Динамика и пространственное распределение солнечных космических лучей в гелиосфере тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

005002714 На правах рукописи

СТРУМИНСКИЙ Алексей Борисович

ДИНАМИКА И ПРОСТРАНСТВЕННОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В ГЕЛИОСФЕРЕ

01.03.03 - Физика Солнца

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

1 I Ь.ОЛ 2011

Москва 2011

005002714

Работа выполнена в Учреждении Российской академии наук Институте космических исследований РАН

Официальные оппоненты:

Дорман Л.И - д.ф.-м.н., проф., Израильский центр космических лучей и космической погоды; ИЗМИРАН

Панасюк М.И. - д.ф.-м.н., проф., НИИЯФ МГУ

Степанов А.В. -д.ф.-м.н., ГАО РАН

Ведущая организация Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской академии'наук

Защита состоится 7 декабря 2011 г в 11:00 на заседании Диссертационного совета Д 002.113.03 Института космических исследований РАН по адресу: 117997, Москва, Профсоюзная ул., 84/32, 2-ой подъезд, конференц-зал

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН

Автореферат разослан » У/ ?&//г.

Ученый секретарь

Диссертационного совета Д 002.113.03

кандидат физ.-мат. наук

Т.М. Буринская

Общая характеристика работы

Актуальность проблемы

Ускорение космических лучей в источнике и их распространение до наблюдателя являются фундаментальной и нерешенной проблемой физики космических лучей. Солнце и гелиосфера - наиболее доступные для изучения источники космических лучей. О наличии мощных ускорительных процессов в Солнечной системе можно судить по двум группам наблюдательных фактов.

Во-первых, во время активных процессов на Солнце наблюдается нетепловое электромагнитное (ЭМ) излучение в широком диапазоне длин волн, свидетельствующее о взаимодействии с магнитными полями и ядрами в атмосфере Солнца ускоренных электронов и протонов. Время наблюдения нетеплового излучения отождествляют с «импульсной фазой» солнечных вспышек. Эти ускоренные заряженные частицы принято называть «взаимодействующими», их спектр простирается от тепловых (~10s -107 К) до релятивистских энергий (Ramaty et al., 1993). Большинство наблюдений показывает, что длительность жесткого (нетеплового) и мягкого рентгеновского (теплового) излучения различается примерно на порядок и составляет 1-10 мин и 10-100 мин. Здесь меньшие величины соответствуют «импульсным» солнечным вспышкам, а большие «длительным» вспышкам.

Во-вторых, в гелиосфере на фоне высокой солнечной активности наблюдаются возрастания интенсивности космических лучей (протонов, ионов и электронов) в диапазоне энергий от нескольких миллионов градусов до единиц МэВ/электрон и единиц ГэВ/нукпон, котор'ые часто совпадают с мощными солнечными вспышками. Их длительность бывает от нескольких часов до нескольких дней. Частицы, вызывающие такое возрастание, принято называть солнечными космическими лучами (СКЛ) или в англоязычной литературе солнечными энергичными частицами (solar energetic particles- SEP). Однако наблюдающаяся временная корреляция не доказывает того, что частицы, взаимодействующие в солнечной атмосфере и распространяющиеся в межпланетном пространстве, были ускорены в одном источнике и принадлежат одной популяции. Точность определения момента выхода СКЛ в гелиосферу по наблюдениям вблизи Земли составляет 10 мин, что совпадает или превосходит длительность ожидаемого ускорения 1-10 мин во вспышке. Это затрудняет

установление причинно-следственной связи. Корональные и межпланетные ударные волны, а также области взаимодействия высокоскоростных потоков солнечного ветра являются другими возможными ускорителями заряженных частиц в гелиосфере (Reams, 1999). Относительный вклад того или иного механизма ускорения в настоящее время не известен.

Представления об импульсных и длительных вспышках являются основой классификации событий СКЛ по типу родительской вспышки, так называемой «современной парадигмы» (Reams, 1999; Cliver, 2009). Согласно этой точке зрения, в межпланетном пространстве после импульсных вспышек распространяются частицы СКЛ, которые ускорены непосредственно в импульсной фазе, а после длительных вспышек - ускоренные на ударной волне коронального выброса массы (КВМ). Главными аргументами в пользу ускорения частиц СКЛ, распространяющихся после длительных вспышек, на ударной волне были: широта фронта распространения СКЛ в гелиосфере; химический и зарядовый состав ионов, характерный для короны и солнечного ветра; отсутствие явной связи между интенсивностью у-линий и потоками «распространяющихся» протонов в межпланетном пространстве. В основе этих представлений лежал анализ наблюдений СКЛ малых энергий (<50 МэВ/нуклон) в пределах земной орбиты и в плоскости эклиптики. Необходимо отметить, что, по мнению некоторых исследователей (Tylka et al., 2005; Reames, 2009), данные наблюдений СКЛ высоких энергий также не противоречат модели ускорения на ударной волне.

Альтернативная точка зрения, исторически более ранняя («старая парадигма»), основывается на анализе высокоэнергичной (>500 МэВ) части спектра солнечных протонов и предполагает, что длительная вспышка, сопровождаемая КВМ, может быть главным источником СКЛ (Klein&Trottet, 2001; Kallenrode, 2003). В этом случае ударная волна КВМ не является главным ускорителем, но создает благоприятные условия для выхода и распространения частиц (или их ускорения) после отрыва КВМ, поднимая вверх петли и открывая закрытые силовые линии в различных областях короны. Если ускорение и последующее удержание СКЛ происходит длительное время высоко в короне, то малые потоки у-излучения и коронапьный состав СКЛ в межпланетном пространстве являются ожидаемым фактом. Отметим, что недавний анализ всей совокупности данных по солнечным протонам малых энергий в событиях 1997-2006 гг. (Cane et al., 2010) показывает, что деление на два класса является большим упрощением.

Существующие в настоящее время две конкурирующие парадигмы возникновения CKÍ1 - ускорение на ударной волне КВМ и ускорение непосредственно во вспышечной области - были сформулированы на основе данных по малым (<50 МэВ/нукпон) и большим (>500 МэВ/нукпон) энергиям, соответственно. Максимальные потоки солнечных протонов больших энергий на орбите Земли наблюдаются непосредственно после вспышек, а протоны малых энергий - при прохождении ударных волн в солнечном ветре. Для исследования динамики спектра солнечных протонов в течение всего события и определения вклада того или иного механизма ускорения в наблюдаемые потоки СКЛ необходимо использование данных как спутниковых детекторов, так и нейтронных мониторов (НМ).

Представления о месте ускорении СКЛ и их распространении в межпланетном пространстве сформировались на основе наблюдений вблизи плоскости эклиптики и на гелиоцентрических расстояниях <1 а.е.. Одной из задач КА Ulysses (1990-2009 гг.) было исследование потоков СКЛ в трехмерной гелиосфере (Simpson et al., 1992). Это предполагало изучение роли коронального магнитного поля при распространении СКЛ и вклада различных источников (ускорителей) в наблюдаемые потоки СКЛ. Орбита Ulysses проходила через полярные области гелиосферы на гелиоцентрическом расстоянии 2-3 а.е. и пересекала плоскость эклиптики вблизи орбиты Земли и Юпитера (5 а.е.). Потоки СКЛ были зарегистрированы детекторами КА Ulysses на высоких широтах гелиосферы в 2000-2001, 2006 гг., а на гелиоцентрических расстояниях ~5 а.е. в плоскости эклиптики в 1992, 1997-1998, 2003 и 2005 гг. Эти наблюдения СКЛ на высоких широтах (Dalla et al., 2003) и вблизи орбиты Юпитера (Lario et al., 2004) не укладываются в рамки «современной парадигмы» и свидетельствуют об их эффективном переносе поперек силовых линий в короне и/или гелиосфере.

В настоящее время нет однозначных ответов на вопросы, где, когда и как ускоряются СКЛ и как они распространяются до наблюдателя. Активные научные дискуссии об относительной роли вспышек и КВМ при ускорении и распространении СКЛ продолжаются до сих пор и являются основной темой большинства современных конференций по физике Солнца и космическим лучам. Дополнительные аргументы в поддержку того или иного сценария могут быть получены при исследовании новых событий и при использовании ранее недоступных

инструментов. Из всего вышеперечисленного вытекает актуальность вопросов, выбранных для исследования:

- изучение процессов многократного ускорения и удержания заряженных частиц от нескольких десятков минут до нескольких часов в длительных солнечных вспышках;

- выявление непосредственных связей между нетепловым солнечным излучением и потоками СКЛ в межпланетном пространстве;

- детальное исследование свойств потоков СКЛ в области энергий порядка сотен МэВ/нуклон, измеряемой на границе энергетических диапазонов спутниковых детекторов и нейтронных мониторов;

- изучение пространственно-временного распределения СКЛ в трехмерной гелиосфере по данным КА Ulysses.

Целью работы является разработка единого сценария развития мощных солнечных протонных событий в трехмерной гелиосфере. Для этого в работе изучается взаимодействие высокоэнергичных частиц в короне и хромосфере Солнца и их распространение до наблюдателя, находящегося в различных точках трехмерной гелиосферы.

Метод_ исследования заключается в непосредственном сравнении данных наблюдений для небольших групп событий, отобранных по интенсивности потоков излучения (частиц) при определенной энергии. Такой подход позволяет выявить общие закономерности, приводящие к реализации предельного параметра в выбранной совокупности событий. Пороговая интенсивность может определяться как физикой изучаемого явления, так и инструментальными ограничениями.

Новизна работы заключается в применении нового наблюдательного материала, полученного в 22-м и 23-м циклах солнечной активности, и методов его анализа. Впервые в мировой практике были использованы:

1) данные антисовпадательной защиты спектрометра на КА ИНТЕГРАЛ (ACS SPI) в событиях 2003-2006 гг. для исследования жесткого рентгеновского излучения Солнца, которые расширяют исследуемый динамический диапазон на несколько порядков, а длительность непрерывной регистрации - до суток и более, по сравнению с наблюдениями на КА RHESSI и КОРОНАС-Ф;

2) данные по длительному солнечному у-излучению для моделирования отклика нейтронных мониторов на поток первичных солнечных нейтронов;

3) данные Кильского электронного телескопа на борту КА Ulysses (KET/Ulysses) по потокам протонов >40 МэВ для исследования их модуляции и пространственного распределения в 1997-2007 гг. в трехмерной гелиосфере.

Это позволило:

- пронаблюдать жесткое рентгеновское излучение >100 кэВ на ранних и поздних стадиях развития длительных солнечных вспышек, что меняет традиционные представления о связи тепловых и нетепловых явлений в солнечных вспышках;

- исследовать первый в истории наблюдений космических лучей случай длительной генерации солнечных нейтронов в двух последовательных эпизодах солнечной вспышки 4 июня 1991 г., который свидетельствует о взаимодействии и ускорении протонов >100 МэВ в атмосфере более 60 мин после начала вспышки;

- открыть совпадение (множитель 2-3) временных профилей интенсивности солнечных протонов -40-100 МэВ в северных и южных полярных областях гелиосферы первые 30 ч развития событий на КА Ulysses, которое свидетельствует о симметричной инжекции и близких параметрах распространения протонов до пойле вспышек;

- показать отсутствие глобальных радиальных и широтных градиентов протонов 200-2000 МэВ галактических космических лучей в максимуме солнечной активности в 2000-2006 гг.

Научная и практическая ценность диссертационной работы определяется комплексным подходом к проблеме происхождения СКЛ, в котором с единой точки зрения рассматриваются задачи их происхождения и распространения. Научная ценность работы состоит в обнаружении ранее неизвестных наблюдательных фактов, которые изменяют сложившиеся представления об энергетике солнечных вспышек и ускорении в них частиц, а также о пространственно-временном распределении СКЛ в трехмерной гелиосфере. Практическая ценность работы вытекает из проведенного в диссертации анализа и интерпретации наблюдений, которые указывают новые направления исследования солнечных вспышек и космических лучей в будущем:

1) создание KA нового поколения для исследования солнечных вспышек, которые позволили бы проводить длительные (более 90 мин) и непрерывные спектральные наблюдения рентгеновского и у-излучения с возможностью локализации источников в каждом эпизоде выделения энергии, в частности, слабого коронального источника на фоне более интенсивных источников в основаниях петель;

2) создание детекторов заряженных частиц космического базирования с низким уровнем собственного фона и высокой статистической точностью, которые позволили бы исследовать малые интенсивности CKÍ1 на фазе роста и спада событий, не доступные для работающих в настоящее время детекторов.

Найденные закономерности пространственного распределения СКЛ в трехмерной гелиосфере, полученные в миссии Ulysses на гелиоцентрических расстояниях >1 а.е., могут служить основой для постановки научных задач будущих космических миссий вблизи Солнца - «Интергелиозонд», Solar Orbiter и «Полярный эклиптический патруль».

Апробация работы

Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены на различных научных конференциях и семинарах:

на "международных конференциях по космическим лучам (ICRC) в Калгари (Канада, 1993), Риме (Италия, 1995), Дурбане (Южная Африка, 1997), Солт-Лейк-Сити (США, 1999), Гамбурге (Германия, 2001), Цукубе (Япония, 2003), Пуне (Индия, 2005), Мериде (Мексика, 2007), Лодзи (Польша, 2009), Пекине (КНР, 2011);

на Европейских симпозиумах по космическим лучам (ECRS) в Лодзи (Польша, 2000), Москве (Россия, 2002), Лиссабоне (Португалия, 2006), Кошице (Словакия, 2008);

на ассамблеях COSPAR в Варшаве (Польша, 2000); Париже (Франция, 2004); Монреале (Канада, 2008); Бремене (Германия, 2010)

на Чепменовских конференциях Американского геофизического союза в Лонавле (Индия, 2001), Турку (Финляндия, 2004);

на международных конференциях, посвященных международному гелиофизическому году в Бад-Хонефе (Германия, 2007) и Звенигороде (2007);

на рабочих совещаниях по исследованиям на КА вОНО/вТЕРЕО (Борнмут, Англия, 2009), ИНЕЭЗ! (Генуя, Италия, 2009; Аннааполис, США, 2010; Глазго. Великобритания, 2011; Нанкин, КНР, 2011), КОРОНАС-Фотон (Москва, ФИАН, 2009);

на Всероссийских конференциях по космическим лучам (Дубна, 2000; Москва, 2002, 2004, 2006, 2010; Санкт-Петербург, 2008);

на Всероссийской астрономической конференции (Нижний Архыз, 2010); на Всероссийских конференциях по солнечно-земной физике (Иркутск, 2004; Нижний-Архыз, 2006; Пулково, 2008, 2009, 2010, 2011);

на конференциях «Физика плазмы в солнечной системе» (Москва 2009, 2010, 2011), а также на научных семинарах в Институте физико-химических исследований (Я1КЕМ, Япония, 1993); Университете Нагойа (Япония, 1993); Индийском институте геомагнетизма (Ив, Индия, 2001); Оснабрюкском Университете (Германия, 2003); Кильском Университете (Германия, 2006-2008) и в Москве (ФИАНе, ИЗМИРАНе, ИКИ РАН, НИИЯФ МГУ, ГАИШ МГУ).

Личный вклад автора заключается в постановке научной задачи, выборе и разработке методов исследования, проведении обработки данных, анализе результатов, их обобщении и интерпретации. Основные результаты диссертации опубликованы в работах, где первым или единственным автором был диссертант. Далее при цитировании работы автора диссертации будут выделены подчеркиванием.

Результаты работы изложены в 20 статьях в реферируемых изданиях из списка ВАК и 26 публикациях в трудах международных и всероссийских конференций, список всех публикацией по теме диссертации приведен в конце автореферата.

Краткое содержание работы

Объем и структура работы. Диссертация состоит из Введения, четырех глав, Заключения и содержит 275 страниц, включая 119 рисунков, 17 таблиц, список литературы из 378 наименований и приложение.

Во введении сформулированы проблематика, актуальность и цели исследований солнечных космических лучей, приведен обзор современных представлений об ускорении и взаимодействии высокоэнергичных заряженных

частиц на Солнце, а также их ускорении и распространении в межпланетном пространстве (гелиосфере).

По длительности мягкого (теплового) рентгеновского излучения солнечные вспышки классифицируют на импульсные (менее 30 мин) и длительные (более 30 мин). Вспышки делят на фазы, соответствующие различным физическим процессам. Импульсной фазой называют время наблюдения нетеплового излучения, которое генерируется ускоренными заряженными частицами. Для явлений до и после импульсной фазы, когда нетепловые процессы играют незначительную роль, используются термины предвспышечной фазы и фазы спада. Моменты времени, когда наблюдаются быстрые гидродинамические движения плазмы, называют взрывной фазой. Если в результате взрыва произошел выброс (эрупция) коронапьного вещества, то фазу спада называют постэруптивной. В импульсных вспышках практически отсутствует предвспышечная фаза, а фаза спада короткая, так как движения плазмы не приводят к выбросу коронального вещества и формированию постэруптивной аркады. Длительные вспышки характеризуются развитой предвспышечной фазой и сопровождаются КВМ. Во время импульсной фазы таких вспышек в излучении На становятся видимыми две ленты, расположенные по разные стороны от нейтральной линии магнитного поля и связанные между собой аркадой магнитных петель. Источники жесткого рентгеновского излучения загораются в различных точках вспышечных лент.

Информацию о взаимодействующих в солнечной атмосфере электронах можно получить, исследуя радио-, рентгеновские и у-диапазоны ЭМ - излучения. Линейчатое у-излучение ядер (единицы МэВ), наблюдаемое на фоне непрерывного у-излучения релятивистских электронов, позволяет судить о протонах с энергией порядка 30 МэВ, взаимодействующих в атмосфере Солнца, а у-линия от распада тт° -+2у (~65 МэВ) - о протонах с энергией >150 МэВ. Дополнительную информацию о протонах >100 МэВ, взаимодействующих в солнечной атмосфере, дают первичные солнечные нейтроны, которые регистрируются в гелиосфере. Время жизни нейтронов, их степенной энергетический спектр и чувствительность детекторов накладывают достаточно строгие ограничения на доступный для ittследования вблизи орбиты Земли диапазон энергий солнечных нейтронов - от 100 до 1000 МэВ.

Принято считать, что длительности жесткого и мягкого рентгеновского излучения различаются примерно на порядок и составляют 1-10 мин и 10-100 мин, а первичное энерговыделение и основное ускорение происходят на фазе роста

мягкого рентгеновского излучения (Kahler et al„ 1980). Эти соотношения укладываются в рамки однопетлевой испарительной модели вспышки, в которой электроны, ускоренные в импульсной фазе, разогревают хромосферу в основаниях петель, а разогретая плазма заполняет петлю во взрывной фазе; петля высвечивает свою энергию на фазе спада. В этом случае временные профили интенсивности нетеплового излучения (микроволны, жесткий рентген) должны быть подобны временному профилю производной по времени интенсивности мягкого рентгеновского излучения (эффект Нойперта, Neupert, 1968). Однако эффекта Нойперта не наблюдается в более 50% длительных вспышек, что показывает несостоятельность однопетлевой испарительной модели (Feldman, 1990).

Ускорение заряженных частиц может происходить длительное время в нескольких эпизодах, соответствующих различным физическим условиям, в результате чего их энергетический спектр оказывается зависящим от времени. Первые наблюдения длительного жесткого рентгеновского излучения описаны в работе (Frost&Dennis, 1971). Прямым доказательством возможности длительного взаимодействия на Солнце ускоренных протонов является регистрация в течение нескольких часов в событиях июня 1991 г. у-излучения солнечных вспышек с помощью чувствительных детекторов на борту космических обсерваторий ComptonGRO и ГАММА-1. До июня 1991 г. длительность у-излучения, зарегистрированная в одном событии, не превышала -1000 с. Поэтому результаты 1991 года стали сенсацией в сообществе физиков - «солнечников» и «космиков», так как требовали реализации специальных условий на Солнце (Ramaty&Mandzhavidze, 1994). Эти наблюдения возродили интерес к проблеме длительного удержания и многократного ускорения заряженных частиц на Солнце (Ryan, 2000). Гамма-излучение с энергией более 100 МэВ и длительностью более 7 ч было зарегистрировано следующий раз только в солнечной вспышке 7 марта 2011 г. астрофизической обсерваторией Ферми (Allafort et а!., 2011).

