Анализ динамики энергетического спектра в солнечном

Анализ динамики энергетического спектра…
Е.И. ЯКОВЛЕВА, А.А. ПЕТРУХИН, Д.А. ТИМАШКОВ, В.В. ШУТЕНКО
Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ»
АНАЛИЗ ДИНАМИКИ ЭНЕРГЕТИЧЕСКОГО СПЕКТРА
В СОЛНЕЧНОМ ПРОТОННОМ СОБЫТИИ 13 ДЕКАБРЯ 2006 ГОДА
Проведен анализ временной динамики энергетического спектра солнечных космических лучей в событии 13
декабря 2006 года по данным мюонного годоскопа УРАГАН, нейтронных мониторов и спутниковых детекторов.
Мюонный годоскоп позволяет исследовать вариации солнечных космических лучей в области энергий до нескольких
десятков ГэВ и наблюдать пространственно-угловые вариации потока мюонов в реальном времени. На основе анализа
данных УРАГАН сделан вывод о наличии протонов с энергиями выше 10 ГэВ в первые минуты исследуемого события.
Солнечные вспышки – наиболее мощное нестационарное проявление солнечной
активности, которое представляет собой процесс выделения энергии в атмосфере Солнца в
основном в виде электромагнитного излучения, в первую очередь, в рентгеновском и
ультрафиолетовом диапазонах электромагнитного спектра. Часто во время мощных вспышек
происходит ускорение заряженных частиц солнечной плазмы до высоких энергий. Часть таких
ускоренных частиц испускается в межпланетное пространство и называется солнечными
космическими лучами (СКЛ). Исследования характеристик потока таких частиц, особенно в ГэВной области, дают возможность изучать механизмы их генерации и ускорения, а также
физические процессы, происходящие в активной зоне вспышки [1]. Кроме этого, такие
исследования имеют и весомый практический аспект. Потоки СКЛ несут радиационную
опасность для космонавтов и орбитальной техники, а также негативно влияют на
функционирование различных земных аппаратов и на здоровье людей [2-4]. Так как скорость
СКЛ высоких энергий практически равна скорости света, они долетают до Земли первыми и
могут служить предвестниками радиационной опасности в околоземном пространстве, вызванной
интенсивным потоком СКЛ более низких энергий.
К настоящему времени накоплен большой массив экспериментальных данных по
интенсивности и энергетическим спектрам солнечных космических лучей, предложены и разработаны различные теории ускорения частиц в процессах, сопровождающих солнечные
вспышки [5]. Но эти успехи связаны с исследованием потоков нерелятивистских и
субрелятивистских протонов с энергией до нескольких ГэВ, а в области более высоких энергий
экспериментальных данных крайне мало. Исследования СКЛ максимально высоких энергий
можно проводить и с использованием наземных детекторов. Оказывается, что в наиболее мощных
событиях поток СКЛ настолько велик, что вызывает возрастание потока космических лучей на
поверхности Земли: так называемые события GLE (наземное повышение). Это достаточно редкое
явление – всего 70 событий начиная с 1942 года. Для их изучения применяются различные типы
детекторов. Стандартный подход – использование сети нейтронных мониторов, которая
покрывает всю Землю. Однако нейтронные мониторы чувствуют отклик от СКЛ с энергиями
только до нескольких ГэВ [6, 7]. Применение детекторов в установках ШАЛ не позволяет
исследовать угловую динамику СКЛ и не является пока систематическим [5, 8].
Новые возможности в этом направлении открываются при использовании мюонных
годоскопов, которые дают возможность исследовать энергетические и угловые распределения
потока СКЛ в области десятков ГэВ, которая недоступна для многих современных спутниковых и
наземных детекторов. На сегодняшний день самыми лучшими угловыми характеристиками в
мире обладает мюонный годоскоп УРАГАН, который работает в НИЯУ МИФИ [9]. В 2006 году с
помощью детектора УРАГАН впервые получены 2D-изображения повышения потока мюонов,
вызванного солнечным протонным событием [10].
В данной работе исследуется последнее на данный момент солнечное протонное событие 13
декабря 2006 года (событие GLE №70) по пятиминутным данным двух наземных установок:
мюонного годоскопа УРАГАН [9] и московского нейтронного монитора (МНМ) [11]. Это событие
произошло на фазе спада 23 солнечного цикла и было связано со вспышкой класса Х3.4/2В
(гелиокоординаты S06 W24). Вспышку сопровождали радиовсплески II и IV типов, а также
корональный выброс вещества типа «гало». Вспышка привела к резкому росту потока
космических лучей как в околоземном пространство, так и на уровне Земли [12]. По данным
Анализ динамики энергетического спектра…
спутника GOES начало солнечного протонного события зарегистрировано в 02:50 UT. По данным
наземных установок максимум резкого повышения в темпе счета пришелся на 03:00 UT.
Для того чтобы из темпа счета наземного детектора получить параметры потока солнечных
протонов, используются функции связи, которые устанавливают соотношения между спектрами
первичных частиц и частиц на поверхности Земли [13]. Относительное повышение темпа счета
мюонного годоскопа в направлении (θi, φj) может быть записано через функции связи следующим
образом:
мод  i ,  j    P1 ( E, i ,  j )  J SCR
( E ) dE [%],
(1)
p
где Е – энергия протонов, J SCR
( E ) – спектр СКЛ, P1(E, θi, φj) – парциональная функция сбора,
p
позволяющая установить связь между спектром СКЛ и повышением темпа счета детектора в
процентном эквиваленте.
Допустим, что спектр СКЛ имеет степенной вид с показателем γ и нормировочным
множителем J0:
J SCR
( E )  J 0  E  [см–2 ∙ с–1 ∙ ср–1 ∙ ГэВ–1],
(2)
p
где E подставляется в ГэВ. Тогда для определения параметров спектра необходимо
минимизировать функцию:
2
M) 
M) 2
  P1( M ) ( E, i ,  j ) J 0 E  dE  (эксп
 ( M )  (эксп


