Download
la famille mcnamara n.
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
La Famille McNamara PowerPoint Presentation
Download Presentation
La Famille McNamara

La Famille McNamara

177 Views Download Presentation
Download Presentation

La Famille McNamara

- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript

  1. Мюонные всплески на БПСТ во время событий GLE: некоторые подходы к интерпретации С.Н.Карпов1, Э.В.Вашенюк2, Ю.В.Балабин2Л.И.Мирошниченко3,4 1) Институт ядерных исследований РАН, Баксанская нейтринная обсерватория; karpovsn@yandex.ru 2) Полярный геофизический институт, КНЦ РАН 3) Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова, РАН 4) Instituto de Geofísica UNAM, México, D.F., México 28-я Всероссийская конференция по космическим лучам, Москва, 3 – 7августа 2006 г.

  2. Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп (БПСТ) • Телескоп расположен на Северном Кавказе в скальной выработке под склоном горы Андырчи. Эффективная глубина – 850 м.в.э. Минимальная толщина грунта – 300 м • Географ. координаты Баксанской нейтринной обсерватории: 43.28 с.ш., 42.69 в.д. Высота над уровнем моря – 1700 м • БПСТ состоит из 3150 детекторов на основежидкого сцинтиллятора • Угловое разрешение в среднем составляет 2 • Эффективная площадь телескопа – 200 м2 • Минимальная энергия мюонов: E = 200 ГэВ

  3. Всплеск на БПСТ 29.09.1989 г. Оценка интенсивности протонов во всплеске

  4. Наиболее значимые всплескиинтенсивности мюонов, зафиксированныена Баксанскомподземном сцинтилляционном телескопе во время наземных возрастаний солнечных космических лучей в21-23 циклах солнечной активности (1981-2003 гг.) n=680 ячеек ×12 интервалов, w вероятность по Пуассону • Основные свойства всплесков: • Малая длительность ( ≤ 15 мин ) • Возрастание локализовано в небольшом телесном угле (ячейка 10º × 15º) • Задержка от максимума рентгеновской вспышки составляет1–2часа • Минимальная энергия первичных протонов EP ≥ 500 ГэВ

  5. 1) большая временная задержка регистрации всплеска на Земле относительно вспышки на Солнце (1–2 часа); 2) короткая длительность всплесков, составляющая не более 15 минут; 3) поток частиц очень узконаправленный, возрастания регистрируются в телесном угле с раствором (угловым диаметром) 10–15; 4) направления, с которых приходят частицы, регистрируемые во всплесках, часто имеют большие угловые расстояния от направления на Солнце (50–70 и более) и имеют очень большой разброс от события к событию; 5) интенсивность, соответствующая всплескам, несколько велика для СКЛ; в то же время она не противоречит кратковременным вариациям (модуляциям) ГКЛ. Для объяснения природы мюонных всплесков, зарегистрированных на БПСТ во время событий GLE, необходимо объяснить пять их главных свойств, которые одновременно являются и главными проблемами для интерпретации:

  6. Временные свойства мюонных всплесков • После добавления событий 23-го цикла распределение всплесков по времени наблюдения сохранило асимметрию, и большинство всплесков наблюдается через 1-2 часа после максимума рентгеновской вспышки • Все четыре наиболее значимых всплеска также попадают в этот интервал времени • Распределение всплесков из фоновых интервалов оказалось близким к равномерному

  7. Пространственные свойства мюонных всплесков • Сохранилась асимметрия распределения по долготе: как и в предыдущих циклах, большинство событий зафиксировано с направлений из диапазона долгот от 60°E до 180°W • Распределение фоновых всплесков имеет похожую асимметрию. Следовательно, она связана с ориентацией диаграммы направленности БПСТ во время событий GLE преимущественно в этих направлениях • Исключение составляет интервал долгот от 0° до 60°W, который заметно отличается от фона. На него приходится более трети всех всплесков, включая три из четырех наиболее значимых

