Получение спектров релятивистских СКЛ с использованием данных Баксанских детекторов ШАЛ

1. Получение спектров релятивистских СКЛ с использованием данных Баксанских детекторов ШАЛ З.М.Карпова1*, Ю.В.Балабин2†,Э.В.Вашенюк2†, С.Н.Карпов1* 1 Институт ядерных исследований РАН, Баксанская нейтринная обсерватория; zkarpova@yandex.ru 2 Полярный геофизический институт КНЦ РАН

2. 1. Введение • Мировая сеть нейтронных мониторов (НМ) позволяет определять спектр солнечных космических лучей (СКЛ) в большинстве событий GLE только до жесткости 4-5 ГВ [1, 2]. Исключение составляют некоторые гигантские события с жестким спектром, такие как 23 февраля 1956 г. [3, 4] и 29 сентября 1989 г. [2], когда спектр по данным НМ был измерен до 15 ГВ. • В дополнение к данным НМ, мы предлагаем использовать информацию существующих детекторов, применяющихся для регистрации различных компонент широких атмосферных ливней (ШАЛ). А именно, использовать темп счета одиночных частиц (а не ливней – ШАЛ) на указанных детекторах. Минимальная энергия определяется в этом случае геомагнитным порогом обрезания, как и для нейтронного монитора. Эффективная площадь и темп счета таких детекторов оказываются на несколько порядков больше, чем для нейтронных мониторов. Возрастания СКЛ на уровне земли (события GLE) наблюдались подобными детекторами и ранее: на Баксанском КОВРЕ – 29 сентября 1989 [5, 6], MILAGRITO – 6 ноября 1997 [7], GRAND – 15 апреля 2001 [8]. • Дальнейший анализ событий GLE по данным Баксанских детекторов (АНДЫРЧИ, КОВЕР и БМД) показывает, что возрастания потока СКЛ с энергией выше 5 ГэВ наблюдаются примерно в 50% указанных событий [9, 10].

3. 2. Характеристики Баксанских детекторов ШАЛ • Статистическая точность НМ по 5-минутным данным составляет около 1%, а для АНДЫРЧИ, КОВРА и БМД она равна 0.055%, 0.03% и 0.04%, соответственно. • Это позволяет измерять в десять раз более слабые потоки космических лучей, чем на НМ. Все перечисленные детекторы расположены в Баксанском ущелье на Северном Кавказе (географические координаты: 43.28 с.ш. и 42.69 в.д.). Порог геомагнитного обрезания – около 6 ГВ. Высота над уровнем моря составляет 1700 м для КОВРА и БМД (стандартное давление – 835 мбар) и 2050 м – для АНДЫРЧИ (800 мбар).

4. Баксанский исследовательский комплекс Location of Main Baksan Detectors Large Area Muon Detector Neutron Monitor Central part of Carpet • Atmospheric depth  835 g/cm2 • Altitude is 1700 m above sea level • The depth of BMD location is of 6 m.w.e. • Баксанские установки ШАЛ имеют следующие эффективные площади (площади сцинтиллятора): АНДЫРЧИ – 37 м2, КОВЕР – 196 м2 и БМД (Баксанский мюонный детектор, 5 м.в.э.) – 175 м2. Для сравнения, эффективная площадь одного стандартного модуля нейтронного монитора (6-NM-64) составляет 1.8 м2. Благодаря этому, темп счета одиночных частиц составляет 11500 с–1, 40000 с–1 и 19000 с–1 на указанных ливневых детекторах и ~100 с–1 – на НМ.

5. 3. Методика получения спектров релятивистских СКЛ 3.1 Определение величины возрастания • Для вычисления средней величины фона ГКЛ темп счета каждого Баксанского детектора в течение нескольких часов до начала события GLE и несколько часов после аппроксимировался полиномом. Это необходимо для исключения вариаций ГКЛ, которые на ливневых детекторах в течение суток могут быть сравнимы, или даже больше ожидаемого сигнала СКЛ. Затем вычислялось отклонение реального темпа счета детекторов от полинома в процентах. Всего по 5-минутным данным Баксанских детекторов было проанализировано 30 событий GLE. Из них в 15 событиях GLE наблюдалось превышение над фоном более четырех стандартных отклонений. Эти события GLE представлены в таблице 1.

