Критерии для предсказания протонных событий по солнечным наблюдениям в реальном времени

Полный текст

1. ВВЕДЕНИЕ

При осуществлении и планировании космической деятельности необходимо знать ожидаемые радиационные условия. В частности, желательно уметь предсказывать солнечные протонные события (СПС) — время начала, эволюцию временных профилей, время максимума и длительность спада потока протонов различных энергий, а также их полные флюенсы. Отметим, что реальную радиационную опасность представляют СПС, чья максимальная интенсивность превышает глубину модуляции галактических космических лучей (ГКЛ) в цикле солнечной активности, так как космические аппараты должны быть адаптированы к полетам в пределах возможных вариаций ГКЛ. Однако уровень современных методов предсказания СПС не позволяет использовать их в реальном времени. По-прежнему существуют пробелы в понимании физики СПС, используются преимущественно эмпирические модели предсказания, основанные на статистическом анализе солнечных и межпланетных явлений, связанных с СПС (см. [Кузнецов, 2007; Нымник, 2007; Balch, 2008; García-Rigo et al., 2016]).

Патрульные наблюдения на спутниках GOES мягких рентгеновских лучей (SXR) дают самый длинный и непрерывный ряд данных о вспышечной активности, которые поступают практически в реальном времени. Именно поэтому они широко используются для предсказания СПС в реальном времени и верификации различных статистических моделей предсказания СПС [Garcia, 2004; Belov et al., 2007; Белов, 2017; Alberti et al., 2017; Kahler et al., 2017; Núñez, 2011, 2015, 2018; Núñez and Paul-Pena, 2020; Ling and Kahler, 2020]. Достаточно полный обзор современного состояния прогностических моделей на 2017 г. можно найти в статье [Swalwell et al., 2017].

Ускорение протонов с Е > 100 МэВ и релятивистских электронов в “протонных” солнечных вспышках происходит достаточно редко. Для определения механизма ускорения, а, следовательно, обоснованного предсказания СПС, необходимо связать наблюдательные характеристики электромагнитного излучения (от радио- до гамма-излучения) с физическими условиями в солнечных вспышках. В работе [Hudson, 1978] было высказано предположение, что характеристики “протонных” вспышек сложнее зависят от свойств физических процессов, чем простая пропорциональность полной энергии, т. е. демонстрируют пороговые эффекты. В этом случае эффекты становятся виднее “more striking“ для больших вспышек, но сами вспышечные процессы по сути не меняются.

Сравнение потоков ускоренных электронов и протонов как по непосредственным наблюдениям в межпланетном пространстве (МП) [Ramaty et al., 1978], так и результатам их взаимодействия в атмосфере Солнца (излучение жестких рентгеновских лучей и γ-линий) [Shih et al., 2009], показывает, возможно, два механизма ускорения, которые происходят в двух фазах. В первой фазе ускоряются преимущественно электроны <100 кэВ, а во второй фазе ускоряются как электроны >100 кэВ, так и протоны. По всей видимости, механизм ускорения один, а фазы различаются возможностью наблюдения протонов в атмосфере Солнца. Во второй фазе протоны уже преодолели энергетический порог генерации γ-линий и рождения нейтронов при взаимодействии с ядрами [Струминский и др., 2020]. Если ориентироваться на ускорение протонов >100 МэВ и электронов >1 МэВ, которые наблюдаются в МП со сходными временными профилями, то этим единым механизмом является длительное стохастическое ускорение [Miller et al., 1997]. При этом нужно принять во внимание, что без учета процессов излучения протоны и электроны ускоряются до одинаковых энергий за равное время, но время их ускорения до одинаковых скоростей различается в m_p/m_e раз.

Для объяснения пропорционального количества высокоэнергичных электронов и протонов Герштейн [1979] предложил механизм их коллективного ускорения (смоуктрон). Прошедшие годы показали, что “смоуктрон” вряд ли реализуем даже в лабораторных условиях, хотя идеи ускорения ионов посредством электронных колец широко использовались и используются [Саранцев и Перельштейн, 1979], но некоторые идеи, легшие в его основу, заслуживают упоминания. По всей видимости, Герштейн [1979] был первым, кто отметил два принципиальных момента, необходимые для начала ускорения протонов (второй фазы ускорения) — нагрев плазмы до температур более 10 МК и сохранения электронейтральности плазмы в процессе ускорения.

Начиная с пионерских работ [Garcia, 1994a, b] стали рассматривать не только мощность SXR-излучения, но и температуру (T) и меру эмиссии (EM) SXR-плазмы. Например, Garcia [2004] предлагает использовать температуру вспышечной плазмы в максимуме SXR-интенсивности, так как в диапазоне от M1 до X2 вспышки, связанные с СПС (>10 МэВ, >10 PFU), существенно холоднее, чем вспышки без СПС [Garcia, 1994a, b]. Однако максимальная температура вспышечной плазмы показывает наименьший коэффициент корреляции с максимальной амплитудой СПС среди всех рассмотренных параметров [Garcia, 2004]. Вероятно, малая SXR-температура вспышек с СПС связана с дополнительным отводом энергии при ускорении быстрых (V_cme > 1000 км/с) и широких КВМ [Ling and Kahler, 2020; Kahler and Ling, 2022].

