иного типа
защиты в космических полетах недалекого будущего?
Расчеты показывают, что толщина материальной за¬
щиты от протонов с ек = 30, 100 и 200 Мэв равна соот¬
ветственно 1, 10 и 30 г/см2. Можно оценить для сравне¬
ния вес конструкции защиты магнитным полем, гене¬
рируемым электромагнитом из сверхпроводящего ма¬
териала. Оценка показывает, что вес его не меньше веса
материальной защиты.
Защита от протонов электрическим полем практически
неосуществима из-за большого расхода энергии на от¬
клонение этим полем электронов от корабля.
В плазменной радиационной защите комбинируются
принципы электростатической защиты от протонов с созда¬
нием вокруг корабля магнитного поля в виде экрана
для электронов. Требуемая при этом напряженность
143

магнитного поля и соответствующий вес магнитной сис¬
темы оказываются гораздо меньше, чем в случае исполь¬
зования только магнитной защиты от протонов солнечных
вспышек. Для корабля тороидальной формы можно пол¬
ностью исключить проникновение электронов через «дыр¬
ки» в магнитном поле, подобные полюсам Земли. Вокруг
корабля образуются скрещенные магнитное и электри¬
ческое поля. Траектории электронов, захваченных в них,
имеют вид спирали вокруг магнитных линий. Корабль,
имеющий в этом случае положительный заряд, будет
окружен облаком электронов равного заряда.
Приведем оценки основных параметров плазменной за¬
щиты в предположении, что на корабле максимальным
диаметром 10 м электрический потенциал составляет
200 тыс. кв. Из условия стабильности магнитного поля ми¬
нимальная величина магнитной индукции должна соста¬
влять 2660 гс. При плотности тока в электромагните из
сверхпроводящего материала 100 000 а/см2 его вес соста¬
вит 550 кг, ток равен 2-106 а. С учетом веса системы для
охлаждения магнита (180 кг) общий вес электромагнит¬
ной установки составит 730 кг, а ее мощность — 36 квт.
Очевидно, что создание плазменной защиты для косми¬
ческого корабля представляет нелегкую задачу.
Проблема прогноза солнечных вспышек вообще и осо¬
бенно вспышек, сопровождающихся мощным потоком
быстрых частиц, по-видимому, далека от разрешения.
Отсюда следует, что для обеспечения радиационной безо¬
пасности космонавтов при длительных полетах к другим
планетам Солнечной системы, наряду с разработкой ме¬
тодов магнитной и плазменной защиты, необходимы на¬
дежные оценки толщины материальных защитных экранов.
Грубые расчеты, проведенные до сих пор на основе имею¬
щихся данных, дают слишком большие толщины, что при¬
водит к чрезмерному утяжелению космических кораблей.
В связи с этим возникает задача: разработать методы за¬
щиты, которые позволяли бы в качестве экрана исполь¬
зовать конструктивные детали корабля (подвижные эк¬
раны, специальные радиационные убежища, топливные
баки).
Очевидно, для этого необходимы новые расчеты опасных
доз и толщины экранов с учетом особенностей распро¬
странения солнечных космических лучей и изменчивости
их энергетического спектра во времени и в пространстве.
При наличии таких данных специальная дозиметрическая
144

аппаратура, реагирующая на скорость изменения интен¬
сивности излучения, вместе с программным устройством,
содержащим необходимую информацию о допустимых
дозах, позволили бы экипажу космического корабля
в каждом конкретном случае выбирать оптимальный ва¬
риант защиты.
Радиационный барьер, несомненно, является серьез¬
ным препятствием при осуществлении длительных кос¬
мических полетов. Вместе с тем успешные полеты совет¬
ских и американских космонавтов продолжительностью
до нескольких недель показали, что человек в космосе
не остается абсолютно беззащитным против опасных
излучений. В распоряжении космонавта имеются методы
и средства (в том числе фармакохимические препараты),
позволяющие защитить его от воздействия космической
радиации или, по крайней мере, уменьшить ее поражаю¬
щий эффект. И хотя эта задача полностью еще не решена,
усилиями инженеров и ученых за последние годы в этой
области достигнуты обнадеживающие результаты.

КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ ВОКРУГ НАС
Еще лет 15—20 назад вопрос о практическом исдользова-
нии космических лучей вызывал либо растерянность,
либо скептическую улыбку у специалистов, занимаю¬
щихся их исследованием. Это и не удивительно. Ведь
на протяжении нескольких десятилетий изучение косми¬
ческих лучей считалось областью «чистой физики».
Запуск в СССР первого в мире искусственного спутника
Земли положил начало эре практического освоения
космического пространства, где космические лучи играют
далеко не последнюю роль. Пытливый ум ученых и ин¬
женеров нашел для космических лучей и вполне «земную
работу»— помогать археологам и биологам в решении
задач, поставленных самой жизнью, практическими по¬
требностями человека *.
Изучение ядерных взаимодействий космических лучей
помогло физикам глубоко проникнуть в тайны микро¬
мира. Исследование ускорения и распространения частиц,
вариаций их интенсивности во времени и пространстве
позволило астрономам заглянуть далеко в глубь космоса.
Дальнейшие усилия ученых могут привести к резуль¬
татам, проливающим свет на многие загадки эволюции
жизни на Земле, истории самой Земли и всей Солнечной
системы.
Космические лучи на службе археологии. Несколько
лет назад в одном научном журнале появилось любо¬
пытное сообщение: в туннеле под горой Монблан в 1968 г.
были начаты эксперименты по регистрации космических
* В этой связи отметим любопытный факт, относящийся к разряду околона¬
учных курьезов. С открытием космических лучей заметно оживились...
астрологи (!). Они постоянно ссылаются на то, что космическое излучение,
исходящее якобы от звезд, действует на Землю и может определять жизнен¬
ные судьбы людей. Мы надеемся, что читатель данной книги не нуждается
в опровержении астрологических «прогнозов»
146

лучей высоких энергий. Цель экспериментов — устано¬
вить интенсивность и состав, а также, возможно, и ис¬
точник космических лучей, приходящих под малыми уг¬
лами к горизонту, для сопоставления с данными по вер¬
тикальной компоненте, которые уже получены в глубо¬
ких шахтах. Монблан в этих экспериментах служит
своего рода «фильтром» для космических частиц. Толщина
этого фильтра такова, что первичная частица должна
иметь энергию не менее 1012 эв, чтобы «осколки» ее
ядерных взаимодействий в атмосфере смогли достичь
туннеля.
Эксперименты под Монбланом и вообще глубоко под
поверхностью Земли служат чисто научным целям, и на
первый взгляд их связь с практическими задачами кажется
весьма отдаленной. Однако приведем несколько примеров,
которые показывают, каким неожиданным оказывается
иногда практическое применение достижений той или
иной отрасли науки.
Кто не слышал о египетских пирамидах — одном из
величайших творений древнего зодчества? Кого не пора¬
жали рассказы о гробницах фараонов? Это звучит неве¬
роятно, но в наше время разгадкой тайн пирамид и гроб¬
ниц занимаются не только археологи, но и физики —
с помощью... космических лучей!
Пирамиды — сложные сооружения. Внутри них, как
предполагают ученые, может существовать множество
еще не открытых потайных ходов и пустот. Обнаружить
их непосредственно удается не всегда. В начале прошлого
века некоторые исследователи с помощью пороховых
взрывов проделывали отверстия в пирамидах, пытаясь
обнаружить скрытые пустоты. Эти попытки не привели
к успеху.
В 1965 г. американский физик JI. Альварец предло¬
жил использовать для зондирования пирамид косми¬
ческие лучи. Это предложение поддержали египет¬
ские археологи. Так родился объединенный американо¬
египетский проект «Пирамида».
Весной 1967 г. в одной из пустот под пирамидой фараона
Хефрена были установлены специальные высокочувстви¬
тельные приборы — так называемые искровые камеры — для
регистрации заряженных космических частиц (ц-мезонов).
Идея Альвареца заключалась в следующем. Частицы,
приходящие к детекторам сверху с разных направлений,
будут поглощаться в пирамиде по-разному — в зависи¬
147