Форма временных профилей интенсивности CKJ1 в той или иной точке гелиосферы зависит от свойств источника (функции инжекции) и процессов распространения в межпланетном пространстве. Функция инжекции может быть результатом действия нескольких последовательных (возможно перекрывающихся) актов ускорения частиц, их удержания и распространения вблизи источника. В гелиосфере частицы СКЛ распространяются преимущественно вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля (ММП), рассеиваясь на магнитных неоднородностях

плазмы солнечного ветра. Рассеяние на неоднородностях можно представить как диффузию вдоль и поперек регулярного магнитного поля. В силу малой величины отношения поперечного коэффициента диффузии к продольному коэффициенту 0[У£>ц~ 10"4 Ю-2 (Zhang et al., 2003) потоки поперек поля должны быть подавлены примерно в такое же число раз. Непрерывные силовые линии межпланетного магнитного поля соединяют наблюдателя и источник СКЛ, поэтому по наблюдениям в различных точках гелиосферы можно судить о пространственньк и временных свойствах их источника.

По времени прихода первых СКЛ на Землю можно оценить момент их выхода из источника в межпланетное пространство, если известна их энергия и длина силовой линии, вдоль которой они распространялись. Современные методы наблюдения на расстоянии 1 а.е. не позволяют это делать с точностью большей нескольких минут, поэтому только задержки более 10 мин между пришедшими от Солнца энергичными заряженными частицами и фотонами могут рассматриваться как соответствующие индикаторы значимых эффектов ускорения и распространения СКЛ (Klecker et al., 2006). Найденный момент выхода частиц из источника сравнивается с различными временными профилями ЭМ-излучения предполагаемой родительской солнечной вспышки и условным моментом старта КВМ от поверхности Солнца. Момент старта КВМ вычисляется из предположения равномерного или равноускоренного движения облака (наиболее удаленного от Солнца фрагмента) в поле коронографа назад до лимба, поэтому он определяется с большой ошибкой, которая зависит от положения выброса на солнечном диске. Оценки времени выхода частиц СКЛ в межпланетное пространство по наблюдаемому времени прихода протонов различных энергий по-прежнему актуальны (Reames, 2009; Базилевская и Свиржееская, 2009).

Так как источник не обязан быть протяженным ни по широте, ни по долготе, а вспышки происходят вблизи солнечного экватора в диапазоне долгот ± 30°, то в силу малой величины отношения продольного и поперечного коэффициентов диффузии возможность регистрации СКЛ в полярных широтах гелиосферы долгое время была под вопросом. Измерения вблизи Земли и на КА Ulysses в 2000-2001 гг. показали, что практически каждое заметное возрастание интенсивности СКЛ в эклиптике сопровождалось возрастанием на высоких широтах, независимо от долготы КА и положения родительской вспышки на Солнце (McKibben et al., 2003). Момент инжекции из солнечного источника на высокие широты происходил на 100-350 мин

позже, чем в плоскости эклиптики. В модели ускорения на ударных волнах время задержки и скорость ударной волны должны быть обратно пропорциональны друг другу, но этого не наблюдалось (Dalla et al., 2003а; 2003b).

Время распространения СКЛ на 5 а.е. заведомо превышает времена удержания протонов в короне Солнца и эффективного ускорения межпланетной ударной волной. Поэтому наблюдения СКЛ вблизи орбиты Юпитера предоставляют уникальную возможность исследовать непосредственно эффекты их распространения в гелиосфере. Первые наблюдения СКЛ на таких гелиоцентрических расстояниях с борта КА Voyager 1-2 (Decker et al., 1999) и Pioneer 10-11 (Hamilton, 1981) были проведены в 70-х годах прошлого века и носили эпизодический характер. Эти наблюдения показали, что свойства потоков СКЛ на расстояниях <10 а.е. определяются угловым расстоянием между долготами силовой линии КА и вспышки. Однако наблюдения высокоэнергичных ионов (>25 МэВ) в плоскости эклиптики на КА Cassini (4-7 а.е.) и вблизи Земли в 2000-2001 гг. не подтвердили этот результат (Lario et al., 2004b), так как наиболее мощные события СКЛ наблюдались в обеих точках независимо от долготного угла между вспышкой и основанием силовой линии КА.

По данным наблюдений на KA IMP-4 и Pioneer-6,-7 (McKibben, 1972) были обнаружены две фазы спада интенсивности СКЛ. Во время первой фазы, имеющей характерное время 10-20 ч, наблюдались значительные пространственные градиенты СКЛ. Во время второй фазы пространственные градиенты были малы или отсутствовали, а характерное время спада составляло более 40 ч. Различие характерных времен указывало на наличие двух принципиально разных механизмов распространения СКЛ, причем вторая фаза отождествлялась с равномерно заполненным «резервуаром» (McKibben, 1972). В работе (Reames et al., 1997) область с равномерной интенсивностью СКЛ отождествляется с пространством за фронтом ударной волны КВМ. Однако последняя интерпретация не согласуется с наблюдениями на КА Ulysses на высоких широтах гелиосферы, которые показали наличие эффекта «резервуара» (Dalla et al., 2003а) в тех точках пространства, куда ударные вопны еще не дошли.

В физике космических лучей, как и в физике Солнца, исследователь может только создавать новые приборы для наблюдений и совершенствовать методы анализа данных, но не может создавать сами объекты исследований и влиять на них. В каждом солнечном цикле существуют несколько событий, которые стали

определенными вехами в изучении солнечных вспышек и СКЛ. Такие события обычно являются предельными случаями реализации процессов на Солнце и/или находятся на границе эффективности приборов, поэтому их детальное изучение ("case study") позволяет сформулировать задачи будущих исследований и определить параметры необходимых инструментов. Используя достаточно большую совокупность событий, можно изучать статистические закономерности тех или иных максимальных параметров с целью поиска общих тенденций. Однако до настоящего момента как в физике СКЛ, так и в физике Солнца практически не проводилось непосредственного сравнения наблюдений различных процессов в более чем десятке событий в одном и едином масштабе времени. Такой подход позволяет проследить взаимосвязанную и последовательную цепочку явлений на Солнце и в гелиосфере, которая свидетельствует об общем сценарии развития мощных солнечных протонных событий и их родительских вспышек.

В первой главе проанализированы результаты наблюдений жесткого рентгеновского излучения Солнца с помощью антисовпадательной защиты спектрометра на КА ИНТЕГРАЛ (ACS SPI), которые сравниваются с данными других КА и наземных установок в различных диапазонах электромагнитного излучения.

В параграфе 1.1 рассмотрены методические вопросы первой главы. В пунете 1.1.1 рассматривается возможность использования данных ACS SPI для исследования Солнца и КЛ. Показано, что детектор ACS SPI является эффективным инструментом для исследования солнечного жесткого рентгеновского излучения и потоков КЛ вблизи Земли.

Детекторы защиты чувствительны к первичным и вторичным у-квантам с пороговой энергией регистрации 80 кэВ. В момент мощных солнечных рентгеновских вспышек и до прихода СКЛ ACS SPI преимущественно регистрирует солнечные у-кванты с энергией >150 кэВ, - впервые данные ACS SPI были применены для исследования солнечных вспышек в работе (Gros et al., 2004). К сожалению, детектор ACS SPI не является спектрографом, а также не известны его функции отклика. Однако для наблюдения солнечного жесткого рентгеновского и гамма-излучения большая масса детектора и сильно вытянутая орбита КА ИНТЕГРАЛ (период обращения 72 ч) предоставляют ему преимущества по сравнению с другими детекторами. Данные ACS SPI обладают высокой статистической точностью

и длительное время свободны от влияния радиационных поясов. Временные профили темпа счета ACS SPI в некоторых событиях приведены на рис. 1.

Сравнение темпов счета ACS SPI и детекторов КА RHESSI и КОРОНАС-Ф в различных энергетических каналах в те моменты времени, когда проводились одновременные измерения солнечного рентгеновского и у-излучения на борту этих КА, позволяет утверждать, что эффективная энергия фотонов, регистрируемых ACS SPI в момент солнечных вспышек, примерно на порядок выше, чем пороговая энергия 80 кэВ. В максимумах событий временные профили темпа счета детекторов RHESSI в диапазоне 0,7-8 МэВ соответствуют наблюдениям ACS SPI (Струминский. Зимовец, 2008, 2010). Чувствительность детекторов RHESSI явно недостаточна для исследования начала и конца развития длительных солнечных вспышек при энергиях у-квантов >80 кэВ.

Орбиты КА RHESSI (низкая экваториальная), КОРОНАС-Ф (низкая полярная) и ИНТЕГРАЛа диктуют свои условия наблюдения солнечных вспышек. Как на низких круговых, так и на вытянутых эллиптических орбитах могут быть пропущены целые солнечные события или важные эпизоды их развития из-за влияния радиационных поясов, фона КЛ и тени Земли. Главным недостатком вытянутой эллиптической орбиты является высокий фон КЛ, который минимален на низкой экваториальной орбите. Например, в случае наблюдения западных солнечных вспышек невозможно избавиться от фона СКЛ на полярных и эллиптических орбитах. Данные ACS SPI используются далее при исследовании солнечных протонных событий.

В пункте 1.1.2 обсуждается отбор событий для исследования и обосновывается возможность их сравнения между собой. Было рассмотрено более 100 событий рентгеновского балла >Х1, произошедших в 1989-1992 гг. и в 1997-2006

60

Рис. 1. Темп счета ACS SPI в некоторых длительных солнечных событиях. Возрастание 13 декабря 2006 г. примерно на 20 мин вызвано приходом солнечных протонов. (Струминский, Зимовец, 2008).

мин

гг., для которых были вычислены и построены временные профили эффективной температуры. Эффективная температура вспышечной плазмы оценивалась с помощью стандартного пакета GOES Solar Soft Ware по интенсивностям SXR в двух энергетических каналах GOES. По времени роста эффективной температуры до основного максимума рассмотренные события можно разделить на две группы - 1 импульсные (менее 10 мин) и длительные (более 10 мин), в которых временные профили эффективной температуры подобны, а характерные времена развития

одинаковы. i

I

При изучении динамики развития различных солнечных вспышек важен выбор нуля шкалы времени, относительно которого рассматриваются наблюдаемые параметры. Выбор «эталонного» события и его нулевого времени позволяет подобрать нулевой момент времени для каждого события в группе. На рис. 2 показаны временные профили температуры и рентгеновского излучения для двух событий: импульсного события 13 сентября 2005 г. и длительного события 6 i декабря 2006 г., которые были приняты за «эталонные». Видно, что температура в длительном событии начинает расти раньше и спадает дольше, чем в импульсном (левая панель). Такое поведение температуры соответствует наблюдениям нетеплового рентгеновского излучения (правая панель) и, следовательно, ускорению ( электронов. Выбор нулевого момента времени приводит к подобию временных профилей нетеплового излучения - микроволнового и жесткого рентгеновского.

black 13/09/05 23:17 IJT

Рис. 2. Сравнение импульсного события 13 сентября 2005 г. (черные кривые) и длительного 6 декабря 2006 г. (серые кривые). Левая панель: температура плазмы. Правая панель: темп счета RHESSI 25-50 кэВ (толстые кривые) и 100-300 кэВ (тонкие кривые).

-10 0 10 20 30 40 50 60 -4 -2 0 2 4 6 8 10 12 14

min

m¡n

В параграфе 1.2 проверяется эффект Нойперта в некоторых импульсных и длительных вспышках. Производная по времени интенсивности мягкого рентгеновского излучения GOES сравнивалась с наблюдаемыми потоками жесткого рентгеновского различной энергии (ACS SPI и RHESS!) и микроволнового излучения. Показано, что ускорение электронов с переменным спектром в нескольких эпизодах, продолжающееся длительное время и соответствующее различным физическим условиям, приводит к отсутствию эффекта Нойперта, как в длительных, так и в импульсных событиях. На фазе спада мягкого рентгеновского излучения длительных вспышек (рис. 3) обнаружены пики нетеплового излучения, причем отношение максимальных интенсивностей микроволнового и жесткого рентгеновского излучения в них больше, чем в основном пике, где эффект Нойперта наблюдается (Струминский. Зимовец, 2008). Это свидетельствует о преимущественном ускорении и взаимодействии электронов в оптически тонкой мишени и малой доли их энергии, идущей на нагрев плазмы, т.е. о корональном источнике высокоэнергичных частиц (>105 км, 109 см"3).

Рис. 3. Отсутствие эффекта Нойперта на фазе спада вспышки 6 декабря 2006 г. Темп счета ACS SPI - черная кривая, производная по времени SXR излучения GOES -серые кружки.

Параграф 1.3 посвящен исследованию связи между тепловым (мягкий рентген) и нетепловым (жесткий рентген и микроволны) излучением в солнечных вспышках. По данным КА GOES вычислялась эффективная температура вспышечной плазмы, которая сравнивалась с интенсивностью жесткого рентгеновского изучения по данным ACS SPI и RHESSI. В пункте 1.3.1 рассмотрены наблюдения солнечной вспышки 6 декабря 2006 г., в которой впервые удалось измерить жесткое рентгеновское излучение >150 кэВ в предвспышечной фазе (Струминский, Зимовец, 2010). Причем оно наблюдапось на 5 мин раньше, чем начало рентгеновской вспышки GOES. Температура вспышечной плазмы в

мине 18:38 UT

предвспышечной и импульсной фазах оказалась пропорциональной логарифму интенсивности жесткого рентгеновского излучения (рис. 4). Это показывает, что электроны, ответственные за жесткое рентгеновское излучение, были инициатором и основным источником нагрева вслышечной плазмы, а ускорение частиц и нагрев плазмы являются системой с положительной обратной связью. Связь между температурой и интенсивностью жесткого рентгеновского излучения исчезает после начала взрывного расширения плазмы, когда ее охлаждение становится 1 эффективнее нагрева нетепловыми электронами. Рентгеновское излучение >100 кэВ не наблюдалось детекторами КА RHESSI в предвспышечной фазе из-за их низкой чувствительности.

Если считать импульсной, фазой те моменты времени, когда наблюдаются нетепловые процессы, то необходимо признать, что взаимодействие ускоренных электронов реализуется в принципиально разных и изменяющихся во времени физических условиях. Возможно, резонансные пики на частоте 245 МГц (рис. 4) являются индикатором перехода к новым физическим условиям ускорения и взаимодействия электронов в среде с малой плотностью на фоне быстрого подъема эруптирующего волокна (Струминский, 2010).

Рис. 4. Температура вспышечной плазмы (серая кривая, левая шкала) и темп счета ACS SPI (черная кривая, правая шкала), а также интенсивности

радиоизлучения 245 МГц (Струминский, Зимовец, 2010).

О 5 10 15 30 25 30 35 min since 1838 UT, 06/12/2006

Импульсные события, рассмотренные в пункте 1.З.1., характеризуются отсутствием предвспышечной фазы, развитием нетепловых явлений в течение менее 10 мин и быстрым спадом эффективной температуры с характерным временем ~ 20 мин (см. рис. 2). На фазе роста наблюдаются 2-3 эпизода энерговыделения длительностью около 1 мин, которые отождествляются с отдельными возрастаниями жесткого рентгеновского излучения меньшей

длительности. События начинались с ускорения электронов и нагрева плазмы над системой вспышечных петель, причем моменты времени с пиками ACS SPI не оказывали существенного влияния на энергетику исследуемых событий. Эффективная температура была пропорциональна логарифму темпа счета RHESSI в канале 25-50 кэВ.

В пункте 1.3.2 обсуждаются длительные события. Они характеризуются развитой предвспышечной фазой и более долгой фазой спада температуры, чем в импульсных событиях. Значительные потоки жесткого рентгеновского излучения наблюдаются более одного часа, как в предвспышечной фазе, так и после максимального импульса жесткого рентгеновского излучения в длительных событиях (см. рис. 1-2). Высказано предположение, что длительные события являются цепочкой перекрывающихся импульсных, которые инициируются при последовательной эрупции нескольких волокон в одной активной области (Струминский. 2010Ь1.

В мощных протонных вспышках 2003-2006 гг. были получены свидетельства ускорения частиц на Солнце в нескольких эпизодах порядка 1-2 мин и суммарной длительностью более 15 мин. В работе (Струминский. Зимовец. 2007) были рассмотрены импульсные фазы трех мощнейших вспышек 23-го цикла (28 октября 2003 г., 20 января и 7 сентября 2005 г.), которые длились более 15 мин и состояли, по крайней мере, из трех актов энерговыделения, различавшихся своим проявлением в мягком (1-8 A, GOES) и жестком (>150 кэВ, ACS SPI) рентгеновских диапазонах, а также на радиочастотах 245 МГц и 8,8 ГГц. Сделан вывод, что протоны и электроны ускорялись в каждом акте, но с различной эффективностью, причем релятивистские протоны были ускорены только после 6-7 минут развития импульсной фазы. В серии вспышек декабря 2006 г. была обнаружена сходная структура временных профилей нетеплового излучения (Struminsky&Zimovets. 2007), как и в событиях 2003 и 2005 гг. В нескольких двухленточных вспышках, чье положение на солнечном диске было благоприятным для пространственных наблюдений RHESSI жесткого рентгеновского излучения, удалось проследить движение источника излучения вдоль лент и связать отдельные всплески его интенсивности с разнесенными в пространстве актами ускорения частиц и энерговыделения (Zimovets & Strumisky, 2009).

Рассмотрение случаев наблюдения солнечного гамма-излучения >0,7 МэВ (RHESSI) в шести протонных вспышках относительно нулевого времени, выбранного

с учетом подобия временных профилей температуры (рис. 5), показало, что ускорение электронов с наиболее жестким спектром происходило в конце событий

Рис. 5. Левая панель: температура вспышечной плазмы; правая панель: темп счета детектора КА (ЧНЕЗЭ! в событиях: 14.07.00 (черные квадраты); 02.10.03 (открытые

квадраты); 17.01.05 (серые треугольники); 19.01.05

(серые кружки); 20.01.05 (открытые кружки); 13.12.06 (черные треугольники).

На основе наблюдений жесткого рентгеновского излучения (АСЭ БР1) и его связи с температурой вспышечной плазмы в диссертации предложен сценарий развития типичной длительной вспышки:

1) создается благоприятная магнитная конфигурация для запаса энергии и формирования вспышечных петель;

2) вблизи вершины одной из петель происходит спонтанное ускорение частиц, являющееся триггером всего события;

3) ускорение заряженных частиц развивается во времени и пространстве в результате подъема волокна и вовлечения в процесс новых петель, приводя к последовательному разогреву плазмы вспышечной области;

4) эффективная температура плазмы определяется мгновенной энергией нетепловых электронов (средней энергией и спектром) в течение первых 10-20 мин развития вспышки;

5) развитие неустойчивостей приводит к расширению плазмы, которое сопровождается ее эффективным охлаждением, поэтому значительные потоки ускоряющихся электронов. уже не влияют на температуру вспышечной плазмы и меру эмиссии.

Исследования высокого (-105 км) коронального источника ускоренных частиц, а также перестройки конфигурации магнитного поля после вспышки представляется чрезвычайно важным в связи с проблемой происхождения солнечных протонов и

на фазе спада температуры.

30 * 25'

"о

«- 20-

О. ?

а 15ч 01 с 2

£ 10 5-

вОЕв 20"1

I

'} янезэ!

I И 0.7-8 МеУ

О 10 20 30 40 50 60 миц

5 10 15 20 25 30 35 мин

электронов. Для этого необходимо создание нового поколения солнечных телескопов жесткого рентгеновского и у-излучения с высокой чувствительностью и низким фоном.

Во второй главе рассматриваются случаи длительной (более 30 мин) генерации нейтронов во время солнечных вспышек, которые получены на основе наземных наблюдений солнечных нейтронов в 1991,2003 и 2005 гг.