Непосредственную информацию об ускорении электронов дают нам нетепловые HXR- и микроволновое излучение. Эффект Neupert [1968] косвенным образом через нагрев плазмы ускоренными электронами и последующее “хромосферное” испарение связывает между собой тепловое (SXR) и нетепловое (HXR и микроволновое) излучения. При этом на момент наблюдения HXR- и микроволнового излучения об ускорении протонов ничего не известно, так как они могли еще не достичь энергии порога регистрации γ-линий (начало второй фазы ускорения). Также γ-линий (первая фаза ускорения) может быть связано с отсутствием нужного инструмента в нужное время и в нужном месте (патрульных наблюдений). Поэтому в первом приближении об ускорении протонов во вспышке можно судить по нетепловому излучению электронов, предполагая с некоторой пороговой энергии электронов пропорциональное ускорение протонов.

О статистической связи СПС со вспышечным HXR-излучением говорит эффект Kiplinger, который показал, что временная эволюция HXR-спектра E > 30 кэВ “soft — hard — harder” (SHH) характерна для вспышек с СПС. Такую эволюцию спектра SHH (спектр становится жестче со временем) было предложено использовать для автоматического предсказания СПС [Kiplinger, 1995]. Критический анализ этого предложения был проведен в работе [Kahler, 2012]. По мнению этого автора, вспышки с SHH эволюцией HXR-спектра и КВМ являются составляющими больших эруптивных вспышек, чем и объясняется хорошая связь SHH HXR-вспышек с СПС. Эволюция SHH HXR спектра E > 30 кэВ является следствием длительного стохастического ускорения.

Предсказание СПС с использованием данных по микроволновому и SXR-излучению имеет такую же вероятность, как и с использованием только данных по SXR-излучению, но без ложных тревог за рассматриваемый период и с несколько увеличенным временем предупреждения [Zucca et al., 2017]. Микроволновые патрульные наблюдения улучшают схему предсказания СПС по сравнению со схемой, использующей только SXR-данные, поэтому наличие качественных микроволновых наблюдений, доступных в реальном времени, представляется чрезвычайно желательным для улучшения предсказания СПС [Zucca et al., 2017]. Информация о дециметровых радиовсплесках II, III и IV типов и SXR-вспышках ≥ M2 использовалась для предсказания СПС E > 10 МэВ [Núñez and Paul-Pena, 2020], для выбранного интервала получились следующие оценки: вероятность детектирования 70.2%, объявление ложной тревоги 40.2%, время ожидания 9 ч 52 мин.

Методика предсказания СПС-событий по радионаблюдениям развивается в ИЗМИРАНе достаточно давно (см. [Черток, 2018] и ссылки там). Статистически было установлено, что вспышка может быть источником СПС у Земли с потоком протонов с E > 10 МэВ J₁₀ ≥ 5—10 PFU (Proton Flux Unit, 1 PFU = 1 (см² с ср)^–1), если максимальная интенсивность связанных с ней микроволновых радиовсплесков хотя бы на одной из частот в диапазоне 2.7—15.4 ГГц превышает 500 SFU (Solar Flux Unit, 1 SFU = 10^–22 Вт м⁻² Гц⁻¹), причем продолжительность радиовсплеска должна быть большой, а также сопровождаться метровым компонентом радиоизлучения — всплесками II и IV типов. Странно, что в методике ИЗМИРАН не упомянуто плазменное радиоизлучение на частотах <1415 МГц (дециметровые радиоволны), которое должно предшествовать всплескам II и IV типов на частотах <180 МГц.

Напомним, что согласно существующим представлениям [Aschwanden, 2006], место первичного энерговыделения — область генерации частот ~500 МГц. Klein et al. [2010] заключили, что радиоизлучение на дециметровых и более длинных волнах дает достоверный индикатор проникновения частиц, ускоренных во вспышке, в верхнюю корону и межпланетное пространство (МП). Отсутствие такого излучения во вспышке может быть использовано как свидетельство того, что вспышка не будет сопровождаться СПС даже при достаточно мощном SXR-излучении. Однако в работе [Zucca et al., 2017], как и в работе [Черток, 2018] дециметровое излучение для улучшения прогнозирования СПС не рассматривалось, ограничившись только микроволнами.

Наибольшую опасность представляют вспышечные события с регистрацией солнечных космических лучей (СКЛ), в которых ускоряются протоны до энергии более 100 МэВ. Ускорение протонов c E > 100 МэВ и релятивистских электронов c E > 1 МэВ, по всей видимости, происходит в длительных эруптивных вспышках на фоне ускорения корональных выбросов массы сo скоростями, превышающими локальную вторую космическую скорость (618 км/с на поверхности Солнца), в процессе множественного пересоединения — “магнитной детонации” [Григорьева и др., 2023; Струминский и др., 2023]. Такой подход открывает возможность прогноза СПС с энергией протонов >100 МэВ в реальном времени, используя несколько физических порогов, связанных с энергетикой вспышечного процесса.

