научная статья по теме ПРИХОД ПЕРВЫХ РЕЛЯТИВИСТСКИХ СОЛНЕЧНЫХ ПРОТОНОВ И УСЛОВИЯ В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ Геофизика

Текст научной статьи на тему «ПРИХОД ПЕРВЫХ РЕЛЯТИВИСТСКИХ СОЛНЕЧНЫХ ПРОТОНОВ И УСЛОВИЯ В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ»

ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2008, том 48, № 4, с. 443-449

УДК 523.165

ПРИХОД ПЕРВЫХ РЕЛЯТИВИСТСКИХ СОЛНЕЧНЫХ ПРОТОНОВ И УСЛОВИЯ В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ

© 2008 г. Г. А. Базилевская, А. К. Свиржевская

Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва e-mail: bazilevs@fian.fiandns.mipt.ru Поступила в редакцию 08.11.2007 г.

События, когда солнечные космические лучи (СКЛ) можно наблюдать наземными приборами (GLE), часто характеризуются быстрым нарастанием интенсивности релятивистских протонов в начальной фазе, что позволяет оценить время выхода частиц из короны Солнца. Эта фаза события привлекает внимание исследователей благодаря своей близости по времени к моменту ускорения частиц. Известно, что наблюдаемые характеристики СКЛ носят следы воздействия многих физических процессов, в том числе и различных механизмов ускорения, относительная роль которых до настоящего времени не ясна. Основными претендентами на роль ускорителя СКЛ выступают вспы-шечные процессы и ускорение ударной волной, связанной с выбросом корональной массы (ВКМ). В работе рассмотрено несколько мощных солнечных протонных событий 23-го цикла солнечной активности, оценены время выхода первых частиц из короны и динамика ВКМ. Анализируются временные последовательности рентгеновских и радиовсплесков, близких по времени к выходу частиц. Делается вывод, что первые релятивистские частицы, скорее всего, были ускорены во вспы-шечных процессах.

PACS: 96.50.Pw, 96.60.ph, 96.60.Tf

1. ВВЕДЕНИЕ

Вопрос о месте ускорения солнечных космических лучей (СКЛ) стоит давно и далек от разрешения. Хотя многие исследователи (например, [Kahler, 1994; Reames, 1999; Bieber et al., 2004]) полагают, что даже релятивистские солнечные протоны (РСП) ускоряются на ударной волне, связанной с выбросом корональной массы (ВКМ), остается немало фактов, которые трудно объяснить в рамках этой концепции, и, прежде всего, это касается эффективности ускорения. Релятивистские солнечные протоны, которые регистрируются на наземных нейтронных мониторах, иногда приходят на Землю через несколько минут после взрывного энерговыделения на Солнце. Это предъявляет строгие требования к эффективности ускорения большого числа частиц до релятивистских энергий ударной волной. В данной работе рассматривается начальная фаза нескольких наземных возрастаний СКЛ на нейтронных мониторах с целью выявления условий, необходимых для ускорения протонов ударным фронтом.

2. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ

Для анализа были выбраны наземные возрастания СКЛ (GLE) в 23-м цикле солнечной активности с амплитудой более 10 % на полярных станциях, чтобы сигнал был ярко выражен на фоне галактических космических лучей [http://www.

wdcb.ru/stp/data/cosmic.ray/]. В список вошло 9 событий. Данные о вспышках в оптическом и мягком рентгеновском диапазонах взяты из [ftp:// ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR-DATA/SOLAR_ FLARES/XRAY_FLARES/]. Кроме того, использованы данные RHESSI о вспышках в жестком рентгене [http: //www.mssl.ucl.ac .uk/www_solar/ surfindex.html]. Данные RHESSI имеются, начиная с 2002 г. Сведения о ВКМ взяты из [http:// cdaw.gstc.nasa.gov/CME_list/]. Все рассматриваемые события сопровождались ВКМ типа гало. Данные о радиовсплесках взяты из [http://www. ngdc.noaa.Gov/stp/SOLAR/ftpsolarradio.html#fixed-bursts].

3. АНАЛИЗ ВРЕМЕННЫХ СООТНОШЕНИЙ МЕЖДУ НАЧАЛОМ ВЫХОДА РСП И СОПУТСТВУЮЩИМИ ЯВЛЕНИЯМИ НА СОЛНЦЕ

Пользуясь данными мировой сети станций (МЦД), мы установили наиболее раннее время прихода РСП для каждого события. Необходимость этого связана с тем, что анизотропный поток СКЛ приходит к Земле только с определенного асимптотического направления в пространстве, зависящего от географического места станции, траектории частицы в магнитосфере и энергии частицы (например, [Вашенюк и др., 2006]). Поэтому время начала возрастания может существенно различаться для разных станций.

Таблица 1. События с солнечными релятивистскими протонами, характеристики вспышек, станции, зафиксировавшие самый ранний приход частиц, скорость солнечного ветра и время пролета от Солнца до Земли протона с Е = 1.5 ГэВ

№ события Дата Вспышка Самый ранний приход, UT Станция Скорость солнечного ветра, км/с Время пролета, мин

55 06.11.1997 S18 W63 2B/X9.4 12:17 Ю. Полюс 349.66 10.94

59 14.07.2000 N22 W07 3B/X5.7 10:32.5 Оулу 593.47 9.76

60 15.04.2001 S20 W87 2B/X14.4 13:57 Ю. Полюс 498.85 10.04

61 18.04.2001 S20 W120 .../C2.2 02:33 Ю. Полюс 490.15 10.07

65 28.10.2003 S16 E08 4B/X17.2 11:13.5 Москва 774.26 9.47

66 29.10.2003 S19 W09 2B/X10 20:58 Ю. Полюс нет дан. 11.00

67 02.11.2003 S14 W56 2B/X8.3 17:21 Ломн. Шт. 525.97 9.95

69 20.01.2005 N12 W58 2B/X7.1 06:48.5 Ю. Полюс 855.40 9.39

70 13.12.2006 S06 W23 4B/X3.4 02:47.5 Оулу 641.36 9.66

Для того чтобы корректно оценить время выхода частиц из источника на Солнце, нужно знать длину силовой линии межпланетного магнитного поля (ММП), соединяющей Солнце и наблюдателя, вдоль которой распространяются заряженные частицы. Время распространения t частицы с нулевым питч-углом от Солнца до наблюдателя находится по формуле:

t = Lc/(ßcos0), (1)

