КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2013, том 51, № 2, с. 119-124
УДК 523.98
УСКОРЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ И ТОНКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ СТРУКТУРА РАДИОВСПЛЕСКОВ II ТИПА
© 2013 г. Ю. Т. Цап, Е. А. Исаева
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", Украина yur@crao.crimea.ua Поступила в редакцию 31.04.2012 г.
На основе данных, полученных с помощью наземной службы Солнца RSTN и геостационарной спутниковой системой GOES, изучена связь между интенсивностью солнечных космических лучей Ip с энергией протонов E > 1 МэВ и параметрами метровых-декаметровых радиовсплесков II типа в диапазоне частот 25—180 МГц. Процесс ускорения протонов ударными волнами характеризовался скоростью частотного дрейфа радиовсплесков VmII и относительной разностью между частотами радиоизлучения на первых двух гармониках b. Показано, что коэффициент корреляции между Ip и b увеличивается с ростом Ep от 0.40 до 0.70, тогда как между Ip и VmII он не превышает 0.30. Получены указания в пользу модели двухступенчатого ускорения солнечных космических лучей.
DOI: 10.7868/S0023420613020064
1. ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время считается, что солнечные космические лучи (СКЛ), состоящие на 90% из протонов, ускоряются либо в области вспышеч-ного энерговыделения (в токовых слоях), либо на фронтах ударных волн, которые могут генерироваться как вспышками, так и корональными выбросами плазмы. Хотя полученные к настоящему времени результаты не позволяют сделать однозначный вывод о том, какой из сценариев является более адекватным, тем не менее имеющиеся данные убедительно свидетельствуют в пользу важной роли ударных волн [1, 2].
Одним из наиболее надежных индикаторов ударных волн в короне Солнца являются радиовсплески II типа. Считается, что за их генерацию ответствен плазменный механизм радиоизлучения (см., например, [3]). Ускоренные на фронте ударной волны неравновесные электроны возбуждают ленгмюровские волны Ь с частотой близкой к электронной плазменной частоте /р, которые затем трансформируются в электромагнитные волны Т путем их распада (Ь ^ Т(/р) + 3, S — ионно-звуковая волна) или слияния (Ь + Ь ^ ^ Т(2/р)). Это должно приводить к генерации радиоизлучения на первой/1 = /р и второй/2 = 2р гармониках (см. рис.1).
Одна из интересных особенностей радиовсплесков II типа состоит в том, что, как правило, отношение частоты излучения второй гармоники /2 к первой /1 не равно в точности 2 [4—6]. Это можно объяснить неоднородностью плазмы в источнике, что приводит к более сильному погло-
щению электромагнитных волн в низкочастотной полосе радиоизлучения на первой гармонике [6]. Между тем магнитогидродинамические неоднородности ответственны за отражение ускоренных частиц вблизи фронта ударной волны, поэтому от них в значительной мере будет зависеть эффективность действия диффузионного механизма ускорения. Следовательно, можно ожидать наличие тесной связи между интенсивностью потока протонов СКЛ 1р и относительной гармонической расстройкой радиоизлучения Ь = (/2 — /1)//1.
Важную информацию об ускорении протонов в короне Солнца можно также получить, исходя из измерений скорости частотного дрейфа метро-вых-декаметровых (тН) радиовсплесков II типа Утц. Ранее Цапом и Исаевой [7] была рассмотрена корреляция между потоком интенсивности протонов солнечных космических лучей 1р и УтП. Однако скорость дрейфа находилась по табличным данным, приводимых на сайте мировой сети службы Солнца, и определялась как отношение частотного интервала, в котором наблюдался всплеск II типа, к его длительности, что является слишком грубым приближением и может приводить к существенным неточностям. Вследствие этого в данной работе мы обратились к анализу оригинальных данных.
Цель настоящей работы — попытаться выяснить с помощью радионаблюдений роль коро-нальных ударных волн в ускорении протонов СКЛ.
175 1
150
125 |00
S 75
о н
% 65 55 45 35 25
1.88 b
ч
1.81 «
л
1.74 Ц
Р
1-65§ 1.54^
1.40
02.13.48 .18.48
.23.48 .28.48 .33.48 Время, UT
.38.48
.43.48 02.48.48
Рис. 1. Динамический спектр радиовсплеска II типа, полученный с помощью радиоспектрографа в Learmonth (Западная Австралия).