2. ПОРОГОВЫЕ ЗНАЧЕНИЯ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ

Солнечное магнитное поле является единственным доступным источником энергии в короне для осуществления всего комплекса явлений, который ассоциируется с солнечной вспышкой. Наблюдения показывают, что вспышки в активной области (АО) происходят при взаимодействии ранее существовавшего магнитного потока с одним или несколькими новыми магнитными потоками, одновременно или последовательно всплывающими в атмосфере Солнца. Темп энерговыделения зависит от скорости всплытия нового магнитного потока (магнитной энергии).

Рост вспышечной активности в АО наступает при появлении нового быстрого магнитного потока; значимые солнечные вспышечные события (СВС) происходят через 0.5—2 сут после обнаружения достаточно большого магнитного потока (>10¹³ Вб) при скорости его всплытия >10⁹ Вб/с (см. [Ишков, 2023] и ссылки там). Это позволяет прогнозировать период вспышечного энерговыделения на масштабе нескольких дней до реализации первого значимого СВС. Вспышки больших и средних баллов (по классификации SXR-излучения, GOES) всегда группируются в серии — период вспышечного энерговыделения длительностью 16—80 ч, который заканчивается при прекращении поставки магнитной энергии (всплытия нового магнитного потока) и образованием новой устойчивой конфигурации магнитного поля АО. Иногда серии вспышек могут происходить не в одной, а в нескольких АО, связанных друг с другом общим магнитным полем, т. е. в комплексах активности.

Описанные выше АО (или комплексы активности) способны создать условия для длительного стохастического ускорения электронов и протонов, которое не должно нарушать электронейтральность плазмы. Для этого необходимо, чтобы количество электронов и протонов, ускоренных до одинаковых скоростей, было сопоставимо [Струминский и др., 2020]. В этом случае “протонная вспышка” (появление взаимодействующих протонов с E > 10 МэВ) должна начинаться при электронной температуре плазмы ~12 МК (протоны с E ~ 2 МэВ эквивалентны по скоростям электронам с E ~1.0 кэВ). Горячая плазма (с Т > 12МК) необходима для обеспечения электронейтральности, которая должна сохраняться все время ускорения протонов (наблюдения HXR- и/или микроволнового излучения)!

Hudson et al. [2021] обратили внимание на наблюдательный факт, что импульсной фазе вспышек c HXR-излучением предшествует горячее SXR-начало (a hot X-ray ‘onset’) с температурой плазмы 10—15 МК. Для его обоснования Цап и Мельников [2023] сделали оценки, которые показали, что эффективное доускорение электронов возможно лишь в случае сравнительно разреженной (n < 10¹⁰ см⁻³) и горячей (T > 10⁷ K) фоновой плазмы. Начало генерации π⁰-мезонов будет возможно при энергии электронов ~150 кэВ (протоны с E ~300 МэВ эквивалентны по скоростям электронам c E ~150 кэВ), т. е. на фоне микроволнового (ГГц) или HXR-излучения E > 100 кэВ. Для достижения таких скоростей протонам требуется время в m_p|/m_e, как минимум, раз большее, чем электронам. Поэтому, ключевым моментом является время ускорения электронов до энергий ~100 кэВ, которое определяет необходимую длительность наблюдения HXR-излучения с E > 100 кэВ и/или микроволнового излучения, а также ожидаемый момент прихода первых ускоренных протонов на Землю при свободном распространении.

Существуют наблюдательные данные, которые показывают время ускорения электронов до кинетической энергии ~100 кэВ порядка ~400 мс [Miller et al., 1997]. Также наблюдаются задержки между HXR-всплесками на различных энергиях электронов (20, 50, 100, 200 и 300 кэВ) порядка десятков миллисекунд, которые могут быть обусловлены временем ускорения (см. обзор [Лысенко и др., 2020] и ссылки там). Поэтому время, необходимое для набора E ~200 МэВ протонами, будет ~1 мин при ускорении электронов до кинетической энергии ~100 кэВ за 40 мс (“быстрое” ускорение) или ~10 мин при ускорении электронов до ~100 кэВ за 400 мс (“медленное” ускорение). Если за ноль времени в солнечных событиях принять начало микроволнового излучения на частотах 8.8—15.4 ГГц (оно обычно совпадает с появлением значимого сигнала HXR-излучения с E ~100 кэВ), то ожидаемое время прихода протонов с E ~200 МэВ (V/c = 0.57) на орбиту Земли будет ~11 мин (~21 мин соответственно) при распространении без рассеяния по спирали Паркера до Земли (1.3 а. е., скорость солнечного ветра 300 км/с). Таким образом, неопределенность характерного времени ускорения солнечных электронов до E ~100 кэВ определяет неопределенность времени первого прихода СП с E ~200 МэВ на орбиту Земли и составляет порядка 10 мин. Необходимое время (характерный размер) для ускорения протонов с E > 100 МэВ задает, по всей видимости, развитие вспышечного процесса вверх, связанное с ускорением КВМ.

