Динамика релятивистских солнечных космических лучей по измерениям на уровне Земли

• Автор: Балабин, Юрий Васильевич
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Апатиты
• Количество страниц: 140 с. : ил.

Глава 1. МЕТОДИКА ОПРЕДЕЛЕНИЯ ХАРАКТЕРИСТИК РЕЛЯТИВИСТСКИХ СОЛНЕЧНЫХ ПРОТОНОВ ИЗ ДАННЫХ НАЗЕМНЫХ ИЗМЕРЕНИЙ
1.1. Вводные замечания
1.2. Введение барометрических поправок в данные нейтронных мониторов
1.3. Расчет асимптотических направлений прихода. Используемые магнитосферные модели
1.4. Особенности расчета асимптотических конусов приема с учетом наклонно
падающих на детектор частиц
1.5. Функция отклика нейтронного монитора на анизотропный поток РСП
1.6. Определение параметров потока РСП из данных наземных измерений посредством решения обратной задачи
1.7. Модификации обратной задачи с учетом реальных ситуаций (однонаправленная, двунаправленная модели и модель с независимыми потоками)
1.8. Особенности решения обратной задачи при учете наклонно падающих на детектор частиц
1.9. Определение отклика НМ с учетом наклонных траекторий
1.10. Использование моделей потока РСП и критерии выбора
1.11. Устойчивость решения обратной задачи и погрешности определяемых характеристик РСП
Заключение 1-й главы
Глава 2. МОДЕЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ СОБЫТИЙ С РЕЛЯТИВИСТСКИМИ
СОЛНЕЧНЫМИ ПРОТОНАМИ
2.1. Отличительные признаки спектров быстрой и медленной компонент РСП
2.2. Событие РСП 20 января 2005 г
2.3. События РСП в октябре-ноябре 2003 г
2.3.1. Событие РСП 28 октября 2003 г
2.3.2. Событие РСП 2 ноября 2003 г
2.4. Событие РСП 15 апреля 2001 г
2.5. Событие РСП 14 июля 2000 г
2.6. Событие РСП 6 ноября 1997 г
2.7. Событие РСП 21 мая 1990 г
2.8. Событие РСП 22 октября 1989 г
2.9. Событие РСП 29 сентября 1989 г
2.10. Событие РСП 16 февраля 1984 г
2.11. Событие РСП 7-8 декабря 1982 г
2.12. Событие РСП 7 мая 1978 г
2.13. Событие РСП 23 февраля 1953 г
2.14. Событие РСП 13 декабря 2006 г
2.15. Общие характеристики спектров РСП, полученные на основе модельного изучения
Заключение 2-й главы
Глава 3. РЕЛЯТИВИСТСКИЕ СОЛНЕЧНЫЕ ПРОТОНЫ В ИСТОЧНИКЕ НА
СОЛНЦЕ И В МЕЖПЛАНЕТНОМ ПРОСТРАНСТВЕ
3.1. Связь параметров релятивистских СКЛ с активными процессами в солнечной
короне. Генерация РСП в событии 28'октября 2003 г
3.2. Две компоненты РСП в популяции т.н. «первых» частиц

3.3. Две компоненты релятивистских СКЛ в крупнейших событиях на уровне
земли: 23 февраля 1956 г. и 20 января 2005 г
3.4. Природа быстрой компоненты РСП. Механизм ускорения в
пересоединяющихся токовых слоях
3.5. Природа медленной компоненты РСП. Стохастическое ускорение в турбулентной вспышечной плазме
3.6. Распространение РСП в межпланетном магнитном поле. Процессы рассеяния
частиц. Квазилинейная теория
3.7. Кинетическое уравнение для интенсивности частиц РСП в межпланетном
магнитном поле
3.8. Распространение в петлеобразной структуре ММП в событии 28.10.2003 г
Заю точение 3 -й гл авы
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА

Релятивистские солнечные протоны (РСП), частицы с энергией > 1 ГэВ, представляют собой высокоэнергичную часть спектра солнечных космических лучей. РСП регистрируются в довольно редких событиях после мощных вспышек на Солнце. Основным и, пожалуй, единственным до настоящего времени средством- регистрации, событий с РСП являются наземные детекторы космических лучей (нейтронные мониторы, мюонные телескопы) и поэтому события, в которых наблюдаются эти частицы, полущили название GLE (Ground Level Enhancements).
Исторически исследование РСП началось более полувека назад, когда 28.02 и 7.03.1942 г. с помощью ионизационных камер впервые были зарегистрированы возрастания, связанные с релятивистскими протонами от солнечных вспышек (Дорман, 1957, Дорман, Мирошниченко, 1968)
События РСП происходят довольно редко: за 66 лет,' которые прошли со времени регистрации первого GLE, было зафиксировано всего 70 таких событий, что составляет в среднем 1 событие в год. Вместе с тем, частота их очень неравномерна. Так, за 5 лет, с 1984 по 1989 г.г. не наблюдалось ни одного события, а с июля по ноябрь 1989 г. их произошло 7, в одну лишь неделю, с 21 по 28 мая 1990 г. - 4. Следует отметить, что число событий солнечных космических лучей (СКЛ) в области малых (1-10Мэв) и средних (10-100 Мэв) энергий превосходит на 1-2 порядка число GLE, и они распределены по времени гораздо равномернее (Акиньян и др., 1982, Базилевская и др., 1986а). Кроме крайней спорадичности, причина которой пока не установлена, GLE обладают еще целым рядом специфических особенностей, что позволяет выделить их в отдельный, в общей проблеме солнечных космических лучей, класс событий.
До попадания в детектор на поверхности Земли покидающие Солнце РСП должны пройти через межпланетное пространство, магнитосферу, ионосферу и атмосферу Земли. Поэтому характеристики РСП, получаемые из данных наземных детекторов, несут на .себе отпечаток взаимодействия частиц с этими средами. С другой стороны, сами РСП являются средством изучения солнечной короны, межпланетной среды, магнитосферы и атмосферы Земли.
Таким образом, проблема РСП по своей природе является комплексной, охватывающей широкий круг вопросов. В ней остается много неясного, что, в первую очередь, связано с редкостью наблюдения РСП и скудостью экспериментальных данных по
Для определения применимости модели и степени сходимости используется эмпирически выведенный критерий. Применение критериев, задаваемых распределением у2, в данной задаче невозможно, что будет показано ниже. Критерий достаточно очевидный и общий: требуется, чтобы удельная невязка была много меньше среднего по станциям возрастания. Т.е.
здесь N— общее число станций, используемых в оптимизации; ДТМь-—- расчетное возрастание на станции Ь.
Это довольно жесткое условие, поскольку не менее 1/3 от числа всех станций составляют станции низкоширотные, которые в большинстве событий вЬЕ показывают малое или нулевое возрастание. Левая часть выражения означает просто среднюю по станциям невязку, а правая — среднее по станциям возрастание в> данном событии в некоторый момент времени.
Для численного сравнения результатов оптимизирования по разным моделям, а также для сравнения результатов оптимизации разных вЬЕ используется несколько иная форма выражения (1.47), а именно:
Средняя ошибка счета для стандартного нейтронного монитора для пятиминутных данных составляет 0.5-1 %. Казалось бы, для корректной модели потока получаемое в ходе оптимизации решение должно также давать среднюю невязку тоже в пределах нескольких процентов. Но эмпирические результаты оптимизации показывают, что это не так — невязка зависит от величины среднего возрастания, отмеченного в данном событии на данный момент. Объяснение этого явления в том, что ошибка имеет большую систематическую составляющую, обусловленную прежде всего погрешностями задания модели магнитосферы, которые неизбежны, а также моделями распространения и описания потока РСП. Любые отклонения модели магнитосферы от ее реального состояния приводят к погрешности вычисления асимптотических конусов приема станций, которые никакой моделью распространения РСП не компенсировать. Кроме того, питч-угловое распределение принимается не зависящим от жесткости частиц, что в случае сильного рассеяния может
(1.47)

(1.48)