КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2007, том 45, № 4, с. 397-400
КРАТКИЕ СООБЩЕНИЯ
УДК 523.165
ИЗМЕРЕНИЕ СПЕКТРА РЕЛЯТИВИСТСКИХ ПРОТОНОВ ОТ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК 28 ОКТЯБРЯ И 2 НОЯБРЯ 2003 г.
НА ИСЗ КОРОНАС-Ф
© 2007 г. |С. Н. Кузнецов)1, Б. Ю. Юшков1, К. Кудела2
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ 2 Институт экспериментальной физики Словацкой АН, Кошице, Словакия Поступила в редакцию 20.09. 2006 г.
РАС8: 96.50Уя
В октябре-ноябре 2003 г. во время резкого возрастания солнечной активности произошло несколько крупных солнечных вспышек. В трех из них (28 и 29.X, а также 2.XI) произошло ускорение протонов до энергий свыше 1 ГэВ, зарегистрированное как ИСЗ серии GOES, так и сетью наземных нейтронных мониторов (НМ).
Анализ данных глобальной сети НМ, расположенных на разных геомагнитных широтах, позволяет оценить спектр релятивистских солнечных протонов (РСП), ускоренных во вспышках [1]. Другой способ измерения потоков и спектров РСП - это анализ данных, полученных на определенных классах внутримагнитосферных ИСЗ с использованием магнитного поля Земли в качестве спектрометра [2-6]. При достаточном наклонении орбиты к плоскости экватора спутник может за короткое время пересечь области от экватора до высоких широт, измерив при этом зависимость скорости счета от жесткости геомагнитного обрезания R. Сравнивая широтную зависимость, полученную после солнечной вспышки, с фоновой, т.е. измеренной до появления РСП, можно вычислить потоки РСП при различных значениях R и получить тем самым спектр РСП.
Такие измерения в октябре-ноябре 2003 г. были проведены на борту ИСЗ КОРОНАС-Ф (высота квазикруговой орбиты ~450 км, наклонение 82°) с помощью прибора СОНГ, включающего кристалл CsI диаметром 20 см и высотой 10 см [7]. Большой геометрический фактор прибора (1500 см2 ср с учетом экранирования Землей) позволил с достаточной точностью измерять потоки высокоэнергичных частиц (протоны с энергиями >90 МэВ, электроны >75 МэВ). Эти потоки в спокойное время обусловлены галактическими космическими лучами (ГКЛ) и генерируемыми ими потоками частиц альбедо и имеют хорошо известную зависимость от L-параметра.
Данные ИСЗ GOES и высокоширотных НМ показывают, что потоки ГКЛ вплоть до 11.20 UT
28.X были практически постоянны, магнитная обстановка была слабо возмущенной. Поэтому мы использовали широтные профили, полученные в этот период, как фоновые. На левой панели рис. 1 видно, что измеренные утром 26 и 28.X в одних и тех же географических районах потоки практически совпадают (оси абсцисс вверху и внизу совмещены таким образом, что кривые, представляющие L, совпадают). Аналогичные измерения, выполненные после солнечной вспышки (правая панель рис. 1), показывают значительное возрастание скорости счета при L > 2, вызванное приходом РСП. Потоки РСП наблюдались на ИСЗ КО-РОНАС-Ф, начиная с 11.20 UT 28.X при значениях L от 1.75 до 3.5 (на более высоких широтах регистрировались потоки частиц солнечных космических лучей с энергией >90 МэВ). На каждом витке анализировались данные на четырех участках орбиты, относящихся к различным секторам (север-юг, утро-вечер местного времени), что делает принципиально возможным исследование анизотропии потоков РСП и их временной динамики.
На рис. 2 показана временная динамика потоков РСП по измерениям на ИСЗ G0ES-10 и КО-РОНАС-Ф (на L = 3 использованы только данные, полученные на утреннем участке орбиты). Возрастание потоков РСП на GOES и КОРО-НАС-Ф началось в одно и то же время. На L = 2 возрастание имело величину не более 15% (в качестве N0 взяты скорости счета, измеренные 26.X в тех же точках траектории спутника), а на L = 3 оно превышало 100 %. Рассчитанная по геомагнитному обрезанию энергия регистрируемых солнечных протонов составляла >3 ГэВ для L = 2, >1.5 ГэВ для L = 2.5 и >850 МэВ для L = 3. К сожалению, мы не имеем телеметрических данных с 16 до 19 UT 28.X.