 ,
(3)
F ( J 0 ,  )    мод

 




M
M


M
M 

(
M
)
где эксп – измеренное превышение темпа счета (в процентах) в M-ом детекторе,  M –
погрешность экспериментального значения. Особенность анализа данных мюонного годоскопа
заключается в том, что его зенитно-угловые интервалы могут использоваться в качестве
отдельных детекторов с различными функциями сбора, поскольку регистрация в каждом угловом
интервале происходит независимо друг от друга.
Характеристики спектра СКЛ в событии 13 декабря 2006 года найдены при совместном
анализе данных мюонного годоскопа и МНМ [14]. В качестве нулевого уровня выбрано среднее
значение темпа счета каждого детектора за промежуток времени от 00:00 до 02:30 13 декабря
2006 года. Получен спектр СКЛ для времени 3:00 UT: Jp(E) = 21∙E–5.06±0.33[см–2 ∙ с–1 ∙ ср–1 ∙ ГэВ–1],
когда по данным мюонного годоскопа наблюдалось максимальное повышение темпа счета.
Следует отметить, что ранее анализ таких событий проводился в основном по данным
нейтронных детекторов. На рис. 1 приведено сравнение полученного спектра СКЛ с работой [6], в
которой использовались данные сети нейтронных мониторов. Видно хорошее согласие в области
низких энергий. Однако в области выше 10 ГэВ спектр, вычисленный по данным мюонного
годоскопа УРАГАН и московского нейтронного монитора, лежит гораздо выше спектра,
рассчитанного на основе только данных нейтронных мониторов.
0
10
-2
10
-2 -1
-1
Jp(R), cм c cp ГВ
-1
Данная работа
[6]
-4
10
-6
10
1
10
2
10
R, ГВ
Рис. 1. Сравнение спектра протонов в событии 13 декабря 2006 года
Анализ динамики энергетического спектра…
С помощью полученного спектра можно оценить энергии солнечных протонов, отклик от
которых зарегистрирован мюонным годоскопом УРАГАН и МНМ. В данной работе вычислены
средняя энергия Еср первичных протонов, дающих основной вклад в изменение темпа счета
детектора и максимальные значения энергий Е0.95 первичных протонов, выше которых вклад в
изменение темпа счета составляет меньше 5 %. Значения этих эффективных энергий приведены в
таблице. Наглядно видно, что средние и максимальные энергии солнечных протонов для
мюонного годоскопа в 3 раза больше, чем для нейтронного монитора.
Средние и максимальные энергии первичных протонов для события 13 декабря 2006 года
Детектор
Мюонный
годоскоп
МНМ
Угловой интервал,
град
0–5
5–15
15–25
25–35
35–45
–
Максимальные энергии
Е0.95, ГэВ
23.7
24.4
25.3
29.3
33.2
7.1
Средние энергии Еср, ГэВ
9.3
9.4
9.8
11.3
12.8
3.7
Таким образом, диапазон чувствительности мюонного годоскопа УРАГАН лежит в области
от 3 до 30 ГэВ, а средние энергии СКЛ составляют примерно 9-13 ГэВ, поэтому значимое
возрастание темпа счета мюонного годоскопа говорит о наличии в данном событии протонов в
этой энергетической области. Максимальные энергии солнечных протонов в этом событии можно
оценить с помощью обрезания полученного спектра на различных значениях энергии СКЛ и
сравнения с данными УРАГАН. На рис. 2 изображены расчетные и экспериментальные
повышения темпа счета δ в зависимости от средних энергий СКЛ в нескольких зенитно-угловых
интервалах для двух вариантов максимальной энергии протонов в событии: 10 и 25 ГэВ.
Вероятность того, что энергия солнечных протонов была меньше 10 ГэВ, составляет всего 2 %,
что позволяет сделать вывод о наличии в данном событии солнечных протонов с энергиями выше
10 ГэВ.
мод
2.0
1.5
1.0
0.5
35-45
1.0
эксп
мод
25-35
1.5
б)
2.5
35-45
2.0
25-35
5-15
15-25
2.5