6. Таблица 1. События GLE по 5-минутным данным Баксанских установок * В течение события GLE №52 точность КОВРА составляла 0.16%. Основная статистическая точность КОВРА составляет 0.03%. ** Андырчи работает с 1996г. Основная точность - 0.055%. *** Данные БМД доступны с 2000г. Основная точность - 0.04%.  – Величина превышения в максимуме события GLE в стандартных отклонениях.

7. 3.2. Определение спектров СКЛ методом оптимизации • Параметры СКЛ могут быть определены из данных наземных детекторов путем решения обратной задачи при сравнении расчетных откликов детекторов с наблюдаемыми [11, 12]. Выражение для функции отклика наземного детектора (нейтронного монитора, Баксанского детектора), связывающее величину возрастания темпа счета детектора над фоном N/Nсо спектром J║(p), имеет вид [11, 12]: (1) • где F(θj(p)) – питч-угловое распределение первичных частиц, S(p) – специальная функция сбора вторичных частиц детектором. Дифференциальный спектр СКЛ в межпланетном пространстве вдоль ММП задается выражением: (2)

8. Здесь J0– поток СКЛ при жесткости 1 ГВ, γ – показатель спектра, Δγ – спектральная поправка. Питч-угловое распределение потока РСП относительно межпланетного магнитного поля задается в виде функции, близкой к функции Гаусса: (3) где θ(R) – угол между направлением максимальной интенсивности частиц и асимптотическим направлением приема детектора, σ – характеризует ширину потока. • Параметры потока СКЛ за пределами магнитосферы Земли J0, γ, Δγ, θ(R) и • σ получаются путем оптимизации в соответствии с выражениями (1), (2) и (3). • Обычно этот метод применяют при анализе данных мировой сети нейтронных мониторов. Мы впервые для этой цели вместе с данными 32 станций нейтронных мониторов включили измерения на Баксанских детекторах ШАЛ. • Отдельной задачей здесь стоит вычисление специальных функций сбора для этих детекторов.

9. 3.3. Вычисление специальных функций сбора установок ШАЛ • Как указано выше, для подобного анализа необходимы функции выхода вторичных частиц для режима регистрации одиночной компоненты КЛ на Баксанских детекторах. Специальная функция сбора (СФС) для вертикального первичного потока определяется соотношением [13]: (4) • где dN(p,x,t)/dpесть темп счета детектора, расположенного на глубине xв момент времени t, от первичного потока частиц с жесткостью от pдо p + dp, приходящих в малом телесном угле вблизи вертикального направления; dJ(p,t)/dp– спектр первичных КЛ. Таким образом, специальная функция сбора – S(p,x) определяет число отсчетов детектора на единицу потока первичных частиц с жесткостьюp.

10. 3.3. Вычисление специальных функций сбора установок ШАЛ • СФС для трех Баксанских установок были вычислены методом Монте-Карло для вертикального и изотропного первичного потока. • Прохождение частиц через атмосферу до уровня Баксанских установок моделировалось с помощью хорошо известного программного пакета CORSIKA (v.6.031, QGSJET [14]). • Процессы регистрации частиц Баксанскими детекторами моделировались также методом Монте-Карло с использованием авторских программ. При этом учитывалась реальная конфигурация отдельных детекторов и установок в целом [15]. • Результаты расчетов представлены на рис. 1. При жесткостях выше геомагнитного обрезания на Баксане специальные функции сбора ливневых установок на несколько порядков выше, чем аналогичная функция для нейтронного монитора. Рис. 1. Специальная функция сбора частиц (СФС) для Баксанских установок АНДЫРЧИ, КОВЕР и БМД в сравнении с аналогичной функцией нейтронного монитора. • Это обеспечивается лучшей чувствительностью Баксанских детекторов к КЛ с жесткостью выше 6 ГВ и, как следствие, более высоким темпом счета. В то же время, нейтронный монитор оказывается более эффективным при малых жесткостях.

11. 4. Спектр СКЛ в событии 20.01.2005 г. рассчитанный с учетом данных установки Ковер • Рис. 2. Энергетические спектры релятивистских солнечных протонов, для потоков 1 и 2 в 7.00 UT. 3- спектр, полученный в 8.00 UT. Приведены данные прямых измерений солнечных протонов на шарах-зондах – темные кружки и КА GOES-11-ромбы. На Рис.2 показаны спектры СКЛ в событии GLE 20 января 2005 г., полученные методом оптимизации по данным сети нейтронных мониторов и с учетом величины возрастания СКЛ на установке КОВЕР.

12. Заключение • Баксанские ливневые установки АНДЫРЧИ, КОВЕР и БМД зарегистрировали 15 возрастаний СКЛ из 30 исследованных событий GLE. Это означает, что СКЛ с жесткостями выше 6 ГВ наблюдаются не менее чем в 50% событий GLE. • Амплитуда сигнала во всех этих случаях (за исключением 29 сентября 1989 года) составляет десятые доли процента. Такие возрастания не могут быть зафиксированы стандартными нейтронными мониторами с близкими жесткостями геомагнитного обрезания. • Только высокая чувствительность и статистическая точность Баксанских детекторов ШАЛ позволяет регистрировать значимые возрастания СКЛ при такой жесткости. • Благодаря этому существует возможность продлить спектр СКЛ для указанных событий выше 6 ГВ. • Для выполнения соответствующих расчетов спектров необходимы специальные функции сбора частиц для Баксанских установок, которые были вычислены методом Монте-Карло с помощью пакета программ CORSIKA, а также авторских программ. • Работа поддержана Российским фондом фундаментальных исследований (проекты 04-02-16952 и 05-02-17143), а также Государственной Программой поддержки ведущих научных школ (грант НШ-1828, 2003, 02).

13. [1] G. A. Bazilevskaya, E.V. Vashenyuk, V.N. Ishkov et al. Solar Proton Events 1980-1986, Catalogue, edited by Yu. I. Logachev (Moscow, World Data Center-B-2), 1990 [2] A.I. Sladkova, G.A. Bazilevskaya, V.N. Ishkov, M.N. Nazarova, N.K. Pereyaslova, A.G. Stupishin, V.A. Ulyev, I.M. Chertok, Catalogue of Solar Proton events 1987-1996, Edited by Yu. I. Logachev, Moscow University Press, 1998, p. 205-206. [3] L. I. Miroshnichenko, R. Pérez Enríquez and B. Mendoza. Energy spectra of accelerated solar protons from different sources. // Solar Physics, v.186, pp.381–400, 1999. [4] W.R. Webber. – In: AAS-NASA Symposium on the Physisics of Solar Fares (ed. By W.N. Hese). NASA, Washington, D.C., 1964, p. 215. [5] E.N. Alexeyev et al., 1991, Izv. AN SSSR, Phys. Ser. 55, 1874. [6] V.V Alexseenko. et al., 1993, Proc. 23rd ICRC, 3, 163. [7] J.M. Ryan, 1999, Proc. 26th ICRC, 6, 378. [8] J. Poirier and C. D’Andrea, 2002, J. Geophys. Res., 107, 1815. [9] S.N. Karpov, V.V. Alexseenko, D.D. Djappuev, Z.M. Karpova, N.S. Khaerdinov, V.B. Petkov, A.V. Radchenkov, A.N. Zaichenko. // 2003, Proc. 28th ICRC, Tsukuba, SH1.4, p.3427-3430. [10] S.N. Karpov, Z.M. Karpova, Yu. V. Balabin and E.V. Vashenyuk. // 2005, Proc. 29th ICRC, Pune, SH.1.5, 1, p. 193-196. [11] Vashenyuk E.V., Balabin B.B., Gvozdevsky B.B. // Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, V.6, P.3401-3404. [12] Cramp L.J., Duldig M.L., Flueckiger E.O., Humble J.E., Shea M.A., Smart D.F. // J. Geophys. Res. V.102, No A11, p.24237-24248, 1997. [13] J.A. Lockwood, W.R. Webber and L. Hsieh, J. Geophys. Res., 79, 4149 (1974). [14] D. Heck et al., Report FZKA 6019, Forschungszentrum Karlsruhe (1998) [15] S.N. Karpov, Z.M. Karpova and A.B. Chernyaev. // 2005, Proc. 29th ICRC, Pune, SH1.6, 1, p. 261-264. Списоклитературы