2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ, ПРЕДПОЛОЖЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
В работе использовались оригинальные наблюдательные данные, доступные через Интернет. За период с 2000 по 2006 гг. всего было зарегистрировано 69 протонных событий, сопровождающихся потоками протонов с энергиями Ep > 1 МэВ (см. табл. 1). Измерения интегральных интенсив-ностей потока протонов СКЛ Ip проводились на спутниках серии GOES. Для анализа использовались максимальные значения Ip в различных спектральных интервалах. При этом исключались аппаратурные эффекты (выбросы), а если было наложение протонных событий, то значения Ip брались от уровня предшествующего события.
Из 69 зарегистрированных событий нами было отобрано 35, поскольку только у них имелись оригинальные записи континуальных и mII-ра-диовсплесков соответственно в диапазоне 245— 15400 МГц и 25-180 МГц. Этим, в частности, объясняется сравнительно малое число исследуемых протонных событий за отмеченный выше период (см. табл.1). Более того, для отдельных очень мощных событий не всегда удавалось достаточно точно выделить гармоники mII-радиовсплесков на фоне мощного континуума (например, событие 28.10.2003), поэтому они также исключались из рассмотрения.
Анализировались наблюдения, полученные с помощью наземной сети RSTN (Radio Solar Telescope Network). RSTN — это мировая сеть службы Солнца, созданная Исследовательской лабораторией ВВС США (Air Force Research Laboratory) с целью мониторинга солнечных вспышек, шумо-
вых бурь и других проявлений солнечной активности. Она включает систему антенн RIMS (Radio Interference Measurement Set), а также радиоспе-крограф SRS (Sola Radio Spectrograph), размещенных в различных частях Земли. В сеть RSTN входят 4 наземные станции: Patehua (Гаваи), San Vito dei Normanni (Италия), Sagamore Hill (Мас-сачусеттс, США), RAAF (Royal Australian Air Force) Learmonth (Западная Австралия), что позволяет проводить непрерывный мониторинг радиоизлучения Солнца. Для изучения связи интенсивности потока протонов СКЛ с параметрами mII-радиовсплесков мы воспользовались оригинальными записями динамических спектров, полученными на SRS с временным разрешением около 3 с. Сразу отметим, что для всех протонных событий нулевой момент времени соответствовал началу всплеску II типа на первой гармонике на частоте 180 МГц.
Пример динамического спектра радиовсплеска mII протонного события 31.V.2003, который строился согласно стандартной методике (http:// www.docstoc.com/docs/86561095/Srsdispl), приведен на рис. 1. Как видно, можно выделить две полосы, соответствующие основной и второй гармонике. Они достаточно хорошо аппроксимируются функциями lgf j = kj ■ Igtj + dj (светлые линии на рис. 1), где ti — время, соответствующее максимальной интенсивности всплеска II типа на частоте /¡j, kj и dj — коэффициенты линейной регрессии, i = 1, 2...и — номера отсчета, j = 1, 2 — номера гармоник.
В табл. 2 приведены коэффициенты линейной регрессии kj и dj, а также средние ошибки <5j определения частоты.