Исследование вспышек без солнечных протонных событий (СПС) и КВМ, показывает [Klein et al., 2010; Grigor’eva and Struminsky, 2021; Струминский и др., 2021, 2023], что они выделяются отсутствием плазменного излучения на частотах менее 1415 МГц. Последовательное появление этого излучения на уменьшающихся частотах и/или одновременное его наличие в широком диапазоне частот, свидетельствует о развитии вспышки вверх и является, по нашему мнению, характеристикой ускоряющегося КВМ — развития “протонной вспышки” вверх.

Наблюдение плазменных частот дает возможность для оценки линейного размера источника SXR по мере эмиссии (EM). Так как EM ~ n²L³, то . Предполагая, что плазменная частота , то EM ~ í_p⁴L³. Действительно, ускорение КВМ происходит на фоне HXR-излучения при росте меры эмиссии. Интенсивное “хромосферное испарение” должно компенсировать расширение источника и уменьшение концентрации плазмы. В этом случае получаем EM₅₀₀ > EM₁₄₁₅ или L₅₀₀ > L₁₄₁₅(1515 / 500)^4/3, при L₁₄₁₅ ≈ 15 Мм имеем L₅₀₀ ≈ 60 Мм, а L₂₄₅ > L₅₀₀(500 / 245)^4/3 и L₂₄₅ ≈ 155 Мм (индексами обозначены соответствующие частоты в МГц). Таким образом, наблюдение плазменного радиоизлучения с частотами <500 МГц, является свидетельством преодоления вспышкой порога по высоте 60 Мм над фотосферой, а 245 МГц — 155 Мм.

Помимо этого, обратим внимание на то, что гелиоцентрический радиус R = GmM/kT, найденный из равенства тепловой энергии водородной плазмы и ее потенциальной энергии в гравитационном поле Солнца, при T > 10 MK сопоставим с полем зрения коронографа LASCO C2 ((1.5—6) R_s). Подставляя константы, получаем T = 22 / R [MК], где R измеряется в радиусах Солнца. Для гелиоцентрического расстояния 1.5R_s температура составит 14.7 MК.

При регистрации первого прихода СП детекторами, интегральными по энергии, существует неопределенность времени первого прихода СП, связанная с дисперсией по скоростям. Оценим максимальное время ускорения протонов от E ~100 МэВ до ~500 МэВ, которое позволит протонам c E ~500 МэВ (V/c = 0.75) прийти раньше протонов с E ~100 МэВ (V/c = 0.43). При распространении без рассеяния по спирали Паркера до Земли (1.3 а. е., скорость солнечного ветра 300 км/с) время распространения протонов с E ~500 МэВ (V/c = 0.75) составит ~15 мин, а для протонов с E ~100 МэВ (V/c = 0.43) будет ~25 мин. Таким образом, максимальное время ускорения протонов с E от ~100 МэВ до ~500 МэВ должно быть менее ~10 мин (темп ускорения 0.67 МэВ/с), чтобы первыми пришли протоны с энергией >500 Мэ В.

Эти оценки обуславливают выбор нулевого времени для анализа явлений, связанных с солнечными протонными вспышками, а также критерии “раннего” (< +20 мин) и “позднего” (> +20 мин) прихода СП на орбиту Земли, относительно нулевого времени [Григорьева и др., 2023]. В случае “быстрого” режима ускорения электронов и протонов первые СП с E > 100 МэВ будут наблюдаться на Земле через 10 мин после выбранного нами нуля (возможно, одновременно или позднее протонов с E > 500 МэВ). В случае же “медленного” режима ускорения электронов и протонов первые СП с E > 100 МэВ будут наблюдаться на Земле через 20 мин и более.

Условия выхода ускоренных протонов в МП определяются параметрами КВМ — направлением распространения (угол PA) и скоростью первого появления в поле зрения коронографа и телесным углом. Для гарантированного выхода протонов в МП вместе с КВМ его скорость в поле зрения LASCO C2 должна быть >618/1.5 = 412 км/с. Скорость первого появления определяется режимом ускорения КВМ и зависит от “хромосферных эффектов”. Так как величина ускорения КВМ ограничена ~10 км/с², то скорость первого появления КВМ определяет необходимую минимальную длительность его ускорения ~ 1 мин [Струминский и др., 2021]. Параметры КВМ можно определить только после регистрации двух положений в поле зрения коронографа. Так как скважность наблюдений КВМ коронографом LASCO C2 12 мин, то невозможно использовать эти данные для предсказания момента первого прихода солнечных протонов >100 МэВ в реальном времени [Григорьева и др., 2023]. Длительное наблюдение ускорения КВМ в поле зрения коронографа LASCO, возможно свидетельствует о продолжающемся выделении энергии и ускорении частиц на постэруптивной фазе вспышки [Григорьева и Струминский, 2022].

Таким образом, мы предлагаем пять пороговых критериев, которые должны выполняться последовательно для реализации протонной вспышки: 1) по магнитному потоку; 2) по температуре вспышечной SXR-плазмы; 3) по энергии и длительности ускорения электронов; 4) по высоте развития вспышечного процесса; 5) по скорости и углу распространения КВМ. Предложенные критерии обсуждаются ниже на примере вспышек, КВМ и СПС, наблюдавшихся 2—9 августа 2011 г.