мости от того, какую толщу вещества (камня) частицам
пришлось преодолеть. Если на их пути встретится пусто¬
та, то частиц поглотится меньше, и прибор зарегистри¬
рует повышенную интенсивность.
В течение нескольких месяцев 1968 г. было обследовано
около 20% объема упомянутой пирамиды, в основном
той ее части, которая ближе к вершине. Скрытых пустот
обнаружить пока не удалось, но была доказана пригод¬
ность этого метода для археологических исследо¬
ваний.
Не менее интересно другое применение космических
лучей в археологии — определение исторических дат
по радиоактивному углероду С14. Суть радиоуглеродного
метода хронологии, предложенного американским физиком
В. Либби, заключается в следующем.
В результате жизнедеятельности растений и животных
радиоуглерод, образованный в атмосфере космическими
лучами, вместе с обычным углеродом попадает в живую
ткань. Во всех живых тканях содержится одна и та же
равновесная доля С14. Поскольку круговорот углерода
в природе происходит довольно быстро, а среднее время
жизни С14 сравнительно велико, то доля радиоуглерода
в живых организмах определяется только тем, сколько
его имеется в атмосфере.
Те деревья, из которых в доисторические времена об¬
разовался уголь, конечно, тоже содержали радиоуглерод.
Но после их гибели обмен веществ между тканями и ок¬
ружающей средой прекратился. Радиоактивный углерод
в тканях только распадался, не возобновляясь. За мил¬
лионы лет, прошедшие со времени образования каменного
угля, весь С14 успел полностью распасться, и поэтому
в незагрязненном образце угля самые тщательные изме¬
рения не могут обнаружить даже следов радиоуг¬
лерода.
Совершенно другая картина будет наблюдаться в том
случае, когда время, прошедшее с момента гибели живого
организма, остатки которого мы изучаем, сравнимо с пери¬
одом полураспада С14 (примерно 5600 лет). Большой ин¬
терес в этой связи представляют захоронения египетских
фараонов. Ученые тщательно исследовали куски кипариса,
из которого была сделана гробница фараона Снофру,
умершего, согласно расшифрованным египетским над¬
писям, около 4600 лет назад. Оказалось, что в кипарисе
сохранилось столько радиоуглерода, сколько должно
148

было бы быть, если это дерево было срублено 4800 лет
назад.
В 70 г. нашей эры в Италии произошло знаменитое
извержение вулкана Везувия, во время которого были
засыпаны и уничтожены города Геркуланум и Помпея.
При раскопках найдены, в частности, обугленные куски
хлеба. И в этом случае оказалось, что «возраст» хлеба
из Помпеи, определенный по количеству С14, прекрасно
совпадает с данными письменных источников.
Можно привести и другие примеры, которые хорошо
иллюстрируют применимость и точность метода опреде¬
ления возраста органических остатков по количеству
сохранившегося в них радиоактивного углерода. Как
мы уже отмечали, содержание С14 в атмосфере определя¬
ется средней интенсивностью космических лучей. Если
интенсивность в течение длительного времени оставалась
приблизительно постоянной, то в атмосфере установилось
некоторое равновесное содержание С14. По-видимому, это
действительно так, если говорить о временном интервале
в несколько десятков тысяч лет. На этом основании радио¬
углеродный метод сейчас широко применяют и для опре¬
деления таких дат, установить которые другими методами
невозможно. Так, космические лучи помогли установить
по остаткам мамонта, найденным учеными в болоте по¬
луострова Таймыр, что он жил 12 ООО лет назад.
Космические лучи и эволюция жизни на Земле. Кому
из космофизиков не приходилось время от времени от¬
вечать на один и тот же вопрос своих знакомых: вредны
ли космические лучи для здоровья человека? Читателю
уже известно из предыдущей главы, что в открытом кос¬
мосе частицы высоких энергий представляют определен¬
ную опасность, особенно во время солнечных вспышек.
А как действуют космические лучи на живые организмы
на поверхности Земли?
Вспомним, что поверхность Земли непрерывно нахо¬
дится под обстрелом множества вторичных частиц, обра^
зованных в атмосфере первичными частицами высокой
энергии. Это фоновое излучение существовало, по-ви¬
димому, в течение всего периода биологической истории
Земли, хотя его интенсивность, вероятно, испытывала
колебания, иногда весьма значительные. Как бы то ни
было, биосфера Земли родилась и развивалась в условиях,
когда космическое излучение, а также естественная радио¬
активность земной коры, воды и воздуха были обычными
149