Таблица 1
Дата Время, иТ Коорд., На Ь У^, МГц/мин Бр > 30 МэВ
25.XI.2000 18.40 N20W05 0.78 10.40 9.04 • 10
20.1.2001 21.15 807Е46 0.51 10.28 4.93 • 10-1
10.IV.2001 05.26 S23W09 0.89 14.66 1.29 • 10
12.IV.2001 10.31 S19W43 0.66 8.54 4.30
18.IV.2001 02.14 S20W90 1.73 7.64 7.31 • 10
20.У.2001 06.00 N20E54 1.18 6.63 1.76
15.VI.2001 16.48 WLIMB 0.54 4.41 2.39
15.IX.2001 11.28 S21W49 0.45 4.85 1.12
19.Х.2001 16.30 N15W29 0.87 5.35 2.17
22.Х.2001 17.59 818Е16 0.64 8.69 4.82
26.XII.2001 05.40 N08W54 0.93 5.50 1.78 • 102
14.I.2002 06.27 WLIMB 0.85 10.76 1.41
20.II.2002 06.12 N12W72 0.39 8.81 9.88 • 10-1
21.IV.2002 01.57 S14W84 1.73 3.35 2.33 • 102
20.VII.2002 21.30 SELIMB 0.73 8.92 2.60
22.VIII.2002 01.57 S07W62 0.78 10.09 8.17
24.VIII.2002 01.12 S08W90 0.93 10.89 9.33 • 10
5.К.2002 17.06 N09E28 0.51 6.94 3.24
9.Х12002 13.23 S12W29 0.44 7.77 1.17 • 10
19.XII.2002 22.06 N15W09 0.63 8.18 6.52 • 10-1
31У2003 02.24 S07W65 0.95 4.94 5.55
26.X.2003 18.19 N02W38 0.75 12.69 4.16 • 10
29.X.2003 20.45 S15W02 1.73 6.77 8.69 • 102
4.XI.2003 19.29 S19W83 1.17 12.36 3.09 • 10
12.IX.2004 00.56 N04E42 1.05 5.77 6.61
19.IX.2004 17.12 N03W58 1.04 5.77 8.83
30.X.2004 06.54 N13W22 0.84 10.81 6.53 • 10-1
7^.2004 16.06 N09W17 0.52 11.52 2.60 • 10
10.XI.2004 02.26 N09W49 0.94 12.56 4.94 • 10
15.I.2005 23.02 N15W05 0.93 13.09 5.27 • 10
17.I.2005 09.54 N15W25 1.07 49.06 1.33 • 103
13У2005 16.57 N12E11 0.68 12.94 1.09 • 10
27.VII.2005 05.02 N11E90 0.87 11.05 3.42
7.К.2005 17.40 806Е89 1.58 10.44 1.82 • 102
13.XII.2006 02.40 S05W23 1.53 8.35 3.72 • 102
В работе рассчитывались усредненные по всему временному интервалу значения скорости дрейфа метровых радиовсплесков Утц и расстройки Ь (см. табл. 1), которые находились по формулам
утП = IУ^и-^, ь =1 уЛ^и. п~? Ь+1 - г> /ц
Они использовались для характеристики ускорительного процесса ударными волнами.
Привлечение скорости частотного дрейфа Кт11
объясняется тем, что плазменная частота /р где п — концентрация электронов, поэтому
у = Л = Л<т к ± йпи т11 йг йЯйг 4ПйЯ и
Таблица 2
Дата кх йх ах, МГц к2 ¿2 а2, МГц
25.XI.2000 -0.81 2.30 1.06 -0.93 2.64 1.09
20.1.2001 -0.91 2.26 1.06 -1.17 2.62 1.04
10.IV.2001 -0.93 2.37 1.12 -1.25 2.85 1.04
12.IV.2001 -0.78 2.22 1.05 -0.93 2.55 1.05
18.IV.2001 -0.89 2.29 1.05 -1.10 2.89 1.04
20.У.2001 -0.82 2.26 1.05 -1.07 2.79 1.04
15.VI.2001 -0.58 1.98 1.10 -1.03 2.49 1.05
15.IX.2001 -0.61 2.23 1.08 -0.73 2.50 1.06
19.Х.2001 -0.69 2.28 1.08 -0.91 2.75 1.05
22.Х.2001 -0.73 2.30 1.10 -0.97 2.70 1.04
26.XII.2001 -0.73 2.36 1.09 -0.97 2.86 1.03
14Л.2002 -0.84 2.27 1.06 -1.02 2.67 1.04
20.II.2002 -0.73 2.53 1.20 -0.82 2.77 1.15
21.IV.2002 -0.83 2.43 1.12 -1.67 3.71 1.03
20.VII.2002 -0.75 2.34 1.09 -0.93 2.72 1.09
22.VIII.2002 -0.81 2.33 1.06 -1.08 2.78 1.03
24.VIII.2002 -0.84 2.28 1.07 -1.02 2.70 1.04
5.ГХ.2002 -0.72 2.34 1.07 -0.85 2.64 1.08
9.XI.2002 -0.69 2.36 1.14 -0.83 2.64 1.10
19.XII.2002 -0.74
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.