3. ИНСТРУМЕНТЫ И МЕТОДЫ

Температура (Т) и мера эмиссии (ЕМ) вспышечной плазмы были вычислены из 2-секундных интегральных потоков SXR-излучения в каналах 1—8 и 0.5—4 Å детектора КА GOES (the Geostationary Operational Environmental Satellite, /satdat.ngdc.noaa.gov/sem/goes/data/) в пакете SolarSoft в однотемпературном приближении.

В данной работе мы используем только информацию о радиоизлучении, представленную в YYYYMMDDevents.txt файлах (https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/NOAA/org_events_text/2011/). Эти файлы содержат информацию о начале, максимуме и конце наблюдавшегося радиоизлучения на восьми патрульных частотах Radio Solar Telescopr Network (RSTN). На четырех частотах (15.4, 8.8, 4.995, 2.695 ГГц) регистрируется преимущественно гиросинхротронное излучение, на трех (610, 410, 245 МГц) — плазменное излучение, а на частоте 1415 МГц — возможен вклад обоих механизмов.

Антисовпадательная защита спектрометра на КА ИНТЕГРАЛ (Anti-Coincidence Shield of Spectrometer on INTEGRAL — ACS SPI) регистрирует HXR с E > 100 кэВ. Это могут быть как первичные фотоны, так и вторичные фотоны, рожденные в теле детектора под воздействием протонов c E > 100 МэВ. Защита ACS SPI представляет собой эффективный, но не калиброванный детектор HXR и протонов, который используется нами для исследования взаимосвязи солнечных вспышек и протонных событий. Данные ACS SPI доступны на сайте (https://isdc.unige.ch/~savchenk/spiacs-online/spiacspnlc.pl) с временным разрешением 50 мс. При одноминутном сглаживании и вычитании фона значимым становится темп счета ACS SPI менее 10 отсчетов за 50 мс. Возрастание темпа счета ACS SPI во время наблюдения солнечного радиоизлучения вызвано солнечным HXR-излучением. Моментом первого прихода СП на орбиту Земли мы считаем начало значимого возрастания темпа счета на фоне или после всплеска солнечного HXR- излучения (например, [Струминский и др., 2020; Григорьева и Струминский, 2022]).

Для контроля за интенсивностью потоков протонов меньших энергий в МП вблизи Земли мы используем данные протонных каналов 7.8—25 и 25—53 МэВ детектора EPHIN (the Electron Proton Helium Instrument [Müller-Mellin et al., 1995]) на борту КА SOHO, который находится в точке Лагранжа L1. Данные SOHO EPHIN были взяты на сайте (/www2.physik.uni-kiel.de/SOHO/phpeph/EPHIN.htm), При анализе СПС мы пользуемся оценками квазимаксимальной энергии протонов Е_qm, приведенными в каталоге (https://swx.sinp.msu.ru/apps/sep_events_cat/docs/SPE_24_Summary_List.pdf). Значения Е_qm дают представление о мощности солнечных событий, дают еще один единый параметр в событиях СКЛ, позволяющий проводить сравнения с другими характеристиками событий [Логачев и др., 2018].

Данные по наблюдениям КВМ взяты из электронного каталога SOHO LASCO CME CATALOG (/cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/) [Gopalswamy et al., 2009].

4. СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ И ПРОТОННЫЕ СОБЫТИЯ 2—9 АВГУСТА 2011 г. ОБСУЖДЕНИЕ

Для иллюстрации метода предсказания протонных событий в реальном времени мы выбрали период со 2 по 9 августа 2011 г. (начало роста 24-го цикла солнечной активности), когда две АО 11261 (с 26 июля) и АО 11263 (с 28 июля) демонстрировали свою активность на солнечном диске.

По всей видимости, эти АО были связаны общим магнитным полем и входили в комплекс активности, который стал источником серии вспышек 30 июля — 9 августа 2011 г. Первым значимым (балл М и более) событием в этот период стала вспышка M9.3 30 июля 2012 г. с координатами (N14E35) в АО11261, в которой SXR-плазма прогрелась до 20 МК. Это была импульсная (длительность 8 мин SXR-излучения GOES) и замкнутая вспышка, в которой не было радиоизлучения на частотах <1415 МГц, радиовсплесков II и IV типов. Первым значимым событием в АО11263, по-видимому, была вспышка M1.7 3 августа 2011 г. с координатами (N15E08), к которой SXR- плазма прогрелась до 19 МК. Это также была импульсная (длительность 6 мин SXR GOES) и замкнутая вспышка, в которой не было радиоизлучения на частотах <1415 МГц, всплесков II и IV типов.

Так как задачей работы не является анализ конфигурации и динамики магнитного поля, то будем считать, что с момента вспышки M9.3 30 июля 2012 г. реализовались условия, предложенные в работе Ишкова [2023] для всплытия нового магнитного потока в АО11261 (и в АО11263 с момента вспышки M1.7 3 августа 2011 г.). Поэтому, через несколько дней мы вправе ожидать продолжение вспышечной активности.