факторами внешней среды, к которым живые организмы
за многие миллионы лет приспособились. Существование
самого человечества и его поразительный прогресс за
последние тысячелетия — ярчайшее свидетельство та¬
кого приспособления и хороший повод для оптимизма
в отношении опасностей, грозящих нам со стороны кос¬
мических лучей.
Вместе с тем из биологии хорошо известно, что в эво¬
люции живых организмов на Земле важнейшую роль
играют так называемые мутации (генетические скачки).
Суть этого явления заключается в том, что иногда (правда,
сравнительно редко) вновь родившаяся особь довольно
сильно отличается от своих родителей. При этом приоб¬
ретенный признак (например, плохая свертываемость
крови, карликовость и т. п.) сохраняется у последующих
поколений. В большинстве случаев такие изменения
вредны для организма, понижают его устойчивость
в борьбе за существование, и индивидуумы с этими из¬
менениями вымирают. Но иногда скачок происходит
таким образом, что родившийся измененный индивидуум
лучше приспособлен к борьбе за существование, чем дру¬
гие особи того же вида, не обладающие этим изменением.
Такое изменение в длинном ряду сменяющихся поколе¬
ний будет закрепляться, и его постепенно приобретут
все особи данного вида.
Чем же вызываются мутации? По-видимому, их причи¬
на — это те скачкообразные изменения, которые время от
времени происходят в половых клетках организма. Биологи
полагают, что одним из факторов, вызывающих эти
изменения в естественных условиях, скорее всего явля¬
ются космические лучи и излучения радиоактивных
веществ.
Механизм возникновения мутаций весьма сложен, но
суть его заключается в следующем. Под действием кос¬
мических лучей может нарушаться структура молекулы
так называемой дезоксирибонуклеиновой кислоты (ДНК),
которая находится в ядрах половых клеток и является
носителем наследственных признаков организма. При¬
чиной нарушения структуры может быть разрыв элект¬
ронных связей одного из атомов молекулы ДНК.
Привести пример, который со всей полнотой иллю¬
стрировал бы процесс возникновения мутации, довольно
трудно. Можно лишь сказать, что однажды возникший
«дефект» молекулы ДНК будет во всех последующих
150

поколениях организма воспроизводиться подобно тому,
как весь тираж книги воспроизводит опечатку той матрицы,
с которой печаталась книга. Аналогично если при записи
музыки на граммофонную пластинку-матрицу в студию
проник посторонний звук, то этот звук будет воспроиз¬
веден во всех копиях, снятых с матрицы-оригинала.
Еще до того, как эти представления сформировались,
«нетерпеливые» физики и биологи проводили многочис¬
ленные эксперименты для изучения воздействия косми¬
ческих лучей на различные биологические объекты.
Естественно, что для этой цели использовались быстро-
размножающиеся организмы, удобные для генети¬
ческих исследований (например, плодовые мушки — дро¬
зофилы или микробы). Однако определенного эффекта
от облучения повышенной дозой космических лучей ус¬
тановлено не было.
В наши дни в связи с началом пилотируемых космиче¬
ских полетов вблизи Земли, к Луне (а в будущем, несом¬
ненно, и к другим планетам Солнечной системы), а также
в связи с возможностью обнаружения живых организмов
на других небесных телах вопрос о генетических послед¬
ствиях облучения космическими лучами приобрел
еще больший интерес.
В методическом отношении более удобно проводить
облучение биологических объектов излучениями радио¬
активных веществ или частицами высоких энергий, по¬
лученными па ускорителях. Оказалось, что дополнитель¬
ное облучение заметно увеличивает число мутаций и поз¬
воляет получать даже новые виды, обладающие опреде¬
ленными преимуществами перед старыми. Но, конечно,
подавляющее большинство мутаций, вызванных допол¬
нительным облучением, вредны. Так, на много сотен
искусственно вызванных мутаций у пшеницы была най¬
дена всего одна полезная форма.
Тем не менее можно думать, что излучения радиоактив¬
ных веществ и космические лучи играют очень большую,
а может быть, и определяющую роль в естественной эво¬
люции жизненных форм. Это выглядит еще вероятнее,
если учесть, что интенсивность космических лучей в про¬
шлом могла временами заметно возрастать, например
при вспышках сверхновых звезд, а в какой-то мере и
во время инверсий (смены полярности) магнитного поля
Земли.
151