В параграфе 2.1 обсуждаются методические вопросы изучения потоков первичных солнечных нейтронов наземными детекторами. Наземные возрастания интенсивности космических лучей, вызванные приходом прямых солнечных нейтронов, являются единичными событиями в каждом солнечном цикле, поэтому их поиск и интерпретация заведомо представляют интерес. Их регистрация наиболее вероятна высокогорными нейтронными мониторами (НМ), расположенными в местах с высокой жесткостью геомагнитного обрезания космических лучей при минимальном фоне ГКЛ, около полудня местного времени при минимальной толщине атмосферы. Результаты ретроспективного статистического анализа данных высокогорного нейтронного монитора Алма-Ата с целью поиска возможных солнечных нейтронных событий описаны в параграфе 2.2. Вблизи мощных рентгеновских вспышек отдельные новые нейтронные события обнаружены не были, но метод наложения эпох показал наличие статистически значимого возрастания (Аушев и др.. 2003: Aushev et al„ 19991

Параграф 2.3 посвящен редким наблюдениям солнечных нейтронов на Земле, чья интерпретация была невозможна без предположения о длительном взаимодействии высокоэнергичных протонов в солнечной атмосфере. В пункте 2.3.1 рассматривается событие 4 июня 1991 г. (Х12.0) по данным НМ Норикура (Takakhashi et al., 1991). Временной профиль этого нейтронного события оставался загадкой до публикации первых результатов наблюдений на борту орбитальной обсерватории ComptonGRO прибором OSSE (Oriented Spectroscopic Scintillation Experiment) у-излучения этой вспышки (Murphy et al., 1993). В темпе счета НМ Норикура удается выделить два максимума: первый наблюдался в 03:41-04:10 UT, а второй - в 04:15-05:05 UT.

Очевидный разрыв в данных наблюдения у-линии 2,223 МзВ возник между 04:05 и 04:40 UT на ночной стороне орбиты КА ComptonGRO, тогда же наблюдался новый максимум интенсивности микроволнового излучения (рис. 6). Эти данные

свидетельствуют о втором эпизоде ускорения частиц вблизи Солнца примерно через 30 мин после импульсной фазы вспышки, когда фронт КВМ находился далеко от Солнца и протоны, ускоренные на ударной волне, не могли генерировать наблюдаемые нейтроны ^гиттзкуе! а!.. 1994).

ю ■

10* 1<И

Ьоиг сГ ¿ау

Рис. 6. Наблюдения линии 2.223 МэВ детектором ОввЕ на трех

последовательных орбитах и поток радиоизлучения 17 ГГц (обсерватория Нобеяма). фгиттэку е1 а!.. 1994).

Ожидаемое возрастания темпа счета НМ Норикура в промежуток времени от и до <2 вычислялось по формуле

#(/„/,)='}/ф.Г-Д/с/ОГ'-1)]Р(£)Г(£У&/77£>\

где 8(Е, Т) - функция источника нейтронов на Солнце, зависящая от энергии нейтрона Б и времени на Солнце Т, Р(Е) - вероятность распада нейтрона, У(Е) -чувствительность детектора и О - расстояние между Солнцем и Землей. Здесь Я» и Е2, соответственно, минимальная и максимальная энергия нейтронов в первичном спектре. Начало возрастания определяется величиной Ег, а характер спада зарегистрированного временного профиля - £<.

В "работе (Б^игшпзку е1 а!.. 1994) впервые было предложено рассматривать два длительных эпизода генерации высокоэнергичных нейтронов с различным спектром. В первом эпизоде предполагалась функция источника, пропорциональная степенному спектру первичных нейтронов и временному профилю у-линии 2,223 МэВ (ОББЕ/ССРЮ). Во втором эпизоде, когда Соп^опСРЮ находилась на ночной стороне Земли, временной профиль источника подбирался исходя из наилучшего согласия между расчетным и наблюдаемым временными профилями. Показатель

20

энергетического спектра нейтронов был дополнительным параметром расчетов. Оказалось, что спектр нейтронов в диапазоне энергий 0,1-3 ГзВ в первом эпизоде был мягче, чем во втором. Предыдущие нейтронные события, зарегистрированные мировой сетью НМ - 3 июля 1982 г. и 24 мая 1990 г., не противоречили модели с импульсной инжекцией и с постоянным спектром.

В пунктах 2.3.2 и 2.3.3 представлены два других примера длительной генерации солнечных нейтронов во время мощных вспышек 28 октября 2003 г. и 7 сентября 2005 г., которые сопровождались жестким рентгеновским и у-излучением. Возрастания темпа счета нейтронных мониторов Цумеб (Tsumeb) и Чзкалтая (Chacaltaya) в момент этих вспышек были интерпретированы как вызванные приходом солнечных нейтронов. Показано, что начальная фаза возрастания соответствует выходу нейтронов с поверхности Солнца и с интенсивностью, пропорциональной темпу счета ACS SPI. Однако при этом не удается описать конечную стадию наблюдавшихся возрастаний - второй максимум 28 октября 2003 года и длительный спад 7 сентября 2005 года (Stmminskv. 2005b: Михайлов и Струмннсшй. 2007). Предположение об изменении в конце событий спектра нейтронов и коэффициента пропорциональности между функцией источника и темпом счета ACS SPI, который зависит от соотношения числа ускоренных протонов и электронов в источнике, позволяет преодолеть эту трудность.

Время UT мощных солнечных вспышек 5 и 6 декабря 2006 г. практически совпадает со временем UT солнечных вспышек 28 октября 2003 г. и 7 сентября 2005 г. соответственно. Если бы в этих событиях 2006 г. были бы генерированы солнечные нейтроны, то благоприятными местами для наземной регистрации нейтронов были бы НМ Цумеб и Чакалтая. Если считать, что не изменилась эффективность регистрации нейтронов по сравнению с событиями 28 октября 2003 г. и 7 сентября 2005 г., то ожидаемый отклик НМ оказывается меньше статистических погрешностей. Действительно, в событиях 5 и 6 декабря 2006 г. значимые возрастания темпа счета НМ, вызванные приходом первичных солнечных нейтронов, не наблюдались.

Таким образом, в Главе 2 показано, что вспышечный источник нейтроноа с энергией >100 МэВ, а, следовательно, и ускоренных протонов, может существовать несколько десятков минут после начала вспышки.

В третьей главе рассматривается связь потоков СКЛ в 1989-2006 гг. с солнечным источником в различных моделях их распространения в гелиосфере. Основное внимание уделяется протонам с энергий >100 МэВ, которая соответствует верхнему энергетическому диапазону детекторов на спутниках и атмосферный порогу 430 МэВ регистрации протонов НМ.

В параграфе 3.1 рассмотрены эффекты, связанные с приходом первых солнечных протонов на Землю. Временем прихода релятивистских протонов традиционно считалось начало наземного возрастания интенсивности КЛ (GLE), зарегистрированное одним из НМ сети. Неоднозначность определения момента прихода солнечных протонов по данным НМ связана с собственным фоном детектора, вариациями порога жесткости геомагнитного обрезания и направления конуса приема. Были обнаружены два случая, в которых детектор ACS SPI оказался более эффективным инструментом для наблюдения начала протонного возрастания'на орбите Земли, чем сеть НМ; 17 января 2005 г. (Struminskv. 2011) и 13 декабря 2006 г. (Струминский, Зимовец. 2009; Struminsky&Zimovets, 2009). В этих событиях задержка прихода релятивистских протонов на Землю относительно вспышки жесткого рентгеновского излучения считалась значимой и свидетельствовала об ускорении протонов позднее. Возрастание темпа счета ACS SPI, вызванное приходом релятивистских протонов, наблюдалось раньше и соответствовало их ускорению в момент вспышки (рис. 7). Этот факт подчеркивает необходимость создания детектора солнечных протонов и электронов космического базирования с низким уровнем собственного фона, который необходим для исследования потоков КЛ малой интенсивности.

более раннего прихода протонов в событии 13 декабря 2006 г. прибором ACS SPI (серая кривая) по сравнению с НМ Киль (открытые кружки).

(Струминский, Зимовец, 2009).

Рис. 7. Регистрации

-5 0 S 10 15 20 25 30 35

мин после 02:22 UT 13 декабря 2006 года

(

Дисперсия по скоростям при распространении частиц различных энергий затрудняет восстановление функции инжекции в межпланетное пространство по данным интегральных детекторов. Так как промежутки времени между соседними эпизодами ускорения в импульсной фазе составляют 1-2 мин, то в большинстве событий не представляется возможным исследовать отдельные акты ускорения в импульсной фазе с помощью наблюдения СКЛ в межпланетном пространстве. Однако при благоприятных условиях распространения протонов в начале события вариации их спектра, наблюдаемые вблизи Земли, могут отражать изменения спектра в источнике, которые происходят в масштабе более 10 мин (Belov et а!.. 1995). Первые оценки показали, что после длительных солнечных вспышек с ярко выраженной постэруптивной фазой наблюдаются изменения спектра солнечных протонов, свидетельствующие о двух последовательных эпизодах ускорения, отстоящих более чем на 10 мин друг от друга, причем спектр во втором эпизоде был жестче. Сравнение вариаций спектра протонов в событиях 20 января 2005 г. и 14 июля 2000 г. позволило сделать вывод об относительно более раннем развитии высокоэнергичных процессов 20 января 2005 г. (Struminskv, 2005).

Рис. 8. Временные профили интенсивности протонов 80165 МэВ (GOES) в различных масштабах в событиях:

1-14.07.00; 2 - 02.10.03; 3 -17.01.05; 4 - 19.01.05; 5 - 20.01.05; 6 - 13.12.06. (Струминский. 2011).

Учет подобия временных профилей температуры в длительных вспышках (пункт 1.3.3) приводит к неожиданным результатам относительно времени регистрации первых солнечных протонов в канапе 80-165 МэВ детектора на спутнике GOES от выбранного нулевого времени (рис. 8). Начало возрастания интенсивности протонов наблюдается на 35-й мин, что не противоречит их ускорению одновременно с электронами во вспышке и выходу в межпланетное

23

пространство на фазе спада температуры (примерно на 25-й мин) в момент отрыва КВМ (Струминский, 2011; Struminsky, 2011). Это свидетельствует о характерной перестройке конфигурации магнитного поля в конце импульсной, фазы, которая приводит к изменению режима нагрева плазмы и способствует выходу СКЛ в гелиосферу. Ранний приход протонов в событии 20 января 2005 г. является следствием уникальных условий распространения, сложившихся в результате предшествующих солнечных вспышек.

Параграф 3.2 посвящен исследованию выдающегося солнечного протонного события 20 января 2005 г., в котором протоны с энергией более 80 МэВ распространялись без рассеяния до Земли, и временные профили их интенсивности определялись свойствами источника на Солнце примерно первые 30 мин после их выхода в межпланетное пространство (Струминский. 2006). Аппроксимация временных профилей протонных каналов 80-165 и 200-500 МэВ детектора GOES позволила определить зависимость от времени функции инжекции и энергетический спектр протонов в источнике. Характерные времена модельной функции источника солнечных протонов соответствуют наблюдениям у-излучения от распада

Рис. 9. Сравнение интенсивности протонов 80-165 МэВ ' в модели свободного распространения (кресты) с наблюдениями (1-мин средние, открытые квадраты) доя функции инжекции,

пропорциональной темпу счета ACS SPI 20 января 2005 .г. (Струминский, 2006).

тг-мезонов в этом событии.

houcsUr.aD.01.05

В параграфе 3.3 исследуется роль длительного источника в диффузионной модели распространения СКЛ. На масштабе времени более получаса становится существенным рассеяние солнечных протонов на магнитных неоднородностях, и модель свободного распространения не применима. Были рассмотрены солнечные протонные события (СПС) 1989-2006 гг., сопровождавшиеся наземными

24

возрастаниями интенсивности космических лучей. Показано, что интенсивность потоков солнечных протонов, измеренная в канале 84-165 МэВ на спутниках серии GOES первые 15-20 ч развития СПС, может быть аппроксимирована диффузионной моделью распространения, причем инжекция протонов из источника на Солнце в межпланетное пространство должна проходить в несколько этапов в течение часов (Струминский, 2003а; 2006).

Единственным экспериментальным подтверждением существования протонов с энергией >100 МэВ вблизи Солнца столь длительное время является регистрация у-квантов от л°-распада во вспышках 11 и 15 июня 1991 г. космическими обсерваториями CGRO и ГАММА-1. На основании модели распространения в работе сделана оценка числа протонов в источнике в различные моменты времени, причем для события 11 июня 1991 г. получено качественное, а для 15 июня 1991 г. - количественное согласие с числом протонов, необходимых для генерации наблюдаемого у - излучения. Это свидетельствует о том, что и в других событиях, когда имели место процессы длительного удержания и/или ускорения протонов в корональных структурах Солнца, должно было бы наблюдаться' длительное у - излучение. Однако эти наблюдения либо не проводились вовсе, либо проводились инструментами с высоким порогом регистрации.

Результаты, представленные на рис. 10, показывают определяющую роль, которую играет функция источника по сравнению с параметрами распространения

Аналогичные вычисления были проведены для мощных протонных событий 23-го цикла (Эииггшвку. 2003Ь; Струминский, 2006).

25

500 1000 1500 2000 2500 3000 min since X-ray onset

Рис. 10. Интенсивности потоков протонов 11 и 15 июня 1991 г., вычисленные в диффузионной модели при различных длинах свободного пробега (серая линия - 0,11 а.е.; толстая черная линия - 0,3 а.е.; тонкая черная линия - 0,08 а.е.) и наблюдаемые в канале GOES 80-165 МэВ (значки). (Struminsky, 2003а).

для формирования временных профилей интенсивности протонов на 1 а.е.

В событии 20 января 2005 г. временной профиль интенсивности протонов в канале 80-165 МзВ имел два максимума, причем вблизи Земли наблюдалось изменение спектра протонов, которое можно интерпретировать как свидетельство нового эпизода ускорения на Солнце (Staiminskv. 2005с). Наилучшее согласие между измеренными и рассчитанными интенсивностями получается в модели с длительной инжекцией протонов в межпланетное пространство с двумя максимумами. Расхождение в 1,5-2 раза между расчетными и наблюдаемыми интенсивностями солнечных протонов в начале некоторых событий, возможно, связано с сильной анизотропией их потока. Различие на поздних стадиях, примерно через сутки и более после начала возрастания, можно объяснить модуляцией потока СКЛ распространяющимися и взаимодействующими между собой структурами солнечного ветра.

Таким образом, процессы длительного удержания и/или ускорения протонов в непосредственной близости от Солнца на фазе спада мощных солнечных вспышек являются типичными, и необходимо говорить о существовании локальных радиационных поясов Солнца. Термин «локальные радиационные пояса Солнца» впервые введен Г.П. Любимовым (2002), это квазистационарные корональные ловушки солнечных космических лучей, образованные магнитными полями активной области. К сожалению, имеющиеся в настоящее время возможности для наблюдения солнечного излучения у-линий не достаточны для их диагностики. Результаты наблюдений жесткого рентгеновского Солнца, приведенные в Главе 1, показывают, что электроны ускоряются и взаимодействуют в солнечной атмосфере в течение нескольких десятков минут.

В параграфе 3.4 сравниваются наблюдения наиболее мощных солнечных протонных событий 23-го цикла в полярных областях гелиосферы на борту КА Ulysses Кильским электронным телескопом (КЕТ) и вблизи Земли протонным детектором на борту КА GOES. Для подробного анализа были отобраны события, в которых было зарегистрировано значимое превышение над фоном в канапе 80-125 МэВ прибора KET/Ulysses. Большинство из этих событий сопровождалось возрастаниями интенсивности КЛ на поверхности Земли.

При анализе наблюдений СКЛ на двух КА, находящихся в различных точках гелиосферы, можно предположить два крайних случая распространения частиц до наблюдателя: 1) источник частиц локализован, причем один из аппаратов имеет с ним хорошее магнитное соединение, а другой нет; 2) источник на Солнце

протяженный а пространстве и времени, а магнитные силовые линии соединяют аппараты с различными частями источника. Так как поперечный коэффициент диффузии меньше продольного в 10"4 - 10~2 раз, то в первом случае наблюдаемые интенсивности должны отличаться примерно в такое же число раз, при сохранении корреляционной зависимости. Корреляция между двумя наблюдениями может отсутствовать во втором случае, если число частиц, попавших на данную силовую линию за счет поперечной диффузии, мало по сравнению с числом частиц,

Рис.11. Температура вспышечной плазмы

(кривые). Интенсивности потоков протонов в плоскости эклиптики

(GOES) и на северных (14 июля 2000 г., черный) и южных (22 ноября 2001 г., серый) полярных широтах гелиосферы (Ulysses).

Для отобранных событий, наблюдавшихся в южных (июль-ноябрь 2000 г.) и северных (август-декабрь 2001 г.) полярных областях гелиосферы, оказалось, что интенсивности протонов 40-80 МэВ Ulysses различаются в 2-3 раза первые 20-30 ч после начала возрастания, независимо от взаимных координат вспышки и КА. При этом соответствующие интенсивности GOES различались на 2-3 порядка, т.е. корреляция между наблюдениями на КА Ulysses и GOES отсутствовала, а силовые линии ММП соединяли аппараты с различными частями солнечного источника. Ключевым в проведенном анализе было протонное событие, которое ассоциировалась с эрупцией волокна и рентгеновской вспышкой M класса 12 сентября 2000 г. В этом событии поток протонов вблизи Земли был минимальным, но на высоких широтах Ulysses его временной профиль интенсивности был подобен всем рассмотренным случаям. Такое подобие временных профилей (рис. 11) указывает на одинаковые механизмы инжекции и распространения протонов в полярные области гелиосферы.

непосредственно инжектированных из источника.

hours

Если временные шкапы в различных событиях выбраны так, чтобы совпали времена прихода протонов 40-80 МэВ на Ulysses (см. рис. 11), то ожидаемое время их выхода из источника в полярные области гелиосферы будет соответствовать поздней фазе спада теплового рентгеновского излучения, а в плоскости эклиптики -вблизи импульсной фазы (Struminskv et al.. 2006; Струминский. 2010а). При этом инжекция протонов на северные и южные широты должна быть значительно слабее, чем в плоскости эклиптики, и симметричной относительно экватора. Интенсивность протонов вблизи Земли находилась практически на постоянном уровне более 30 ч, а на высоких широтах наблюдался ее плавный рост, что можно обеспечить только длительной и практически непрерывной инжекцией в гелиосферу. В параграфе 1.2 показано, что повышенная эффективная температура вспышечной плазмы вызвана наличием нетепловых электронов, поэтому ее повышенные значения (рис. 11) свидетельствуют о возможности непосредственной инжекции частиц из солнечного источника.

. Серия четырех мощных протонных вспышек в декабре 2006 г. была последним всплеском солнечной активности в 23-м цикле и последними протонными событиями, зарегистрированными KET/Ulysses в полярных широтах гелиосферы (Heber et al.. 2007). На их примере исследовалась роль крупномасштабного солнечного магнитного ' поля при распространении СКЛ до наблюдателя, находящегося в различных точках гелиосферы, (Struminskv et al., 2009). Путем расчета магнитных силовых линий в короне внутри сферического слоя 1,5 R над фотосферой показана возможность магнитного соединения области родительских вспышек с основаниями удаленных силовых линий спирали Паркера. Это качественно объясняет особенности событий 5, 13 и 14 декабря 2006 г., наблюдаемые на КА Ulysses, GOES, STEREO. Структура коронального и межпланетного магнитного поля была сильно изменена 6 декабря в результате распространения КВМ от события 5 декабря, поэтому модель не применима.

Таким образом, проведенный в Главе 3 анализ подтверждает выводы Главы 1 и 2, что Солнце представляет собой протяженный в пространстве и во времени источник космических лучей, намного более сложный, чем представлялось ранее. Для моделирования временных профилей интенсивностей СКЛ в межпланетном пространстве в течение первых суток развития СПС необходимо учитывать временные и пространственные свойства функции инжекции. Напротив, процесс распространения частиц в гелиосфере (продольная и поперечная диффузия) до

наблюдателя является стабильным и практически не меняется от события к событию, пока локальные возмущения солнечного ветра не достигают наблюдателя.