Действительно, с 2 по 9 августа 2011 г. было зарегистрировано 2 солнечных протонных события (СПС), в которых поток протонов с энергиями >10 МэВ превышает >10 PFU, согласно каталогу (https://umbra.nascom.nasa.gov/SEP/) и 4 СПС с потоком протонов >10 МэВ, согласно каталогу (https://swx.sinp.msu.ru/apps/sep_events_cat/docs/SPE_24_Summary_List.pdf). Временные профили потоков протонов в дифференциальных каналах 7.8—25 и 25—53 МэВ детектора SOHO/EPHIN и температуры SXR-плазмы за весь исследуемый период показаны на рис. 1.

 

Рис. 1. Период со 2 по 9 августа 2011 г. (верхняя горизонтальная шкала — дни августа, нижняя — минуты с 00:00 UT 2 августа 2011 г.). Температура вспышечной плазмы, вычисленная по данным SXR-детектора GOES — черная кривая. Черная стрела показывает пороговую температуру вспышечной плазмы 12 МК для ускорения протонов. Интенсивность протонов в дифференциальных каналах детектора EPHIN/SOHO 7.8—25 МэВ (черные открытые кружки) и 25—53 МэВ (серые звездочки).

 

В табл. 1—3 приведены характеристики вспышек, чья SXR-температура преодолела порог 12 МК (горизонтальная стрелка). Эти вспышки могли стать протонными, они выделены номерами на рис. 2а, б и г.

 

Таблица 1. Характеристики вспышек T > 12 MК за 2—3 августа 2011 г. (см. рис. 2а)

A	Б	В	Г	Д	Е	Ж	З	И	К
1	02/08 M1.4 12.3МК	1261 N14W15	0519 0619 0648	0608 0608 0609	0559 0609 U0649	x — no p +	0636 712 296	0617 //// 0628	0612 //// 0946
2А	03/08 M1.1 13.5МК	1261 N17W24	0308 0337 0351	no	no	no	no	no	no
2Б	03/08 M1.7 15.7МК	1263 N15E08	0429 0432 0435	0431 0431 0431	no	no	no	no	no
3	03/08 C1.1 8.3МК	1261 N15W27	0642 0646 0649	no	no	no	no	no	no
4	03/08 C8.7 14.4МК	1261 N15W29	0738 0758 0806	no	no	no	no	no	no
5	03/08 M6.0 15.6МК	1261 N16W30	1317 1348 1410	1327 * 1328 1335	1331 1334 1335	no	1400 610 316	1352 //// 1344	1330 //// A2359
6	03/08 C8.5 14.5МК	1261 N13W36	1923 1930 1942	no	1933 1933 1933	no	no	no	no

 

Таблица 2. Характеристики вспышек T > 12 MК за 4—5 августа 2011 г. (см. рис. 2б)

А	Б	В	Г	Д	Е	Ж	З	И	К
1	04/08 M9.3 15.5МК	1261 N19W36	0341 0357 0404	0349 0353 0402	0351 0356 0423	X + p +	0412 1315 296	0354 //// 0403	0400 //// 1750
2	05/08 C2.0 12.4МК	1263 N19W24	1238 1245 1257	no	no	no P mod	no	no	no

 

Таблица 3. Характеристики вспышек T > 12 MК за 8—9 августа 2011 г. (см. рис. 2г)

А	Б	В	Г	Д	Е	Ж	З	И	К
1	08/08 M3.5 16.3МК	1263 N16W61	1800 1810 1818	1803 1803 1805	1803 1804 1826	no	1812 1343 276	1803 //// 1816	no
2А	08/08 C7.7 14.2МК	1263	2200 2209 2220	no	no	no	no	no	no
2Б	08/08 C5.3 11.5МК	1263	2302 2322 2359	no	no	no	2312 1070 275	no	no
3	09/08 M2.5 15.5МК	1263 N18W68	0319 0354 0408	no	no	no-	0348 1146 275	no	no
4	09/08 X6.9 23МК	1263 N17W69	0748 0805 0808	0801 0803 0807	0800 0802 0809	x + p +	0812 1610 280	0801 //// 0816	no

Примечание: А — номер вспышки на различных панелях рис. 2, буквы разделяют сливающиеся вспышки; Б — дата, рентгеновский балл и максимальная температура; В — номер активной области и координаты; Г — SXR вспышка GOES время UT (начало, максимум, конец); Д — микроволновое излучение 15.4 ГГц время UT (RSTN, начало, максимум, конец) * — выделен случай, когда нет информации о 15.4 ГГц; Е — плазменное излучение 245 МГц время UT (RSTN, начало, максимум, конец); Ж — регистрация ACS SPI солнечного HXR излучения и солнечных протонов >100 МэВ; З — время UT первого появления КВМ в поле зрения LASCO и средняя скорость км/с, угол PA; И — II тип радиоизлучения (начало и конец UT); K — IV тип радиоизлучения (начало и конец UT). Толстым шрифтом выделены случаи возрастания протонного сигнала EPHIN.

 

Рис. 2. Обозначения как на рис. 1. Период со 2 по 9 августа 2011 г. разбит на отрезки по 2 дня: (а) 2—3 августа, (б) 4—5 августа, (в) 6—7 августа и (г) 8—9 августа. Верхняя горизонтальная шкала — часы, а нижняя — минуты. Цифры на каждой панели соответствуют номерам вспышек в табл. 1—3.