  8. Гипотеза 1. Всплески вызваны частицами солнечного происхождения. Главной трудностью при таком походе является не узконаправленный поток и даже не ускорение до огромных для Солнца энергий 500 ГэВ и выше, а большая задержка относительно вспышки. Теоретически имеется несколько возможностей для решения этой проблемы. • 2. Захват и удержание • Считается, что частицы с энергией 500 ГэВ не могут удерживаться в ловушках вблизи поверхности или в короне Солнца сколько-нибудь заметное время. Однако гиро-радиус  для таких протонов в поле с напряженностью 1 Гс составляет около 17000 км, т.е. всего 0.024 радиуса Солнца. • Вблизи активных областей поле может достигать сотен и даже тысяч Гс. Поэтому вопрос об удержании частиц в ловушке не так однозначен и требует специального изучения. • Если такой сценарий реализуется, то испускание частиц может происходить не в момент собственно вспышки и начального ускорения частиц, а значительно позже. • Этот момент не обязательно должен совпадать с испусканием частиц более низких энергий, т.к. магнитные структуры, удерживающие частицы 5 ГэВ и 500 ГэВ могут быть разными. • 1. Второй источник • Во многих событиях GLE наблюдается две популяции частиц: быстрая и задержанная компонента. Как правило, эти две популяции отличаются не только разным временем прихода к Земле, но и имеют различную форму энергетических спектров, разную степень анизотропии и отличаются направлениями основного потока. • Это позволяет рассматривать возможность существования разных источников с различными механизмами и моментами ускорения и инжекции частиц в одном и том же событии GLE. Наличие второго источника, испускающего (ускоряющего) частицы через 1–2 часа после основной вспышки могло бы решить проблему задержки мюонных всплесков. • Однако до сих пор вопрос наличия двух источников окончательно не решен, поскольку для частиц с энергией несколько ГэВ важную роль играет процесс распространения на пути от Солнца к Земле. Он может значительно изменить (исказить) первоначальную картину ускорения.

  9. Особенности распространения частиц БПСТ от Солнца к Земле

  10. Распространение частиц в структуре Паркеровской спирали распространение в магнитном жгуте Магнитное облако Магнитное поле в такой трубке описывают структурой бессилового магнитного поля, удовлетворяющего условию [Burlaga(1988), Vandas, Fischer (1994)]: rot B = B BA = B0 J0 (R); BT= B0HJ1 (R); BR =0 где R расстояние от оси цилиндра, BA , BT, BR осевая, тангенциальная и радиальная компоненты поля. J0 и J1 функции Бесселя нулевого и первого порядка,

  11. Метод диаграмм v·Tm • Важную информацию о моменте генерации (испускания, модуляции) первичных частиц может дать анализ с использованием метода диаграмм v·Tm(где v – скорость частиц, аTm – момент максимума их интенсивности на орбите Земли) (Reinhard, Wibberenz, 1974, Bazilevskaya, Vashenyuk, 1979,1981) • Он позволяет соотнести по времени момент испускания частиц, ответственных за всплески, с другими процессами на Солнце и в его окрестностях, которые приводят к ускорению и испусканию частиц более низких энегрий.

  12. Проблема временного запаздывания всплесков БПСТ vTм = Aм + Bм v vTm-полный путь, пройденный частицами от момента генерации на Солнце до максимума Tм на Земле A и B являются константами для данного протонного события, физический смысл их следующий: Ам - суммарный путь, пройденный в межпланетном пространстве, Вм - время, проведенное в короне от момента ускорения до выхода в межпланетное пространство Для частиц медленной компоненты РСП и БПСТ время выхода с Солнца одинаково! 29.09.1989 БПСТ

  13. Оценка энергии, приобретаемой частицей при ускорении эл. полем в токовом слое в хвостовой части транзиента (Литвиненко, Сомов (1995), Акимов и др.(1996), Базилевская (2005) = -[VinB] E= e  Lac L ~1-10Rs≈1011 - 1012см, Vin ≈ 107–108см/с, B ≈ 0.01-0.1Гс ≈10 В/см E ≈ 1011эВ Lac << L

  14. Постэруптивное энерговыделениеосновной возможный источник частиц БПСТ О возможной постэруптисной генерации СКЛ высказывались Акимов и др., (1994), Черток, (1994), Крякунова, Черток, (1998)

  15. 3. Распространение по петле • Распространение частиц может происходить по гигантским петлевым или кольцевым структурам, оставшимся в гелиосфере (межпланетном магнитном поле – ММП) от предшествующих вспышек и CME. • Размер таких структур должен быть порядка или больше астрономической единицы. Структуры меньшего размера частицы с энергией 500 ГэВ «не чувствуют» из-за большого гирорадиуса в межпланетном магнитном поле на расстояниях порядка 1 а.е. ( 2.2 а.е. в поле вблизи орбиты Земли ~ 5105 Гс). • Конфигурация указанных магнитных структур должна быть такова, чтобы частицы имели возможность попасть на Землю (вернуться с расстояний >1 а.е.). Тогда задержка от момента их испускания из источника может составлять несколько часов. Существование таких конфигураций более вероятно, если предшествующие вспышки произошли недалеко от лимба Солнца, либо даже за ним. • Если частицы ускоряются и испускаются во время вспышки, то двигаясь со скоростью света, за 1.5 часа они пройдут расстояние 11 а.е. Если учесть вращение частиц вокруг силовых линий, то такой механизм распространения представляется вполне возможным. • В этом случае появляется возможность объяснения как большой задержки всплесков относительно вспышки, так и больших углов между направлением регистрации частиц и направлением на Солнце. • Комбинация модели двух источников, либо удержания в ловушке и распространения по гигантским петлям представляется даже более привлекательной, чем каждая модель в отдельности.