В четвертой главе рассматривается влияние различных крупномасштабных структур солнечного ветра на процессы распространения СКЛ в трехмерной гелиосфере.

Сильные межпланетные возмущения оказывают влияние на космические лучи с энергией менее 1 ГзВ, увеличивая их интенсивность на сотни процентов (эффект штормовых частиц), но их влияние значительно меньше на протоны больших энергий (эффект Форбуша и его предвестник). Этот энергетический предел важен для понимания процессов ускорения и распространения КЛ в гелиосфере. Спектр СКЛ, вычисленный по данным двух высокоэнергичных каналов GOES, позволяет делать оценки ожидаемого темпа счета того или иного нейтронного монитора. Для оценки величины наземного возрастания были вычислены кратности генерации в атмосфере вблизи порога атмосферного обрезания (Struminsky&Belov, 1997) и изменение порога жесткости геомагнитного обрезания (Struminskv&Lal, 2001) в момент геомагнитных бурь. Обычно восстанавливают спектр в области малых (спутниковых) энергий по данным нейтронных мониторов. Автором была разработана методика, позволяющая выделять вариации, вызванные модуляцией ГКЛ и изменением геомагнитного порога, из общего темпа счета НМ (Struminsky. 2001). Ее применение к событиям 19-21 октября 1989 г. (Struminsky, 2002). 14-15 июля 2000 г. и 4-5 ноября 2001 г. (Струминский, 2003b) описано в параграфе 4.1.

Событие 19-21 октября 1989 г. является тем редким случаем, когда спектр штормовых частиц простирался непрерывно вплоть до нижней пороговой энергии НМ (Struminsky, 2001; Struminsky, 2002). В обзоре (Reames,-1999) это событие приведено как пример ускорения протонов ударными волнами вплоть до ГэВ. Различие в спектре частиц в момент предповышения Форбуша и эффекта штормовых частиц позволило сделать вывод о том, что в этом событии штормовые частицы были ускорены в момент солнечной вспышки и распространялись до Земли в ловушке между двумя сходящимися магнитными стенками. Независимо такой вывод был сделан в работах (Lario&Decker, 2001; Lario&Decker, 2002).

В событиях 14 июля 2000 г. и 4 ноября 2001 г. спектр солнечных протонов, полученный по данным детектора GOES и нейтронных мониторов «Апатиты» и «Москва», имел резкое колено в области энергий 200-500 МэВ во время GLE, а

спектр штормовых частиц не имел такого колена и был обрезан вблизи этой энергии (Струминский, 2003b). Сделано предположение, что излом энергетического спектра соответствует максимальной энергии эффективного удержания частиц последовательно корональными и межпланетными структурами магнитного поля (рис. 12). Такое изменение спектра было впервые обнаружено экспериментально в непосредственных измерениях спектра на спутниках и шарах-зондах в событии 2 ноября 1992 г. (Struminsky8.Kohno, 1993). Наличие колена в этой области энергий и изменение жесткости геомагнитного обрезания во время геомагнитных бурь могут сильно изменить возможную интерпретацию данных НМ в момент GLE событий (Struminskv, 2003с).

Рис. 12. Произведение BV j-——--(.оно* напряженности ММП В(нТ) на скорость

/---. <,о»!0*

I ^ - солнечного ветра Vf км/с); показатель спектра протонов GOES (вертикальные кресты) и GLE (наклонные кресты); интенсивности j (см2 с ср -МэВ)'' потока протонов 84-200 МэВ (открытые квадраты) и 110-500 МэВ (черные квадраты); вариации темпа счета НМ «Апатиты»( черные треугольники) и «Москва» (открытые треугольники). (Струминский, 2003b).

Если длительность инжекции сравнима со временем распространения, то невозможно разделить влияние источника и процесса распространения. Время распространения СКЛ на 5 а.е. заведомо превышает самые оптимистичные оценки длительности удержания протонов в короне и времени эффективного ускорения межпланетной ударной волной. Наблюдения СКЛ вблизи орбиты Юпитера предоставляют уникальную возможность исследовать непосредственно эффекты распространения в плоскости эклиптики (Хибер, Струминский. 2004).

В параграфе 4.2 показано, что по времени распространения протонов до 5 а.е. события на КА Ulysses можно разделить на две группы, которые характеризуются распространением протонов - вдо^ь (быстрый приход, 12 ч) или поперек (медленный приход, 24 ч) силовых линий ММП (рис. 13).

говооаваоооаааооасд

"••S^Mooocoooo^Ol

пасы после 10:00 UT, 14 июля 2000

а

б

в

о 1

1Е-4

350-

300 —г

i<M 192

часы

Рис. 13. Скорость солнечного ветра (Swoops/Ulysses) и интенсивность потоков протонов в канале 38-125 МэВ (KET/Ulysses) после начала рентгеновской вспышки на Солнце в событиях: а) 30 октября 1992 г. (кресты) и 28 октября 2003 г. (сплошная линия); б) 6 ноября 1997 г. (кресты) и 24 августа 1998 г. (сплошная линия). (Хибер, Струминский, 2004)

Так как быстрый или медленный приход частиц возможен независимо от координат родительской вспышки и КА Ulysses, то условия выхода протонов на благоприятную силовую линию не определяются координатами вспышки. Временные профили интенсивности солнечных протонов в каждой группе подобны примерно первые трое суток после начала рентгеновской вспышки, что подразумевает одинаковые параметры распространения частиц в гелиосфере на расстояния более 5 а.е. в начале событий. Полное число протонов, инжектированных в гелиосферу, и модуляция потока солнечных космических лучей локальными структурами солнечного ветра определяют форму временных профилей интенсивности протонов на поздних стадиях развития событий в первой группе.

Рис. 14. Сравнение интенсивностей потоков протонов, измеренных детекторами КА Ulysses, в различных событиях на 5 а.е. в плоскости эклиптики (25 июня 1992 г. и 30 октября 1992 г.) и на 2-3 а.е. в полярных широтах гелиосферы (14 июля и 12 сентября 2000 г.). (Struminsky&Heber, 2006)

Далее проанализированы наблюдения эффекта «резервуара» в широком диапазоне широт и долгот в гелиосфере на расстояниях <5 а.е. (рис. 14). Сделан вывод о том, что «резервуаром» является область гелиосферы, соединенная с источником силовыми линиями ММП и ограниченная ~5 а.е. На таком гелиоцентрическом расстоянии резко уменьшается радиальный коэффициент диффузии, что приводит к захвату частиц СКЛ на расстояниях <5 а.е. (поглощаяющая граница). Примерно первые 30 ч после солнечной вспышки СКЛ к преимущественно распространяются вдоль магнитных силовых линий, соединенных

0.1 :

Ос! 30. 1992

0 50 100 150 200 250 0 50 100 150 200 250 0 100 200 300 400 500

hours since X-ray onset

с источником, а в гелиосфере существуют большие пространственные градиенты СКЛ. В последующие примерно 100 ч поперечная диффузии выравнивает пространственные градиенты между силовыми линиями в широком диапазоне долгот и широт (область «резервуара»); частицы покидают резервуар за счет конвективного выноса потоками солнечного ветра (Struminsky, 2005а). Интенсивность СКЛ в момент начала эффекта «резервуара» отражает полное число частиц, инжектированных в гелиосферу, а скорость спада - эффективность конвективного выноса (Struminskv&Hiber. 2006)

В параграфе 4.3 исследовались вариации интенсивности протонов 200-2000 МэВ по данным KET/Ulysses в 1997-2006 гг., т.е. практически на масштабе времени всего 23-го солнечного цикла. Интенсивность протонов 200-2000 МэВ KET/Ulysses была нормирована к интенсивности протонов 165-500 МэВ GOES в мае-июне 2001 года, когда аппараты были близко расположены в гелиосфере (Струминский. 2007). Такая нормировка (рис. 15) показала, что глобальные широтные и радиальные градиенты интенсивности протонов с энергией 200-2000 МэВ на гелиоцентрических расстояниях менее 5 а.е. отсутствовали в 2000-2001 годах, а локальные градиенты играли существенную роль в модуляции космических лучей. Фон ГКЛ является главным фактором, определяющим возможность наблюдения СПС с энергией 2002000 МэВ на больших гелиоцентрических расстояниях. Только возрастание

интенсивности протонов после вспышки 7 сентября 2005 г. превзошло амплитуду 11-летней модуляции фона ГКЛ в 23-м цикле.

Рис. 15. Сравнение

0,0025

интенсивностей протонов по данным GOES (черная линия) и KET/Ulysses (серая линия) в

0,0020 -

0.00150.0010 -0,0025

дни 2001 гола

—I—I—1—I—I—•—гр-IT 1-1—■—I—■-1—'—1—■—1—•—1—■-

230 235 240 245 230 255 260 265 270 2Г5 260 265

полярных

областях

Z

£ 0.0020-о.

s

Ï 0,0015-

0.0010-

186 168 190 192 194 196 196 200 202 204 206 206 210 212 214 216

гелиосферы. Максимальные

возрастания GOES вне

масштаба и показаны

цифрами (Струминский, 2007).

Анализ возрастаний интенсивностей солнечных протонов в различных точках трехмерной гелиосферы по данным КА Ulysses показал, что наибольшие потоки

протонов за весь 23-й цикл солнечной активности должны были быть инжектированы в гелиосферу в событии 7 сентября 2005 г. (рис. 16), а не 28 октября 2003 г., как это следует из наблюдений протонов -10 МэВ вблизи Земли, или 20 января 2005 г., соответственно для энергий протонов >100 МэВ (Струминский. 2007; Struminskv et al. 2008). Если частицы СКЛ были ускорены в солнечных вспышках, то и солнечное событие 7 сентября 2005 г. должно быть выделенным из этого ряда. Действительно, 7 сентября 2005 г. по данным ACS SPI были зарегистрированы рекордные характеристики жесткого рентгеновского излучения -максимальная интенсивность и длительность, превосходившие в несколько раз аналогичные величины для других событий 23-го цикла.

Рис. 18. Наблюдения Uiysses в течение 100 дней 2005 г. (сверху вниз) интенсивности потока протонов 5-25 и 250-2000 МэВ; напряженности магнитного поля, плотности и скорости солнечного ветра. Серая кривая на второй панели - ' интенсивность протонов 165-500 МэВ (GOES) вблизи Земли. Вертикальные 1 линии - границы коротирующих взаимодействующих потоков.

Если бы ударные волны были бы главным ускорителем, то наибольшие потоки и флюенсы СКЛ должны были бы соответствовать самым сильным возмущениям гелиосферы. Были проанализированы несколько 27-дневных периодов до и после наибольших всплесков солнечной активности в октябре-ноябре 2003 г., январе и сентябре 2005 г. вблизи орбиты Юпитера, по данным КА Ulysses. Анализ показал, что 60 дней после солнечных экстремальных событий в октябре-ноябре 2003 г. были наиболее возмущенным периодом всего 23-го цикла солнечной активности. Большинство энергичных частиц, наблюдавшихся KET/Ulysses в эти

?

о 5

0,01

« 1Е-4 1т 0,00200,00150,00106

t- 4

С 2-] 0

0,01 600-

300

А_

0,1-i Дл

—Ák*.

243

270 297 days of 2005

324

периоды, составляли частицы солнечного происхождения, а взаимодействующие между собой структуры солнечного ветра лишь модулировали фоновые потоки СКЛ (Struminsky et al„ 2008).

В Заключении обсуждаются полученные результаты.

В Приложении представлен исторический обзор наблюдений СКЛ и высокоэнергичного излучения Солнца.

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Выявлено, что в результате длительного ускорения и взаимодействия электронов в различных физических условиях в солнечных вспышках балла >Х1 интенсивность нетеплового излучения не пропорциональна производной по времени мягкого рентгеновского излучения (не наблюдается эффект Нойперта).

2. Предложен новый подход к исследованию солнечных вспышек, который предполагает решение самосогласованных задач ускорения электронов, их взаимодействия в короне и хромосфере Солнца, движения плазмы в активной области. Этот подход основан на обнаруженной зависимости температуры вспышечной плазмы (GOES) от логарифма интенсивности жесткого рентгеновского излучения в предвспышечной и импульсной фазах вспышки 6 декабря 2006 года.

3. Открыт процесс длительной генерации солнечных нейтронов (по наблюдениям НМ Норикура 4 июня 1991 года), который показывает возможность существования солнечного источника протонов в течение нескольких .десятков минут после начала вспышки.

4. Установлено, что длительность и интенсивность инжекции протонов -100 МэВ из источника на Солнце определяет первые 15-20 ч развития солнечных протонных событий вблизи Земли, причем возможные изменения длины свободного пробега играют незначительную роль.

5. Найдено, что в энергетическом спектре солнечных протонов, в области энергий 100-1000 МэВ есть излом, связанный с эффективным удержанием частиц корональными и межпланетными структурами магнитного поля. Излом спектра необходимо учитывать при анализе наземных возрастаний интенсивности космических лучей.

6. Обнаружено, что временные профили интенсивности солнечных протонов >40 МэВ по данным наблюдений KET/Ulysses совпадают с точностью до множителя

35

2-3 в течение первых -60 ч в различных событиях на южных и северных полярных широтах гелиосферы. Это свидетельствует о симметричной инжекции протонов на полярные широты в длительных вспышках.

7. Выявлено, что по мере развития СПС в гелиосфере доминируют различные механизмы распространения солнечных протонов >40 МэВ (продольная и поперечная диффузия, конвекция). Первая константа спада интенсивности солнечных протонов - 10-20 ч, показывает как быстро часть гелиосферы, соединенная с источником, заполняется частицами за счет продольной диффузии, а вторая константа спада ~100 ч отражает скорость выхода частиц Т13 «резервуара» за счет конвекции.

8. Показано, что глобальные радиальные и широтные градиенты протонов КЛ >200 МэВ отсутствовали в гелиосфере на расстояниях < 5 а.е. в 2000-2006 годах, а наблюдавшиеся случаи кратковременного различия интенсивностей протонов на орбите КА Ulysses и вблизи Земли были связаны .или с наблюдением СКЛ, или с распространением локальных возмущений солнечного ветра.

Основные результаты работы изложены в 20 публикациях в реферируемых изданиях:

1. Лившиц М.А., Струминский А.Б., Белов A.B. (2001). Роль длительных рентгеновских вспышек на Солнце в формировании возмущений межпланетной среды //Астрономический вестник. 2001. Т. 35. № 6. С. 559-565.

2. Аушев В., Антонова В., Белов А., Ерошенко Е„ Крякунова О., Струминский А. (2003). Статистический анализ возможных солнечных нейтронных событий по данным алма-атинского высокогорного нейтронного монитора II Изв. РАН, Сер. Физическая. 2003. Т. 67. № 4. С. 472-475.

3. Струминский А.Б. (2003а). Свидетельства длительного существования солнечных протонов с энергией >100 МэВ в корональных структурах // Астрономический журнал. 2003. Т.47. № 11. С. 916-924.

4. Струминский А. Б. (2003b). Особенности энергетического спектра солнечных протонов в событиях 14 июля 2000 и 4 ноября 2001 // Изв. РАН, Сер. физическая. 2003. Т. 67. №10. С. 1427-1430.

5. Хибер Б., Струминский А.Б. (2005). Свойства солнечно-протонных событий на больших гелиоцентрических расстояниях около эклиптики // Изв. РАН. Сер. физическая. 2005. Т. 69. №6. С. 792-795.

6. Струминский А.Б. (2006). Многократное ускорение протонов и их свободное распространение до Земли 20 января 2005 г. II Письма в АЖ. 2006. Т. 32. №10. С. 767-776.

7. Струминский А.Б.. Зимовец И.В. (2007). Динамика развития мощных протонных вспышек на Солнце // Письма в АЖ. 2007. Т. 33. № 9. С. 690-697.

8. Струминский А.Б. (2007). Возрастания интенсивности протонов 200-2000 МэВ в 1997-2005 годах по данным KET/ULYSSES // Космические исследования. 2007. Т. 45. № 4. С. 392-396.

9. Струминский А.Б.. Зимовец И.В. (2008). Длительное нетепловое излучение солнечных вспышек и эффект Нойперта II Письма в АЖ. 2008. Т. 34. № 10. С. 777-787.

10. Струминский А.Б. . Зимовец И.В. (2009). К оценке времени прихода первых релятивистских солнечных протонов на Землю // Изв. РАН. Серия физическая. 2009. Т. 73. № 3. С. 332-335.

11. Струминский А.Б.. Зимовец И.В. (2010). Наблюдения солнечной вспышки 6 декабря 2006: ускорение электронов и нагрев плазмы И Письма в АЖ. 2010. Т. 36. №6. С. 453-461.

12. Струминский А.Б. (2011) Источник солнечных протонов: температура вспышечной плазмы и моменты инжекции // Изв. РАН. Сер. физическая. 2011. Т. 75. №6. С. 818-821.

13. Struminskv A.. Matsuoka М. and Takakhashi К. (1994). Evidence of Additional Production of High Energy Neutrons During the Solar Flare on 1991 June 4 // ApJ. 1994. V. 429. P. 400-405.

14. Belov, A.V., Eroshenko, E.A., Oleneva, V.A., Struminskv A.B., Yanke V.G. (2001). What determines the magnitude of Forbush-decreases? // JASR. 2001. V. 27. N. 3. P. 625-630.

15. Struminskv A. (2002). Forbush precursory increase and shock associated particles on October 20,1989//Annales Geophysicae. 2002. V. 20. N. 8. P. 1247-1252;

16. Struminskv A., Heber В., Kallenrode M.-B., Muller-Mellin R., Klassen A., Kunow H. (2006) Injection and propagation of solar protons to high heliolatitudes: ULYSSES observations // JASR. 2006. V. 38. N. 3. P. 507-515.

17. Struminskv A. and Heber'B. (2006). KET ULYSSES Observations of SEP in and out of the Ecliptic // In Solar Energetic Particles and Plasma. Geophysical Monograph Series. 2006. V. 165. P. 321-334.

18. Zimovets I.V., Gros M., Slmminskv A.B. (2009). Evidence of the radio-quiet hard X-ray precursor of the 13 December 2006 solar flare // JASR. 2009. V. 43. N. 4. P. 680-686.

19. Zimovets I.V., Struminsky A.B. (2009). Imaging Observations of Quasi-Periodic Pulsatory Nonthermal Emission in Two-Ribbon Solar Flares // Solar Physics. 2009. V. 258. N. 1. P. 69-88.

20. Zimovets I.V., Struminsky A.B. (2010) Observations of Double-Periodic X-Ray Emission in Interacting Systems of Solar Flare Loops. // Solar Physics. 2010. 10.1007/s11207-010-9518-3.

и в 25 публикациях по материалам конференций:

1. Михайлов М.А. и Струминский А.Б.(2007) Солнечные нейтроны в событии 7 сентября 2005 года // Труды 7-ой БМШ ЭТФ-2006 / Под ред. A.A. Петрухина и М.Х. Хокрнова. М: МИФИ. 2007. Т. 2. С. 53-58.

2. Струминский А.Б. (2005) Физика Солнца и гелиосферы И Труды 5-ой БМШ ЭТФ-2004 / Под ред. A.A. Петрухина и М.Х. Хоконова. Нальчик: КБГУ. 2005. Т. 2. С. 4-16.

3. Струминский А.Б. (2007). Распространение космических лучей в трехмерной гелиосфере //Труды 8-ой БМШ ЭТФ-2006 / Под ред. A.A. Петрухина и М.Х. Хоконова. М: МИФИ. 2008. Т. 1. С. 28-43.

4. Струминский А.Б. (2008) Электромагнитная диагностика солнечных вспышек // Труды 8-ой БМШ ЭТФ / Под ред. A.A. Петрухина и М.Х. Хоконова. М: МИФИ. 2008. Т. 1. С. 53-69.

5. Струминский А.Б. (2010а). Источник солнечных протонов: температура вспышечной плазмы и моменты инжекции. CD-rom. ВККЛ-2010. М: НИИ ЯФ МГУ, 2010.

6. Струминский А.Б. (2010b) Наблюдения радиоизлучения на частоте 245 МГц как индикатор' нового режима ускорения электронов и нагрева плазмы II Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца, солнечная и солнечно-земная физика-2010 / Под ред. A.B. Степанова и Ю.А. Наговицина, СПб, ГАО РАН, 2010. С. 425-428.

7. Aushev V., Antonova, V., Belov A., Eroshenko Е„ Kryakunova О., Struminsky А. (1999). Search for Solar Neutron Events in Alma-Ata NM Data // 26th ICRC, Salt Lake City, Utah, USA, 1999. V. 6. P. 50-53.

8. Struminskv A. and Kohno T. (1993). Peculiarities of Solar Proton Spectra in Stratosphere and Geostationary Orbit on 2-3 November 1992 // 23rd ICRC, Calgary, Canada, 1993. V. 3. P. 5-9.

9. Struminskv A., M. Matsuoka and Takakhashi K. (1994). Evidence of Additional Production of High Energy Neutrons During the Solar Flare on 1991 June 4 // Proc. of Kofu Symposium. Kofu, Japan. NRO Report. 1994. N. 360. P. 405-409.

10. Belov A., Chertok I., Struminskv A. (1995) Tims Evolution of Solar Proton Energetic Spectra at the Earth orbit and Possibility of Multi-Step Particle Acceleration // 24lh ICRC. Rome, Italy. 1995. V. 4. P. 127-130.

11. Struminskv A.. Belov A. (1997) Neutron Monitor Sensitivity to Primary Protons below 3 GV Derived from Data of Ground Level Events // 25th ICRC. Durban, South Africa. 1997. V.1. P. 201-204.

12. Struminskv A. (2001a) Forbush decrease on October 20-22, 1989: solar protons, interplanetary rnd magnetospheric variations // 27th ICRC. Hamburg, Germany. 2001. V. 9. P. 3558-3561.

13. Struminskv A. and Lai M. (2001b) Magnetospheric currents and variations of cutoff rigidities on October 20, 1989 // 27m ICRC. Hamburg, Germany. 2001. V. 10. P. 4053-4056.

14. Struminskv A. {2003a). Interacting and Escaping > 100 MeV Solar Protons as observed on 11 and 15 June 1991 II 28th ICRC. Tsukuba, Japan. 2003. V. 6. P. 3515-3518.

15. Struminskv A. (2003b) Prolonged Release of > 100 MeV Solar Protons in the GLE Events of 1997-2002 // 28th ICRC. Tsukuba, Japan, 2003. V. 6. P. 3317-3320.

16. Struminskv A. (2003c) On Accuracy of Solar Cosmic Ray Anisotropy and Intensity Deduced from NM Data //28th ICRC. Tsukuba, Japan, 2003. V. 6. P. 3419-3422.

17. Struminskv A. (2005a). Three modes of particle propagation in the heliosphere // 29lh ICRC. Pune, India, 2005. CD-rom.

18. Struminskv A. (2005b). On Possibility of Prolonged Two Step Production of High Energy Neutrons during the Solar Flare on 28 October 2003 // 29th ICRC. Pune, India, 2005. CD-rom.

19. Struminskv A.. (2005c). Variations of solar proton spectrum during the ground level enhancement of 2005 January 20II 29th ICRC. Pune, India, 2005. CD-rom.

20. Struminskv A. (2006). Enhancements of 200-2000 MeV proton intensity observed by KET/ULYSSES in 1997-2005 // Proceedings 20,h ECRS. Lisbon, Portugal, 2006, CD-rom.

21. Struminskv A.. B. Heber, R. Gomez-Herrero, A. Klassen (2008). Modulation of Proton Fluxes at ~5AU during the Largest SEP Events of 2005 // 30th ICRC. Merida, Mexico. 2008. N 1. P. 131-134.

22. Heber В., Struminskv A.. I. Zimovets, and et al. (2008). Observations of the December 2006 Particle Events at High Latitudes with the KET aboard ULYSSES II 30th ICRC. Merida, Mexico, 2008. N1. P. 217-220.

23. Struminskv A. and Zimovets I. (2008). Time Scales of Hard X-ray and Radio Emissions of Large Proton Flares. H 30th ICRC. Merida, Mexico, 2008. N 1. P. 7-10.

24. Struminskv A. and I. Zimovets (2009). On estimates of first solar proton arrival II In Proc. 21$t ECRS / Eds. P. Kyraly, K. Kudela, M. Stehlik, A.W. Wolfendale, printed by VIENALA s.r.o., Koshice, Slovakia. 2009. P. 237-241.

25. Struminskv A., Zimovets I., Heber B. and Klassen A. (2009) The role of large scale solar magnetic field for distribution of SEP in the 3D heliosphere // 31st ICRC. Lodz,

Poland, 2009. CD-rom.

26. Struminsky A. (2011). Relative Timing of Electron Acceleration and Proton Release in X-class Solar Events // 32nd ICRC. Beijing, China, 2011. CD-rom. Paper 0132.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Базилевская Г.А., Свиржевская А.К. (2008). Приход первых релятивистских ' протонов и условия в солнечной короне II Геомагнетизм и Аэрономия. 2008. Т. 48. № 4. С. 425.

Любимов Г.П. (2002). Радиационные пояса Солнца II Космические Исследования. 2002. Т. 40. № 6. С. 565.

Allafort A., et al. (2011). Long-lived solar y-ray emission during 2011 March 7 to 8 detected by Fermi-LAT // 32nd ICRC. Beijing, China, 2011. Paper 0683.

Cane H. et al. (2010). A study of solar energetic particle events of 1997-2006: Their composition and associations // JGR. 2010. V. 115. No A08101.10.1029/2009JA014848.

Cliver E. (2009). History of research on solar energetic particle (SEP) events: the evolving paradigm//In Proc. IAU Symposium, 2009. V. 257. P. 401.

Dalla S. et al. (2003a). Properties of high heliolatitude solar energetic particle events and constraints on models of acceleration and propagation H Geophys. Res. L. 2003. V. 30. N. 19. P. 8035.

.Dalla S., et al. (2003b). Delay in solar energetic particle onsets at high heliographic latitudes//Ann. Geophysicae. 2003. V. 21. P. 1267.

Decker R.B., et al. (1999). Solar Energetic Particles from the April 1998 Activity: Observations from 1 to 72 AU // 26"1 ICRC. Uta, USA, 1999. V. 6. P. 328.

Feldman U. (1990). The beam-driven chromospheric evaporation model of solar flares - A model not supported by observations from nonimpulsive large flares II ApJ. 1990. V. 364. P. 322.

Frost K. and Dennis B. (1971). Evidence from Hard X-Rays for Two-Stage Particle Acceleration in a'Solar Flare // ApJ. 1971. V. 165. P. 655.

Gosling J.T.(1993). The solar flare myth //JGR. 1993. V. 98. P. 18937. Gros, M.; et al. (2004). INTEGRAL/SPI Observation of the 2003 Oct 28 Sclar Flare // In Proc. of the 5th INTEGRAL Workshop. ESA SP-552.

Hamilton D.C. (1981). Dynamics of solar cosmic ray events - Processes at large heliocentric distances /much greater than 1 AU II JASR. 1981. V. 1. P. 25.

Kahler S. et al. (1980). Primary energy release // In Solar Flares / Edited by P. A. Sturrock, Colorado associated University Press, Boulder, Colorado, 1980. P. 83.

Kallenrode M.B. (2003). Current views on impulsive and gradual solar energetic particle events II J. of Physics G: Nuclear and Particle Physics. 2003. V. 29. N. 5. P. 965.

Klecker B. et al. (2006). Energetic Particle Observations // Space Sei. Rev. 2006. V. 123. P. 217-250.

Klein L. and Trottet G. (2001). The Origin of Solar Energetic Particle Events: Coronal Acceleration versus Shock Wave Acceleration // Space Sei. Rev. 2001. V. 95. P. 215.

Lario D. et al. (2004a). Low-energy particle response to CMEs during the Ulysses solar maximum northern polar passage // JGR. 2004. V. 109. P. A01107,.

Lario D. et al. (2004b). Heliospheric energetic particle observations by the Cassini spacecraft: Correlation with 1 AU observations // JGR. 2004. V. 109. P. A09S02.

Lario D.and Decker R.B. (2001). Re-examination of the October 20, 1989 ESP event//27th ICRC, Hamburg, Germany, 2001. CD-rom.

Lario D. and Decker R.B. (2002). The energetic storm particle event of October 20, 1989 // GRL. 2002. V. 29. N. 10. P. 1393.

Neupert W.M. (1968). Comparison of Solar X-Ray Line Emission with Microwave Emission during Flares //ApJ. 1968. V. 153. P. L59.

McKibben R.B. et al. (2003). Ulysses COSPIN observations of cosmic rays and solar energetic particles from the South Pole to' the North Pole of the Sun during solar maximum II Ann. Geophysicae. 2003. V. 21. P. 1217.

Murphy R. and Share G. (1993). OSSE Observations of the 4 June 1991 Solar Flare//23rd ICRC. Calgary, Canada, 1993. V. 3. P. 99.

Palmer I.D. (1982). Transport coefficients of low-energy cosmic rays in interplanetary space II Rev. of Geophys. and Space Physics. 1982. V. 20. P. 335.

Ramaty, R.; Mandzhavidze, N. et al. (1993). Acceleration in solar flares: Interacting particles versus interplanetary particles//JASR. 1993. V. 13. No 9. P. 275.

Ramaty R. and Mandzhavidze N. (1994). Theoretical models for high-energy solar flare emissions // In High-energy solar phenomena-A new era of spacecraft measurements. AIP Conference Proceedings. 1994. V. 294. P. 26.

Reames D.V. (2009). Solar Energetic-Particle Release Times in Historic Ground-Level Events //ApJ. 2009. V. 706. P. 844.

Reames D.V. (1999). Particle acceleration at the Sun and in the heliosphere // Space Sci. Rev. 1999. V. 90. N 3. P. 413.

Reams D.V. et al. (1997).Spatial and Temporal Invariance in the Spectra of Energetic Particles in Gradual Solar Events II ApJ. V. 491. P. 414.

Ryan J.M. (2000). Long-Duration Solar Gamma-Ray Flares // Space Sci. Rev. 2000. V. 93. P. 581.

Simpson A. et al. (1992). The ULYSSES Cosmic Ray and Solar Particle Investigation //A&A Suppl. Ser. 1992. V. 92. P. 365.

Takakhashi K. et al. (1991) Observation of Solar Neutrons by Mt. Norikura Neutron Monitor During a Period of Solar Cycle 22 // 22nd ICRC. Dublin, Ireland, 1991. V. 3. P. 37.

Tylka A. et al. (2005) Shock Geometry, Seed Populations, and the Origin of Variable Elemental Composition at High Energies in Large Gradual Solar Particle Events // ApJ. 2005. V. 625. P. 474.

Zhang M. et al. (2003) Perpendicular transport of solar energetic particles in Heliospheric magnetic fields //ApJ. 2003. V. 595. P. 493.

Ротапринт ИКИ РАН

055(02)2____117997. Москва. Профсоюзная ул.. 84/32

_ Подписано к печати 12.10.2011_

Заказ 2260 Формат 70x108/32 Тираж 100 2,0 уч.-изд.л..

НЕКОТОРЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ И СОКРАЩЕНИЯ.

КОСМИЧЕСКИЕ АППАРАТЫ.

ПРЕДИСЛОВИЕ.

В.1. Наблюдения солнечных вспышек в различных длинах волн.16

В. 1.1 Классификация солнечных вспышек.18

В. 1.2 НХЯ и гамма-излучение.21

В. 1.3 Всплески радиоизлучения.27

В. 1.4 Связь между различными видами излучений.29

В.2. Происхождение солнечных космических лучей.33

В.З. Распространение и модуляция СКЛ.43

ЗАКЛЮЧЕНИЕ: ОБСУЖДЕНИЕ И ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

Свое заключение я хочу начать с одного замечания Я. Б. Зельдовича (1984), которое он сделал в своих воспоминаниях: «В начале астрофизической деятельности мне мешали навыки, приобретенные в ходе практической деятельности. Астрофизик должен ставить вопрос: как устроена природа? Какие наблюдения дадут возможность выяснить это? Между тем, я ставил задачу так: как лучше устроить вселенную, или как устроить пульсар, чтобы удовлетворить данным техническим условиям - простите, я хотел сказать: первым наблюдениям». Мне кажется, что именно такая ситуация сложилась в настоящее время в вопросе об ускорении солнечных космических лучей. На основе ограниченного набора данных (первые наблюдения) разрабатываются теоретические модели, которые являются внутренне не противоречивыми, но которые не отвечают (или только частично) на вопрос о том, а как устроена природа, так как не учитывают все имеющиеся наблюдения.

Развенчание «мифа о солнечных вспышках» началось с провокационной статьи Гослинга (1993), которое завершилось в физике солнечных космических лучей обзором Римса (1999), где была сформулирована «современная парадигма». Если смотреть на цитирование как инструмент, позволяющий определить доминирующую точку зрения, то выбор однозначен. Работа Гослинга (1993) была процитирована 355 раз, а не менее убедительные контраргументы Швестки (1995) и Хадсона и др. (1995) о том, что существует отдельный класс длительных вспышек, цитируются 34 и 41 раз соответственно. Длительные вспышки учитывают весь комплекс явлений - подъем волокна, корональный выброс массы, импульсную и постэруптивную фазу. В последующем комментарии Гослинг (1995) пишет, что Хадсон с соавторами не сделали ничего, чтобы показать роль вспышек в формировании КВМ и в создании возмущений в околоземном пространстве. Аналогичная ситуация складывается и с работами по солнечным космическим лучам. Обзор Римса (1999) процитирован 441 раз, а спорящий с ним обзор Кляйна и Тротте (2001) только 25 раз.

Однако сторонники той или иной парадигмы происхождения космических лучей продолжают ожесточенные споры, начинают рассматривать СКЛ во все более широком энергетическом диапазоне, чтобы опровергнуть последние аргументы противоположной стороны. Это показывает, что проблема далека от своего окончательного и общепризнанного решения. Лексика некоторых статей напоминает сводки с поля боя, где «лагерю Кэйн» противостоит «лагерь Тилки» (Клайвера, 2009). За последние несколько лет вышли несколько пар работ, представляющих тот или иной «лагерь». Например,

Тилка и др. (2005) исследуют вЬЕ события по данным НМ, а Кляйн и Познер (2005) изучают время прихода ионов СКЛ с энергией около десятка МэВ. Этот список продолжают статьи Клайвера&Линга (2009), Гопалсвами&Макела (2010), которые активно критикуют основополагающую работу Кейн и др. (2002) по Ш-ему длительному типу радиоизлучения. Кейн, Ричардсон и Розенвинь (2010) публикуют обзор наблюдений событий СКЛ 23-го цикла по данным детекторов на спутниках, где приходят к выводу, что вспышечные процессы дают существенный вклад в потоки СКЛ в большинстве событий. Кейлер и др. (2011) представляют результаты, которые, по их мнению, показывают незначительную роль вспышек в вЬЕ событиях. Однако, кажется впервые, на 1С11С-2011 в Пекине было употреблено выражение «миф об ускорении на ударных волнах» (обзорный доклад Джокиппи).

В диссертации расмотрены вопросы, которых не касались другие авторы. Получены свидетельства того, что пространственные и временные свойства источника на Солнце определяют динамику и пространственное распределение СКЛ в трехмерной гелиосфере, а ускорение на ударных волнах КВМ играет незначительную роль.

• Изучение процессов многократного ускорения и удержания заряженных частиц от нескольких десятков минут до нескольких часов в длительных солнечных вспышках.

Рассмотренные наблюдательные данные свидетельствуют в пользу следующего сценария развития солнечных вспышек. Ускорение частиц происходит над системой петель в короне при плотностях плазмы (109 - Ю10см"3) практически все время вспышки, наблюдаемой в 8ХЯ диапазоне. В предимпульсной фазе пучок ускоренных электронов с мягким спектром нагревает непосредственно корональную плазму, при этом интенсивности электронов при высоких энергиях малы, поэтому также мал нагрев хромосферной плазмы. Ускорение частиц с жестким спектром, вызывающих «хромосферное испарение», возникает на фоне уже существующего коронального источника 8ХЯ излучения. В этом случае вклад петель, заполненных нагретой «хромосферной» плазмой, в общую рентгеновскую мощность солнечной вспышки может оказаться как достаточно малым, так и большим. Взаимодействие ускоренных электронов с жестким спектром глубоко в хромосфере, в так называемых проникающих солнечных вспышках (Сомов и Сыроватский, 1976), приводит к нагреву хромосферы, а не короны. Испарение хромосферной плазмы возможно как в замкнутые, так и открытые магнитные конфигурации. Испарение в открытые магнитные конфигурации должно соответствовать слабому нагреву, области 8ХЯ излучения и постоянной мере

236 эмиссии. Возможно, это является причиной отсутствия эффективного нагрева плазмы за фронтом КВМ, несмотря на значительные потоки ускоренных электронов (прямоточный плазмотрон). Образующийся избыток энергии может идти на дополнительное ускорение КВМ. Наибольшие же потоки БХЛ излучения должны наблюдаться при значительном росте меры эмиссии за счет хромосферного испарения, когда корона с повышенной плотностью взаимодействует с ускоренными электронами.

В существующих моделях солнечных вспышек не хватает учета развития структуры вспышечной области в пространстве и времени, наличия обратной связи между ускорением частиц (выделением энергии) и движением плазмы, которое создает новые условия для взаимодействующих частиц. Например, "стандартная модель" предполагает наличие трансляционной симметрии вдоль линии инверсии магнитного поля и оси вспышечной аркады и не рассматривает развитие вспышки вдоль аркады. Развитие вспышечного процесса в пространстве может быть вызвано эрупцией волокна, например, как это было предложено в работе (Моор и др., 2001). Необходимо заметить, что еще в статье (Ворпал, 1976) было отмечено, что можно избежать многих теоретических противоречий, если предположить освобождение энергии в солнечной вспышке, происходящее длительное время и в различных местах активной области. Это перекликается со спором между Гослингом (1993, 1995) и Швесткой (1995) о роли вспышек и КВМ в солнечно-земной физике, который упомянут выше.

В последнее время появляется все больше работ, посвященных наблюдению и анализу взаимосвязанных явлений в солнечных вспышках. В статье Мураки и др. (2008) приведены наблюдения УОКНОН вспышки («пасхальной») 15 апреля 2001, которые показывают, что ускорение электронов происходило (проявлялось) в различных петлях в три этапа, на которых вспышка последовательно достигала уровней С4, М1 и Х10, достигнув максимальной интенсивности Х14. Бхуван и др. (2011) исследуют событие 3 ноября 2003 и делают вывод, что существует причинно-следственная связь между предвспышечной активностью и основной вспышкой. Предвестник НХЯ с энергией менее ~30 кэВ (КНЕ881) совпадает с началом изменения магнитного потока в области вспышки и ранними проявлениями эрупции волокна, в это время происходил нагрев плазмы и ускорение электронов. Наблюдения в импульсной фазе не противоречат стандартным представлениям, но после нее наблюдался интенсивный источник нетеплового НХЯ вплоть до 100 кэВ вблизи вершины петли, который не сопровождался излучением из оснований петли. Такое развитие отдельных вспышек большинству авторов представляется редким исключением, а не общей закономерностью, что они и обсуждают в различных статьях.

В диссертации показано, что такое развитие является типичным для длительных мощных солнечных вспышек балла >Х1, а исключением скорее являются мощные импульсные вспышки. Диссертантом было обнаружено подобие временных профилей температуры вспышечной плазмы в двух группах событий (импульсных и длительных) при соответствующем выборе нулевого времени. Подобие временных профилей является следствием длительного ускорения электронов в перекрывающихся эпизодах с переменным спектром. Импульсные и длительные события отличаются между собой длительностью предимпульсной и постэруптивной фазы. По всей видимости, длительность предимпульсной фазы определяется неустойчивостью нижних и более плотных слоев плазмы, обеспечивающих рост меры эмиссии.