 

Информация взята из сводных отчетов о солнечной активности, составленных Центром предсказания космической погоды NOAA (https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/NOAA/org_events_text/2011/) и каталога LASCO ((/cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/).

На рис. 1 во временных профилях интенсивности протонов (SOHO/EPHIN) видно 5 возрастаний, связанных с родительскими солнечными вспышками, а наибольшее 6-е возрастание (максимум потока протонов за этот период) было вблизи момента SC (внезапное начало магнитной бури) 5 августа (рис. 2б). Возрастание 5 августа, по всей видимости, связано с модуляцией уже существующего потока протонов в МП пространстве вблизи распространяющихся ударных волн (штормовые частицы), оно является аналогом “Rogue events” [Kallenrode and Cliver, 2001], но значительно меньшей интенсивности.

Из вспышек 2—3 августа 2011 г. явные протонные возрастания выдали только две вспышки (1) и (5) (см. табл. 1 и рис. 2а), которые показали T > 12 МК, развитие в областях с плазменной частотой менее 245 МГц, скорость КВМ, близкую к 618 км/с. Несмотря на четко выраженный вспышечный источник (5) в каталоге (https://swx.sinp.msu.ru/apps/sep_events_cat/docs/SPE_24_Summary_List.pdf) событие (5) отмечено как второй максимум события (1) с максимальной интенсивностью 0.55 PFU и квазимаксимальной энергией 70 МэВ, как не преодолевшее порог 1 PFU. Вспышки (2а), (2б), (3) и (4) были замкнутыми, они не развивались вверх в корону, не сопровождались СПС и КВМ.

Авторы работы [Zuccarello et al., 2014] рассмотрели эволюцию магнитного поля в АО 11261 с 02:00 UT 3 августа по 04:00 UT 4 августа, которая привела к эрупции волокна и вспышке (1) в табл. 2. По мнению авторов ключевыми были события: (2) — стали видны большое и малое волокна, (3) — активация малого волокна и (5) — эрупция малого волокна (см. табл. 1 и рис. 3а). По непонятным причинам событие (1) 2 августа не рассматривалось в работе [Zuccarello et al., 2014]. В нашей концепции развития эруптивных вспышек эрупция жгута не является необходимым условием.

 

Рис. 3. Темп счета ACS SPI за 50 мс (сглаженные средние за 1 мин, фон вычтен) относительно указанного нулевого времени UT в событиях 2 (светло-серая кривая, протонный сигнал после 25 мин), 4 (серая кривая, HXR 0—15 мин, солнечные протоны после 25 мин), 5 (тонкая черная кривая, модуляция потока ГКЛ и СКЛ после минус 25 мин) и 9 (черная кривая, HXR 0—7 мин, солнечные протоны после 10 мин) августа 2011 г.

 

Из вспышек 4—5 августа 2011 г. (табл. 2 и рис. 2б) явное протонное возрастания связано только со вспышкой (1), которая показала T > 12 МК, развитие в областях с плазменной частотой менее 245 МГц, скорость КВМ более 1300 км/с. В этой вспышке ускорялись протоны с энергией выше пороговой энергии генерации π⁰-мезонов. В работе [Altyntsev et al., 2019] рассматривается самое начало импульсной фазы, в которой авторы оценили время ускорения электронов (порядка десятка мс) в отдельных импульсах и считают этот факт аргументом против стохастического ускорения. Однако время прихода первых протонов — позднее 20 мин относительно выбранного нуля — свидетельствует о стохастическом “медленном” ускорении. Вспышка (2) 5 августа (табл. 2 и рис. 2б) не удовлетворяет критериям: по длительности T > 12 МК, плазменному и микроволновому (HXR) излучению и в ней ожидаемо не было СПС и КВМ.

Ни одна из вспышек 6—7 августа 2011 г. (рис. 2в) не преодолела порог по температуре 12 МК. В эти дни не наблюдались КВМ со скоростями более локальной второй космической скорости (на поверхности Солнца, 618 км/с), а потоки протонов, зарегистрированные в каналах SOHO/EPHIN, монотонно спадали.

Четыре вспышки 8—9 августа 2011 г. (рис. 2д и табл. 3), произошедшие в АО11263 сопровождались КВМ. События (1) и (4) отмечены как протонные в каталоге (https://swx.sinp.msu.ru/apps/sep_events_cat/docs/SPE_24_Summary_List.pdf) с квазимаксимальными энергиями 100 и 650 МэВ соответственно. Они удовлетворяют, критериям по плазменному и нетепловому излучению. Только во вспышке (4) ускорялись протоны с энергией более порога генерации π⁰-мезонов, именно после нее было протонное возрастание темпа счета ACS SPI. Вспышки (2а), (2б) и (3) (рис. 2д и табл. 3) не удовлетворяют критериям по плазменному и нетепловому излучению для ускорения протонов >100 МэВ. Мы не знаем, какая именно из двух вспышек, или (2а), не сопровождавшаяся КВМ, или (2б) с температурой SXR-плазмы <12 МК, дали вклад в поток протонов 7.8—25 МэВ, зарегистрированные SOHO/EPHIN.