Какова величина радиационного фона Земли в настоя¬
щее время? На средних широтах на уровне моря и над
поверхностью обыкновенного гранита интенсивность из¬
лучения составляет 0,14—0,15 долей рентгена в год.
Примерно на 2/3 она обусловлена излучениями радио¬
активных веществ и на V3 — космическими лучами.
Над поверхностью океана интенсивность радиации со¬
ставляет только 0,05—0,06 долей рентгена за год, и здесь
она почти целиком обусловлена космическими лучами
(морская вода содержит гораздо меньше радиоактивных
веществ, чем горные породы).
Эти цифры показывают, что если действительно ход
эволюции определяется действием радиации, то роль
космических лучей в ней весьма велика. Особенно замет¬
ной она могла быть в начальный период эволюции, если
учесть, что жизнь зародилась, по современным пред¬
ставлениям, в прибрежных водах Мирового океана, а
толщина атмосферы была значительно меньше современной.
Может быть, если бы в природе не было космических лу¬
чей, ход биологической эволюции на Земле был бы су¬
щественно иным.
Чтобы представить себе место космических лучей на
временной шкале, рассмотрим следующую «лестницу
времени»*:
Кратчайший интервал, различимый ухом ...	0,1	сек
День (сутки)	   ~10б	сек
Длительность жизни человека	 ~109	сек	(100	лет)
Возраст цивилизации 	 104	лет
Длительность существования человека ....	106	лет
Длительность существования млекопитающих	Ю8	лет
Возраст галактических космических лучей (верх¬
ний предел)	  ^Ю8	лет
Возраст Земли	 4,5	•	10у	лет
Если возраст Земли принять за один день (сутки), то
жизнь на Земле существует всего 10 часов, млекопитаю¬
щие — 37 минут, а человечество — только последние
20 секунд. Возраст космических лучей, регистрируемых
у Земли в настоящее время, не превышает по этой шкале
получаса.
* Эти данные заимствованы (с частичными изменениями) из книги В. Вайскоп-
фа «Наука и удивительное» (М., «Наука», 1965),
152

Если судить только по приведенным данным, то может
показаться, что мы можем говорить о роли космических
лучей в биологических процессах на Земле, удаляясь
в прошлое лишь на несколько десятков миллионов лет,—
период, когда растительный и животный мир прибли¬
жался к современному. Это верно по отношению к кос¬
мическим лучам, родившимся 108 лет назад или несколь¬
ко позже. Однако есть данные, полученные при изуче¬
нии метеоритов, о том, что в весьма отдаленном прошлом
(300—900 млн. лет назад) интенсивность галактических
космических лучей в Солнечной системе была примерно
в 3 раза ниже современного уровня, а около 100 милли¬
онов лет назад опять возросла до современной вели¬
чины (см. рис. 39).
Эти данные, а также установленные факты инверсий
(смены полярности) и «блуждания» полюсов магнитного
поля Земли кажутся нам достаточными, чтобы всерьез
рассматривать роль колебаний интенсивности космиче¬
ских лучей в биологических процессах на Земле. Подоб¬
ные соображения породили, в частности, очень любо¬
пытную гипотезу о том, что так называемое «великое
вымирание рептилий» (гигантских ящеров) в конце ме¬
лового периода геологической истории Земли (около
70 млн. лет назад) было вызвано повысившейся в то
время интенсивностью космических лучей.
Действительно, как показывают расчеты, Земля на
протяжении своей истории могла в отдельные периоды
получать дозы радиации, достаточные для массового
исчезновения некоторых видов животных. Теперь боль¬
шинство ученых считает, что источником космических
лучей являются вспышки сверхновых звезд. Одна такая
вспышка может выделить в форме космических лучей
энергию, достигающую огромной величины 1050—1061 эрг.
В этом случае на расстоянии г световых лет от звезды
доза облучения составит (3-106—3-107)/г2 рентген. При
этом следует учитывать вспышки лишь тех звезд, которые
находятся на расстоянии меньше 600 световых лет от Зем¬
ли, ибо только такие вспышки дают дозу, превышающую
радиационный фон нашей планеты.
Подсчитано, что вспышки сверхновых звезд происходят
в Галактике примерно 1 раз за 50 лет. Даже если взять
нижний предел энергии вспышки (1050 эрг), то и в этом
случае через каждые 50 млн. лет Земля получала дозу
больше 500 рентген, а через каждые 300 млн. лет —
153