В результате длительного ускорения и взаимодействия электронов в различных физических условиях в солнечных вспышках интенсивность нетеплового излучения не пропорциональна производной по времени мягкого рентгеновского излучения (не наблюдается эффект Нойперта). Отношение максимальных интенсивностей микроволнового и HXR излучения больше в те моменты времени, когда не наблюдается эффект Нойперта, чем в те моменты времени, когда он наблюдается. Это свидетельствует о преимущественном ускорении и взаимодействии электронов в тонкой мишени и малой энергии, идущей на нагрев плазмы. Исследования ускорения электронов в солнечных вспышках, которое не сопровождается нагревом плазмы, только начинаются. Здесь необходимо упомянуть одну из последних работ Флейшмана и Контора (2011), где описана необычно холодная, но яркая солнечная вспышка в нетепловом излучении. Данные HXR (RHESSI) и по радиоизлучению 0.1-18 ГГц в этом событии показывают, что должно было взаимодействовать ~1035 электронов/с >10 кэВ, что обычно соответствует вспышкам М-класса и энергией электронов до 100 кэВ, но температура GOES не превышала в это время 6.1 МК. Визуальные, временные и спектральные характеристики вспышки позволяют сделать вывод, что основная доля микроволнового излучения была генерирована непосредственно в области ускорения.

В длительных событиях, наблюдавшихся ACS SPI, ускорение электронов с наиболее жестким спектром происходит после 4-6 мин относительно нуля, что соответствует SHH поведению спектра HXR излучения. В случаях наиболее мощных событий и в благоприятных условиях в это время возможно наблюдение у-линий от распада пи-мезонов, т.е. в области вспышки происходит также ускорение и взаимодействие релятивистских протонов. О возможной длительности процесса ускорения протонов более десятка минут свидетельствуют наблюдения у-излучение в событиях июня 1991, которое должно было генерироваться под фронтом ударной волны

ZJ5

КВМ. Это также подтверждается первыми в истории наблюдениями длительного излучения солнечных нейтронов в событии 4 июня 1991 (Струминский и др., 1994).

Длительные потоки нейтронов с энергией 0.5-7.5 МэВ (9 часов) были зарегистрированы нейтронным спектрометром MESSENGER в межпланетном пространстве на гелиоцентрическом расстоянии 0.48 а.е. после солнечной вспышки балла М2 31 декабря 2007. Эти потоки нейтронов Фельдман и др. (2010) интерпретировали как солнечное нейтронное событие. Это первый случай регистрации нейтронов относительно низкой энергии на расстоянии менее 1 а.е. Однако солнечное происхождение зарегистрированных нейтронов оспаривается в работе (Шэйр и др., 2011), где приводятся аргументы в пользу генерации нейтронов протонами CKJT в теле КА. В настоящее время на борту МКС и КА ПАМЕЛА работают детекторы нейтронов, создается высокогорный нейтронный спектрометр для регистрации длительного нейтронного излучения Солнца. Это позволяет надеяться на активное продолжение исследований солнечных нейтронов в начавшемся цикле солнечной активности. Планируется установить детектор нейтронов на КА Интергелиозод, чья околосолнечная орбита будет на расстоянии <0.5 а.е.

Астрофизическая у-обсерватория нового поколения FermiGRO зарегистрировала солнечное у-излучение с энергией более 100 МэВ длительностью более 7 часов и получила изображение его источника в области солнечной вспышки 7 марта 2011 года (Аллафорт и др., 2011). Так как основная задача FermiGRO сканирование всего неба, то Солнце попадает в поле зрения основного телескопа только один раз за три часа. Это обстоятельство не позволяет проводить исследование динамики длительного солнечного у-излучения. Первые успехи обсерватории Ферми в наблюдении у-излучения Солнца подтверждает, что необходимы длительные и непрерывные наблюдения с большей статистической точностью, которые позволили бы исследовать динамику источников ускоренных протонов на поздних стадиях солнечных вспышек.

• Выявление непосредственных связей между нетепловым солнечным излучением и потоками СКЛ в межпланетном пространстве

Традиционно время выхода протонов в межпланетное пространство определяется по времени начала события GLE, вызванного приходом первых релятивистках протонов, по данным сети НМ. Это время сравнивается с характеристиками нетеплового солнечного излучения. В работе были систематически рассмотрены времена первого прихода солнечных протонов на Землю по данным ACS SPI в GLE событиях. Оказалось, что в некоторых случаях детектор ACS SPI регистрировал приход солнечных протонов на несколько минут раньше, чем сеть НМ (Струминский и Зимовец, 2009а-Ь; и Струминский, 2011). Это измерения показали связь между потоками CKJ1 и солнечным HXR излучением в тех случаях, когда она отсутствовала по данным НМ. Определенное таким образом время выхода протонов в межпланетное пространство соответствует временам, когда в короне уже сформировалась ударная волна, отождествляемая по радиоизлучению II типа. Поэтому только по времени прихода протонов и времени наблюдения того или иного типа ЭМ излучения невозможно сделать вывод о механизме ускорения.

Выбор нулевого времени события, исходя из подобия профилей температуры вспышечной плазмы (Струминский, 2011 а-b), приводит не только к систематизации нетеплового излучения вспышек, но и к систематизации времени прихода первых солнечных протонов на орбиту Земли. Это показывает, что в их основе лежит единый процесс развития длительной вспышки. Возможно, что этим процессом является медленный подъем волокна, а в случае гигантских вспышек - последовательный подъем нескольких волокон. Момент прихода релятивистских протонов не противоречит их выходу во время распада пи-мезонов (Курт и др., 2010с). Последние теоретические модели ускорения на ударной волне, распространяющейся в короне со скоростью 2500 км/с, позволяют сформировать в течение 10 мин степенной спектр протонов с коленом при -300 МэВ (Нг и Риме, 2008). Однако ударная волна, находящаяся от плотных слоев Солнца на расстоянии 1.5 1011 см, вряд ли может быть источником протонов, которые способны генерировать пионы.

Исследование HXR и гамма излучения солнечных вспышек в Главе 1 диссертации показало, что процесс ускорения электронов в импульсной фазе развивается во времени, причем их спектр со временем должен становится жестче. Длительность каждого акта ускорения составляет около одной минуты, что меньше времени распространения протонов до Земли, поэтому невозможно исследовать процесс ускорения протонов в импульсной фазе по измерениям интенсивности KJ1 вблизи Земли. Определение момента выхода частиц СКЛ в межпланетное пространство по нескольким низкоэнергетическим каналам детекторов на спутниках не учитывает индивидуальный фон каждого канала, а также длительный процесс ускорения СКЛ с переменным спектром, поэтому широко используемая процедура (например, Риме, 2009а-Ь) определения момента выхода не представляется корректной.

В модели диффузионного распространения СКЛ длина свободного пробега определяет момент прихода СКЛ к наблюдателю, но не темп роста их интенсивности.

240

Поэтому, для объяснения разных скоростей роста интенсивности протонов CKJI после их одновременного прихода относительно нулевого времени, необходимо учитывать функцию инжекции. В Главе 3 было рассмотрено 34 возрастания интенсивности солнечных протонов с энергией более 100 МэВ, зарегистрированные в 1989-2006 годах. Как для импульсных, так и длительных событий CKJT для объяснения наблюдаемых временных профилей в отдельных случаях необходимо предполагать многократную и длительную инжекцию, которая может быть результатом ускорения или удержания частиц. Ответ на вопрос, как организован этот процесс, должны дать будущие наблюдения солнечного у-излучения с высокой точностью.

Статистические исследования показывают, что протонные события коррелируют как с мощными солнечными вспышками, так и корональными выбросами массы. С наибольшей вероятностью протонные события соответствуют длительным SXR и HXR вспышкам с длительным и интенсивным радиоизлучением (длительные всплески II, III и IV типов), причем спектр HXR излучения меняется характерным образом (мягкий-жесткий-жестче, SHH). Вроде бы это дает возможность для предсказания протонных событий в реальном времени при наличии непрерывных патрульных наблюдений Солнца в широком диапазоне ЭМ излучения. Однако на современном уровне знания мы можем говорить только о вероятности протонного события как такового, но не предсказывать его конкретные характеристики. Точное предсказание интенсивности протонов на орбите Земли не представляется возможным, даже сочетание всех благоприятных факторов не является гарантией наблюдения мощного протонного события. Например, благоприятно расположенная длительная вспышка 19 января 2005 характеризовалась SHH эволюцией спектра HXR излучения, КВМ со скоростью 2020 км/с и радиоизлучением II, III, IV типов, при этом поток протонов на орбите Земли оставался практически на уровне фоновых значений (Струминский, 2011 Ь).

• Детальное исследование свойств потоков CKJI в области энергий порядка сотен МэВ/нуклон - пограничной меиеду характерной энергией протонов, измеряемой детекторами на спутниках и нейтронными мониторами

Исследования в Главах 3 и 4 были проведены с использованием данных по потокам протонов >40 МэВ, которые наблюдались на борту КА вблизи Земли (GOES) и в трехмерной гелиосфере (Ulysses).

Для непосредственного сравнения данных спутниковых детекторов и НМ была разработана методика вычисления отклика НМ на возрастание интенсивности солнечных протонов, которое регистрируется в космосе на орбите Земли. При этом

241 использовались оригинальные функции отклика НМ в области энергий <1 ГэВ (Белов и Струминский, 2007), а также жесткости геомагнитного обрезания, рассчитанные по данным наблюдений параметров солнечного ветра (Струминский и Лал, 2001). Для проверки эффективности ускорения протонов межпланетными ударными волнами были исследованы редкие случаи наблюдения эффекта штормовых частиц при энергии протонов >100 МэВ по данным НМ и КА.

Эффект штормовых частиц 20 октября 1989 был вызван сжатием потока СКЛ между сходящимися магнитными стенками. Вычисленная максимальная энергия протонов, подверженных такого рода модуляции, показала, что наблюдаемый эффект не был вызван только ускорением в межпланетной среде. В двух других рассмотренных случаях показано, что эффекта штормовых частиц имел другую природу. После вспышки и GLE события 14 июля 2000 происходило выметание частиц СКЛ перед фронтом ударной волны с последующим спадом интенсивности (аналог Форбуша эффекта), а после GLE события частицы удерживались в магнитной ловушке, распространяющейся в солнечно ветре. Наблюдения КА Ulysses показали, что сжатие и удержание потока протонов СКЛ с энергией >40 МэВ между магнитными структурами является типичным процессом в гелиосфере на расстояниях вплоть до 5 а.е.

При использовании этой методики непосредственно в момент GLE событий была обнаружена необходимость вводить излом спектра протонов СКЛ в области энергий порядка сотен МэВ, так как спектр без излома вызывал слишком большой отклик НМ. Наличие такого излома необходимо учитывать при анализе данных НМ. Природа излома соответствует удержание частиц низкоэнергичной части спектра корональными и межпланетными структурами ММП. Необходимо отметить, что излом спектра при энергии протонов -300 МэВ возникает и в модели ускорения ударными волнами (Нг и Риме, 2008). Детектор PAMELA позволяет проводить непосредственные измерения спектра СКЛ одним инструментом в широком диапазоне энергий от 80 МэВ/нуклон до 3 ГэВ/нуклон, которые были осуществлены в событии 13 декабря 2006 (Андриани и др., 2011). Авторы этой работы отмечают разумное согласие спектров по данным НМ и PAMELA в области высоких энергий, но подчеркивают, что спектр протонов по данным PAMELA при низких энергии протонов был существенно жестче. Это указывает на то, что стандартные функции отклика НМ при энергии протонов <700 МэВ занижены и приводят к слишком большим интенсивностям протонов в этой области энергии.

Остановимся на проблеме начальной популяции частиц («ceed population»). Все существующие модели ускорения на ударных волнах предполагают, что вклад такой популяции в наблюдаемые потоки СКЛ в межпланетном пространстве невозможно

242 измерить. Если наблюдаются потоки частиц, уже прошедшие через ударный фронт, то неизвестно с каким спектром они достигли фронта, а с каким спектром они его покинули, каково количество приобретенной энергии за определенный момент времени. Внешний наблюдатель не может отличить частицы, ускоренные на ударном фронте, и просто прошедшие через него. Вспомним принцип Гюйгенса-Френеля в оптике, когда любая точка волнового фронта может рассматриваться как точечный волновой источник.

• Изучение пространственно-временного распределения CKJI в трехмерной гелиосфере по данным КА Ulysses.

Детекторы на борту КА Ulysses зарегистрировали возрастания интенсивности

CKJI в широком энергетическом диапазоне на всех участках орбиты КА, которая проходила через полярные области гелиосферы на гелиоцентрическом расстоянии 2-3 а.е. и пересекала плоскость эклиптики вблизи орбиты Земли и Юпитера. В диссертационной работе впервые в мировой практике систематизированы наблюдения детектора KET/Ulysses протонов CKJ1 с энергией более 40 МэВ.

На высоких полярных широтах и вблизи орбиты Юпитера не наблюдается эффект восток-запад, отсутствует корреляция максимальной интенсивности протонов с параметрами ударной волны, что контрастирует с наблюдениями на меньших гелиоцетрических расстояниях в плоскости эклиптики. Момент инжекции в высокие широты гелиосферы соответствует поздней стадии развития рентгеновских вспышек.

Максимальная интенсивность солнечных протонов в высоких широтах ограничена, причем этот верхний предел определяется свойствами солнечного источника.

Пространственные градиенты CKJ1 между Землей и КА Ulysses выравниваются до прихода ударных волн, поэтому интерпретация эффекта «резервуара», предложенная

Римсом и др. (1996), не соответствует наблюдениям. Модели распространения CKJ1 в трехмерном ММП только начинают развиваться (например, Хи и др., 2011). Получены только качественные результаты, которые указывают на значительную роль поперечной диффузии, однако до сравнения с наблюдениями реальных событий еще далеко.

Сходство нетеплового излучения в родительских вспышках наиболее мощных протонных событий соответствует флюенсам протонов, наблюдаемых в этих событиях на больших гелиоцентрических расстояниях и высоких широтах, что говорит примерно одинаковом количестве протонов, инжектированных в гелиосферу. Это поддерживает вывод (Данфи и др., 1999), что необходимо выбирать такие модели ускорения частиц в солнечных вспышках, которые не зависят от конкретной конфигурации магнитного поля.

Однако процесс выхода частиц на силовую линию, позволяющую им распространяться

243 до наблюдателя, зависит от конфигурации солнечного магнитного поля. В диссертационной работе предложена качественная модель, которая показывает, что цепочка петель, расположенных близко друг от друга, может обеспечить распространение частиц CKJ1 на большие угловые расстояния и доступ частиц, ускоренных в замкнутых магнитных конфигурациях, к открытым силовым линиям. В настоящее время стали развиваться представления о корональных радиационных поясах (Любимов, 2002). В работе (Хадсон и др., 2009), исходя из стандартных представлений о корональном магнитном поле, показано, что высокоэнергичные ионы могут захватываться структурами поля и формировать корональные радиационные пояса, которые должны иметь наблюдаемые проявления. Возможно, что потоки СКЛ, детектируемые на высоких широтах гелиосферы являются одним из таких проявлений.

Без всякого сомнения, измерения Ulysses в высоких широтах и на 5 а.е. уникальны. К сожалению, они вряд будут повторены в обозримом будущем. Результаты наблюдения СКЛ с борта Ulysses необходимо учитывать как при построении моделей распространения СКЛ в гелиосфере, так и при формировании научных программ будущих гелиосферных миссий: «Solar Orbiter», Интергелиозонд и «Полярный эклиптический патруль».

Райан (2000) предложил использовать принцип «бритвы Оккамы» для решения проблемы происхождения СКЛ, который предполагает, что не следует умножать сущности сверх необходимости. Имея в виду, что нет необходимости привлекать другой механизм ускорения СКЛ для высоких энергий, если ударные волны КВМ успешно решают свою задачу в области малых энергий. Однако должно быть справедливо и обратное, нет необходимости привлекать специальный механизм ускорения для малых энергий частиц. С принципом Оккамы созвучно высказывание М.В. Ломоносова: «Натура тем паче всего удивительна, что в простоте своей многохитростна, и от малого числа причин произносит неисчислимые образы свойств, перемен и явлений». Это высказывание было недавно обнаружено В.В. Рагульским (2011) и в полной мере соответствует явлениям, наблюдающимся во время и после солнечных вспышек.

ЗАЩИЩАЕМЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ:

1) Выявлено, что результате длительного ускорения и взаимодействия электронов в различных физических условиях в солнечных вспышках балла >Х1 интенсивность нетеплового излучения не пропорциональна производной по времени мягкого рентгеновского излучения (не наблюдается эффект Нойперта).

244

2) Предложен новый подход к исследованию солнечных вспышек, который предполагает решение самосогласованных задач ускорения электронов, их взаимодействия в короне и хромосфере Солнца, движения плазмы в активной области. Этот подход основан на обнаруженной зависимости температуры вспышечной плазмы (GOES) от логарифма интенсивности жесткого рентгеновского излучения в предвспышечной и импульсной фазах вспышки 6 декабря 2006 года.

3) Открыт процесс длительной генерации солнечных нейтронов (по наблюдениям НМ Норикура 4 июня 1991 года), который показывает возможность работы солнечного источника протонов в течение нескольких десятков минут после начала вспышки.

4) Установлено, что длительность и интенсивность инжекции протонов -100 МэВ из источника на Солнце определяет первые 15-20 часов развития солнечных протонных событий вблизи Земли, причем возможные изменения длины свободного пробега играют незначительную роль.

5) Найдено, что в энергетическом спектре солнечных протонов, в области энергий 100-1000 МэВ есть излом, связанный с эффективным удержанием частиц корональными и межпланетными структурами магнитного поля. Излом спектра необходимо учитывать при анализе наземных возрастаний интенсивности космических лучей.

6) Обнаружено, что временные профили интенсивности солнечных протонов >40 МэВ по данным наблюдений KET/Ulysses совпадают с точностью до множителя 2-3 в течение первых -60 часов в различных событиях на южных и северных полярных широтах гелиосферы. Это свидетельствует о симметричной инжекции протонов на полярные широты в длительных вспышках.

7) Выявлено, что по мере развития СПС в гелиосфере доминируют различные механизмы распространения солнечных протонов >40 МэВ (продольная и поперечная диффузия, конвекция). Первая константа спада интенсивности солнечных протонов - 1020 часов, показывает как быстро часть гелиосферы, соединенная с источником, заполняется частицами за счет продольной диффузии, а вторая константа спада -100 часов отражает скорость выхода частиц из «резервуара» за счет конвекции.

8) Показано, что глобальные радиальные и широтные градиенты протонов KJ1 >200 МэВ отсутствовали в гелиосфере на расстояниях < 5 а.е. в 2000-2006 годах, а наблюдавшиеся случаи кратковременного различия интенсивностей протонов на орбите КА Ulysses и вблизи Земли были связаны или с наблюдением CKJI, или с распространением локальных возмущений солнечного ветра.

1. Акимов и др. (Akimov V. et al.) Proc. 23rd ICRC, 3,111 (1993).

2. Акимов и др. (Akimov V. et al.) Solar Physics, 166, 107 (1996).

3. Аксфорд ( Axford W.I.) Planet Space Sci., 13, 1301 (1965).

4. Актон и др. (Acton L.W. et al.) ApJ, 263, 409 (1982).5. ван Аллен и Кримигис (van Allen, J. A.; Krimigis, S. M.) JGR, 70, 3, 5737-5751 (1965).

5. Аллафорт и др. (Allafort A., et al.), Proc. 32nd ICRC0683, Beijing, China (2011).

6. Альберн Ф. др., в сборнике «Проблемы солнечной активности и космическая система «Прогноз», М., «Наука» ( 1977).

7. Андерсон и Лин (Anderson К.A., Lin R.P.) Phys. Rev. Letters, 16, 24, 1121(1966).

8. Андриани и др. (Adriani, О, et al.) eprint arXivrl 107.4519 (2011).

9. Анттила и др. (Anttila A. et al.) Ann. Geophysicae 16, 921(1998).

10. Асаи и др., (Asai A., et al.) Astrophys. J., 695, 1630, (2009).

11. Аушев и др. (Aushev V. et al.) Proc 26th ICRC, 6, 50(1999).