Для количественного исследования потоков РСП были рассчитаны эффективные (вертикальные) жесткости геомагнитного обрезания для то-
о
а о
сч
Е о
10-
04.20
04.30
10-
04.40 15Л0
4
04.10
04.20
04.30
10
- 2
1 10
15.20
15.30
15.40
15.10
- 3
15.20
15.30 ит
Рис. 1. Широтный ход скорости интенсивности протонов с энергией >90 МэВ. Пунктир - данные за 26.Х (фоновая интенсивность), сплошная линия - данные за 28.X. Тонкая линия - значения параметра Ь.
а о
сч §
^ 10
-4
150 120 90 60 30 0
20 10 0
и ^ "V т - +
+1 4
Ч + -К+
45 30 15 0
а о
сч
Е
О
10"
10
-3 _
12
18
6 ит
Рис. 2. Возрастание потоков солнечных протонов 28-29.Х.2003 г. Верхняя панель - данные ИСЗ ООЕ8-1в. Средние панели - относительные потоки протонов на Ь = 2 (крестики), Ь = 2.5 (темные точки) и Ь = 3 (светлые точки) по данным ИСЗ КОРОНАС-Ф. Внизу - характеристики интегральных спектров РСП ^ и у по данным КОРОНАС-Ф. Кружками и светлыми ромбами обозначены данные, относящиеся к утреннему сектору в северном и южном полушариях соответственно, точками и темными ромбами - к вечернему в северном и южном полушариях. Сплошные линии - средние значения ^ и у за каждые три часа.
3
2
1
0
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ том 45 № 4 2007
ИЗМЕРЕНИЕ СПЕКТРА РЕЛЯТИВИСТСКИХ ПРОТОНОВ
399
J, (м2 ср с ГэВ)-1
104 103 102 10 1
1 10
Е, ГэВ
Рис. 3. Спектры релятивистских солнечных протонов 28.Х.2003 г. Тонкая линия - данные нейтронных мониторов. Данные КОРОНАС-Ф: светлые кружки и пунктир - утренний сектор, черные квадраты и полужирная линия - вечерний сектор.
чек траектории ИСЗ КОРОНАС-Ф на Ь = 1.75, 2.0, 2.25, 2.5, 2.75, 3.0 и 3.5, при этом геомагнитное поле описывалось суперпозицией моделей ЮЯР для поля внутренних источников и Цыганенко-89 для поля внешних токовых систем [8]. Выбор последней модели, в которой геомагнитная возмущенность описывается единственным параметром - А^-индексом, обусловлен отсутствием данных по параметрам солнечного ветра за исследуемый период. В предположении о степенном характере интегральных спектров РСП 3 (>Е) = JE— были определены параметры ^ и у, значения которых также представлены на рис. 2. Наиболее жесткий спектр РСП и наибольший поток наблюдался в первые три часа возрастания. Следует отметить, что в первое время после вспышки на НМ наблюдалась сильная анизотропия РСП. На КОРОНАС-Ф анизотропии РСП не наблюдалось, возможно, из-за дискретности наблюдений. Слабое изменение потоков РСП от 11.20 ш" 28.x до 6 ч 29.x (момента прихода ударной волны к Земле) свидетельствует о длительном существовании источника РСП, которым может быть межпланетная ударная волна.
На рис. 3 представлены примеры дифференциальных спектров РСП, полученных на ИСЗ КОРОНАС-Ф в северном полушарии. В интервале 11.42-11.46 Ш" спутник находился в вечернем секторе местного времени, а в 12.04-12.09 Ш" - в утреннем секторе. На том же рисунке показан спектр, полученный по данным мировой сети НМ в 11.55 UT и характеризующийся показателем -3.5 [9, 10]. В пределах ошибок эти спектры близки друг к другу.