больше 1500 рентген. Генетические последствия таких
событий, по-видимому, невелики, так как количество
мутаций в промежутках между взрывами значительно
больше числа мутаций, вызванных самими вспышками.
Однако существует другая опасность: усиленный поток
космических лучей может вызвать массовую гибель не¬
которых видов животных не за счет вредных мутаций,
а из-за облучения смертельной дозой, которая для боль¬
шинства видов животных составляет 200—700 рентген.
Растения при этом почти не пострадают, так как для
них смертельная доза в 10 раз выше. Гибель морских
организмов этим объяснить также нельзя, поскольку
поглощение в воде сильно уменьшает дозу.
Для генетического воздействия космических лучей
на земную жизнь есть еще одна возможность, связанная
с так называемой инверсией магнитного поля Земли.
Допустим на минуту, что мы оказались на Земле
900 тыс. лет назад. Взглянув на компас, мы обнаружили
бы нечто странное —«северная» стрелка компаса указы¬
вала на юг. В не столь уж отдаленную по геологическим
масштабам эпоху магнитное поле нашей планеты было
обращенным, т. е. направление его силовых линий было
противоположно нынешнему. В процессе смены полюсов
магнитное поле в какой-то момент «исчезает», т. е. его
напряженность уменьшается до нуля, а затем оно снова
возникает, но уже с обратной полярностью. В прошлом
такая инверсия геомагнитного поля происходила иногда
через 50 тыс. лет, а порой через миллионы. Причина
инверсий — вопрос дискуссионный, по в целом проб¬
лема сводится, по-видимому, к неустойчивости работы
нашей большой «динамомашины»— ядра Земли.
К каким последствиям для земной биосферы может
привести «исчезновение» геомагнитного поля? В период
инверсии общий радиационный фон на поверхности нашей
планеты несколько повысится (на низких широтах при¬
мерно в 2 раза) за счет космических лучей, приходящих
из Галактики. Кроме того, на этом повышенном фоне
время от времени будут наблюдаться и более сильные
вспышки солнечных космических лучей.
Нельзя также полностью исключить возможность того,
что инверсия геомагнитного поля совпадет со вспышкой
сверхновой звезды. Однако вероятность такого совпадения
крайне мала. Если же учитывать лишь космические лучи
(как солнечного, так и галактического происхождения),
154