12. Аушев В. и др., Изв. РАН, Сер. Физическая, 67, 4, 472 (2003).

13. Ашванден () GLE 2010arXivl005.0029A (2011).

14. Бавассано и др. (Bavassano et al.) J. Geophys. Res., 99, 4227 (1994).

15. Базилевская Г.А. и Махмутов B.C., Геомагнетизм и Аэрономия, 23, 3, 373-377 (1983).

16. Базилевская Г.А. и др (Bazilevskaya et al.) JASR, 14, 10, 10 717(1994).

17. Базилевская Г.А. и др, Геомагнетизм и Аэрономия, 43,4,442(2003).

18. Базилевская Г.А. и Сладкова А.И., Изв. РАН, Сер. Физ., 67, 10, 1431-1434 (2003).

19. Базилевская Г.А. и Свиржевская А.К., Геомагнетизм и аэрономия, 48, 4, 443 (2008).

20. Базилевская Г.А. и Стожков Ю.И., в книге «Плазменная гелиофизика», т. 1, стр. 345358, М. ФИЗМАТЛИТ, (2008).

21. Балог и др. (A. Balogh, et al.) Astrophys. Suppl. Ser., 92, 237, (1992).

22. Баи. (Bai, T.) ApJ, 308, 912(1986).

23. Барат и др. (Barat С. et al.)ApJ, 425, L109(1994).

24. Бастиан и др. (Bastian T.S. et al.) Ann. Rev. Astron. Astrophys. 36, 131-188 (1998).

25. Батаглиа и Бенц (Bataglia M. and Bern А. О.) A&A, 456,751-760(2006).

26. Батаглиа и Бенц (Bataglia M. and BenzA.O.) A&A, 466, 713-716 (2007).

27. Белов A.B. и др., Геомагнетизм и Аэрономия, 27, 375 (1987).

28. Белов и др. (Belov A., Chertok I., Struminsky A.) Proc. 24th ICRC, Roma, 4, 127 (1995).

29. Белов и Струминский (Belov A., Struminsky A.) Proc. 25th ICRC, Durban, 1, 201(1997).

30. Белов (Belov A.) Space Science Rev., 93, 79 (2000).

31. Белов и др. (. Belov, A.V. et al.) JASR, 27, 3, 625 (2001).

32. Белов и др. (Belov A.V. and et al.) AnnGeo, 21, 1295-1302 (2003).

33. Белов и др. ( Belov A.V., et al.) Proc. 29th ICRC, Pune, 1, 189(2005).

34. Белов и др. (Belov, A.; Garcia, H.; Kurt, V.; Mavromichalaki, H.; Gerontidou, M.) Soft X-ray Solar Physics Solar Physics, Volume 229, Issue 1, pp.135-159 (2005b)

35. Белов и др. (Belov, A.; Kurt, V.; Mavromichalaki, H.; Gerontidou, M.) Soft X-ray Solar Physics, Volume 246, Issue 2, pp.457-470 (2007).

36. Белов A.B. и др., Геомагнетизм и Аэрономия, 50, 1, 23-36 (2010).

37. Бейм и др. (Вате S. J., et al.) Astrophys. Suppl. Ser., 92, 237, (1992).

38. Бенц и др., (Benz А.О., Barrow С.Н., Dennis B.R., et al.), Sol. Phys., 83, 267 (1983).

39. Бибер и Ивенсон (Bieber J.W. and Evenson P.) Proc. 22nd ICRC, Dublin, 3, 129, (1991).

40. Бибер и др. (Bieber J.W. et al.) ApJ, 420, 294 (1994).

41. Бибер и др. (Bieber J.W. et al.) Ap J, 567, 622 (2002).

42. Бибер и др. (Bieber J.W. et al.) GRL, 32, L03S02 (2005).

43. Бибер и др. (Bieber S.W., et al.) Proc. 29th ICRC, Pune, 1, 237(2005).

44. Бибер и др. (Biber J.W., et al.) Proc. 30th ICRC (CD), Merida, Mexico, 2007.

45. Биленко И.А. и Ковалев В. А. Письма в АЖ, т. 35, № 11, с. 791-797, (2009).

46. Бланд (Bland C.J.) Nuovo cimento. B66, 2, 427(1966).

47. Бродрик и др (Brodrick D. et al.) JGR, 110, A9, ID A09S36 (2005).

48. Браун (Brown J.C.) SolPhys, 18, 489-502 (1971).

49. Браун (Brown J.C.) SolPhys, 31, 143 (1973).

50. Бриант и др. (Bryant D.A. et al.) JGR, 67, 4983 (1962).

51. Бурлага и др. (L.F. Burlaga, et al.) GJR, 91, A12, 13,331-13,340 (1986).

52. Бхуван и др. (Bhuwan J. et al.) eprint arXiv:l 109.3415 (2011)

53. Бюргер и др. (Burger, R.A., M.S. Potgieter, and В. Heber) JGR, 105, 27447 (2000).

54. Вангидр. (Wang H. et al.) Ар J., 671, 973 (2007).

55. Вармут и др. (Warmuth A. et al.) Astrophys. J., 699, 917-922 (2009).

56. Ватанабе и др.( Watanabe К., et al.) Astrophys. J., 636, 1135 (2006).

57. Ватанабе и др. (Watanabe К., et al.) JASR, 44, 7, 789 (2009).

58. Вашенюк Э.В., автореферат диссертации д.ф.-м.н., Москва, НИИ ЯФ МГУ, 2000.

59. Вашенюк и др. (Vashenyuk E.V., et al.) Proc. 29th ICRC, Pune, 1, 209(2005).

60. Вашенюк и др. (Vashenyuk E.V., et al. ) Proc. 30th ICRC (CD), Merida, (2007).

61. Верониг и Браун ( VeronigA. and Brown J.) ApJ, 603, L117-L120, (2004).247

62. Верониг и др. (Veronig A.M., et al.,) Astrophys. J., 621, 482 (2005).

63. Вестранд и Форрест (Vestrand W.T. and Forrest D.) ApJ, 409, L69 (1993).

64. Вибберенц и др. (Wibberenz G., et al.) GRL, 19, 1279, (1992).

65. Вибберенц и др. (Wibberenz G., et al.) Space Sci. Rev., 83, 309 (1998).

66. Вильмер (Vilmer N.) Aphys. J. Suppl. V. 90. P. 611-621 (1994).

67. Ворпал (Vorpahl J.A.) ApJ, 205, 868-873 (1976).

68. Гамильтон (Hamilton, D.C.) J. of Geophys. Res , 82, 2157-2169, (1977).

69. Гамильтон (Hamilton, D.C.) JASR, 1, 25-40, (1981).

70. Гарсиа и Маккинтош (Garcia A.H. and Mcintosh) SolPhys, 141, 109-126, (1992a).

71. Гарсиа и Франтишек (Garcia A.H. and Frantisek F.) SolPhys, 141, 127-146, (1992b).

72. Гарсиа (Garcia, H.A.) Astrophys. J., 420, 422-432, (1994).

73. Горчаков E.B. и др., в сборнике «Искусственные спутники Земли», вып. 8, стр. 84-86 (1961).

74. Гослинг (Gosling) JGR, 98, 18937 (1993).

75. Гослинг (Gosling) JGR, 100, 3479 (1995).

76. Гречнев и др. (Grechnev V.V,. et al.) Solar Phys, 252, 149 (2008).

77. Гриджис и Бенц (Grigis P. and Benz A.) Astrophys. J., 625, 143, (2005).

78. Грос и др., (Gros, M.; et al.) Proc. of the 5th ИНТЕГРАЛ Workshop (ESA SP-552). Munich, Germany. Scientific Editors: V. Schonfelder, G. Lichti & C. Winkler, .669, (2004).

79. Грэйсонидр. (Grayson J.A. et al.) ApJ, 707, 1588-1594(2009).

80. Гугленко и др. (Guglenko V.G. et al.) Sol.Phys., 125, 91 (1990).

81. Гузик и др. (Guzik T.G. et al.) Proc. 24th ICRC, 4, 123, (1995).

82. Далк (Dulk G.A.) Ann. Rev. Astron. Astrophys., 23, 169-224, (1985).

83. Далла и др. (Dalla S., et al.) Ann. Geophysicae, 21, 1367 (2003a).

84. Далла и др (Dalla S., et al.) Geophys.Res.Lett., 309190, 8035 (20036).

85. Данфи и др. (Dunphy, Philip P.; Chupp, Edward L.; Bertsch, David L.; Schneid, Edward J.; Gottesman, Stephen R.; Kanbach, Gottfried) Solar Physics, v. 187, Issue 1, p. 45-57 (1999).

86. Дебруннер и др. (Debrunner H., et al.) Proc. 18th ICRC, 4, 75 (1983).

87. Дебруннер и др. (Debrunner H., et al.) Nucl. Instr. Meth., A278, 573(1989).

88. Дебруннер и др. (Debrunner H. et al.) ApJ, 479, 997 (1997).

89. Деккер и др. (Decker, R.B., et al.) Proc. 26th ICRC, USA, 6, 328 (1999).

90. Деннис (Dennis B.R.) Solar Physics, 118, 49 (1988).

91. Деннис и Зарро (Dennis B.R. and Zarro D.M.) Sol.Phys., 146, 1, 177-190 (1993).

92. Деннис и др. (Dennis B.R. et al.) JASR, 32, 12, 2459-2464 (2003).

93. Десаи и др. (Desai M.I. et al.) ApJ, 553, L89-L92 (2001).248

94. Джиакалоне (Giacalone J.) Space Sci. Rev., DOI 10.1007/s 11214-011-9763-2 (2011).

95. Джиаккони, УФН, 174, 4, 427 (2004).

96. Джокиппи (Jokippi J.R. & Parker E.N.) Phys. Rev. Lett., 21,44 (1968).

97. Дитрих и Лопейт (Dietrich W. and Lopate C.) Proc. 26th ICRC, USA, 6, 71 (1999).

98. Дорман Л.И., Вариации космических лучей, Гостехиздат, 1957.

99. Дорман Л.И., Мирошниченко Л.И., Солнечные космические лучи, Наука, М.(1968).

100. Дорман и Венкатесан (Dorman L. I. &Venkatesan D.)SS Rev, 64, 183 (1993).

101. Дорман (Dorman L.I.) Solar neutrons and related phenomena, Springer, p. 873 (2010)

102. Дорман Л.И., УФН, 180,5,519-525,(2010)104. Ёшимори и др. (Yoshimori М., et al.) Proc. 26th ICRC, Utah City, USA, 6, 30(1999)/

103. Дрёге и др. (Droge W. et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4, 183(1995).

104. Жанг и др. (Zhang J., et al.) ApJ, 559, 452-462 (2001).

105. Жанг и др. (Zhang, M., et al.) J. of Geophys. Res., 108(A4), 1154, (2003a).

106. Жанг и др. (Zhang, M., et al.) ApJ, 595, 493-499, (2003b).

107. Жаркова и Жарков (Zharkova V.V. and Zharkov S.I.) Astrophys. J., 664, 573-585(2007).

108. Железняков B.B., Радиоизлучение Солнца и планет. М.: Наука, (1964).

109. Зайцев В.В. и Степанов А.В., УФН, т. 176, № 3, (2006).

110. Зайцев В.В и Степанов А.В., в книге «Плазменная гелиофизика», т. 1, стр. 236242, М. ФИЗМАТЛИТ, (2008а).

111. Зельдович М.А. и др., Космические исследования, 15, 3, 485 (1977).

112. Зельдович Я.Б., Автобиографическое послесловие. Избранные труды. Частицы, ядра, Вселенная. М. С. 435-447. (1985).

113. Зеленый Л.М. и Милованов А.В., УФН, т. 174, №8, (2004).

114. Зимовец И.В., канд. диссертация, Москва, ИКИ РАН (2010).

115. Зимовец и др. (Zimovets I., Gross М. and Struminsky A.), JASR, 43, 680, (2009).

116. Зимовец и Струминский (Zimovets I.V., Struminsky А.В.) Solar Physics, DOI: 10.1007/sl 1207-009-9394-х, (2009).

117. Имели и flp.(Emslie A.G. et al.) ApJ, 557, 921-929 (2001).

118. Имели (Emslie A.G.), Astrophys. J., 595, 119, (2003).

119. Ипполито и др. (Ippolito A. et al.) A&A, 438, 705-711, (2005).

120. Калленроде (Kallenrode, M.-B.) J. Geophys. Res., 102, A10, 22 335 (1997).

121. Калленроде (Kallenrode M.-B.) J. Phys. G., v. 29, p. 1-17. (2003).

122. KaH6ax h up. (Kanbach, G. et al.) Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 97, 349 (1993).

123. Kenjiep h «p. (Kahler S.W. et al.) ApJ, 162, 293 (1970).

124. Kenjiep h AP- (Kahler S.W. et al.) Solar Physics, 57, 429 (1978).

125. KeiiJiep h AP- (Kahler S.W. et al.) proton radio, ApJ, 261, 710-719, (1982a).

126. KeiiJiep h Ap. (Kahler S.W. et al.) JGR, 87, 3439-3448, (1982b).

127. KeiiJiep (Kahler, S.W.) Solar Physics, 90, 133-138 (1984).

128. Kenjiep h AP- (Kahler S.W. et al.) Proc. 22nd ICRC, Dublin, 3, 21 (1991).

129. KeiiJiep (Kahler S.W.) ApJ, 428, 837 (1994).

130. KeiiJiep h AP- (Kahler S.W. et al.) ApJ, 562, 588 (2001).

131. KeiiJiep h AP- (Kahler S.W. et al.) SS Rev. 10.1007/sl 1214-011-9768-x (2011)

132. KeiiH h AP- (Cane, H. V. et al.)Ap J, 301, 448 (1986).

133. KeiiH (Cane, H.V.) Space Sci. Rev., 93, 55 (2000).

134. KeiiH h AP- (Cane, H. V., et al.) J. Geophys. Res., 107, 1315 (2002).

135. KeiiH h AP- (Cane, H. V., et al.) Geophys. Res.Lett., 30(12), 8017 (2003).

136. KeiiH h ap- (Cane, H. V., et al.) J. Geophys. Res., 115, A08101 (2010).

137. KHnjiHHrep (Kiplinger A.L.) Astrophys. J., 453, 973-986 (1995)

138. KHnjiHHrep h TapcHa (Kiplinger A.L. and Garcia H.A.) BAAS, 36, 739 (2004).

139. KHHep h AP (Kiener J. et al.) Astron. Astrophysics, 445, 725(2006).

140. KjiaiiBep h AP- (Cliver, E. W. et al) ApJ, 305, 920-935, (1986).

141. KjiaiiBep h AP- (Cliver, E. W. et al) ApJ, 343, 953-970 (1989).

142. KjiaiiBep h AP- (Cliver E.W. et al.) ApJ, 426, 2, 767-773 (1994).

143. KjiaiiBep h AP- (Cliver E.W. et al.) Eos, Transactions, 83, 132(2002).

144. KjiaiiBep h AP- (Cliver, E., et al.) Proc. 29th ICRC, Pune, India, 1, 121-124 (2005).

145. KjiaiiBep (Cliver, E.) ApJ, 639, 1206-1217 (2006).

146. KjiaiiBep (Cliver E.W.) Cent. Eur. Astrophys. Bull., 33,1,253 (2009).

147. KjiaiiBep h jlhhr (Cliver E.W. and Ling A.G.) ApJ, 690, 598 (2009).

148. KjiacceH h ap- (Klassen A., et al.) J. Geophys. Res., 110, A09S04, (2005).

149. Kjieicep h AP- ( Klecker B. et al.) ApJ, 281, 458-462 (1984).

150. Kjieicep h AP- ( Klecker B. et al.) Space Science Rev., 123, 217-250. (2006).

151. KneM h flopMaH (Clem, J.and Dorman, L.) Space Science Review, 93, 335-359 (2000).154. kjifliih h AP (Klein k.-L. et al.) Astron&Astrophys, 348, 271 (1999).

152. Kjihhh h ap (Klein K.-L. et al.) Astron.&Astrophys, 373, 1073 (2001).

153. Kjishh h Tporre (Klein,K.- L. and Trottet, G. ) Space Science Rev., 95, 215-225, (2001)

154. Kjijwh h noshep (Klein,K.- L. and Posner A.) A&A, 438, 1029-1042 (2005).

155. Kjihhh h ap- (Klein K.-L. et al.) SolPhys, 263, 185-208 (2010).250

156. Кляйн и др. (Klein K.-L. et al.) SolPhys, DOI 10/ 10.1007/S 11207-011-9710-0 (2011).

157. Ковальцов и др. (Kovaltsov G. A., et al.) Solar Physics, 158, 395 (1995).

158. Кодама и др. (Kodama&Inoue) JARE Scientific Rep., Ser. A, 9, 1 (1970).

159. Конлон (Conlon, T.F.) J. Geophys. Res., 83, 541-552, (1978).

160. Кохен (Cohen C.M.S., et al.) Geophys.Res. Lett., 26(17), 2697-2700, (1999).

161. Кохен (Cohen C.M.S.) in Solar Eruptions and Energetic Particles, Geophysical Monograph Series, 165, 275 (2006).

162. Комаров и др. (Kocharov L.G., et al.) Solar Physics, 150, 267(1994).

163. Кочаров и др.(КосЬагоу L.G. et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4, 159 (1995a).

164. Кочаров и др. (Kocharov, L.G. etal.)Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4,163(1995b).

165. Кочаров и др.(Kocharov L.G. et al.) Astron. Astrophys., 340, 257 (1998).

166. Крюгер А., Солнечная радиоастрономия и радиофизика, Москва «Мир» 1984 пер. с англ. под редакцией д.ф.-м.н. В.В. Зайцева.

167. Крюкер и др. (Krucker S. et al.) Astr.Astrophys. Rev., 16, 155-208 (2008).

168. Крюкер и др. (Krucker S. et al.) Лимбовое событие ApJ, 714, 1108-1119 (2010).

169. Крякунова и др., (Kryakunova et al.) Proc. 30th ICRC, 1, 245(2008).

170. Кузнецов C.H. и др. Астрономический вестник, 40, 2, 104 (2006).

171. Кузнецов C.H. и др. (Kuznetsov S.N. et al.) Solar Physics, 268,175-193 (2011).

172. Курносова Л.В. идрв сб. «Искусственные спутники Земли», вып. 8, стр. 84-132 (1961).

173. Курт Виктория Г. и др., Письма в АЖ, 36, 4, 280-291 (2010а).

174. Курт Виктория Г. и др., ПАЖ, 36, 7, 550-560 (2010b)

175. Курт Виктория Г. и др., Космические Исследования, 48, 1, 72 (2010с).

176. Кэйн и Пик, (Kane S.R. and Pick М.), Sol. Phys., 47, 293, (1976).

177. Кэйн и др. (Капе, S. R.; McTiernan, J. М.; Hurley, К. )А&А, 433, 1133-1138 (2005).

178. Лайтинен и др. (Laitinen Т. et al.) Astron.&Astrophys, 360, 729 (2000).

179. Ланге и Форбуш (Lange I. and Forbush S.E.) Terr. Mag., 47, 185 (1942).

180. Ланцеротти и др.( Lanzerotti L.J., et al.) Space Science Reviews, 97, 243-248, (2001).

181. Ларио и др. (Lario, D., et al.) J. of Geophys. Res , 105, 18251 (2000).

182. Ларио и Деккер (Lario D.and Decker R.B.) Proc. 27th ICRC, Hamburg, (2002a).

183. Ларио и Деккер (Lario D.and Decker R.B.) GRL, 29, 10, 31-l(2002b).

184. Ларио и др. (Lario, D., et al.) Adv. Space Res., 32, 579-584, (2003).

185. Ларио и др. (Lario, D., et al.) J. of Geophys. Res , 109, A01107, (2004a).

186. Ларио и др. (Lario, D., et al.) J. of Geophys. Res , 109, A09S02, (2004b).251

187. Леске (Leske R.A. etal.) ApJ., 452, L149-152 (1995).

188. Лившиц M.A., Струминский А.Б., Белов A.B., 35 (6), 559-565, (2001).