где L — длина спирали Архимеда, зависящая от скорости солнечного ветра, c — скорость света, ß — скорость частицы, 0 — питч-угол. Минимальная энергия протонов, дающих вклад в темп счета полярных нейтронных мониторов во время событий СКЛ, порядка 500 МэВ, но они не составляют существенной части регистрируемых частиц из-за малой кратности нейтронных мониторов в этой области энергий. Учитывая кратности нейтронных мониторов [Lockwood et al., 1974] и реальную форму энергетического спектра первых приходящих протонов (так называемой быстрой компоненты) [Вашенюк и др., 2007], мы установили, что их эффективная энергия в большинстве случаев составляет E = 1.5—2 ГэВ. В настоящей работе используется E = 1.5 ГэВ, что дает ß = 0.923; неопределенность времени распространения в этом случае равна + 0.5/—0.3 мин. Скорость солнечного ветра определялась путем интерполяции между ее часовыми значениями до и после прихода первых протонов, приведенными на вэб-сайте [ftp://nssdcftp.gs-fc.nasa.gov/spacecraft_data/omni/]. Неточность, возникающую при этом, можно грубо определить по среднеквадратичному разбросу времени прилета из-за разной скорости солнечного ветра, который составляет 0.6 мин. Рассчитывалось время транспорта частиц с нулевым питч-углом, которое является нижним пределом времени распространения. Согласно [Klein and Posner, 2005], средний

питч-угол 0 при распространении первых частиц с энергией десятки МэВ составляет ~30°, что приводит к увеличению времени распространения на ~15%. Для релятивистских частиц это увеличение должно быть меньше. Таким образом, вычитая из времени прихода частиц время распространения согласно формуле (1) при cos0 = 1, мы определяем наиболее позднее время выхода частиц из Солнца. В целом, точность определения времени выхода, по нашим оценкам, составляет ±1 мин, кроме того, реальное время выхода, возможно, сдвинуто на ~1.5 мин назад из-за неучета среднего питч-угла.

В табл. 1 приводятся номера отобранных событий согласно международной нумерации наземных возрастаний, их даты, характеристики связанных с ними вспышек, станции, где наблюдался наиболее ранний приход частиц, и время распространения от Солнца протонов с энергией 1.5 ГэВ.

Для каждого события была построена диаграмма "время на Солнце—высота ВКМ" (траектория ВКМ). Диаграммы, примеры которых показаны на рис. 1, приведены в одинаковом масштабе, что дает представление о разнообразии временных длительностей. Вертикальным отрезком без символов указано время выхода частиц из короны. Точка пересечения отрезка с траекторией ВКМ—высота ВКМ в момент выхода частиц. Экстраполяция высоты ВКМ за пределы реальных измерений (в квадратичном приближении) дана пунктиром. Отсюда можно оценить время зарождения ВКМ, хотя предположение о постоянстве зависимости скорости от высоты для начальной фазы ВКМ некорректно. Вертикальными отрезками с разными значками обозначены времена начала и максимума мягкого рентгена (SX), максимума жесткого рентгена (HX, там, где были измерения), начала радиоизлучения II типа.

Горизонтальными отрезками показаны продолжительности мягкого и жесткого рентгена и всплесков радиоизлучения III типа. Диаграммы позволяют наглядно проследить высоту ВКМ в момент того или иного явления и последовательность явлений на Солнце для каждого события. Рентгеновское излучение свидетельствует о течении вспышечного процесса. Радиоизлучение II типа указывает на прохождение корональной ударной волны. Радиоизлучение III типа свидетельствует о наличии в активной области открытых силовых линий, связывающих ее с межпланетной средой [Сапе е! а1., 2002]. На рис. 1 можно отметить разнообразие временных последовательностей вспышек и сопутствующих явлений.

В событии № 65 видно присутствие в короне двух ВКМ, но только второй выброс, стартовавший через ~1.3 часа после начала вспышки, был достаточно мощным. Вспышка в рентгене была длительной, момент максимума жесткого рентгена практически совпадает с моментом выхода частиц из короны. Для события № 69 показана также траектория ВКМ, предложенная в работе [Оо-ра^ашу е! а1., 2005]. В этом случае экстраполированное время начала ВКМ опережает начало вспышки в мягком рентгене; то же самое наблюдалось в событиях № 55 и № 61 (не показаны на рисунке). Последовательность явлений, сопутствующих генерации РСП, может быть различной. Ясно только то, что выход частиц происходит в поздней части этой последовательности. Во всех событиях, кроме № 55 и № 61, одновременно с выходом частиц присутствовало радиоизлучение III типа; в событиях № 55 и № 61 оно наблюдалось несколько раньше выхода частиц.

В табл. 2 приведены времена запаздывания выхода частиц из короны относительно явлений на Солнце. Отметим, что разброс этих значений велик. Во всех случаях вспышка в мягком и жестком рентгене, а также радиоизлучение II типа начинались раньше момента выхода частиц. За старт ВКМ принимался момент пересечения траектории ВКМ с поверхностью Солнца. В событии № 65 это произошло в пределах точности определения, одновременно с

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком