Временные и спектральные характеристики солнечных гамма-вспышек высокой энергии по данным эксперимента "Гамма-1" тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

На правах рукописи

ХОДАРОВИЧ Андрей Михайлович

ВРЕМЕННЫЕ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЕЧНЫХ ГАММА-ВСПЫШЕК ВЫСОКОЙ ЭНЕРГИИ ПОДАННЫМ ЭКСПЕРИМЕНТА "ГАММЛ-Г

01.04.16 - физика ядра и элементарных частиц

РГб Ом

2 1 СЕН Ь:

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Автор:

Москва 1998

Работа выполнена в Московском государственном инженерно-физическом институте (Техническом Университете).

Научный руководитель: .

Кандидат физико-математических наук, в.н.с. Озеров Ю.В.

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук Базилевская Г.А, Доктор физико-математических наук Сомов Б.В.

Ведущая организация:

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН (ИЗМИРАН)

Защита состоится «19» октября 1998 г. в 16 часов на заседании диссертационного совета К ■ '53.03.05 в МИФИ по адресу.

Ш409, Москва, Каширское шоссе, д.31, тел. 324-84-98,323-91-67

С диссертацией можно ознакомится в библиотеке МИФИ.

Автореферат разослан « /5"» £ [ 998 г.

Просим принять участие в работе совета или прислать отзыв в одном экземпляре, заверенный печатью организации.

Ученый секретарь диссертационного совета,

к.т.н., доцент '/£"' А.Н. Гудков

Подписано к печати 2£.0$. 9 В Заказ -У^{ Тираж 80 Тишнрафия МИФИ, Каширское шоссе, 31

I.ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы. В настоящее время интерес к исследованию вспышечпых процессов на Солнце сохраняется на достаточно высоком уровне. Это объясняется рядом причин. .

Во-первых, Солнце является ближайшей к нам звездой, и процессы, протекающие в различных его областях, можно в известной степени обобщить на другие астрофизические объекты. О связи с близостью Солнца имеется возможность детального изучении этих процессов.

Во-вторых, Солнце является ближайшим к нам ускорителем частиц космического масштаба, что было установлено после регистрации высокоэнергичных космических лучей во время солнечной вспышки. Однако до сих пор нет окончательного ответа на вопрос о механизмах ускорения частиц, хотя и достигнут значительный прогресс в понимании вснышечного процесса.

В-третьих, многие процессы на Земле и в ближнем космическом пространстве связаны с солнечной активностью. Особенно заметны последствия мощных солнечных вспышек - это магнитные бури, нарушения радиосвязи, возрастание радиации на околоземных орбитах и многое другое.

Поэтому не удивительно, что вспышечные процессы на Солнце - постоянный и важнейший предмет наблюдений и исследований многих обсерваторий, расположенных как на Земле, так и на космических аппаратах, в том числе и гамма-обсерваторий, регистрирующих самое энергичное электромагнитное излучение.

Существуют причины, делающие особенно важным исследование именно жесткого гамма-излучения. В современной литературе приводятся аргументы, базирующиеся на обшей энергетике вспышки и на импульсивности жесткого рентгеновского и гамма-излучений, в пользу того, что вспышки являются фундаментально высокоэнергичнмм явлением. Например, показано, что тепловой энергии достаточно для протекция лишь самых слабых вспышек, в то время как энергия магнитного поля достаточна для поддержания наиболее мощных из них и, кроме того, эта энергия может выделяться достаточно быстро. В этом случае возрастает роль изучения жесткого гамма-излучения, которое является практически единственным источником прямой информации о высокоэнергичных процессах, происходящих при превращениях энергии магнитного поля.

Цель работы. Исследование временных и спектральных характеристик солнечных гамма-вспышек по данным эксперимента «Гамма-1».

Научная новизна работы.

1) В дшгной работе разработана и впервые применена для анализа временных рядов экспериментальных данных методика "скользящей средней частоты" (ССЧ). .

2) Разработана и впервые применена методика выделения слабых вспышек излучения. *

3) Выделены две фазы мощных солнечных вспышек и определены их временные и спектральные характеристики. Выделенные фазы характеризуются следующими особенностями:

• резким изменением постоянной спада временного профиля вспышечного гамма-излучения;

- присутствием отдельных краткосрочных (0.1-1 с) всплесков излучения на. первой фазе и отсутствием таких всплесков на второй;

- ужестчением спектра вспышек в начале второй фазы.

4). Впервые рассмотрена зависимость спектральных характеристик гамма-излучения от направления движения пучка ускоренных частиц относительно наблюдателя.

5). Впервые обнаружена и проанализирована солнечная гамма-вспышка08.12.91.

Практическая ценность работы. Практическая ценность работы состоит в том,

что полученные методические результаты, приведенные в пп. 1)-2), могут применяться для анализа данных других экспериментов, т.е. в их универсальности. Практическая ценность экспериментальных результатов, названных в пп. 3)-5) - в возможности их использования для построения моделей протекания вспышсчных процессов на Солнце.

Вклад автора. Изложенные в работе результаты получены автором лично или в соавторстве при его участии. .

Апробация работы. Основные результаты диссертации были представлены на:

• Международной конференции по космическим лучам /Москва, июнь 1994 rJj

- Международной конференции студентов и аспирантов по фундаментальным наукам "Ленинские горы-95" (секция физики) /г. Москва, 1995 гУ;

- Конференции в рамках Fourth School On Non Accelerator Particle Astrophysics /Trieste, Italy, 1995/;

-5- 24-ой Международной Конференции по Космическим Лучам (24-Ш 1СЯС) /йоте, 1995 гУ;

- Международной конференции по космическим лучам /Москва, июнь 1996 г./;

- 25-ой Международной Конференции по Космическим Лучам (25-1Ь ICRC) /ОигЬап,1997 г./;

- 25-ой Российской конференции по космическим лучам /Москва^ июнь 1998 г.). Публикации. По материалам диссертации опубликовано 10 печатных работ. Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, четырех глав

и заключения.

Во введении дается обзор наблюдательных данных по солнечным вспышкам в различных диапазонах излучения и демонстрируется актуальность и практическая ценность изучения именно высокоэнергичного (Е(>30 МэВ) гамма-излучения солнечных вспышек.

В следующих главах последовательно описывается:

1) Экспериментальная база представленных в диссертации исследований.

2) Методика и результаты анализа временных и спектральных характеристик мощных солнечных вспышек, зарегистрированных телескопом "Гамма-1".

3) Выделение и анализ «слабых» гамма-вспышек.

4) Сравнительный анализ результатов эксперимента «Гамма-1» с данными других экспериментов.

В заключении сформулированы основные результаты диссертационной работы. Общий обьем составляет 114 страниц, включая 18 рисунков (занимающих 24 страницы), 13 таблиц и список литературных ссылок из 95 наименований. На защиту выносятся:

1). Методика "скользящей средней частоты" для анализа временных рядов экспериментальных данных, а именно:

1.1. Методика выделения отдельных всплесков интенсивности в экспериментах с высокой временной точностью регистрации событий.

1.2. Методика статистического выделения групп всплесков интенсивности, суммарное число которых превышает пуассоновскую флуктуацию меняющейся во времени средней интенсивности излучения вспышки.

-62). Методика выделения слабых гамма-всплесков с использованием информации базы данных эксперимента.

3). Временные и спектральные характеристики солнечных вспышек, полученные в результате обработки данных эксперимента "Гамма-1".

4). Наличие двух фаз мощных солнечных гамма-вспышек:

- активной (flash) фазы;

- медленной (продленной) фазы.

5). Присутствие на первой фазе краткосрочных (-0.1-1.0 с) всплесков излучения и отсутствие таких всплесков иа второй фазе вспышек.

6). Изменение спектральных характеристик гамма-излучения в: течение солнечных гамма-вспышек, которое может быть связано с изменением направлен::» пучка ускоренных частиц относительно наблюдателя и с ш-ргходом области генерации гамма-излучения в верхние слои солнечной атмосферы.

.2. СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.

Предполагается, что проявление высокоэнергичных явлений во время солнечных вспышек является результатом взаимодействия ускоренных частиц с окружающей атмосферой. Мы не можем измерять энергетические спектры частиц in situ, но их характеристики могут быть определены по их излучению в результате взаимодействия с окружающей атмосферой. При этом важную роль играет регистрация именно высокоэнсргичного гамма-излучения с энергией квантов более нескольких десятков МэВ, исследованию которого и посвящена данная работа.

Базой для представленных исследований служит информация телескопа

"Гамма-Р, полученная во время наблюдений активного Солнца. Обсерватория "Гамма"

была разработана для исследования первичных гамма-квантов в диапазоне энергий от

30 МэВ до десятков ГэВ и потоков заряженных частиц в околоземном пространстве. 11 -

ого июля 1990-ого года обсерватория "Гамма" была выведена на круговую околоземную

орбиту с параметрами: высота орбиты около 400 км, наклонение 51.6е, период

обращения около 92 минут. 28 февраля 1992 года обсерватория была принудительно

спущена с орбиты и затоплена. Основной режим работы гамма-телескопа • наблюдение

отдельных астрофизических объектов. Измерения проводились в двух режимах: один

объект наблюдения (источник) на витке и два разных объекта наблюдения иа одном

витке с соответствующей переориентацией обсерватории. В первом случае

i

продоласительность наблюдения на одном витке составляла около 40 минут, во втором, суммарно для двух источников, до 70-и минут.

Из-за отказа системы питания искровых камер во время полета телескоп стал представлять собой .слепой прибор с хорошей точностью наведения и апертурой порядка 12 град. В связи с этим отсутствовала возможность определения «точного» направления прилета гамига-квантов. При изучении вспышечиого переменного излучения Солпца это привело к некоторой потере чувствительности, но не сказалось катастрофически на наблюдениях мощных солнечных гамма-вспышек.

Из общих физических характеристик телескопа отметим:

Эффективная площадь регистрации, для нормально падающего потока гамма-

квантов, при энергии 100 МэВ около 180 см1 и при энергиях более 300 МэВ выходит на

приблизительное шито на уровне - 300 см2 . Точность восстановления моментов t -

регистрации гамма-квантов не хуже 0.1 мсек. Энергетическое разрешение сцинтилляционного калориметра, входящего в состав телескопа, около 70% при энергии -100 МэВ и - 30% при энергии около I ГэВ. Калориметр состоит из четырех секций с общей толщиной около 7-8 радиационных длин.

При прохождении частицы через телескоп на основе совпадения сигналов с отдельных детекторов телескопа формируется мастерный сигнал, который запускает систему записи информации и формирование выходных наборов данных (форматов), характеризующих каждую зарегистрированную частицу. При анализе гамма-квантов важной является информация в виде так называемых М- и U-форматов, которые формируются параллельно и несколько отличаются составом данных и мертвым временем. Время регистрации для М- и U-форматов определялось с точностью лучше 0.1 мс. Мертвое время для М-форматов составляет около 0.5 секунды. Собственное мертвое время U-форматов - не более 2 мс. При одновременной регистрации гамма-квантов в обоих форматах выработка U-форматов блокируется на 0.18 с. После чего, в течение последующих 0.32 секунда гамма-кванты будут регистрироваться телескопом с формированием U-форматов с мертвым временем менее 2 мс. Таким образом, для временного анализа гамма-излученчя лучше подходят U-форматы из-за меньшего по сравнению с М-формэтами мертвого времени при одинаковой точности определения времени регистрации гамма-квантов.

Энергия гамма-квантов определялась по амплитудам сигналов линейных или логарифмических анализаторов 4-х секций сцинтилляционного калориметра ло разработанной ранее методике. Из-за отсутствия в и-форматах логарифмических секционных анализаторов соответствующие линейные анализаторы имеют расширенные динамические диапазоны. При фиксированном числе каналов (их число постоянно для всех анализаторов и равно 31-му) это приводит к увеличению ширины канала и ухудшению энергетического разрешения. Поэтому спектральные характеристики гамма-излучения в данной работе определялись по М-форматам.

База данных эксперимента "Гамма-1" включает в себя набор физических параметров, необходимых для восстановления характеристик регистрируемого гамма-излучения. Эти данные и позволили провести анализ вспышечного жесткого солнечного гамма-излучения с энергией Е,>30 МэВ:

- с временным разрешением около 1 мс;

- с энергетическим разрешением от 70% при энергии ~ 100 МэВ до - 30% при энергии около 1 ГэВ.

Д:ш исследования временных рядов последовательности зарегистрированных событий известны два подхода: измерение числа событий • числа отсчетов за фиксированный временной интервал (статистика отсчетов) и измерение временного интервала между определенным числом событий (статистика интервалов). При анализе временных рядов экспериментальных данных в данной работе использовалась величина, обратная временному интервалу между определенным числом событий (т.е. статистика интервалов), которая соответствует значению средней интенсивности. Ее можно назвать "скользящей средней частотой" (ССЧ). "Средней" она является потому, что определяется по некоторому числу событий, а "скользящей" в силу того, что ее значение приписывается каждому событию последовательно. Анализ временных рядов по методу ССЧ позволяет выявлять временную структуру всплесков шгтенсивности и определять положение этих всплесков лучше, чем это можно сделать в статистике отсчетов, анализируя распределение числа событий в каналах определенной длительности.

В предположении постоянства темпа счета на временном интервале между первым и п-ым событиями (Тп), скользящая средняя частота V по п событиям с учетом мертвого времени определяется следующим образом:

- 9 -

у = (п-1У(Тп-2т,), (1)

где суммирование осуществляется по п-1 последовательному событию;, т, -мертвое время, которое в общем случае может быть разным для каждого события.

В эксперименте "Гамма-1" были зарегистрированы три вспышки с энергией гамма-квантов более 30 МэВ, которые произошли 26.03.91,15.06.91 и 27.10.91.

Гамма-излучение мощной (ЗВ/Х4.7), центральной (528,\У23) вспышки 26 марта 1991 г. началось в 20Ь27ш57з ЦТ . через - 2 минуты после появления оптического излучения и через 8 минут после начала теплового рентгеновского излучения.

Эта вспышка была проанализирована по методу ССЧ, определяемой по 6-ти событиям (5-ти интервалам). Обнаружилось возможное существование предвестника, начавшегося примерно за 15 секунд до главного импульса и характеризующегося увеличением темпа счета с 0.1 Гц до 1 Гц. За предвестником следует активная часть вспышки длительностью -1-3 минуты (начало - около 201128т ЦТ), которая характеризуется быстрым ростом и последующим общим экспоненциальным спадом излучения (постоянная спада при ее определении по непрерывной составляющей гамма-излучения около 35-40 с), и медленная компонента длительностью -10 минут (постоянная спада медленной фазы около 17-ти минут). В первой фазе наблюдаются отдельные краткосрочные всплески излучения, во второй фазе обнаружены два растянутых по времени импульса (длительность каждого примерно 100 с).

Главный импульс вспышки (находящийся в активной фазе и имеющий длительность около 11 с) состоит из двух основных субимпульсов излучения. Обнаружена тонкая структура каждого из субимпульсов. Первый расщепляется на три пика с максимальной частотой 60, 140 и 30 Гц и длительностью от 0.04 до 0.2 с. Второй состоит-в основном из узкого пика шириной не более 0.3 с и частотой ~40 Гц. Вероятность случайного появления всплеска с частотой 140 Гц (и длительностью около 0.04 с) в предположении, постоянства среднего темпа счета в этом субимпульсе составляет величину менее 3.5 10"'.

Таким образом, применение метода ССЧ для вспышки 26.03.91 позволило выделить короткую активную фазу с отдельными быстрыми всплесками излучения и медленную фазу без таких всплесков.

В оптическом и мягком рентгеновском диапазонах мощная (класс ЗН/Х12), лимбовая (N33,4/69) вспышка 15.06.91 началась в 08Ы0т 1)Т. Телескоп "Гамма-!"

- ю- - ,

начал регистрацию гамма-излучения (начало регистрации ~08h37m UT) после начала вспышки, пропустив его вследствие затенения Землей. При анализе временных данных вспышки по методу ССЧ оказалось, что в течение -600 сск^нд после начала измерений существует экспоненциальный спад с постоянной tl=410±80 секунд, который переходит в квазипостоянный темп счета, продолжающийся не менее 1100 секунд. Повышенный темп счета наблюдается и на следующем витке после выхода спутника из тени и составляет величину .порядка 03 Гц (дня сравнения: темп счета телескопа в противоположном Солнцу направлении примерно равен 0.1 Гц). В предположении зкспоненциальности спада гамма-излучения между витками постоянная спада этой фазы вспышки т2 составляет не менее 80-ти минут.

Во временном профиле вспышки 15.06.91 во время экспоненциальной 600-секундаой фазы наблюдались отдельные всплески излучения, достоверность которых необходимо было проверить. - Для . проверки производилось сравнение экспериментальных и модельных распределений ССЧ. . .

Сравнение распределений проводилось отдельно для экспоненциальной (первые. 600 секунд измерений) и квазипостоянной (последующие 1100 с) частей вспышки. Для модельных данных джгтельность экспоненциальной составляющей излучения и ее постоянная спада были подобраны таким образом, чтобы максимизировать вероятность совпадения распределений по критерию Колмогорова, при этом изменение во времени среднего значения ССЧ для модельного случая и эксперимента должны совпадать. Полученные вероятности совпадения распределений для экспоненциальной м ■ квазипостоянной составляющих равны 5 10'5 и 03" соответственно. Расхождение распределений в экспоненциальной части вспышки было вызвано избытком значений ССЧ величиной больше2 Гц. .

Итак, метод ССЧ позволил выявить группу всплесков интенсивности на экспоненциальной фазе развития вспышки. Обнаружить эти всплески в статистике отсчетов, учитывая разные продолжительности отдельных всплесков и их положение, было бы невозможно. Таким образом, для вспышки 15.06.91 можно выделить экспоненциально спадающую активную фазу ..(- 10 минут) с отдельными краткосрочными всплесками излучения (-нескольких секунд) и последующую продленную фазу (~2 часов) без таких всплесков.. -

- и -

Наблюдение Солнца телескопом "Гамма-1" во время события 27.10.91 начатое!, после выхода спутника на освещенную часть орбиты в ~5Ь47ш ЦТ, через 9 минут после пачаяа оптического излучения мощной вспышки класса ЗВ/Х6.1. Экслонешшально спадающий (постоянная спада порядка 130 с) вспышечныП поток гамма-излу 'сния наблюдался приблизительно 200 секунд, после чего он перестает быть виден из-за возросшего уровня фона, связанного с перемещением спутника в область высоких

геоширот. Отметим, что* событие имело место рядом с областью Бразильской

»

Магнитной Аномалии, что привело к увеличению фоновой загрузки. Временной профиль события 27.10.91 повторяет двухфазную структуру, наблюдаемую в событиях 26.03.91 и 15.06.91 с короткой активной и длительной медленной фазами.

При анализе спектральных характеристик в стандартных и широко распространенных методах восстановления спектров регистрируемого излучения 1(Но) исходным уравнением является уравнение Фредгольма первого рода: . ^(Еи)=/](Ео)*5{Ео)*Р(Еи/Ео)*<1(Ео), (2)

где Ео • реальная, истинная-энергия упавшей зарегистрированной частицы; Ей -измеренная энергия частицы; Ы(Еи)- плотность распределения спектра измеренных энергий Ещ 1{Ео)*с1(Ео) - энергетический спектр падающего, регистрируемого излучения; Б(Ео) - приборная функция - зависимость эффективности, эффективной площади, светосилы и т.д. от энергии падающей частицы Ео; Р(Еи/Ео)фй(Еи) -вероятность зарегистрированной частице с энергией Ед дать отклик, соответствующей измеренной энергии в диапазоне от Ей до ЕиН(Еи). Величину Р можно рассматривать как условную вероятность получить измеренную энергию в указанном диапазоне при условии, что энергия зарегистрированной частицы равна Ео.

Неизвестной искомой величиной в уравнении (2) является энергетический спектр регистрируемого излучения - 1(Ео)*с1(Ео). В данной работе поиск Г(Ео) осуществлялся по методу наименьшего; .направленного расхождения путем решения уравнения обратного (2):: ' . ' ; . 4

; !(Ео)*8(Ео)*(!(Ео)=|Ы(Еи)«Г,(Ео/Еи)*<1(Еи), (3)

где левая част> уравнения является спектром истинных энергий зарегистрированных частиц; Ы(Еи)*<3(Еи>- как и раньше - спектр измеренных энергий; Р,(Ео/Еи),'(1(Ео) -обратная по отношению к Р(Еи/Ео)*с1(Еи) условная вероятность, означающая

. -12- . ; ' . ; вероятность того, что энергия зарегистрированной частицы лежит в диапазоне от Ео до Eo+d(Eo), при условии, Что ее измеренное восстановленное значение равно Eu.-

Сам метод наименьшего направленного расхождения не требует априорной, информации о виде спектра регистрируемого излучения. Однако, в силу бедности . экспериментальных данных и для достижения определенности в их интерпретации, в раде случаев, тем не менее, приходится делать предположения о свойствах спектра регистрируемого излучения. В данной работе, где это было необходимо, 'предполагалось, что измеряемый спектр обязательно является падающим. Одно это предположение делало устойчивым конечный результат и нашло отражение ■ в относительно небольших статистических ошибках соответствующих энергетических спектров, которые определялись методом «бутстрепа». При определении ошибок на каждом шаге «бутстрепа» использовались ~ исходные экспериментальные данные, которые рассматривались как генеральная совокупность. >

Алгоритм восстановления спектров регистрируемого гамма-излучения : был вполне удовлетворительно оттестирован при восстановлении модельных степенного и колоколообразиого спектров, излучения. Другим, фактически, тестом : явилось восстановление спектров атмосферного излучения от диска и лимба Земли. Показатель ', спектра гамма-квантов or диска Земли при его степенной аппроксимации равен (-2.47 ± 0.19), показатель спектра от лимба Земли равен (-2.09 ± 0.07). Эти данные находятся в хорошем согласии с полученными в других работах и могут рассматриваться как тестовые.

Восстановленные энергетические спектры солнечных вспышех в данной работе сравниваются со спектрами гамма-квантов, которые можно ожидать от взаимодействия протонов и электронов высокой энергии с веществом солнечной атмосферы. Следует отметить, что сравнение носит лишь качественный характер, так как использовалась простейшая модель солнечной атмосферы. Моделирование спектров производилось с использованием пакета GEANT - 3.14. Экспериментальные спектры сравнивались с модельными, из которых выбирались согласующиеся с экспериментом наилучшим образом. При этом параметрами модели являлись показатель спектра протонов (всегда равный показателю спектра электронов), доля электронов относительно протонов и выбранное направление «наблюдения» относительно направления импульса падающих протонов. Делалось предположение, что в магнитном поле солнечной атмосферы

электронный пучок полностью изотропизуется, т.ч. и гамма-излучение, испускаемое электронами, должно быть изотропно. Предполагалось, что гамма-излучение от протонов из-за их большого импульса сохраняет свою угловую зависимость.

Восстановленный спектр излучения для первых 1700 секунд измерений г^пышки 15.06.91 в предположении падающей функции спектра гамма-квантов сравнивался с модельным спектром гамма-квантов. Наилучшее соответствие модели и эксперимента достигается в случае изотропного излучения относительно области захвата для показателя спектров протонов а=-3 и соотношении числа падающих при моделировании электронов к протонам К = 30. Значение К дано для диапазона энергий электронов от 10 МэВ до 100 МэВ и протонов - от 0.5 ГэВ до 100 ГэВ. Сравнение экспериментальных данных с модельным расчетом в предположении отсутствия электронной составляющей показало заметное расхождение полученных распределений в области малых энергий.

Статистического материала по вспышке 26.03.91 существенно меньше, чем по 15.06.91. Ограничение данных в первую очередь связано с вкладом фона и малой продолжительностью события. Фон для вспышки 26.03.91 при малых энергиях составлял величину не более 10% от эффекта,« сравнивался с ним при энергиях около 150-200 МэВ. Заметим, что фон 15.06.91 был мал (5 10% ) при энергиях больше 100 МэВ. Следует отметить наличие во время вспышки 26.03.91 гамма-квантов с энергией более 1 ГэВ, случайная вероятность появления которых мала, что указывает на наличие нысокоэнергнчных протонов во время вспышки. ,

Восстановленный спектр гамма-квантов по псраМм 145 секундам вспышки 26.03.91 в предположении падающего характера спектра регистрируемого излучения сравнивался с модельным расчетом. В отличие от события 15.06.91, наилучшее совпадение спектров достигается в случае излучения гамма-квантов п заднюю полусферу относительно движения протонов и изотропно относительно движения электронов. Показатель спектра падающих протонов равен а= -3, a соотношение числа падающих при моделировании электронов к протонам К=100 . Так же как и раньше, значение К дано для диапазона энергий электронов от 10 МэВ до 100 МэВ и протонов -от 0.5 ГэВ до 100 ГэВ. Восстановленный спектр гамма-квантов может быть аппроксимирован степенной функцией с показателем степени а=-4.35 ± 0.14. Следует заметить, что предыдущий анализ вспышки 26.03.91 дал значение показателя - -4 , что согласуется с полученным новым результатом. •

«

-14 - 'V". ■

Таким образом, модельные расчеты показали, что существенно разные спектры гамма-квантов (15.06.91 и 26.03.91) могут генерироваться приблизительно одинаковыми по составу и спектру ускоренными частицами, имеющими разное направление движения относительно наблюдателя (гамма-кванты излучаются изотропно для события 15.06.91 и в заднюю полусферу относительно движения протонов для события 26.03.91).

Восстановленный спектр гамма-квантов по первым 145 секундам вспышки 27.10.91 в предположении падающего характера спектра регистрируемого излучения также сравнивался с модельным расчетом спектра излучения гамма-квантов электронами и протонами. Наилучшее соответствие спектров достигается при излучении гамма-квантов в заднюю полусферу относительно движения протонов и изотропно относительно движения электронов (как и для события 26.03Я1). Показатель степени спектра падающих протонов pasen а- -3, а соотношение числа падающих при моделировании электронов к прогонам К=100 (как к для события 26.03.91). Так же как и раньше, значение К дано для диапазона энергий электронов от 10 МэВ до 100 МэВ и протонов - от 0.5 ГэВ до 100 ГэВ. Показатель степени при аппроксимации восстановленного спектра степенной функцией а= -3.15 ± 0.16.

Для анализа изменения спектра в течение солнечных вспышек в&сдсц параметр K1=N(>120 МэВ)/М(<120 МэВ), где N - число гамма-квантов, имеющих соответствующие энергии. Анализ зависимости параметра К1 от времен» показывает, что в течение первой фазы вспышек 26.03.91 и 27.10.91 спектр более мягкий, вторая фаза начинается с ужсстчения спектра. В начале первой фазы вспышки 1S.06.91 характер спектра неизвестен (возможно, он также являлся мягким). Регистрируемый в конце первой фазы вспышки спектр уже достаточно жесткий. Вторая фаза вспышки 15.06.91 начинается с области жесткого спектра (около 10-ти минут) и заканчивается его смягчением. Согласно упрощенным модельным расчетам, указывающим иа зависимость энергетического спектра гамма-вспышек от направления наблюдения, ' жесткий спектр активной фазы события 15.06.91 может быть объяснен геометрией наблюдения.

Таким образом, анализ временных и спектральных характеристик солнечных вспышек (26.03.91, 15.06.91 и 27.10.91) позволяет сделать вывод о существовании в жестком гамма-излучении двух фаз, характеризующихся следующими признаками.

1). Резким изменением постоянной слада временного профиля.

Постоянная спада первой фазы вспышек составляет от нескольких десятков до нескольких сотен секунд. Постоянная спада второй фазы значительно больше - порядка нескольких десятков минут.

2). Наличием (отсутствием) отдельных быстрых всплесков излучения.

В течение первой фазы всех вспышек присутствуют отдельные быстрые всплески излучения, свидетельствующие об отдельных актах интенсивного ускорения частиц. На второй фазе всех вспышек таких всплесков не обнаружено, что не исключает возможности ускорения частиц в более медленных процессах.

3). Характерным изменением спектра излучения.

Для всех вспышек обнаружено относительное ужестчение спектра в начале второй фазы. Наблюдаемый жесткий спектр первой фазы события 15.06.91 может быть объяснен геометрией излучения.

Сравнение полученных результатов с результатами анализа солнечных вспышек высокой энергии, наблюдавшихся в других экспериментах, показывает, что последние не противоречат существованию двух фаз гамма-излучения солнечных вспышек.

Таким образом, были проанализированы мощные солнечные события. Для выявления других, более слабых событий во всем объеме данных была разработана специальная процедура их выделения.

Как отмечаюсь, в течение активной фазы мощных вспышек 26.03.91 и 15.06.91 были обнаружены отдельные всплески гамма-излучения. Распространяя эту особенность на все солнечные гамма-вспышки, можно попытаться обнаружить аналогичные всплески (или их группы, как в случае 26.03.91 или 15.06.91) в других данных эксперимента. В качестве параметра, выделяющего «отдельный всплеск», взято выражение ((ССЧ5/ССЧ14)-1 которое является величиной превышения скользящей средней частоты, определенной по 5-ти интервалам (ССЧ5), над ССЧ, определенной по 14-ти интервалам (ССЧ14), выраженной в стандартных отклонениях (далее - величина, превышения).

Процедура выделения всплесков имеет следующий вид:

1) Определение по вспышкам 26.03.91 и 15.06.91 следующих параметров отдельных всплесков:

- минимальной величины превышения ССЧ5 над ССЧ14;

- минимального числа квантов в отдельном всплеске;

■ ■ -16- ; "Л' -'

- максимального временного интервала между квантами во всплеске.

2) Поиск групп* таких всплесков в базе данных эксперимента и сравнение полученных данных с результатами по «нссолнечным» сеансам наблюдений. '

3) Анализ выделенных групп всплесков. . У

В результате анализа активных фаз гамма-вспышек 26.03.91 и 1S.06.91 было установлено, что отдельный всплеск представляет собой группу, состоящую из 3-х и ' более гамма-квантов, разделенных временным интервалом не более 1.2 с, причем для 'каждого из них -превышение ССЧ, определенной по 5-и интервалам, над ССЧ, определенной по 14-ти интервалам, составляет величину' более 5 стандартных отклонений. • . .-.- '

По описанной выше методике выделения отдельных всплесков были обработаны все данные эксперимента. При этом для уменьшения уровня фона включались события, попадающие в область низких широт (-35 град.+ +35 град, по широте) и не попадающие в область Бразильской Магнитной аномалии ( -10-5-40 град, по широте для диапазона долгот от 300 до 345 град.): Кроме того, для исключения регистрации атмосферных гамма-квантов угол с лимбом должен быть > 30 град-

Число событий, удовлетворяющих вышеописанным условиям отбора для сеансов наблюдения Солнца равно 29459 (33 сеанса 11-форматов). Для сравнительного анализа использовалась информация 171-го сеанса «несолнечных» наблюдений. . Для "несолнечных" сеансов соответствующее число квантов равно 140302.!

В результате проведенного анализа "солнечных" сеансов было обнаружено 4 группы всплесков (временной интервал между отдельными всплесками в группе - не более 5-ти минут). При анализе иесолнечных сеансов наблюдений групп отдельных -всплесков обнаружено не было (временной интервал между всплесками - не менее одн'ого часа).

Две группы всплесков из четырех появились близко к области высоких широт и ' могут быть объяснены фоновыми условиями. Одна группа всплесков объясняется геомагнитными возмущениями (значение 3-часового Кр-индекса во время этого события равно 6+). Только одна группа всплесков (08.12.91) может быть отнесена к солнечным явлениям.

При анализе временного хода ССЧ события 08.12.91 обнаружено общее увеличение темпа счета в области появления группы отдельных всплесков. Зависимость

параметра К1=Ы(>120 МэВ)/Ы(<120 МэВ) от времени показывает ужестчение спектра в области всплесков, что служит дополнительным доказательством неслучайной природы события. Значение 3-часового Кр-индекса во время события равно 2+, что говорит об отсутствии заметных геомагнитных возмущений в это время. Важным и независимым доказательством неслучайности события 08.12.91 является то, что оно произошло во время «ЛазЬьфазы мощной оптической вспышки класса ЗК имеющей большой размер видимой области, равный 1320 миллионных долей солнечного диска. Таким образом, событие 08.12.91 неслучайной, вероятно, имеет солнечное происхождение.

Для выявления дополнительных общих особенностей зарегистрированных явлений было построено распределение размеров видимой области по данным Н„ для всех вспышек, лопавших на время наблюдения Солнца телескопом "Гамма-Г' (с учетом отборов). При его анализе было обнаружено, что в случае наблюдения гамма-телескопом активной фазы вспышки, имеющей видимую область по данным Н„ > 300 миллионных долей солнечного диска, обязательно регистрируются отдельные всплески жесткого гамма-излучения (события 15.06.91,26.03.91(20Ь26т Ш"), 27.10.91 и 08.12.91). Если телескоп наблюдает такие обширшЛе вспышки в течение последующей, продленной фазы, то отдельные всплески гамма-излучения отсутствуют (события 26.03.91(01 ЬОбт 11Т) и 29.03.91). Таким образом, получен критерий, определяющий возможность появления повторных актов ускорения частиц во вспышке.

В заключительной главе на основании характерных особенностей изученных солнечных вспышек представлена их возможная интерпретация. Первая (активная) фаза большинства вспышек имеет постоянную спада порядка нескольких' десятков-сотен секунд, что.согласно моделям захвата, может говорить о существовании арок в нижних слоях солнечной атмосферы. В течение этой фазы существуют отдельные краткосрочные всплески излучения длительностью 0.1-1 .с, которые могут интерпретироваться как проявление актов быстрого ускорения частиц, например, в результате пересосдинеиия линий магнитного пол я в арочных структурах. Относительно мягкий спектр излучения может объясняться геометрией наблюдения н сравнительно высокой долей ускоренных электронов относительно протонов.

На основании полученных результатов некоторый приоритет можно высказать по отношению к механизму коллективного ускорения, заключающемуся в том, что в электрическом поле, возникающем в результате перссоединения магнитных силовых

линий, происходит ускорение сгустка электронов, захвативших и удерживающих внутри себя некоторое 'количество протонов и ядер. Гамма-излучение генерируется пучком ускоренных частиц в основании арок в хромосфере.

Вторая (продленная) фаза имеет постоянную экспоненциального (квазнэксгюненциалыюго) спада порядка нескольких десятков минут, что соответствует распространению частиц в магнитных петлях в верхние слои солнечной короны. Для некоторых мощных вспышек (например 15.06.91) такие системы гигантских арок наблюдались в оптическом диапазоне. Для большинства остальных более «слабых»

солнечных вспышек экспоненциальный спад может вырождаться • в »

квазиэкспоненциальный спад длительностью 10-20 минут.

Отдельные акты быстрого ускорения частиц во второй фазе вспышек отсутствуют (хотя не исключается ускорение в других, более медленных процессах). Переход ко второй фазе происходит тогда, когда прекращаются процессы активного пересосдннеиия магнитных силовых линий. Происходит захват частиц в магнитной петле солнечной короны, где теперь в основном и происходит генерация гамма-излучения. В силу того, что для захваченных в петле частиц распределение импульсов относительно наблюдателя сильно изотропизуется, спектр гамма-излучения в начале второй фазы ужестчается » приобретает "пионный" вид. Для многих коротких событий (10-20 мин.) вторая фаза на этом заканчивается. Однако для наиболее мощных вспышек (например П.06.91, 15.06.91) после Аачалыюго ужестчсния во второй фазе спектр смягчается и не меняется в течение длительного (несколько часов) времени. Большая длительность второй фазы, вероятно, говорит об удержании частиц в высоких корональных петлях.

В представленной качественной картине и по результатам анализа данных эксперимента «Гамма-1» "слабые" солнечные гамма-вспышки могут возникать во время "Ла51Г-фазы оптических вспышек (с большой площадью на диске, но менее сильных, чем соответствующие мощным гамма-вспышкам) и должны состоять из отдельных всплесков излучения (число которых меньше, чем во время мощных гамма-вспышек). Это может говорить о схожести условий в таких событиях с условиями в первой, активной фазе мощных солнечных вспышек.

В ходе работы получены следующие основные результаты:

1). Разработана методика "скользящей средней частоты" для анализа временных рядов экспериментальных данных. В данной работе эта методика впервые применена для:

1.1. выделения отдельных всплесков интенсивности в экспериментах с высокой временной точностью регистрации событий (на примере вспышки 26.03.91).

1.2. статистического выделения групп всплесков интенсивности, суммарное число которых превышает пуассоновскую флуктуацию меняющейся во времени средней интенсивности излучения вспышки (на примере вспышки 15.06.91).

2). Разработана и впервые применена методика выделения слабых всплесков излучения по экспериментальным данным.

- 3). В результате анализа данных эксперимента "Гамма-1":

- определены временные и спектральные характеристики солнечных вспышек 26.03.91,15.06.91 И27.10.91.

• впервые обнаружено и проанализировано солнечное событие 08.12.91.

4). Во всех солнечных гамма-вспышках, зарегистрированных в эксперименте "Гамма-1" и до него, присутствуют две фазы:,

: - активная (flash) фаза (длительностью минуты), представляющая собой резкий рост и последующий экспоненциальный спад темпа счета;

- продленная фаза (длительностью от десятков минут до нескольких часов), представляющая собой более медленный, чем в активной фазе, спад интенсивности излучения. •

5). В течение первой фазы присутствуют быстрые (~0.1-1.0 с) всплески излучения, продолжительность которых отражает продолжительность процессов ускорения частиц. На второй фазе они отсутствуют, что не исключает возможности ускорения частиц в более медленных процессах.

6). Изучено изменение спектра в течение вспышки. Показано, что:

- спектр солнечных вспышек зависит от направления пучка ускоренных частиц относительно наблюдателя;

- в начале второй фазы солнечных вспышек происходит ужестчение спектра, которое может быть объяснено изотропизацпей пучков ускоренных частиц.

7). Па основании изученных характерных особенностей солнечных вспышек представлен упрощенный сценарий развития солнечной гамма-вспышки с Е,>30 МэВ.

Основное содержание диссертации представлено на 7-ми конференциях и , опубликовано в 10-ти 'научных работах. Наиболее полно материалы диссертации представлены в следующих опубликованных трудах научных конференций и печатных работах:

1. А.М.Гальпср, В.М.Зсмсков, Б.И Лучков, Ю.В.Озеров, А.М.Ходарович "Исследование временного хода гамма-излучения солнечных вспышек." Известия РАН, Серия Физическая" том 59, N4, стр. 7-10, 1995 г. (Материалы Международной конференции по космическим лучам, Москва, июнь 1994 г.). >

2. Н.М. Djantemirov, A.M. Galpcr. A.M.Khodarovich, B.l.Luchkov, Yu.V.Ozerov, V.M.Zemskov, V.O.Zverev, Procs. 24th 1CRC, v.4,p.94 (Rome, 1995).

3. Galper A.M., Zverev V.G., Luchkov В.1., Ozerov Yu.V., Khodarovitch A.M., Kovaltsov G.A. and Usoskin l.G. J. Moscow Phys. Soc., v.6, p.399-406, 1996 (Материалы Международной конференции по космическим лучам, Москва, июнь 1996г.).

4. A.M. Galper, B.I. Luchkov, Yu.V. Ozerov, A.M. Khodarovich, S.B. Rinchinov, GA. Kovaltsov and l.G. Usoskin "Phases of charged particles acceleration during powerful solar gamma-flares detected by the Gamma-r, Procs. 25th ICRC, v.l, p. 169-173, 1997.

5. А.М.Гальпер, В.М.Зсмсков, Б.ИЛучко», Ю.В.Озероа, В.Ю.Тутаешсо, А.М.Ходарович "Исследование тонкой временной структуры жесткого гамма-излучения солнечных вспышек." Письма в ЖЭТФ, том 59, вып.3, стр. 145-149,1994г.

6. Chesnokov V.Yu., Djantemirov Н.М., Galper A.M., Khodarovitch A.M., Lutchkov B.I., Ozerov Yu.V., Zemskov V.M., Zverev V.G., "Research of powerful solar gamma-flares in "Gamma-Г experiment." Biannual report 93/94, МЕРЫ, 91 (1995).

7. А.М.Гальпер, В.М.Земсков, Б.И.Лучков, Ю.В.Озеров, А.В.Попов, А.М.Ходарович . "Повторные всплески гамма-излучения солнечной вспышки 15.06.91." Письма в ЖЭТФ. том 63, вып. 12, стр. 889-893,1996г.

8. Ефремова Ю.В., Озеров Ю.В., Ходарович A.M. "Выделение всплесков интенсивности в экспериментах с высокой временной точностью регистрации событий." Приборы и Техника Эксперимента, Ы 4, с.33-37,1997г.