189. Лившиц М.А., и др., АЖ, 82, 11, 1025-1041 (2005).

190. Лившиц М.А., в книге «Плазменная гелиофизика», т. 1, стр. 60-74, М. ФИЗМАТЛИТ, (2008).

191. Лим и др. (Lim, Т. L. et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy 4, 353-356, (1995).

192. Лим и др. (Lim, T.L., et al.) Ann. Geophysicae, 14,400,(1996).

193. Лин (Lin RP) Solar Physics, 12, 2, 266-303 (1970a)

194. Лин (Lin RP) Solar Physics, 15, 2, 453-478 (19706)

195. Лин и др. (.Lin RP, et al.) Solar Phys, 1-2, 3-32 (2002).

196. Лин и др. (Lin R.P., et al.) Astrophys. J. 595, L69 (2003).

197. Лин (Lin R.P.) in Solar Eruptions and Energetic Particle, AGU Monograph, 165, 199(2006).

198. Лиу и др.( Liu W„ Petrosian V., andMariska J.T.) ApJ, 702, 2, 1553-1566 (2009a).

199. Лиу и др. (Liu С., Lee J., Karlicky M., et al. ) ApJ, .703: 757-768 (2009b).

200. Лопэйт (Lopate C.) Solar Energetic Particles and Plasma, Geophysical Monograph Series, 165, pages 283-297, 2006.

201. Любимов Г.П., Космические Исследования, 40, 6, 565 (2002).

202. Майа и др. (Maia D., et al) JGR, 104, 12507, (1999).

203. Мазур и др. (Mazur J. Е., et al.) GRL, 26, 2, 173-176 (1999).

204. МакДональд (McDonald F.B.) Space Science Rev., 93, 263-284, (2000).

205. МакКиббен (McKibben R.B.) J. of Geophys. Res, 77, 3957-3983, (1972).

206. МакКиббен и др. (McKibben R.B., et al.) Ann. Geophysicae ,21, 1217-1228, (2003).

207. МакКиббен и др. (R.B. McKibben, et al.,) JGR, 110, A9, CitelD A09S 19(2005).

208. МакКиннон (MacKinnon A.L.) in Solar Eruptions and Energetic Particles, Geophysical Monograph Series, 165, 157 (2006).

209. Маландраки и др. (Malandraki O.E. and et al.) JGR, 112, A6, A06111 (2007)

210. Маландраки и др. (Malandraki O.E. and et al.) AnnGeo, 26, 4, 1029-1037 (2008).

211. Маландраки и др. (Malandraki O.E. and et al.) Dec 2006, ApJ, 704, 469-476 (2009).

212. Манджавидзе и Рамати (Mandzhavidze N., Ramaty R.) ApJ., 396, LI 11-L114 (1992).

213. Манждавидзе и Рамати (Mandzhavidze N. and Ramaty R.) Nucl. Phys. В., 33, 141 (1993).

214. Марфи и др. (Murphy R.J. et al.) Proc. 23rd ICRC, 3, 99, (1993).

215. Марфи (Murphy, R.J.) SS Rev, 130, 127(2007).

216. Масон и др. (Mason, G. М. t al.) ApJ, 303, 849-860 (1986).

217. Масуда и др. (Masuda, S. et al.) Nature 371, 495(1994).

218. Масуда и др. (Masuda S. et al) Solar Physics 204: 57-69 (2001).

219. Мейер и др. (Meyer P., et al.) Phys. Rev., 104, 768 (1956).

220. Мельников В.Ф., Изв. ВУЗ, Радиофизика, 37, 7, 856-873 (1994).

221. Мирошниченко (Miroshnichenko L.I.) Solar Cosmic Rays, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, (2001).

222. Мирошниченко и др. (Miroshnichenko L.I., et al.) JGR, 110, A09S08, (2005).

223. Мирошниченко и Перез-Пераза (Miroshnichenko L.I. and Perez-Peraza J.A.) Int. J. of Modern Physics, 23, 1, 1-141 (2008).

224. Михайлов M. и Струминский А. БМШЭТФ-2006, МИФИ 2007.

225. Мораал и МакКракен (Moraal Н. and McCracken, К. G) Space Science Reviews DOI 10.1007/sl 1214-011-9742-7 (2011).

226. Moop и др. (Moore et al.) ApJ, 552, 833-848,(2001)

227. Мураки и др. (Muraki Y., et al.) ApJ, 400, L75 (1992).

228. Мураки и др. (Muraki Y., et al.) Astroparticle Physics, 29, 4, 229-242(2008).

229. Мураки (Muraki Y.) Proc. 30th ICRC, 6, 181 (2009).

230. Нагашима и др. (Nagashima К. et al.) Nuovo Cimento C, 12 C, 173-209, (1989).

231. Нагашима и др. (Nagashima К., Isobe H., et al. ) 13Sep2005? Astrophys. J. V. 668: 533-545 (2007).

232. Найтингейл и др. (Nightingale R.W., et al.) SolPhys, 190, 249-265 (1999).

233. Нг и Риме (Ng, С. К.; Reames, D. V) ApJ, 686, 2, L123-L126 (2008).

234. Ней и др. (Ney E.P. et al.) Phys.Rev. Letters, 3, 4, 183 (1959).

235. Нинг (Ning Z.) SolPhys, 248, 1, 99-111 (2008).

236. Нитта и др., (Nitta, et al.) Astrophys. J., 586:L103-L106, 2003 .

237. Нойперт (Neupert W.M.) Astrophys. J., 153., L59 (1968).

238. Пальмер (Palmer I.D.) Rev. of Geophys. and Space Physics 20, 335, 1982.

239. Паллавичини и др. (Pallavicini R. et al.) ApJ, 216, 108-122 (1977).

240. Писаренко Н.Ф., автореф. диссертации д.ф.-м.н., ИКИ АН СССР, Москва (1986).

241. Плайнаки и др. (Plainaki С. et al.) JASR, 35, 4, 691 (2005).

242. Плайнаки и др. (Plainaki С., et al.) JGR, 112, А04102, doi: 101029/2006JA011926(2007).

243. Подгорный И.М. и др., АЖ, 87, 7, 704-716 (2010).

244. Рагульский В.В., УФН, 181 307-318 (2011) (2011).

245. Райд, (Reid G.C.) JGR, 69, 2659 (1964)253

246. Райан (Ryan J.M.) Space Sci. Rev., 93, 581 (2000).

247. Райан и др. (Ryan J.M et al.) Space Sci. Rev., 93, 35 (2000).

248. Райнер и др. (Reiner M.J., et al.) Astrophys. J., 657, 1107-1116 (2007).

249. Ранк и др. (Rank G. et al.) Astron. Astrophys., 378, 1046 (2001).

250. Рамати и др. (Ramaty R. et al.) Space Sci. Rev., 18, 341 (1975).

251. Рамати и Марфи (Ramaty, R.; Murphy, R. J.) Space Science Rev., 45, 3-4, 213(1987).

252. Рамати и др. (Ramaty, R.; et al.) JASR, 13, 9, 275-284 (1993).

253. Рамати и Манждавидзе (Ramaty R. and Mandzhavidze N.) in High Energy Solar Phenomena, ed. J.M. Ryan and W.T. Vestrand, (1993).

254. Рамати и др. (Ramaty, R. et al.) Astrophys.J., 436, 941-949 (1994).

255. Рамати и др. (Ramaty, R. et al.) Astrophys. J., 479, 458, (1997).

256. Рамати и Манждавидзе (Ramaty R. & Mandzhavidze N.) IAU Symp., 195 (1999).

257. Pay и др. (Rau, A.; et al.) A&A, 438, 3, 1175-1183 (2005)

258. Рауафи и др. (N.-E. Raouafi, et al.) ApJ, 658, 643-656, (2007).

259. Риме (Reames D.V.) ApJ, 330, L71-L78, (1988).

260. Риме и др. (Reames, D.V., Barbier, L.M., and Ng, C.K.) ApJ, 466, 473-486, 1996.

261. Риме и Hr (Reames D. V.and Ng С. K.) ApJ, 504, 1002 (1998).

262. Риме (Reames D.V.) Space Sci. Rev., 90, 413. (1999).

263. Риме и др. (Reames D.V. et al.) ApJ, 548, L233 (2001).

264. Риме (Reames D.V.) ApJ, 571, L63(2002).

265. Риме (Reames D.V.) ApJ 693, 812(2009a).

266. Риме (Reames D.V.) ApJ, 706, 844(2009b).

267. Риме и Hr (Reames D. V.and Ng С. K.) StreamLim, ApJ, 723, 2, 1286-1293 (2010).

268. Ричардсон и др. (I.G. Richardson, et al.) JGR, 103, A2, 2115 (1998).272. фон Розенвинь, Кэйн (von Rosenvinge T.and Cane H.V.), in Solar Eruptions and Energetic Particles, Geophysical Monograph Series, 165, 103 (2006).

269. Саиз и др. (Saiz A., et al.) ApJ, 626, 1131-1137, (2005a).

270. Саиз и др. (Saiz A., et al.), 29th ICRC, Pune, 1, 229 (2005b).

271. Сакураи и др. (Sakurai Т., et al.) PASJ, 44, L7(1992).

272. Сако и др. (Sako Т., et al.) ApJ, 651, L69-L72 (2006).

273. Салданка и др. (Saldanha R., et al.) ApJ, 673, 1169-1173 (2008).

274. Сандерсон и др. (Sanderson, T.R., et al.) Geophys.Res. Lett., 30, 8036, (2003).

275. Сато и др. (Sato J., et al.) Solar Phys. V. 236. P. 351-368. (2006).

276. Симнетт (Simnett G.M.), Astron. Astrophysics, 445, 715(2006).

277. Симпсон и др. (Simpson, J., et al.) Astron. and Astrophys. Suppl., 92, 365-399, (1992).254

278. Симпсон (Simpson J.) Space Sei. Rev., 93, 1-2, 11(2000).

279. Сладкова и др. (Sladkova A.I., et al.) Catalogue of solar proton events 1987-1996, edited by Yu.I. Logachev, Moscow University Press, (1998).

280. Смарт и др. (Smart D.F. et al.) Space Sei. Rev., 93, 305-335 (2000).

281. Сомов Б.В. и Сыроватский С.И., УФН, 120, 2, 217-257 (1976).

282. Струминский А.Б., канд. дис., ФИАН, (1992).

283. Струминский и Коно (Struminsky A.and Kohno Т.) Proc. 23rd ICRC, Calgary, 3, 5(1993).

284. Струминский и др. (Struminsky A. et al) ApJ, 429, 400 (1994).

285. Струминский (Struminsky A.) Proc. 27th ICRC, Hamburg, 9, 3558(2001)

286. Струминский и Лал (Struminsky A. & Lai M.) Proc. 27th ICRC, Hamburg, 10, 4053 (2001).

287. Струминский (Struminsky A.) Ann. Geophysicae., 20, 8, 1247 (2002).

288. Струминский А.Б., Астрономический журнал, 47, 11,916 (2003a).

289. Струминский А. Б., Изв. РАН, Сер. Физическая, 67, 10, 1427 (2003b).

290. Струминский (Struminsky A.) Proc. 28th ICRC, Tsukuba, Japan, 6, 3317 (2003c).

291. Струминский (Struminsky A.) Proc. 28th ICRC, Tsukuba, Japan, 6, 3419 (2003d).

292. Струминский (Struminsky A.) Proc. 28th ICRC, Tsukuba, Japan, 6, 3515 (2003e).

293. Струминский (A. Struminsky) Proc. 29th ICRC, Pune, India, (2005a).

294. Струминский (A. Struminsky) Proc. 29th ICRC, Pune, India, (2005b).

295. Струминский (A. Struminsky) Proc. 29th ICRC, Pune, India, (2005c).

296. Струминский А.Б., Письма в АЖ, 32, 10, 767(2006).

297. Струминский и др. (Struminsky А. Heber В., et al.) JASR, V. 38, No 3 , P. 507-515, 2006 .

298. Струминский и Хибер ( Struminsky A. and Heber В.), Solar Energetic Particles and Plasma, Geophysical Monograph Series, 165, pages 321-334, 2006.

299. Струминский А.Б. и Зимовец И.В., Письма в АЖ., 33, 10, 690(2007).

300. Струминский А.Б., Космические исследования, том 45, № 4, 392-396 (2007).

301. Струминский и др. {Struminsky А., et al.)Proc. 30th ICRC, 1, 131-134 (2008)

302. Струминский А.Б., в книге «Плазменная гелиофизика», т. 1, стр. 123-140, М. ФИЗМАТЛИТ, (2008).

303. Струминский А.Б. и Зимовец И.В., Письма в АЖ, 34, 10, 777(2008).

304. Струминский А.Б. и Зимовец И.В., Изв. РАН, сер. Физ., 73, 3, 332(2009а).

305. Струминский и Зимовец (Struminsky A.and Zimovets I.) Proc. ECRS-2008, Kosice, Slovakia, p. 237 (2009b).

306. Струминский и др. (Struminsky А., et al.) Proc. 31st ICRC,, Lodz, Poland (2009).

307. Струминский А.Б. и. ЗимовецИ.В, Письма в АЖ , 36, 6, 453-461, (2010).

308. Струминский А.Б., ВККЛ-2010, МГУ, Москва, 2010а.

309. Струминский А.Б., стр. 425-428, в Трудах Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца, под ред. A.B. Степанова и Ю.А. Наговицина, СПб, (2010b).

310. Струминский А.Б., Изв. РАН, серия физическая, т. 75, № 6, с. 818-821, (2011а).

311. Струминский (Struminsky A.) Proc. 32th ICRC, 1, paper 0166 (201 lb).

312. Сыроватский С.И., Труды семинара «Генерация космических лучей на Солнце», стр.39, изд. МГУ (1971).

313. Сыроватский С.И. и Шмелева О.П., АЖ, 49, 334 (1972).

314. Такахаши и др. (Takahashi К., et al.) Proc. 22d ICRC, 3, 37 (1991).

315. Танака (Tanaka К.) PAS J, 39, 1-45 (1987).

316. Тилка и др. (Tylka A.J. et al.) GRL, 26, 2141 (1999).

317. Тилка и др. (Tylka A.J., et al.) Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 3305 (2003).

318. Тилка и др. (Tylka, A.J., and et al.) ApJ, 625, 474-495(2005).

319. Тимашков и др. (Timashkov D.A., et al.) Proc. 30th ICRC (CD), Merida, Mexico (2007).

320. Торсти и др. (Torsti J. et al.) GRL, 25, 2525 (1998).

321. Тротте, (Trottet G.), Sol. Phys., 104, 145, 1986.

322. Тротте и др. (Trottet G., et al.) ApJ, 678, 509-514, 2008.

323. Швестка, 1995 (Svestka, Z.) Solar Phys., 160, 53-56, (1995)

324. Уайлд и др. (Wild, J.P.,et al.) Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1, 291, (1963)

325. Урнов A.M. и др, Письма в АЖ, т. 33, №6с. 446-462 (2007).

326. Усоскин и др. (Usoskin et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4, 151 (1995).

327. Учида (Uchida, Y.) Proc. 22th ICRC, Invited, Rapporteur and Highlight Papers, Univ. Calgary, World Scientific, 3 (1993).

328. Фельдман и др. (Feldman U. et al.) ApJ, 255, 320-324, (1982)

329. Фельдман (Feldman U.) ApJ, 364, 322, (1990).

330. Фельдман и др. (Feldman U. et al.) ApJ, 460, 1034-1041 (1996).

331. Фельдман и др. (Feldman U. et al.) ApJ, 609, 439-451 (2004).

332. Фельдман и др. (Feldman W.C. et al.) JGR, 115, AI, IDA01102 (2010).

333. Феррандо и др. (Ferrando, P.; et al.) JASR., 13, 107-110, (1993).

334. Феррейра и др. (Ferreira, S. E. S., et al.) JGR., 106, All, 24979-24988, (2001).

335. Фиск и Джокиппи (Fisk L.A. and Jokipii J.R.) Space Sci.Rev., 89, 115 (1999).

336. Флейшман и др. (Fleishman G.D. et al.) ApJ, 731, 1, L19 (2011).

337. Флюкигер и др. (Fluckiger, Е. О. et al.) JGR. Res., 91, 7925 (1986).

338. Форбуш (Forbush S.E.) Phys.Rev., 70,771, (1946).

339. Форрест и др. (Forrest D. J. et al.) JASR, 6, 6, 115(1986).

340. Фрост и Деннис (Frost K.J. and Dennis B.R.) Astrophys. J., 165, 655-659, (1971).

341. Хадсон (Hudson H.) Solar Physics, 133, 357 (1991).

342. Хадсон и Райан (Hudson H. and Ryan J.) Ann. Rev. Astron. Astrophys, 33, 329(1995).

343. Хадсон и др. (Hudson H. et al.) JGR, 100, 3473 (1995).

344. Хадсон (Hudson H.S) (1998) http://www.mssl.ucl.ac.Uk/surf/vdac/nuggets/l 998/981016/981016.html

345. Хадсон и др. (Hudson H.S. et al.) ApJ, 698, L86-L89 (2009).

346. Хадсон (Hudson H.S) Space Science Rev., 158, 1, 5-41 (2011).

347. Ханна и др. (Hannah I. G. et al.) ApJ, 659, L77(2007).

348. Харфорд и др. (Hurford G.J. et al.) ApJ, 644, L93, (2006).

349. Хаттон (Hatton, C.J.) in Prog. Elementary Particle Cosmic Ray Phys., 10, 3 (1971).

350. Хи и др. (He H.-Q.; Qin G.; Zhang M.) ApJ, 734, 2, id. 74 (2011).

351. Хибер и Бюргер (Heber В. and Burger R.A.) Space Sci. Rev., 89, 125 (1999).

352. Хибер и др. (Heber В. and et al.) JGR, 107, 10, 1274 (2002).

353. Хибер Б. и Струминский А.Б., Изв. РАН, Сер. Физ. 69, 6, 795(2005).

354. Хибер и др. (Heber В., et al.)Proc. 30th ICRC, Merida, Mexico, No 1, 217-220(2008).

355. Холман и др., (Holman G.D., et al.) Astrophys. J., 595, 97, (2003).

356. Хофер и др. (M.Y. Hofer, et al.) GRL, 30, 19, 8034,( 2003).

357. Хсих и Симпсоном (Hsieh and Simpson) ApJ, 162, L191 (1970).

358. Шанне и др. (Schanne S., Cordier В., Gros M., et al.)/ IEEE Transactions on Nuclear Science, 49, 3, 1226 (2002).

359. Шейр и др. (Share G.H. et al.) Solar Physics, 204, 43 (2001).

360. Шейр и др.( Share G.H. et al.) ApJ,. 615, L169 (2004).

361. Шейр и Марфи (Share G.H. & Murphy R.J.) AGU Monograph 165, 177 (2006).

362. Ши и др. (Shea M. et al.) GRL, 18, 1655-1658 (1991).

363. Ши и др. (Shea M. et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4, 244 (1995).

364. Шибата и др. (Shibata S. et al.) Proc. 23rd ICRC, 3, 95 (1993).

365. Шибата (Shibata S.) JGR, 99, 6651 (1994).

366. Шрайвер и Ap.(Schrijver С.J., et al.) Ap J, 650, 1184(2006).

367. Шрайвер и ДеРоза (C.J. Schrijver and M.L. DeRosa,). SolPhys, 212, 165-200 (2003).

368. Чапп (Chupp, E.L.) AAS-NASA Sympos. Phys. Solar Flares, Greenbelt, Md,, Washington, D.C., NASA, 445 (1963).

369. Чапп и др.(Ошрр E.L., et al.) Nature, 241, 5388, 333 (1973).

370. Чапп и др.(СЬирр E.L., et al.) ApJ, 263, L95 (1982).

371. Чапп (Chupp, E.L.) Solar Physics, 86, 383C(1983).

372. Чапп и др. (Chupp E.L. et al.) ApJ, 318, 913 (1987).

373. Чарахчьян A.H. и др., ЖЭТФ, 38, 1031 (1960).

374. Чиба и др. (Chiba N., et al.) Astroparticle Phys., 1, 27 (1992).