На рис. 3 показаны кривые темпа счета ACS SPI за 50 мс (сглаженные средние за 1 мин, фон вычтен) относительно указанного нулевого времени UT 2 августа (светло-серая кривая), 4 августа (серая кривая), 5 августа (тонкая черная кривая) и 9 августа (черная кривая) 2011 г. Протонные возрастания 2 и 4 августа с квазимаксимальной энергией 120 и 500 МэВ наблюдались позднее 20 мин и соответствуют “медленному” ускорению электронов. Протонное возрастание 9 августа с квазимаксимальной энергией 650 МэВ — раннее (менее 20 мин) и соответствует “быстрому” ускорению [Григорьева и др., 2023], оно показало наибольшее возрастание темпа счета ACS SPI первый час после нуля. Событие 9 августа 2011 г. не дало GLE, так как не хватило времени для ускорения необходимого числа протонов с энергией выше порога атмосферного обрезания [Григорьева и Струминский, 2022].

Таким образом, детальное рассмотрение пяти родительских вспышек благоприятно расположенных для наблюдения СПС (давших видимый вклад в потоки протонов, зарегистрированные SOHO/EPHIN) показывает, что все они выделялись тремя наблюдательным признакам:

1) температура вспышечной плазмы Т, вычисленная по данным двух каналов детектора GOES мягкого рентгеновского излучения была >12 МК в течениe двух и более минут;

2) плотность плазмы соответствовала плазменным частотам < 610 МГц (RSTN);

3) ускорение КВМ (SOHO_LASCO) до скоростей больше локальной второй космической скорости (618 км/с на поверхности Солнца).

Отличительной особенностью вспышек, в которых ускорялись протоны с энергией Е > 300 МэВ (наблюдения СПС (https://swx.sinp.msu.ru/apps/sep_events_cat/docs/SPE_24_Summary_List.pdf) и γ-излучения с энергией Е > 100 МэВ (FermiLAT, [Ajello et al., 2021]), был четвертый признак: 4) генерация HXR-излучения с энергией Е > 100 кэВ длительностью >5 мин, которое уверенно зарегистрировалось детекторами RHESSI и ACS SPI. Именно эти два события 4 и 9 августа 2011 г. отвечают критерию СПС 10 PFU, согласно каталогу (https://umbra.nascom.nasa.gov/SEP/).

По нашему мнению, эти четыре особенности вместе являются необходимыми и достаточными наблюдательными условиями для предсказания в реальном времени наиболее опасных протонных вспышек и последующих СПС. Для количественного предсказания времени начала, максимума и величины протонного потока, а также его флюенса необходимы статистические регрессионные модели, основанные на всех перечисленных характеристиках прошедших СПС, которые еще предстоит сделать.

5. ВЫВОДЫ

Рассмотрены необходимые и достаточные наблюдательные признаки для предсказания в реальном времени наиболее опасных протонных вспышек и последующих СПС.

Для реализации предложенного метода необходимы патрульные наблюдения:

1) магнитного поля активных областей (всплытие потока) и общего магнитного поля Солнца, которые позволят предсказать начало вспышечной активности за несколько дней до основных событий (магнитографы наземного и космического базирования для непрерывного наблюдения Солнца 24 ч в день);

2) мягкого рентгеновского излучения в двух каналах для вычисления температуры и меры эмиссии плазмы, которые покажут преодоление порога по температуре SXR-плазмы, необходимого для начала ускорения протонов (за несколько десятков минут до начала HXR-излучения);

3) радиоизлучения на плазменных частотах (<1000 МГц), которое покажет развитие вспышечного процесса по высоте, ведущее к КВМ, за несколько минут до начала II и IV типов радиоизлучения;

4) жесткого рентгеновского излучения >100 кэВ и/или микроволнового излучения (ГГц), которые покажут интенсивность и длительность работы ускорителя электронов (единицы и десятки минут до начала протонного возрастания на орбите Земли);

5) кинематических параметров КВМ, которые определяют условия выхода ускоренных протонов в гелиосферу (единицы часов до максимума интенсивности протонов на Земле).

БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы благодарят участников космических экспериментов GOES, ACS SPI, SOHO/EPHIN, SOHO/LASCO за вложенный труд и предоставление открытого доступа к данным.

ФИНАНСИРОВАНИЕ РАБОТЫ

Работа была поддержана субсидиями по темам “Плазма” (АБC и АМС) в ИКИ РАН и “МАС” (ИЮГ) в ГАО РАН.

Об авторах

А. Б. Струминский

Институт космических исследований РАН (ИКИ РАН)

Автор, ответственный за переписку.
Email: astruminsky@gmail.com
Россия, Москва

А. М. Садовский

Институт космических исследований РАН (ИКИ РАН)

Email: astruminsky@gmail.com
Россия, Москва

И. Ю. Григорьева

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН (ГАО РАН)

Email: astruminsky@gmail.com
Россия, Санкт-Петербург

Список литературы

Дополнительные файлы