то радиационный фон, например, над поверхностью оке¬
ана при современной толще атмосферы достигнет вели¬
чины всего 0,10—0,12 рентгена в год (вместо 0,05—
0,06 рентгена в год в отсутствие инверсии). Такое повы¬
шение фона едва ли вызовет заметные биологические по¬
следствия — кратковременные или отдаленные (гене¬
тические). Гораздо большее значение для биосферы может
иметь исчезновение самого геомагнитного поля, которое,
как выяснилось в последние годы, играет важную роль
в жизни земных организмов *. По расчетам ученых,
очередной смены магнитных полюсов Земли следует
ожидать через две тысячи лет. Однако эта тема уже вы¬
ходит за рамки нашей книги.
* * *
Итак, знакомство с космическими лучами и их вариация¬
ми привело нас к фундаментальным проблемам совре¬
менной астрофизики, геофизики, биологии и других
наук.
Роль космических лучей во Вселенной трудно переоце¬
нить. Как один из носителей энергии в космосе, они явля¬
ются равноправными участниками многих космофизи¬
ческих процессов,— наряду с магнитным полем и другими
видами излучений. Любое крупное достижение астрофизи¬
ки подкреплялось успехами в исследовании космических
лучей, и наоборот. Несомненна, например, связь косми¬
ческих лучей с новейшими астрофизическими открытия¬
ми — источниками рентгеновского и гамма-излучения,
квазизвездными радиоисточниками (квазарами), пульси¬
рующими радиоисточниками (пульсарами), реликтовым
фотонным излучением Вселенной и другими. Некоторые
ученые считают даже, что само понятие «космические
лучи» нужно расширить, включив в него, например,
гамма-лучи, энергия которых может превышать 1011 эв.
Характерные черты современных космофизических наб¬
людений и экспериментов — их небывалая сложность,
высокая точность и своего рода изысканность. Из-за
«тонкости» явлений многие исследования ведутся на
пределе возможностей наблюдательной техники, на преде¬
* См. об этом книгу: Ю. А. Холодов. Человек в магнитной паутине. М., «Зна¬
ние», 1972.
155

ле чувствительности того или иного метода. Очень интен¬
сивно развиваются традиционные, пассивные методы наб¬
людений, когда исследователь не вмешивается в протекаю¬
щий процесс. Зарождаются и завоевывают признание
активные методы эксперимента, когда по воле ученых
вызываются явления космических масштабов (например,
искусственный радиационный пояс Земли, созданный
американскими исследователями в 1962 г., искусственное
полярное сияние, полученное советскими учеными в 1973 г.,
кругосветное радиоэхо и др.).
Как полагают многие ученые, в космофизических явле¬
ниях большую роль могут играть слабые, но постоянно
действующие факторы. При этом некоторые из них,
вероятно, работают как своеобразные триггеры (спуско¬
вые механизмы), которые в определенный момент «откры¬
вают шлюзы» и приводят в действие определенные процес¬
сы. Не исключено, например, что непрерывная бомбарди¬
ровка земной атмосферы космическими лучами как-то
влияет на погоду. Возможно, незначительная приливная
сила, постоянно действующая на Солнце со стороны
планет, «развязывает» на Солнце процессы, определяющие
11-летний цикл его пятнообразовательной деятельности
и частоту вспышек. Некоторые исследователи считают,
что сами солнечные вспышки тоже обусловлены пока
не известным, но эффективным спусковым меха¬
низмом.
В последние годы была обнаружена связь между сол¬
нечной активностью, строением межпланетного магнит¬
ного поля и некоторыми метеорологическими явлениями.
По-видимому, большинство явлений в нижних слоях
земной атмосферы развертываются на «грани неустой¬
чивости». Поэтому достаточно небольшого толчка, чтобы
они развернулись определенным образом и в совершенно
определенном направлении. Советская школа исследова¬
телей солнечно-метеорологических связей в основном при¬
держивается именно такой точки зрения. Эти ученые
считают также, что длительные односторонние влияния
солнечной активности на метеорологические явления
составляют одну из важнейших причин колебаний
климата.
Космофизика в наши дни переживает период бурного
подъема. За последние 10—20 лет ученые и широкая об¬
щественность не раз были взволнованы сообщениями о
16В

поразительных научных результатах, граничащих с фан¬
тастикой (например, периодическое излучение пульсаров).
Создается впечатление, что человечество «напряженно
ждет» новых открытий, проливающих свет на прошлое
и будущее нашей Земли и всей Солнечной системы. Можно
надеяться, что эти ожидания оправдаются, и в недалеком
будущем ученые, посвятившие свою [жизнь изучению
космоса, похитят у неба много новых тайн — от имени
и для блага всего человечества.