После вспышки 2.Х! поток протонов имел диффузионный характер распространения с быстрым экспоненциальным спадом и сильной анизотропией.
На ИСЗ КОРОНАС-Ф высокоэнергичные частицы регистрировались на L > 3 в основном в южном полушарии с вечерней стороны Земли. Мы смогли оценить спектр протонов только для 21.28 UT 2.XI, показатель интегрального спектра у ~ 3.5.
Возрастания потоков РСП были зарегистрированы на ИСЗ КОРОНАС-Ф и 29.X, однако в связи с тем, что возрастание РСП происходит на фоне Форбуш-эффекта, определить реальную величину эффекта трудно. Кроме того, расчет жесткостей обрезания во время этого события, совпавшего по времени с максимумом сильной магнитной бури (Dst = -400 нТ), является очень сложной задачей.
Работа выполнена при поддержке РФФИ (грант 05-02-17487) и Slovak Research and Development Agency (Словакия, контракт APVV-51-053805).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Lockwood J A, Webber W.R., Hsieh L. Solar flare proton rigidity spectra deduced from cosmic ray neutron monitor observations // J. Geophys. Res. 1974. V. 79. P. 4149-4155.
2. Шаврин П.И. К определению жесткости спектра солнечных протонов по геомагнитному обрезанию вдоль траектории ИЗС // Космич. исслед. 1975. Т. 13. № 4. С. 503-507.
3. Шаврин П.И, Девичева Е.А., Цаплин В С. Определение спектра протонов вспышки СКЛ 6 апреля 1971 г. по геомагнитному обрезанию на ИЗС // Космич. исслед. 1975. Т. 13. № 5. С. 704-708.
4. Шаврин П.И, Сенчуро И.Н., Салманова О.М., Цаплин В С. Сравнение результатов одновременного наблюдения вспышки солнечных космических лучей в снтябре 1971 г. на двух ИЗС // Космич. исслед. 1976. Т. 14. № 4. С. 636-637.
5. Девичева Е.А., Самоненко Ю.А., Сенчуро И.Н., Шаврин П.И. Сравнение различных методов определения спектра солнечных протонов // Геомагнетизм и аэрономия. 1976. Т. 16. С. 976-979.
6. Верное С.Н., Кузнецов С.Н., Логачев Ю.И. и др. Solar cosmic ray flare of September 1, 1971 // Proc. 13 th ICRC. Denver. 1973. V. 2. P. 1404-1409.
7. Кузнецов С.Н., Богомолов А.В., Гордеев Ю.П. и др. Предварительные результаты эксперимента, проводимого с помощью комплекса аппаратуры СКЛ на ИЗС "КОРОНАС-И"// Изв. РАН. Сер.физ. 1995. Т. 59. № 4. С. 2-6.
8. Tsyganenko NA. Magnetospheric magnetic field model with a warped tail current sheet // Planet. Space Sci. 1989. V. 37. P. 5.
9. Вашенюк Э.В., Мирошниченко Л.И., Балабин Ю.В, Гвоздевский Б.Б. Динамика релятивистких СКЛ в событиях октября-ноября 2003 г. // Изв. РАН. Сер. физ. 2005. Т. 69. № 6. С. 808-811.
10. Miroshnichenko LI, Klein K.-L, Trottet G. et al. Rela-tivistic nucleon and electron production in the 2003 October 28 solar event // J. Geophys. Res. 2005. V. 110. A09S08, doi:10.1029/2004JA010936.
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ том 45 < 4
2007
Measurement of the Spectrum of Relativistic Protons from Solar Flares on October 28 and November 2, 2003 onboard the CORONAS-F Satellite
S. N. Kuznetsovn, B. Yu. Yushkov1, and K. Kudela2
1 Skobeltsyn Institute of Nuclear Physics, Moscow State University, Vorob'evy gory, Moscow, 119922 Russia
2 Institute of Experimental Physics, Slovakian Academy of Sciences, Watsonova 47, Kosice, 043
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.