  16. Гипотеза 2. Всплески – кратковременные вариации (модуляции) ГКЛ. Предполагается, что регистрируемые мюооные всплески вызваны частицами ГКЛ, а наблюдаемые кратковременные вариации их интенсивности могут быть связаны с мощными вспышечными процессами на Солнце либо в его окрестностях. • 1. Доускорение частиц ГКЛ • Ускорение на фронтеударной волны от CME широко используется для объясненияпрофилей протонных событийпри энергиях от десятков МэВ до нескольких ГэВ, a также для описанияспектров СКЛв событиях GLE. • Доускорение ГКЛна фронте ударной волны от CME, в принципе, могло бы объяснитьвременную задержку всплесков. На начальных этапах развития CME его размеры малы, поэтому число частиц ГКЛ, взаимодействующих с ним, также мало и не может быть зарегистрировано на БПСТ. На поздних этапах, когда радиус CME становится очень большим, механизм доускорения уже будет неэффективным. • Не исключено, чтовремя 1–2 часаот начала вспышки может оказаться оптимальным для рассматриваемого механизма. Так,при скоростидвижения фронта CME около1000 км/с за 1.5 часаон достигнет расстояния8 радиусов Солнца. • 2. Рассеяние частиц ГКЛ • Расширяющийся CMEна определенном этапе развития можно рассматривать, как подобиекаплевидной магнитной линзы, либоизогнутого зеркала. • Небольшая частьпотока ГКЛможетрассеиваться на этой достаточно быстро движущейся структуре. При этом может происходить небольшое изменение локальной плотности частиц,которое и фиксирует БПСТ. • Как и в случае с доускорением, такая структура должна ужедостаточно расшириться, чтобы заметная доля ГКЛ могла на ней рассеиваться. С другой стороны,магнитные полядолжны быть ещедостаточно сильными,чтобы заметно влиять на ГКЛ с энергией 500 ГэВ. Этим могла бы определятьсязадержка всплесков. В реальности оба процесса – доускорение и рассеяние могут идти одновременно, поскольку оба связаны с расширяющимся CME. В их рамках представляется возможным объяснитьзапаздывание всплесков и несогласованность интенсивности со спектром СКЛ. Достаточно трудно объяснить кратковременность и узконаправленность всплесков, а также большие угловые расстояния между направлением регистрации всплесков и направлением на Солнце.

  17. Заключение • Для объяснения природы мюонных всплесков, зафиксированных на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе (БПСТ) во время событий GLE, привлекаютсядве основные гипотезы: • генерация СКЛс энергией 500 ГэВ во время мощных солнечных вспышек и (или) CME; 2) кратковременныевариации ГКЛ,вызванные процессами, связанными с солнечными вспышками. • Основные проблемы, связанные со всплесками в принципе объясряютсяв рамках первой гипотезы особенностями генерации и распространения к Земле протонов очень большой энергии. В частности, • а: вполне вероятным представляется механизм ускорения всплесковых частиц электрическим полем в процессах импульсного пернесоединения в хвостовой части корональных транзиентов. • б: при таком способе генерации находит свое объяснение и факт запаздывания всплесковых частиц относительно высокоэнергичных процессов во вспышке. • в: Вполне объяснимым является отсутствие хорошей кореляции напрвления прихода частиц на БПСТ с напрвлением ММП. Это связано с тем, что ММП на орбите Земли не может контролировать движение протонов с энергией в сотни ГэВ. Данный факт подтверждается траекторными расчетами. • г: высокая коллимированность потока естественным образом объясняется фокусировкой частиц в расходящемся с расстояние ММП при отсутствии заметного рассеяния для частиц с энергией в сотни ГэВ. • д: так как генерация всплесковых частиц происходит высоко в солнечной короне, этот процесс, из-за низкой плотности окружающей плазмы не сопровождается радио и ренгеновским излучением. • Работа поддержана Российским фондом фундаментальных исследований (проекты 04-02-16952, 05-02-17143, 05-02-39011), Государственной Программой поддержки ведущих научных школ (гранты НШ-1828.2003.02, НШ-1445.2003.02), а также CONACyT Мексики (проект 45822, PERPJ10332).