СОВЕТУЕМ ПРОЧИТАТЬ
Тем, кто захочет узнать больше о космических лучах, о межпланет¬
ном пространстве, о влиянии Солнца на Землю и о других вопросах
астрофизики и геофизики, советуем прочитать еще несколько науч¬
но-популярных книг:
Эллисон М. А. Солнце и его влияние на Землю. М., Физматгиз,
1969.
Мензел Д. Г. Наше Солнце. М., Физматгиз, 1963.
Росси Б. Космические лучи. М., «Наука», 1968.
Всехсвятский С. К. Солнце и межпланетное пространство. Киев,
Изд-во АН УССР, 1963.
Пушков Н. В., Силкин Б. И. Внимание! Солнце спокойно. М., Гид-
рометеоиздат, 1966.
Добротин Н. А. Космические лучи. М., Изд-во АН СССР, 1963.
Гинзбург В. Л. Астрофизика космических лучей. М., «Знание»,
1969.
Вернов С. П., Вакулов П. В., Горчаков Е. В., Логачев Ю. И. Ради¬
ационные пояса Земли и космические лучи. М., «Просвещение»,
1970.
Мирошниченко Л. И. Солнце и космические лучи. М., «Знание»,
1970.

СОДЕРЖАНИЕ
От автора	 3
100 миллионов лет до нашей эры	  5
Методы наблюдений	 10
Вариации космических лучей	 31
Космические лучи и земная атмосфера	 35
Космические лучи в магнитном поле Земли	 47
Космические лучи в межпланетном пространстве	 58
Солнце — источник космических лучей	89
Космические лучи вокруг нас	 146
Советуем прочитать	 158

Леонтий Иванович Мирошниченко
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
В МЕЖПЛАНЕТНОМ ПРОСТРАНСТВЕ
Утверждено к печати
редколлегией серии научно-популярных изданий
Академии наук СССР
Редактор В. К. Низковский
Художественный редактор В. Н. Тикунов
Технический редактор Л. И. Куприянова
Сдано в набор 19/ЛЧ 1973 г. Подписано к печати 22/Х1973 г.
Формат 84х1081/32. Бумага № 2. У^сл. печ. л. 8,4.
Уч.-изд. л. 8,3. Тираж 10 000. Т-17013. Тип. зак. 2611.
Цена 53 коп.
Издательство «Наука»
103717 ГСП, Москва, К-62, Подсосенский пер., д. 21
2-я типография Издательства «Наука»
121099, Москва, Г-99, Шубинский пер., 10

ИЗДАТЕЛЬСТВО
«НАУКА»
ГОТОВИТСЯ К ПЕЧАТИ
КНИГА:
ВЕСЕЛОВСКИЙ И, Н., " БЕ¬
ЛЫЙ Ю. А. Коперник. 20 л,
1 р. 20 к.
В книге жизнь, научная и об¬
щественная деятельность вели¬
кого польского ученого Нико¬
лая Коперника (1473—1543)
рассматривается на фоне поли¬
тических событий в Польше,
Германии и Италии того време¬
ни, Глубокое изучение эпохи
позволило авторам собрать ма¬
териал для суждения об отно¬
шении Коперника к польской
национальной культуре и к
итальянскому гуманизму, а так¬
же выявить самобытность ос¬
новной астрономической идеи
Коперника (его теории тройно¬
го вращения Земли), которая
осталась непонятой даже таким
гигантом мысли, каким был
Галилей.
Книга рассчитана на широкий
круг читателей. Изложение
математической части сочине¬
ний Коперника ведется на язы¬
ке, доступном читателю со
средним образованием.
Для получения книг почтой за¬
казы просим направлять по ад
ресам: Москва, В-463, Мичу¬
ринский проспект, 12, магазин
«Книга — почтой» Центральной
конторы «Академкнига»; Ле¬
нинград, П-110, Петрозавод¬
ская ул., 7, магазин «Книга —*
почтой» Северо-Западной кон¬
торы «Академкнига»; Киев;
ул. Ленина, 42; Новосибирск
91, Красный проспект, 51 или в
ближайший магазин «Академ¬
книга».
ИЗДАТЕЛЬСТВО-НАУКА