3.0
эксп
15-25
а)
5-15
3.0
0.5
0.0
0.0
6
7
Eср, ГэВ
8
8
9
10
11
12
Eср, ГэВ
Рис. 2. Сравнение экспериментальных и расчетных значений повышения темпа счета УРАГАН для двух
значений максимальной энергии солнечных протонов: а – 10 ГэВ, б – 25 ГэВ
Данные мюонного годоскопа позволяют проследить временную динамику энергетического
спектра СКЛ в событии 13 декабря 2006 года в области энергий более 10 ГэВ. На рис. 3
представлены спектры солнечных протонов (умноженные на E5) для трех интервалов времени
(до, во время и после максимально превышения темпа счета), оцененные по данным мюонного
годоскопа УРАГАН и московского нейтронного монитора. Показано, что в первые минуты
(2:55 UT и 3:00 UT) исследуемого события в потоке СКЛ присутствуют солнечные протоны с
высокими энергиями, а за последующие десять минут поток протонов при энергиях около 10 ГэВ
резко падает. Данный результат подтверждается несколькими нейтронными мониторами с
высоким порогом геомагнитной жесткости: Ларк, Ломницкий Штит, Юнгфрауйох [10].
Анализ динамики энергетического спектра…
24
2:55 UT
3:00 UT
3:05 UT
20
-1
Jp(E)E , cм с ср ГэВ
4
22
-2
16
5
-1
18
14
12
10
8
10
E, ГэВ
Рис. 3. Динамика спектра протонов в событии 13 декабря 2006 года
(для удобства восприятия спектры умножаются на Е5)
Интересно сравнить результаты мюонного годоскопа УРАГАН и данные спутникового
детектора ПАМЕЛА [15]. По данным «ПАМЕЛА» в этом событии не обнаружено превышения
потока протонов с E > 5 ГэВ над галактическим фоном [16]. Однако наиболее ранний спектр СКЛ
в работе [16] относится к моменту времени 03:18 UT, когда поток протонов высоких энергий уже
отсутствовал. В момент времени 03:00 UT спутник находился над экваториальной областью, где
жесткость геомагнитного обрезания была высока. Таким образом, данные мюонного годоскопа
УРАГАН и детектора ПАМЕЛА не противоречат друг другу.
Работа выполнена в Научно-образовательном центре НЕВОД при поддержке
Рособразования и Роснауки.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1.
Модель космоса: Научно-информационное издание: под ред. М.И. Панасюка. T. 1. М.: КДУ, 2007.
2.
Кузнецов Н.В., Панасюк М.И. // Вопросы атомной науки и техники. Сер. Физика радиационного
воздействия на радиоэлектронную аппаратуру. 2001. В 1-2. С. 3.
3.
Panasyuk M.I. Cosmic ray and radiation belt hazards for space missions. In: Space storms and space
weather hazards. Ed. by I.A. Daglis. The Netherlands: Kluwer Acad. Publ. 2001. P. 251.
4.
Nymmik R.A. // Adv. Space Res. 1998. V. 21. P. 1689.
5.
Miroshnichenko L.I., Perez-Peraza J.A. // Intern. Journ. of Mod. Phys. 2008. V. 01. P. 86.
6.
Вашенюк Э.В., Балабин Ю.В., Гроздевский Б.Б. и др. // Геомагнетизм и аэрономия. 2008. Т. 48. № 2.
С. 157.
7.
Flückiger E.O., Moser M.R., Pirard B. еt al. // Proc. 30th ICRC. 2007. V. 1. P. 289.
8.
Карпова З.М., Балабин Ю.В., Вашенюк Э.В. и др. // Изв. РАН. Сер. физ. 2007. T. 71. № 7. C. 972.
9.
Барбашина Н.С., Кокоулин Р.П., Компаниец К.Г. и др. // ПТЭ. 2008. № 2. С. 26.
10.
Timashkov D.A., Balabin Yu.V., Barbashina N.S .et al. // Astroparticle Physics. 2008. V. 30. P. 117.
11.
Московский нейтронный монитор. http://cr0.izmiran.rssi.ru/mosc/main.htm.
12.
Vashenyuk E.V., Bazilevskaya G.A., Balabin Yu.V. et al. // Proc. 30th ICRC. 2007. V. 1. P. 221.
13.
Bogdanov A.G., Dmitrieva A.N., Kokoulin R.P. et al. // Proc. 21st ECRS. 2008. P. 342.
14.
Yakovleva E.I., Dmitrieva A.N., Shutenko V.V. et al. // Proc. 31st ICRC. 2009. SH.1.5. ID 894.
15.
Picozza P., Galper A.M., Castellini G. et al. // Astroparticle Physics. 2007. V. 27. P. 296.
16.
De Simone N., Adriani O., Barbarino G.C. et al // Proc. 31st ICRC. 2009. SH1.2. ID 794.