Распространение нейтронов солнечной вспышки в атмосфере солнца и генерация ими гамма-излучения тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.08 ВАК РФ

о'

МОСКОВСКИЙ ОРДЕНА ЛЕНИНА, ОРДЕНА ОКТЯБРЬСКОЙ РЕВОЛЮЦИИ И ОРДЕНА ТРУДОВОГО КРАСНОГО ЗНАМЕНИ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ М.В.ЛОМОНОСОВА

НАУЧНО-ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ИНСТИТУТ ЯДЕРНОЙ ФИЗИКИ ИМЕНИ Д.В.СКОБЕЛЬЦЫНА

На правах рукописи

УДК 523.985

Троицкая Евгения Викторовна РАСПРОСТРАНЕНИЕ НЕЙТРОНОВ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА И ГЕНЕРАЦИЯ ИМИ ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЯ

01.04.08 - физика и химия плазмы.

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 1997 г.

Работа выполнена в Научно-исследовательском институте ядерной физики им. Д.В. Скобельцына Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова.

Научный руководитель: кандидат физико-математически:

Борис Михайлович Кужевский.

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических н профессор Базилевская Г.А. доктор физико-математических н Лившиц М. А.

Ведущая организация:

Московский инженерно-физичео институт (технический униаерсит

Защита состоится 1997 года в^£час.2_мин. на заседании

диссертационного совета К053.05.24 в Московском государственном университете имени М.В. Ломоносова по адресу: Москва. Воробьевы горы, МГУ, НИИЯФ, 19 корпус, ауд. 2-15.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке НИИЯФ МГУ.

Автореферат разослан ЧО^^■Яу1997 года.

Ученый секретарь диссертационного совета д.ф.-м.н. , /. Фомин Ю.А.

/¿¿л'1-ои //

Общая характеристика работы

Актуальность проблемы.

Исследование солнечных вспышек (СВ) является в настоящее время одной из наиболее развивающихся областей физики Солнца. Важность проблемы СВ определяется двумя ее аспектами: астрофизическим и- аспектом солнечно-земных связей.

В астрофизическом плане полнота понимания этого сложного явления необходима для выяснения источника энергии вспышки, способов выделения этой энергии в различных проявлениях вспышки, связи явления СВ с другими проявлениями солнечной активности и для понимания циклических изменений солнечной активности в целом. Относительная доступность явления СВ для наблюдений существенна, кроме того, для понимания процессов, происходящих в космической плазме в различных космических объектах, а также в лабораторных плазменных установках.

В плане солнечно-земных связей СВ в тесной совокупности с корональными выбросами вещества оказывают значительное воздействие на околоземное и межпланетное космическое пространство, на Землю, и живые организмы, на системы связи и линии электропередачи, а также на людей и технику во время космических полетов.

Нейтроны, являющиеся вторичными продуктами СВ, открывают интересные возможности для решения ряда проблем физики Солнца и СВ. Роль вспышечных нейтронов велика в процессах генерации у-излучения, в формировании элементного состава внешних слоев Солнца, в у-излу^ении спокойного Солнца, у-излучение и нейтроны от вспышек стали за последние двадцать пять лет серьезным инструментом для исследования вспышечных явлений.

Высокоэнергичные нейтральные излучения, выходящие из области СВ, несут более достоверную и полную информацию о физических процессах в этой области, чем регистрируемые ускоренные заряженные частицы, подверженные воздействиям электромагнитных полей. Отметим, что нейтроны могут проникать глубоко в плотные фотосферные и даже в подфотосферные слои (ФС и ПФС). Поэтому и у-излучение в линиях, производимое нейтронами, несет информацию о физических условиях также и с этих глубин, недоступных оптическим наблюдениям.

Таким образом, анализ процесса распространения нейтронов в атмосфере Солнца и условий генерации у-излучения, вызванного нейтронами, важен как для лучшего понимания различных аспектов вспышечного явления, так и с точки зрения нахождения новых связей между характеристиками вышедшего в межпланетное пространство у-излучения и физическими условиями во вспышке, в том числе, свойствами среды, что дает новые возможности при анализе экспериментальных данных по регистрации у-излучения.

Цель работы.

Основным содержанием настоящей работы является анализ процесса распространения в атмосфере Солнца нейтронов, образованных в СВ, а также дискретного у-излучения, возникающего а) от захвата нейтронов ядрами водорода (2.223 МэВ) и б) от высвечивания некоторых ядер (12С - 4,439 МэВ; 160 - 6,129 МэВ; 56Яе - 0,847 МэВ), имеющихся в солнечной атмосфере и возбужденных нейтронами.

Основой анализа является численное моделирование методом статистического моделирования (Монте-Карло), в результате которого осуществляется построение распределений глубины, вертикальной толщи, времени и некоторых других параметров распространения нейтронов а) сразу после замедления до тепловых энергий и б) при излучении -/-квантов, вызванном взаимодействием нейтронов с ядрами окружающей среды. Рассчитывается генерация у-квантов на 1 нейтрон в зависимости от энергетического спектра нейтронов, времени и модели вертикального профиля плотности солнечной атмосферы (излучение 2,223 МэВ) или от энергии нейтронов и модели взаимодействия ускоренных заряженных ионов с атмосферой Солнца (излучение 4,439, 6,129, 0,847 МэВ), а также выход энергичных нейтронов в межпланетное пространство.

Цель данного анализа состоит не только в лучшем понимании процессов, связанных с нейтронами в солнечных вспышках, но и в установлении новых связей между характеристиками вышедшего у-излучения, вызванного нейтронами, с одной стороны, и с другой, - со свойствами солнечной плазмы или условиями во вспышке. Целью работы является также исследование возможности использования найденных связей в научно-практических целях.

Новизна работы.

1. Впервые проведен численный анализ процесса термализации нейтронов в атмосфере Солнца методом статистического моделирования

4

посредством построения распределений времени, глубины, длины траектории, полной и вертикальной толщи, числа столкновений нейтронов по достижении ими теплового равновесия с окружающей средой. В частности, впервые установлены и проанализированы основные факторы, формирующие вид распределения глубины проникновения таких нейтронов: энергетический спектр нейтронов; угловые характеристики испускания нейтронов; высотная зависимость плотности солнечной атмосферы п(Н); энергетическая зависимость сечения упругого пр-рассеяния; характер угловой зависимости пр-рассеяния кинематика пр-рассеяния.

2. Впервые исследовано изменение формы распределения глубины проникновения нейтронов, испускающих у-кванты, по сравнению с формой распределения глубины только что термализовавшихся нейтронов.

3. Впервые показано, что форма распределения глубины испускания у-квантов с энергией 2,223 МэВ и временной ход этого у-излучения содержат информацию о высотном профиле плотности солнечной плазмы.

4. Предложен метод анализа плотности солнечной атмосферы и ПФС, в том числе, и на глубинах, недоступных наблюдению оптическими или иными методами, на основе характера временного хода -¿-излучения в линии 2,223 МэВ. Показана принципиальная возможность использования найденных связей при анализе результатов, полученных в современных экспериментах по регистрации у-излучения.

5. Впервые рассчитаны генерация и выход у-излучения в линиях 4,439, 6,129, 0,847 МэВ от высвечивания возбужденных нейтронами первых уровней ядер соответственно 12С, 160, 56Ре в зависимости от первоначальной энергии нейтронов, рассчитан вклад этого у-излучения в полное излучение от возбуждения тех же ядер; кроме того, в случае высвечивания ядрами 5бРе установлена зависимость этого вклада от модели взаимодействия ускоренных заряженных частиц с веществом окружающей среды.

6. Созданы алгоритмы и программы на основе метода статистического моделирования (Монте-Карло) расчета распространения нейтронов и у-излучения в линиях 2,223, 4,439, 6,129, 0,847 МэВ с использованием статистических весов и построением плотностей распределения некоторых пространственно-временных характеристик нейтронов.

Научная и практическая ценность работы.

Проведенный анализ эволюции пространственно-временных характеристик совокупности нейтронов, генерированных в СВ, в атмосфере Солнца представляет научный интерес с точки зрения выводов, полученных в результате этого анализа, в том числе: о наиболее вероятных временах и глубинах термализации нейтронов, об объеме выделения энергии нейтронами в процессе термализации, о выходе нейтронов от Солнца в межпланетное пространство, о незначительном изменении формы распределения глубины нейтронов от момента их термализации до захвата водородом с испусканием у-квантов 2,223 МзВ, и наконец, о связи временного профиля у-излучения с высотным профилем плотности солнечной плазмы во время вспышек.

На базе проведенного анализа заложены основы нового метода определения характера высотного хода плотности солнечной плазмы во время СВ. Предлагаемый метод особенно ценен тем, что позволяет делать суждения о высотном профиле плотности плазмы в глубоких ФС и ПФС, недоступных наблюдениям другими методами. Показана принципиальная возможность использования найденных связей при анализе результатов, полученных в современных экспериментах по регистрации у-излучения.

Для понимания роли нейтронов в формировании 7-линий от высвечивания возбужденных уровней 4,439, 6,129, 0,847 МзВ соответственно ядер 12С, 160, 56Ре важен проведенный расчет вклада нейтронов в полную интенсивность у-излучения этой природы. Существенно, что в случае 56Ре выявлено наличие зависимости этого вклада от модели взаимодействия ускренных заряженных частиц со средой.

Рассчитано запаздывание у-излучения в линиях от нейтронов по отношению к подобному у-излучению от протонов, запаздывание составляет от 0,09 с. до 0,018 с для нейтронов с начальными энергиями соответственно от 1 МэВ до 100 МзВ. Обсуждается возможный в перспективе подход к экспериментальному разделению вкладов нейтронов и протонов в линейчатое у-излучение рассматриваемой природы от солнечных вспышек.

Результаты работы могут быть использованы при дальнейшей разработке моделей процессов в солнечных вспышках, а также при интерпретации результатов экспериментов.

Созданная методика (алгоритмы и программы) расчета распространения нейтронов и генерации ими у-квантов в процессе СВ может, помимо основного назначения, служить основой для расчетов эффектов от других ядерных

реакций, производимых нейтронами на Солнце, например, приводящими к образованию радиоактивных ядер или генерации элементов.

На защиту выносятся:

1. Результаты исследования процесса термал изации нейтронов в атмосфере Солнца посредством построения и анализа распределений нейтронов, достигших теплового равновесия с солнечной атмосферой, по следующим величинам: глубине, полным пройденным пути и толще вещества, времени, числу упругих столкновений с веществом окружающей среды.

Результаты анализа факторов, формирующих вид распределения термализованных нейтронов по глубине. Установление и исследованание зависимость распределения по глубине от начальных энергетического спектра и углового распределения нейтронов, а также от высотной зависимости плотности солнечной атмосферы.

2. Результаты исследованования изменения формы распределения глубины испускания у-кеантов с энергией 2,223 МэВ в процессе захвата нейтронов ядрами водорода, по сравнению с формой распределения глубины только что термализовавшихся нейтронов.

3. Нахождение зависимости формы распределения глубины испускания у-квантов с энергией 2,223 МэВ и временного хода этого у-излучения от высотного профиля плотности солнечной плазмы.

4. Метод анализа высотного профиля плотности солнечной атмосферы и подфотосферных слоев во время вспышки на основе характера временного хода -/-излучения в линии 2,223 МэВ. Разработаны основы этого метода, который особенно ценен тем, что позволяет исследовать плотность плазмы, в частности, в глубоких слоях, недоступных наблюдениям оптическими или иными методами. Показана принципиальная возможность использования предложенного метода при анализе результатов, полученных в современных экспериментах по регистрации у-излучения.

5. Расчет выхода у-излучения в линиях 4,439, 6,129, 0,847 МэВ, генерируемых при взаимодействии солнечных нейтронов с ядрами 1®0 и

солнечной атмосферы. Показано, что вклад у-излучения, обусловленного нейтронами, в полное излучение в линии 0,847 МэВ зависит от модели взаимодействия ускоренных частиц с веществом окружающей среды.

6. Методика (алгоритмы и программы) расчета процессов распространения нейтронов и генерации у-излучения, обусловленного

нейтронами, в линиях 2,223, 4,439, 6,129 и 0,847 МэВ методом статистического моделирования.

Апробация работы. Основные материалы диссертации докладывались и обсуждались на научных семинарах по космофизике ОКФИ (рук. проф. М.И. Панасюк) и ОКИ (рук. проф. Ю.И. Логачев) НИИЯФ МГУ, на семинаре ГАИШ МГУ "Физика Солнца и космическая электродинамика" (рук. проф. Б.В. Сомов), на 12-ой школе-семинаре "Космическая электродинамика и физика Солнца" (Пущино, март 1995), на Всероссийской конференции по физике Солнца (Москва, ГАИШ МГУ, декабрь 1995), на рабочем совещании "Перспективы исследований высокоэнергичных явлений в солнечных вспышках и космических гамма-всплесках в эксперименте "Фотон"" (Москва, МИФИ, июнь 1996), на 24-ой Международной конференции по космическим лучам (Рим, 1995), на международной конференции СОБРАЙ (Бирмингем, 1996), на конференциях "Ломоносовские чтения" (Москва, МГУ, 1987, 1996).

Публикации. Основные результаты диссертации содержатся в семи печатных работах и двух препринтах НИИЯФ МГУ.

Структура и объем диссертации. Диссертация содержит введение, пять глав, заключение и список литературы, занимает объем 139 страниц, включая 52 рисунка, 14 таблиц и 127 библиографических ссылок.

Содержание диссертации

Во введении к диссертации обосновываются актуальность и научная новизна работы, указываются ее цели, рассматриваются научная и практическая ценность работы и формулируются основные положения, выносимые автором на защиту.

Первая глава носит обзорный характер. После краткого исторического введения и описания форм энерговыделения в солнечной вспышке охарактеризованы экспериментальные данные по регистрации у-излучения и нейтронов, рассмотрены основные ядерные процессы взаимодействия ускоренных вспышечных протонов и ионов с веществом окружающей среды, приводящие к генерации нейтронов и у-излучения. Дается обзор известных модельных расчетов по нейтронам и у-излучению от СВ. Перечислены некоторые ранее изученные возможности исследования СВ, предоставляемые измерением потоков у-лучей и нейтронов. В соответствии с основным содержанием диссертации главное внимание в обзоре известных модельных

расчетов уделено процессам на Солнце, связанным с нейтронами солнечных вспышек.

Начиная с 1972 г., накоплен значительный материал по регистрации на космических аппаратах у-излучения от солнечных вспышек. Известно 8 случаев регистрации солнечных нейтронов приборами, установленными на космических аппаратах, зарегистрированы также нейтроны по продуктам их распада - протонам и электронам. Известны случаи регистрации их нейтронными мониторами. Впервые регистрация как ядерного линейчатого у-излучения (1972 г.), так и нейтронов от солнечных вспышек (1980 г.) осуществлены Чаппом.

В 1965 г. Лингенфельтером с соавторами исследованы ядерные процессы, приводящие к рождению во вспышке энергичных нейтронов. Учитывая энергетическую зависимость сечений реакций и химический состав фотосферы, авторы рассчитали выход нейтронов на 1 протон. Показано, что в интервале энергий протонов от 30 МэВ до 1 ГэВ определяющую роль играют взаимодействия протонов с ядрами Не. При более высоких энергиях превалируют /»^-взаимодействия.Рассчитаны энергетические спектры генерации нейтронов. Позднее авторы группы Лингенфельтера-Рамати пересмотрели и расширили эти модельные представления. Рассчитаны выход нейтронов на 1 протон, а также, спектры генерированных нейтронов в различных предположениях как о процессе ускорения заряженных частиц, так и о модели взаимодействия ускоренных частиц с окружающей средой.

В работах Лингенфельтера, Рамати, Козловского, Кужевского, Марфи исследованы различные механизмы, приводящие к у-излучению от солнечных вспышек. В процессе вспышки у-излучение в линиях создается ускоренными протонами и ядрами, а также вторичными продуктами ядерных реакций: нейтронами и позитронами, у-излучение генерируется, кроме того, в непрерывном спектре. Основные источники непрерывного излучения: тормозное излучение релятивистских электронов; широкий спектр в области 30-150 МэВ с максимумом в районе 69 МэВ от распада л°-мезонов; квазинепрерывный спектр, возникающий от слияния большого количества у-линий от высвечивания возбужденных уровней; а также линии от "обратных" неупругих столкновений ускоренных ядер с ядрами водорода окружающей среды, расширенные и смещенные из-за эффекта Допплера по сравнению с линиями от "прямых" неупругих процессов.

Линия 2,223 МэВ возникает при захвате водородом вторичных нейтронов, образовавшихся перед этим в ядерных столкновениях: 1н(п,у)2н, у-линия

9

Е=0,511 МэВ при аннигиляции позитронов которые, в свою очередь, образуете при распаде вторичных п+-мезонов: ц+-> е+. л+-мезоны наиболе*

эффективно рождаются при /^-столкновениях. у-линии 0,478 и 0,431 Мэ! образуются в аа-реакциях и реакциях а-3Не при образовании 7и и 7Ве.

Линии в у-спектре, связанные с возбуждением ядерных уровней, могу быть обусловлены как квазиупругими столкновениями ядер, так и нейтронов I ядрами, ядерными реакциями расщепления или синтеза ядер. Наиболе< сильными и часто наблюдаемыми у-линиями этой природы являются лини! 4,439 и 6,129 МэВ от высвечивания возбужденных первых уровней яде| соответственно ,2С, и ,60.

Времена жизни возбужденных уровней пренебрежимо малы (<10"9 с по сравнению с временами ускорения и торможения ионов. Поэтому, такоге рода мгновенные у-линии служат хронометрами процесса ускорения I взаимодействия частиц.

При помощи у-излучения и нейтронов солнечных вспышек возможне получение информации об ускорении частиц во вспышках, а также о физически: условиях областей, в которых эти частицы ускоряются, а также областей, где происходит диссипация энергии ускоренных частиц, и образованных ими I атмосфере Солнца вторичных частиц. Для реализации этих возможностеС необходимы предварительные модельные расчеты, связывающие, в конечно(. итоге, наблюдаемые характеристики потоков у-излучения и нейтронов ( характеристиками ускорения частиц и свойствами соответствующих областеС солнечной атмосферы.

В работах Ванга, Рамати, Козловского, Лингенфельтера, Хуа, Марфи Дермера, Кочарова и др. проведены модельные расчеты распространена нейтронов и генерации ими у-квантов 2,223 МэВ от радиационного захватг нейтронов водородом. Рамати, Козловским, Лингенфельтером, Абрамовым V Котовым проведены расчеты генерации у-квантов от высвечивания ядерны; уровней. Известны также модельные расчеты по у-излучению от других упомянутых выше, процессов.

В результате этих исследований разработаны и реализованы следующие возможности.

Восстановление спектров и полного числа заряженных частиц возможне на основе данных по ядерным у-линиям. Временной ход наблюдаемы; нейтронов позволяет определить спектр нейтронов, генерированных в< вспышке, который другим способом позволяет восстановить спектр и полное число ускоренных частиц.

Ю

Возможны выводы о темпах ускорения, о механизме ускорения, о месте ускорения заряженных частиц и о структуре магнитного поля в области ускорения. Показана возможность определения содержания 3Не в фотосфере из наблюдения у-линий. Разработан метод солнечной ядерной у-спектроскопии, позволяющий определять химический состав как окружающей среды непосредственно в месте протекания ядерных реакций, так и ускоренных частиц, вступающих в эти реакции. Предложен способ определения углового распределения заряженных ионов на основе наблюдений вспышечных потоков у-квантов 2,223 МэВ и нейтронов.

Таким образом, исследования предыдущих авторов показали, что y-излучсние и нейтроны, регистрируемые от вспышек, являются перспективным средством исследования вспышечного процесса. Найденные ими связи позволяют исследовать по некоторым параметрам как область вспышки, так и области, где отдают энергию заряженные частицы, т. е. область нижней хромосферы и фотосферу. Настоящая работа предпринята с целью установления новых связей подобного рода. При этом, объектом исследования выбрано у-излучение, вызванное вспышечными нейтронами, которые проникают глубже, чем заряженные частицы, а именно, в ФС и ПФС слои. Поэтому существует возможность получить информацию не только из области вспышки, но и из более глубоких областей солнечной атмосферы.

Во второй главе представлена принятая в данной работе модель солнечной атмосферы, изложены допущения о характере испускания нейтронов, их энергетическом спектре и динамике, а также алгоритм расчета и результаты анализа распространения нейтронов вплоть до их термализации в атмосфере Солнца.

Рассматривался мгновенный, возможно, протяженный источник нейтронов как моноэнергетический, с энергиями нейтронов Л"0, так и со степенным спектром. В обоих случаях начальные энергии нейтронов предполагались заключенными в интервале от 1 до 100 МэВ (в некоторых случаях - от 0,1 МэВ).

Хотя при проведении расчетов рассматривался точечный источник, условно помещаемый на уровень солнечной атмосферы с концентрацией вещества 1012 см-3, тем не менее результаты расчета остаются справедливыми в случае источника, точечного или распределенного в области, лежащей не ниже, чем уровень концентрации 10^5 см"3. За основание хромосферы (верхний уровень фотосферы) принят уровень, на котором оптическая глубина для излучения с длиной волны 5000 А, составляет 0,005, а концентрация вещества 1,8-1016 см"3. (Уровень 1012 см"3 расположен на высоте 1150 км над основанием

хромосферы.) В одном случае точечный источник нейтронов, предполагался расположенным на верхнем уровне фотосферы. Рассмотрено мспускание нейтронов либо вертикально вниз, либо разномерно в нижнюю полусферу, либо изотропное.

Высотные зависимости плотности (в основном, невозмущенном варианте) и температуры солнечной атмосферы соответствуют Гарвардско-Смитсонианской модели нижней хромосферы и фотосферы с учетом данных о верхней части конвективной зоны по Спрюиту (рис. 1, модель 1). Химический

Рис. 1.

Сплошная кривая (1) соответствует модели фотосферы и нижней хромосферы НБВА (Гарвардско-Смитсонианская) и согласующейся с ней моделью Спрюита.

(2-5) - деформированные модели, используемые нами в расчетах (они отличаются от (1) только фрагментами, изображенными пунктиром.)

Для расчетов использовались экспериментальные данные по

эффективным сечениям упругого рассеяния нейтронов на водороде

и по дифференциальным угловым сечениям нейтрон - протонного

взаимодействия (при энергиях Е>10 МзВ рассеяние анизотропно).

Конечность времени жизни нейтронов на данном этапе расчетов не

учитывалась, т.к. наиболее вероятные времена достижения нейтронами

теплового равновесия составляют от 0,05 до 2 с, что много меньше среднего

времени жизни нейтрона 15,3 мин.

Расчет производился методом Монте-Карло. Целью расчета является

вычисление законов распределения числа нейтронов, пришедших в тепловое

равновесие с окружающей средой, по следующим параметрам:

N - числу столкновений, необходимых нейтрону для термализации;

_2

X - толще (или количеству вещества) в г-см , проходимои при этом нейтроном вдоль траектории движения;

состав среды принят чисто водородным.

Н - глубине нахождения нейтрона, только что ставшего тепловым; 1_ - пройденному нейтроном при этом пути - полному пробегу нейтрона; Т - времени от момента инжекции нейтрона до его термализации.

Кроме того, рассчитывалась доля энергичных нейтронов к, вышедших от Солнца в межпланетное пространство, по отношению к полному числу всех испущенных нейтронов.

При исследовании термализации нейтронов в солнечной атмосфере схема расчета методом Монте-Карло состоит в прослеживании траектории каждого из Г\10 нейтронов: их замедления при упругих столкновениях с ядрами водорода при учете угловых характеристик рассеяния. В рамках основной схемы траектория нейтрона заканчивается либо при достижении им тепловой энергии окружающей среды, либо выходом энергичного нейтрона. Излагаемый в настоящей главе алгоритм расчета служит основой для дальнейших расчетов (изложенных в последующих главах) у-излучения, обусловленного взаимодействием нейтронов с ядрами элементов солнечной атмосферы.

Расчет траектории для нашей задачи основывается на вычислении при каждом упругом (|+1)-ом соударении значений Н;-^д - глубины, ^¡+1 - угла с осью глубин - вертикальной осью, направленной к центру Солнца, -

энергии,

<¡+1 - времени на основании известных аналогичных величин для ¡-ого соударения.

Расчет Н|+1 основывается на методе обратных функций. При расчете угла рассеяния нейтронов с энергией свыше 10 МэВ учитываются экспериментальные данные по анизотропии упругого рассеяния нейтронов на водороде. Переход к углам рассеяния в лабораторной системе отсчета (т. е. связанной с Солнцем) и вычисление энергии после рассеяния осуществляются в соответствии с теорией упругих столкновений. Рассчитывается новое направление движения нейтрона. Вычисляется статистическая погрешность расчета Монте-Карло.

Полученные распределения анализировались как непосредственно, так и путем привлечения дополнительно проделанных расчетов с упрощающими предположениями: а)усредненным пробегом нейтрона, б)изотропным при всех энергиях пр-рассеянием, в)однородной атмосферой - в различных сочетаниях. Кроме того, проведены расчеты в предположении измененной, относительно стандартной, плотности солнечной атмосферы (рис. 1, модель 3).

Наиболее важные выводы, сделанные в результате анализа, касаются найденных основных факторов, формирующих вид распределения глубины

тепловых нейтронов сразу после термализации. Полностью эти факторы перечислены выше, но наиболее интересными из них представляются переменные:

высотная зависимость плотности солнечной атмосферы п(Н);

энергетический спектр нейтронов;

угловые характеристики испускания нейтронов;

Заметного воздействия формы высотного хода температуры в атмосфере Солнца на исследованные плотности распределения не обнаружено.

Если предположить, что при последующем тепловом движении, вплоть до захвата водородом, расплывание сгустка нейтронов невелико, а также что нейтроны мало смещаются от момента термализации до момента излучения у-кванта, оставаясь на глубинах, определяемых ходом найденных кривых, то вид распределения глубины термализовавшихся нейтронов должен определять временной профиль у-излучения от радиационного захвата нейтронов водородом.

Действительно, время излучения у-кванта с энергией 2,22 МэВ определяется временем тс захвата нейтрона ядром водорода. Это время составляет десятки секунд и намного превосходит времена термализации нейтрона. Среднее время захвата

здесь п - концентрация ядер водорода в месте захвата, <м> - средняя скорость теплового нейтрона относительно ядра водорода; стс - сечение захвата.

Поэтому временной ход потока у-квантов с энергией 2,223 МэВ должен определяться высотным ходом п(Н) и количеством тепловых нейтронов на глубинах Н, т.е. распределением тепловых нейтронов по глубине \кн(Н) (которое, как следует из предыдущего анализа, само, наряду с другими условиями, тоже определяется функцией п(Н)).

Если влияние энергетического спектра и угловых характеристик испускания нейтронов на временной профиль генерации у-квантов изучались другими авторами, то влияние модели атмосферы ранее не было исследовано.

Для нейтронов, испущенных вертикально вниз:

получены наиболее вероятные времена, необходимые нейтронам различных первоначальных энергий для термализации, которые убывают от 2 до 0,05 с при росте Е0 от 0,1 до 100 МэВ ;

найдено, что 90% нейтронов отдают свою энергию окружающей среде в узком интервале глубин ~ нескольких сотен км. Показано, что при этом

расссеяние нейтронов в горизонтальной плоскости также не превышает нескольких сотен км.

Рассчитаны при различных предположениях доли к количества нейтронов, вышедшие в межпланетное пространство. Показана необходимость учета количества вещества при расчетах величины к, если между местом инжекции и местом регистрации нейтронов количество вещества превышает несколько сотых долей среднего свободного пробега. Показано, что в случае испускания нейтронов в нижнее полупространство выход нейтронов к по отношению к тому уровню, с которого они были испущены в атмосфере Солнца, не зависит от высоты этого уровня.

В третьей главе продолжен расчет траекторий нейтронов вплоть до излучения у-квантов в рамках основной модели. Этот расчет предпринят с целью выяснить величину смещения нейтронов от момента термализации до времени излучения у-кванта, чтобы в дальнейшем (в 4-ой главе) обосновать зависимость временного профиля у-излучения 2,223 МэВ от формы высотного хода плотности солнечной плазмы в ФС и ПФС во время вспышки.

В расчете у-излучения 2.223 МэВ в дополнение к алгоритму расчета, изложенному в главе 2, учтены следующие процессы:

1) распад нейтронов;

2) гравитационное взаимодействие нейтронов с Солнцем при Е<2 кэВ;

3) тепловое движение термализовавшихся нейтронов;

4) захват тепловых нейтронов водородом с излучением у-квантов с энергией 2,223 МэВ: п+1Н с!+у.

Для их учета применены следующие приемы.

Для учета гравитации по мере замедления нейтрона, начиная с энергии 1,994 кэВ, соответствующей скорости убегания на Солнце 6,176-10? см/с, и ниже отрезки траектории предполагались параболическими.

После замедления нейтрона до тепловых скоростей его движение моделировалось путем разыгрывания 3-х компонент скорости в соответствии с гауссовским законом распределения.

Испускание у-излучения 2,223 МэВ от захвата тепловых нейтронов водородом моделировалось при помощи статистических весов, что позволило ограничиться просчитываемым числом нейтронов Мо=(3-И2)х103.

Полученные в результате расчета распределения глубины нейтронов в моменты захвата их водородом с испусканием /-кванта с энергией 2,223 МэВ смещены незначительно относительно распределения глубины нейтронов с первоначальными энергиями Ед=0,1-100 МэВ сразу после их замедления в

15

солнечной плазме до температуры окружающей среды: Смещения максимумов соответствующих плотностей распределения составляют 120 и 80 км для первоначальных энергий нейтронов соответственно 0,1 и 1 МэВ; для остальных исследованных энергий смещения максимумов составляю: <40 км, что подтверждается и аналитическим расчетом. При этом верхние границы распределений смещаются вниз, что говорит о влиянии на форму распределений не только теплового движения, но и гравитации.

Рассчитаны и проанализированы распределения времени излучения у-квантов для первоначально заданных энергий нейтронов. Каждая кривая представляет собой количество образовавшихся у-квантов, в расчете на 1 нейтрон за 1 секунду, т.е. временной ход генерированного у-излучения 2,223 МэВ от нейтронов фиксированных энергий. В качестве примера на рис. 2 представлены распределения глубины (а) и времени (временного профиля) (б) у-излучения от нейтронов с первоначальной энергией /;0.=30 МэВ (см. кривые, полученные в рамках основной модоли(1)).

Начальные участки кривых ответственны за излучение, выходящее из наиболее глубоких слоев, в которые могут проникать нейтроны каждой из рассматриваемых энергий. Начальные постоянные спада кривых убывают от малых /.'о к большим. Действительно, малоэнергичные нейтроны становятся тепловыми в более высоких слоях, чем высокоэнергичные. Плотности на соответствующих уровнях отличаются в -14 раз. Поэтому средние времена между столкновениями и времена жизни до захвата меньше у первоначально высокоэнергичных нейтронов - при возрастании энергии первоначального нейтрона от 1 до 100 МэВ начальные постоянные спада убывают от 332 до 27 с. Каждая кривая для Е от 10 до 100 МэВ имеет характерный излом в области от 270 до 350 секунд.

Для учета влияния на временной ход y-излучения спектрального состава первоначальных нейтронов был выбран степенной спектр '

Рассчитаны плотности распределения глубины и времени излучения. Обнаруживается увеличение начальных постоянных спада с ростом s. При s=1; 1,5; 2; 3 для интервала t = 5-130 с постоянные спада т соответственно равны 68, 107, 166, 207 секунд. Временные профили у-излучения во всех случаях претерпевают излом.

Показано, что излом высотного хода плотности на уровне фотосферы, имеющийся в стандартной модели, достаточен для образования излома временного хода у-излучения 2,223 МэВ.

ir>

Показано влияние на временной профиль у-излучения обоих факторов: характера высотного хода плотности и спектрального состава первичных нейтронов.

В четвертой главе исследована зависимость пространственных и временных характеристик зспышечных нейтронов при испускании у-квантов 2,223 МэВ от характера высотного профиля плотности солнечной атмосферы. На основе этого исследования предложен метод определения -характера высотной зависимости плотности солнечной плазмы по временному профилю у-излучения. Отметим, что нейтроны могут проникать глубоко в плотные фотосферные и даже подфотосферные слои. Поэтому и у-излучение в линиях, производимое нейтронами, несет сведения и о плотности глубоких слоев, недоступных для наблюдения известными способами.

Существование флуктуаций плотности на уровнях захвата нейтронов водородом, т. е., главным образом, в фотосфере и нижней хромосфере, может быть обусловлено либо самой вспышкой, либо сопутствующими проявлениями солнечной активности. В работе Барановского показано, что в процессе развития вспышки в хромосфере должны возникать области повышенной концентрации до 1016 см-3. Изменения плотности на фотосферном уровне могут вызываться пятнами или всплывающими волокнами. В работе Кужевского и др. показано, что в области формирования у-линии 2,223 МэВ в течение времени излучения может осуществляться изменение плотности среды.

Рис. 2. (а) Распределения глубины нейтронов, излучающих у-коанты, ДН=40 км. (б) Временные профили генерации у-излучения, Д1=10 с.

Расчеты выполнены для 5-ги моделей плотности солнечной атмосферы, представленных на рис. 1. Полученные временные профили обнаруживают зависимость как от вида первоначального спектра нейтронов, так и от модели плотности. На рис 2 представлены для 5-ти моделей плотности распределения глубины нейтронов, излучающих у-кванты при радиационном захвате водородом (а) и временные профили у-излучения в случае первоначальной энергии нейтронов 30 МэВ (б). На рис. 3 показаны временные профили у-излучения от нейтронов с первоначальными степенными спектрами.

й\м/Л1, с"'

4, с.

Рис. 3. Временные профили у-излучения 2,223 МэВ от нейтронов с первоначальными спектрами 1-5 - модели плотности, Д1=10 с.

Данный этап исследований позволил в принятых в расчете предположениях выяснить полную причинную картину зависимости временного профиля генерации у-излучения от функции «(//) для нейтронов с определенной

IX

начальной энергией Е0. Этот профиль определяется 1)плотностью вещества на уровнях, с которых идет излучение, т. е. функцией п(Н) в соответствии с

соотношением гсх—; 2)распределением излучающих нейтронов по глубине п

w(H), которое,в свою очередь, определяется а)распределением нейтронов по глубине сразу после термализации т. е. вновь зависит от функции п(Н) и б)изменением формы распределения до захвата, которое, как показывает предыдущее рассмотрение (гл. 3) тоже зависит от п(Н).

Таким образом, наблюдаемый временной профиль у-излучения 2,223 МэВ принципиально дает возможность восстановить характер высотной зависимости плотности солнечной плазмы одновременно с показателем энергетического спектра исходных нейтронов путем поиска профиля плотности и показателя s, дающих наилучшее соответствие с экспериментальными данными по у-излучению.

Обсуждаются возможности современной аппаратуры в связи с применимостью предложенного метода. Из анализа рассчитанных временных профилей у-излучения следует, что усреднение за 30 секунд достаточно для обнаружения деталей высотного профиля плотности.

Анализируются возможности трех приборов, основанных на регистрации /-квантов при помощи кристаллических сцинтилляторов: GRS (SMM), OSSE (CGRO) и СОНГ (КОРОНАС).

Прибором OSSE 4.06.91 года зарегистрирована /-линия 2,223 МэВ от вспышки балла Х12+. Поток в максимуме составил 1,8 см'^с"^. Относительная

экспериментальная ошибка — на уровне потока 1 см'^с"1 при усреднении за

F

32 с на уровне 1 а составляет 2,5%.

Зарегистрированный прибором GRS поток солнечных /-квантов 2,223 МэВ 7.06.80, составил в максимуме (7,1+1,2)-10"2 см"2с~1 при временном

разрешении 16 с. При пересчете погрешности на уровень потока 1 см"2с'1 с

öi*

усреднением за 32 с получим —=3,2%.

F

Прибор СОНГ на ИСЗ КОРОНАС, выведенный на орбиту в период минимума солнечной активности, пока ни одного всплеска /-излучения от Солнца не зарегистрировал, хотя имеет программу регистрации солнечного /-излучения в диапазоне от 0,1 до 100 МэВ.

Чтобы оценить реальные возможности этого прибора, мы провели расчет экспериментальной ошибки в случае возможной регистрации потока 1 см"2с"1. Расчет проведен, исходя из физических характеристик

прибора и сравнения его с прибором OSSE, найдзно, что соответствующая

погрешность для прибора СОНГ составляет 6%.

Сравним полученные величины относительных погрешностей по 1а для

потока 1 см-2с"1 2,5% (OSSE), 3,2% (GRS), 6% (СОНГ) с характерными

различиями в рассчитанных временных профилях линии 2,223 МэВ, полученных

при разных плотностях солнечной плазмы.

В табл. 1 приведены для моментов времени t процентные различия Л

некоторых пар временных профилей (рис. 3), рассчитанных по разным моделям

плотности. В каждой паре проценты вычислены по отношению к большему Ди'

значению —.

Л/

____Таблица 1

Модели t, с Д% Данные таблицы демонстрируют, что

s=0 самые сильные и некоторые из более

1-2 145 38 тонких различий временных профилей,

1-5 145 16 возникающих от семейства рассмотренных

2-5 145 48 моделей, могут быть обнаружены

1-5 375 94 современными детекторами

s=3 рассмотренного класса. Этот вывод сделан

1-4 15 15 для регистрации потоков -1 см'^с"1. Но

1-5 15 56 табл. 1 показывает, что наиболее сильные

4-5 15 62 различия могут быть замечены и при

1-5 365 69 меньших потоках.

При быстро спадающих спектрах нейтронов (б=3) для диагностики плотности доступны хромосферные слои, а в случае разреженной плотности (модель 4) и фотосферные. При б<3 метод позволяет получить сведения о плотности также и от глубоких ПФС. В связи с этим отметим, что спектры генерированных нейтронов, рассчитанные в ранее сделанных работах других авторов, имеют более сложную форму и менее круто спадают, чем степенные в области до 100 МэВ. Это обстоятельство увеличивает возможности диагностики плотности глубоких слоев.

Анализ возможностей современной аппаратуры показывает, что при достаточно высоких значениях потоков /-излучения применение предлагаемого метода при определенных условиях реально, хотя и близко к пределу возможностей, уже с использованием существующих экспериментальных средств.

В пятой главе методом Монте-Карло с использованием статистических ¡есов рассчитаны величины выхода на 1 нейтрон гамма-квантов с энергиями

(.439, 6.129, 0.847 МэВ от возбуждения 1-ых уровней ядер 'V, К,("Л жергичными нейтронами с дискретными первоначальными энергиями в диапазоне от 1 до 100 МэВ.

Проанализированы процессы, приводящие к возбуждению ядерных /ровней. Показано, что наибольший вклад в эти процессы дают протоны, затем 1ейтроны. При расчете выхода у-квантов на 1 нейтрон использовались те жо

тредположения, что и в главе 1 с добавлением к водородной атмосфере одного

13 исследуемых элементов. Содержание элементов С, О, Ре в фотосфере

тринято равным их содержанию в Галактике. Отношения П|</пн концентраций

-4

элементов к концентрации водорода состоавляют соответственно 4.6x10 8.3х -4 -5

10 , 3.3x10 . Зависимости от энергии нейтрона полных эффективных сечений

12„ 16„ 56 р.

ззаимодеиствия нейтронов с ядрами С, О, Ре, а также сечении <вазиупругого рассеяния нейтронов и протонов с возбуждением 1-х уровней, в основном, взяты из экспериментальных данных. Предполагалось равномерное испускание нейтронов в нижнюю полусферу.

Расчет производился методом Монте-Карло с использованием статистических весов. Суть метода заключается в комбинировании прямого (имитационного) моделирования упругого рассеяния нейтронов на водороде с привлечением весовых характеристик к расчету взаимодействий нейтронов с ядром, приводящих к у-излучению. Испускание у-квантов предполагалось изотропным. При расчете выхода у-квантов от Солнца учитывалось их поглощение в солнечной атмосфере.

Построены и исследованы зависимости () от первоначальной энергии нейтрона. Величины ()г для ядер 2С, 1бО, Ре достигают соответственно значений 2.6хЮ"4, 5.6* 10"4, 6.4хЮ'5.

Рассчитаны доли х у-квантов в излучении этих линий, генерированные нейтронами, по отношению к полному числу генерированных у-квантов в данной пинии. Для этого расчета привлечены экспериментальные данные по интегральным потокам у-излучения в рассматриваемых линиях, а также рассчитанные в работах Лингенфельтера, Рамати, Козловского, Марфи спеюры нейтронов, вычисленные в различных предположениях относительно механизма ускорения ионов и модели их взаимодействия с окружающей средой. Доля излучения х от 12С и 160 лежит в диапазоне от 0.25 до 2%. Для излучения от о6Ре эта доля зависит от реализующейся модели взаимодействия ускоренных заряженных частиц с веществом солнечной атмосферы. Для двух вспышек, от

которых зарегистрировано у-излучение с £.,=0.847 МзВ, х составляет 1 - 3% для модели "толстой мишени" и может достигать 15 - 30% в случае модели "тонкой мишени". Следует отметить, что при расчете спектра нейтронов не учитывалась генерация нейтронов при взаимодействии средних и тяжелых ядер между собой. Между тем, вклад таких ядерных реакций важен для диапазона энергий нейтронов от 1 до 10 МэВ. Учет этих реакций может увеличить величины х-

Что касается перспектив экспериментального разделения вкладов нейтронов и протонов в линейчатое у-излучение рассматриваемой природы от солнечных вспышек, то возможен следующий подход к решению этой задачи, у-излучение, генерированное нейтронами, несколько запаздывает по сравнению с у-излучением, генерируемым протонами. Как показывают наши расчеты, наиболее вероятное время запаздывания составляет от 0,09 с. до 0,018 с для нейтронов с начальными энергиями соответственно от 1 МэВ до 100 МэВ. Этот подход мог бы быть реализован б случае регистрации события состоящего из отдельных импульсов, длительности которых и промежутки между которыми составили бы <0,1 с. Возможность многопиковой структуры вспышки следует из работ Сыроватского. В работе Кужевского показано,что у-излучение должно иметь многопиковую структуру, а экспериментальные указания на нее получены Чаппом при регистрации -/-излучения от события 13:12 11Т, 7.\Л.1980 г.

В заключении сформулированы основные результаты диссертации.

1. Проведено численное моделирование распространения в солнечной атмосфере нейтронов, генерированных в солнечной вспышке в предположении мгновенного источника, расположенного не ниже уровня, на котором концентрация вещества состовляет 1015 см-3. Результатом расчета явилось построение распределений некоторых случайных величин, характеризующих нейтроны после двух этапов их распространения в атмосфере Солнца. При этом прослежена эволюция распределений глубины и времени.

Во-первых, построены и проанализированы распределения случайных величин: глубины, полных пройденных пути и толщи вещества, времени, числа упругих столкновений с веществом нейтронов, достигших теплового равновесия с окружающей средой. Проанализированы факторы, формирующие распределение тепловых нейтронов по глубине. Исследована зависимость формы распределения глубины тепловых нейтронов от переменных факторов: первоначального энергетического спектра нейтронов, от характера высотного

22

профиля плотности солнечной атмосферы, от геометрии испускания нейтронов. Рассчитан выход энергичных нейтронов от Солнца в межпланетное пространство в различных предположениях.

Во-вторых, рассчитаны распределения глубины и времени нейтронов, излучающих у-квант 2,223 МэВ при захвате их водородом. Исследовано изменение формы распределения глубины нейтронов в моменты испускания у-квантов по сравнению с формой распределения глубины нейтронов сразу после термализации. Проанализирована зависимость обоих распределений нейтронов, излучающих у-квант, от энергетического спектра первоначальных нейтронов и от высотного профиля солнечной атмосферы при испускании нейтронов вдоль радиуса по направлению к центру Солнца.

2. Показано, что форма распределения глубины испускания у-квантов с энергией 2,223 МэВ и временной профиль у-излучения с энергией 2,223 МэВ содержат информацию о высотном профиле плотности солнечной плазмы.

3. На основании этого анализа предложен метод определения наиболее реальной во время конкретной вспышки модели плотности нижней хромосферы, фотосферы и ПФС слоев, в том числе, на глубинах, недоступных наблюдению оптическими или иными методами, на основе характера временного хода у-излучения в линии 2,223 МэВ. Разработаны основы метода.

4. Проанализированы возможности современной аппаратуры, регистрирующей -/-излучение от Солнца, и показано, что применение предложенного метода к экспериментальным данным по временному профилю у-излучения 2,223 МэВ реально уже с использованием современных средств, хотя и близко к пределу их возможностей.

5. Рассчитаны генерация и выход у-излучения в линиях 4,439, 6,129, 0,847 МэВ от высвечивания возбужденных энергичными нейтронами первых уровней ядер соответственно 12С, 160, 56Ре в зависимости от первоначальной энергии нейтрона, рассчитана доля вклада этого у-излучения в полное излучение от возбуждения тех же ядер; кроме того, в случае высвечивания ядрами 56Яе установлена зависимость этого вклада от модели взаимодействия ускоренных заряженных частиц с веществом окружающей среды.

6. Созданы алгоритмы и программы на основе метода статистического моделирования (Монте-Карло) расчета переноса нейтронов и генерации у-излучения в линиях 2,223; 4,439; 6,129; 0,847 МэВ с использованием статистических весов и построением плотностей распределения некоторых пространственно-временных характеристик нейтронов.

Основные положения диссертации опубликованы в следующие работах:

1. Троицкая Е.8. Программа для расчета некоторых характеристик распространения нейтронов от солнечной вспышки в атмосфере Солнца. В сб.: "Краткие описания программных средств ЭВМ НИИЯФ МГУ"./ Под ред. В.И. Саврина, Е.А. Романовского. М., Изд-во Московского университета, 1988. С.45-54.

2. Кужевский Б.М., Троицкая Е.В. Распространение нейтронов от солнечной вспышки в атмосфере Солнца. Препринт НИИЯФ МГУ 89-28/10. М„ 1989. 28 с.

3. Кужевский Б.М., Коган-Ласкина Е.И., Троицкая Е.В. О возможных причинах возникновения двух максимумов во временном ходе интенсивности гамма-излучения с Еу=2,22 МэВ при солнечных вспышках. Вестник МГУ, сер. 3, физика, астрономия. 1991. Т. 32, N 1. С. 60-63.

4. Троицкая Е.В. Программа расчета генерации и выхода у-излучения от энергичных нейтронов в солнечных вспышках. В сб.: "Краткие описания программных средств ЭВМ НИИЯФ МГУ"./ Под ред. В.И. Саврина.Е.А. Романовского. М., Изд-во Московского университета, 1993. С.13-19.

5. Кужевский Б.М., Троицкая Е.В. Генерация y-излучения в солнечных вспышках энергичными нейтронами и возможность определения модели взаимодействия ускоренных частиц с атмосферой Солнца. Астрономический журнал, 1994. Т. 71, N 1. С. 147-153.

6. Кужевский Б.М., Троицкая Е.В. Связь временного хода потока у-излучения с энергией 2,223 МэВ от солнечной вспышки

с неоднородностью плотности солнечной плазмы. Препринт НИИЯФ МГУ, N 95-8/372. М., 1995. 17 с

7. Kuzhevskij В.М., Kuznetsov S.N., Troitskaya E.V. The 2.223 MeV Gamma Line Time Dependence as a Probe of Density Inhomogeneity of Solar Atmospheric and Subphotospheric Layers. Proc. 24 Int. Cosm. Ray Conf. Rome. 1995. V. 4. P. 204-207.

8. Кужевский Б.М., Кузнецов C.H., Троицкая Е.В. Временной ход у-излуче-ния с энергией 2,223 МэВ как зонд неоднородности плотности солнечной плазмы во время вспышек.

Изв. РАН. 1996. Т. 60, N 8. С. 196-205.

9. Kuzhevskij B.M., Kuznstsov S.N., Troitskaya E.V. Determining the density of the solar plasma during flares from the time dependence of y-ray emission with E=2.223 MeV. Journal of Moscow physical society. 1996. V. 6, № 4. P. 381-391.