GLEs at 22 and 23 Solar Cycle

ASEC մոնիտորների գրանցած Վերգետնյա աճերը 22 և 23-րդ արևային փուլերի ընթացքում

Ն.Բոստանջյան

Երկրագնդի վրա տեղադրված սարքավորումները, որոնք գրանցում են տիեզերական մասնիկների հոսքերը, երբեմն գրանցում են այդ հոսքերի անսպասելի աճեր՝ կապված արևային բռնկումների հետ( արևի ակտիվ փուլերի ժամանակ): Այդպիսի դեպքերն անվանում են վերգետնյա աճեր (ՎԱ): ՎԱ-ը անմիջապես կապված են հզոր արևային բռնկումների հետ, սակայն դեռևս հասկանալի չէ,  թե այդ բռնկումների ժամանակ ինչպիսի մեխանիզմների շնորհիվ են արագացվում  մասնիկները մինչև տասնյակ ԳէՎ-ի հասնող էներգիաների: Արևային բռնկումների մեծ մասը, որոնց ժամանակ գրանցվում են ՎԱ, կապված են այն  բռնկումների հետ, որոնք տեղի ենունենում Արևի արևմտյան սեկտորում,քանի որ միայն այդ դեպքերում են միջմոլորայկային մագնիսական դաշտի ուժագծերը  լավ  կապվում Երկրի հետ: Դա  ներկայացվածէՆկար 1-ում:

Նկ 1 Արևը և Երկիրը միացնող մագնիսական դաշտի  ուժագծի սխեմատիկ պատկերը: Ուժագծի կորությունը պայմանավորված է արևի պտույտով իր առանցքի շուրջ  (From Duldig et al. 1993). 

Շատ հազվադեպ կարելի է տեսնել ՎԱ-եր, որոնք կապված են Արևի կենտրոնական մերիդիանից կամ Արև-Երկիր գծից դեպի արևելք առաջացած բռնկումների հետ: Արևային բռնկումների ընթացքում տեղի է ունենում լիցքավորված մասնիկների արագացում լայն էներգետիկ սպեկտրում: ՎԱ-ի դեպքերը իրենցից ներկայացնում են արևային էներգետիկ մասնիկներ, որոնք կարողանում են անցնել երկրագնդի մագնիսական դաշտի արգելքը  և հասնելով Երկրի մթնոլորտ փոխազդել մթնոլորտի ատոմների հետ, առաջացնլով երկրորդական մասնիկներ, որոնք էլ գրանցվում են որպես տիեզերական ճառագայթների ինտենսիվության հանկարծակի աճեր:

Երկրի մագնիսական դաշտի առկայության շնորհիվ բարձրադիր լայնություններում  տեղադրված սարքավորումները գրանցում են տիեզերական մասնիկների ավելի ինտենսիվ հոսքեր, քան ցածրադիր կայաններում: Սակայն հաճախ երկրագնդի տարբեր կետերում, բայց  նույն աշխարհագրական լայնություններում տեղակայված սարքավորումները ցույց են տալիս արևային մասնիկների հոսքի տարբեր աճեր: Դա նշանակում է, որ արևի բռնկումնների ժամանակ արագացած մասնիկների հոսքը անիզոտրոպ է: Այդ պատճառով այն կայանները, որոնք տեղակայված են արևային մասնիկների տեղաշարժման ուղղության մոտ, գրանցում են ավելի շատ մասնիկներ, քան նրանք, որոնք հիմնական հոսքի ուղուց հեռու են գտնվում են:

Երկրի մագնիսական դաշտի պատճառով ցածր լայնություններում տեղադրված սարքավորումները  գրանցում են միայն այն ՎԱ-երը, որոնք պարունակում են 7-15 ԳէՎ-ից բարձր էներգիա: Այդ իսկ պատճառով, արևային մասնիկների աճի մեծությունը  ֆոնային հոսքի համեմատ, որպես օրենք, շատ ավելի ցածր է (մեկից մինչև մի քանի կարգ, քան բարձրադիր լայնությունների կայաններում: Այդ պատճառով էլ այս տվյալները գրեթե չէին կիրառվում արևային մասնիկների սպեկտրների կառուցման ժամանակ: Սակայն մոդեռնիզացնելով հին սարքավորումները և ստեղծելով ու շահագործման հանձնելով նոր սարքավորումներ Արագածի կայաններում և ԵրՖի ՏՃԲ-ի Երևանի կենտրոնական մասնաշենքում` փաստորեն հիմնադրելով նոր Արագածի Տիեզերական Միջավայր ուսումնասիրող կենտրոն (ASEC) (Chilingarian, et al., 2003; Chilingarian, et al., 2005), հնարավորություն առաջացավ  բավարար ճշգրտությամբ չափել երկրորդական տիեզերական ճառագայթների տարբեր տարատեսակների հոսքերի արժեքները երեք տարբեր բարձրությունների վրա միաժամանակ և օգտագործել ստացված արդյունքները արևային մասնիկների էներգետիկ սպեկտրի կառուցման ժամանակ:

Արագածի կայանների աշխարհագրական կոորդինատներն են 40°28'N, 44°10'E և Նոր Ամբերդի կայանի համար՝ 40°22'N, 44°15'E, Երևանինը՝ 40°11'N, 44°31'E, մագնիսական կոշտությունը՝  ~7.1 GV, բարձրությունները՝ 3250մ, 2000մ and 1000 մ, համապատասխանաբար:

Այստեղ մենք ներկայացնում ենք Վերգետնյա Աճերի ցուցակը՝ գրանցված  ASEC մոնիտորների կողմից:

Արևային բռնկումների ժամանակ առաջացած  մասնիկների ավելցուկային հոսքերը գնահատելու մեթոդները

Արևային բռնկումների ժամանակ առաջաց արևային մասնիկների ավելցուկային հոսքի արժեքը գնահատվում է տիեզերական ճառագայթների (ՏՃ) միջին հոսքի  նկատմամբ: Երկրագնդի մագնիսական դաշտի առկայությունը հնարավորություն է տալիս գնահատել արևի բռնկումների ժամանակ արագացված մասնիկների էներգետիկ սպեկտրը՝ օգտագործելով երկրագնդի տարբեր լայնություններում տեղադրված բազմաթիվ սարքավորումները: Այդ իսկ պատճառով ՏՃ միջին հոսքը հաշվելը շատ կարևոր և պատասխանատու գործ է: Որպեսզի գոյություն ունեցող  համաշխարհային ցանցի բոլոր սարքավորումներում միանման գնահատել ՏՃ միջին հոսքը, գիտական հանրության կողմից  ընդունվել է հետևյալ կարգը. ՏՃ ֆոնի միջին արժեքը հաշվում են այն մեկժամյա ինտերվալի համար, որը գտնվում է անմիջապես ավելցուկային արևային մասնիկների աճից առաջ: Ստանդարտացման հիմնական պայմանը դա է. այս պայմանը չկիրառելու դեպքում ավելցուկային հոսքի գնահատումները չէին լինի ճիշտ, քանի որ կամայական ինտերվալ ընտրելը կբերի կամայական ավելցուկային հոսքերի, որովհետև ՏՃ ֆոնի միջին արժեքը հաստատուն մեծություն չի և կարող է փոփոխվել ժամանակի ընթացքում: Իսկ արևային մասնիկների ավելցուկի աճը ֆոնի միջին արժեքի նկատմամբ արտահայտված տոկոսներով գտնում են հետևյալ բանաձևի միջոցով.

% = (N_i – N_m)*100 / N_m,                    (1)

որտեղ N_i –փորձարարական կետերի արժեքներն են, իսկ   N_m  -ֆոնի միջին արժեքն է:

Սակայն, ցավոք, վերոնշյալ մեթոդը միշտ չէ, որ հնարավոր է կիրառել. օրինակ՝ այն դեպքերում, երբ արևի բռնկումը տեղի է ունենում Ֆորբուշի նվազման փուլի ժամանակ, ինչպես դա տեղի է ունեցել 2003թ-ի հոկտեմբերի 28-ի կամ 2005թ-ի հունվարի 20-ի արևային բռնկումների ժամանակ: Այդպիսի դեպքերում դժվար է գտնել մեկժամյա ինտերվալ բռնկումից անմիջապես առաջ,  որտեղ տիեզերական ճառագայթների հոսքը համեմատաբար կայուն է: Այդպիսի դեպքերում արևային մասնիկների ավելցուկային հոսքի համեմատական աճը հաշվելու համար մենք կիրառում ենք այլ մեթոդ: Ընտրվում է եռեսուն րոպեանոց ինտերվալ բռնկումից առաջ (արևային մասնիկների  աճից առաջ) և նմանաչափ ինտերվալ բռնկման ավարտից հետո: Ընտրված թվային շարքից  հանվում է այն ինտերվալը, որտեղ դիտվում է ՏՃ-ի հոսքի աճը: Նոր ստացված շարքի համար գտնվում է այն կորը, որը լավագույնս է մոտարկում (ապրոկսիմացվում) ընտրված թվային շարքին: Այսպիսով, ստացվում են երկու թվային շարքեր` մեկն իրենից ներկայացնում է փորձարարական կետերից առաջացած շարք, մյուսը ապրոքսիամացիայից ստացված կորին համապատասխանող թվային շարքը: Որպեսզի գտնենք, թե ինչի է հավասար արևային մասնիկների հարաբերական աճը, փորձարարական  թվային շարքի յուրաքանչյուր անդամից հանվում է մոտարկող կորի համապատասխան անդամը, իսկ ստացված մնացորդը բաժանվում է մոտարկող կորին համապատասխանող մեծության 1/100 մասի վրա, (տես բանաձև 1-ը), որտեղ N_m  փոխարեն տեղադրվում է N_φ – մոտարկող կորի արժեքները:

Արևային ակտիվության 22-րդ և 23-րդ փուլերում ASEC մոնիտորները իրենց ողջ գործունեության ընթացքում գրանցել են 4 ՎԱ-եր: 22-րդ փուլի ընթացքի մեծ մասը՝ այսինքն 1990-ից  մինչև 1996 թթ., մեր սարքավորումները չէին աշխատում Հայաստանի կառավարության ֆինանսական և քաղաքական դժվարությունների պատճառով: Սակայն բարեբախտաբար 1989թ-ի սեպտեմբերի 29-ի  հայտնի ՎԱ-ի ժամանակ Արագածի երկու նեյտրոնային մոնիտորները ՝ Նոր Ամբերդի նեյտրոնային մոնիտորը (ՆԱՆՄ) և Արագածի նեյտրոնային մոնիտորը (ԱՆՄ),աշխատում էին: ԱՆՄ-ով տվյալների գրանցումը կատարվում էր 5 րոպեն մեկ, իսկ ՆԱՆՄ-ով՝ յուրաքանչյուր ժամը մեկ:

1989թ-ի սեպտեմբերի 29-ին գրանցված ՎԱ (արևի 22-րդ փուլ)

1989թ-ի սեպտեմբերի 29-ին  գրանցված ՎԱ-ը նշանակալից է մի քանի հատկանիշներով:  Բռնկումը տեղի է ունեցել  NOAA 5698  ակտիվ գոտում՝ 25^oS, 105^oW, (Արեգակնային-Գեոֆիզիկական տվյալներ N. 547, մաս 2, 1990): Դիտարկվել է 2, 3 և 4 տիպերի ինտենսիվ արևային ռադիո ճառագայթում, փափուկ ռենտգենյան ճառագայթում է սկսվել համաշխարհային ժամանակով (UT) 10:47-ին՝ X9.8 իտենսիվությամբ:  13:26 –ից մինչև առնվազն 23:15-ը հանգուցաձև  հրվիժակը արեգակի եզրից շատ հեռու էր տարածվել:

 Սեպտեմբերի 29-ի ՎԱ-ն մեկ այլ արտասովոր հատկանիշ ուներ՝ երկրագնդի վրայի և ստորգետնյա սարքավորումներում մյուոնների գրանցումը (Mathews et al. 1991; Smart & Shea 1991; Humble et al. 1991b), (Swinson and Shea 1990): Ստորգետնյա մյուոնների աճը գրանցվեց Էմբուդո աստղադիտակի միջոցով, որն ուներ   15 ԳՎ շեմք, սակայն չգրանցվեց մոտակա Սոկորրո աստղադիտակով, որը փոքր ինչ ավելի խորն էր տեղակայված գետնի տակ և ուներ 30 ԳՎ շեմք:  Սա ամենամեծ ՎԱ-ն էր 1956թ-ի փետրվարի 23-ից հետո՝ դիտված արևմտյան  լիմբի մոտ (N23W80):

1989 թ-ի սեպտեմբերի 29-ի ՎԱ-ը հետաքրքիր էր նաև նրանով, որ ծովի մակերևույթից 3200 կմ բարձրության վրա տեղակայված Արագածի Նեյտրոնային մոնիտորի(ԱՆՄ) վրա գրանցվեց ՏՃ-ի ինտենսիվության  աննախադեպ՝ 133 % աճ ֆոնի համեմատ, հինգ րոպեանոց տվյալներում: Համեմատության համար ասենք, որ մնացած բոլոր Արևային Բռնկումները, որոնք գրանցվել էին դրանից հետո` 23-րդ փուլի ընթացքում, միևնույն մոնիտորի կողմից, ինտենսիվության համեմատական աճը հավասար էր մոտ  2%: Նկար 1 և 2-ում ներկայացված են սեպտեմբերի 29-ի ՎԱ ժամանակային պրոֆիլները, գրանցված ԱՆՄ-ի և Նոր Ամբերդի (ՆԱՆՄ) կողմից:

Նկ.2 Մեր լայնության համար (7.1ԳՎ) ՏՃ-ի հաշվի արագության ֆանտաստիկ աճ:

 ԱՆՄ-ում (7.6 ԳՎ) ՏՃ համեմատական աճը հավասար էր 133 % այս ՎԱ աճի ժամանակ: ՏՃ համեմատական աճը նույն կարգի էին նաև ուրիշ կայաններում, որոնք ունեին նման մագնիսական կոշտություն, իսկ Ինուվիկում (0.17 ԳՎ), արևային մասնիկների համեմատական աճը հասնում էր մոտ 400 %, որը  բարձրագույն էր երկրագնդի վրա: Իսկ 2005թ-ի մայիսի 20 –ի ՎԱ ժամանակ Հարավային Բևեռ (0 ԳՎ)  կայանում ՏՃ գրանցված համեմատական աճը 5000%  էր, մեր  սարքավորումների կողմից գրանցված աճը հավասար էր 2 %: Այս երկու բռնկումների օրինակները ցույց են տալիս, որ արևի բռնկումների ժամանակ պրոտոնների արագացման էներգետիկ սպեկտրերը կարող են իրարից տարբեր լինել: Թե ինչով է պայմանավորված սեպտեմբերի 29-ի նման էներգետիկ սպեկտրը դեռևս պարզ չէ:

Նկ.3 ՏՃ-ի հաշվի նմանատիպ աճ գրանցվել է նաև ՆԱՆՄ-ում (մեկ ժամանոց տվյալներ):

Արևային 23-րդ փուլի ընթացքում դիտարկված  ՎԱ-ի թիվը հավասար է 16-ի:  Մեր սարքավորումները գրանցել են դրանցից միայն երեքը. 2001թ-ի ապրիլի 15, 2003թ-ի հոկտեմբերի 28, և 2005թ-ի հունվարի 20: ՏՃ ինտեսիվության աճեր են  գրանցվել նաև  2001թ-ի ապրիլի 18-ի և 2003թ-ի հոկտեմբերի 23-ի ՎԱ-երի ժամանակ, սակայն մենք դրանք ՎԱ-ի  ցուցակի մեջ չենք ընդգրկում, քանի որ այդ դեպքերի ժամանակ տեղի էին ունեցել ուժեղ գեոմագնիսական փոթորիկներ, որոնք կարող էին առաջացել նմանատիպ աճեր  և խեղաթյուրել ՎԱ-ի իրական արժեքը:

ՎԱ-եր գրանցված  ASEC մոնիտորներով արևի 23-րդ փուլի ընթացքում

ՎԱ, 2001թ-ի ապրիլի 15-ին (# 60)

Չնայած ՎԱ-երի բավականին երկարտև հետազոտություններին, մինչև այժմ վերջնականպես չի լուծվել արևային բռնկումների ժամանակ արևային մասնիկների արագացման մեխանիզմները:

2001թ-ի ապրիլի 15-ին արևի վրա տեղի ունեցող հզոր գործընթացները արագացրին պրոտոնները մինչև ռելատիվիստիկ էներգիաների, որի արդյունքում Երկրի վրա դիտարկվեց տիեզերական ճառագայթների վերգենտնյա աճ: Արևային բռնկման կոորդինատները հետևյալն էին՝  S20W85,  ռենտգենյան ճառագայթներում գրանցված բռնկման դասը համապատասխանում էր X14-ի, սկիզբը 13:19UT էր: 

 GOES 10 տիեզերանավը չափեց նաև փոքր էներգիաների պրոտոնների հոսքերի աճ, իսկ վերգետնյա սարքավորումները չափեցին արևի բռնկման հետևանքով առաջացած բարձր էներգիայի պրոտոններից առաջացած երկրորդական մասնիկների հոսքերի աճ: Մեր Արագածի երկու նեյտրոնային մոնիտորները, ինչպես նաև Արևային Նեյտրոնների Աստղադիտակը (SNT) –ն գրանցեցին այս արեգակնային բռնկումը, տես նկար 4-ը:

 

Fig.4. Նկարում պատկերված են Արագածի երկու նեյտրոնային մոնիտորներում գրանցված ՏՃ-ի ինտենսիվության աճերը, առաջացած արևի բռնկման պատճառով: Ողջ գործընթացը տևեց մոտ 1,5 ժամ: Չնայած այն բանին, որ ՏՃ-ի ինտենսիվության համեմատական աճը երկու մոնիտորների վրա ընդամենը 2 % է, իսկ SNT-ի վրա էլ ավելի փոքր (տես աղյուսակ 1-ը), սակայն այն փաստը, որ երեք մոնիտորները միաժամանակ ցույց են տալիս ավելցուկային մասնիկների հոսք, խոսում է այդ դեպքի իրական լինելու մասին: Մաքսիմումների ստատիստիկ արժեքները հավասար են 4.3σ և 4.9σ (երկու նեյտրոնային մոնիտորները 18NM64 տեսակի են) :

 (D. J Bomardieri, et al., 2007)  աշխատանքում կատարվել է 2001թ-ի ապրիլի 15-ի ՎԱ հետազոտություն՝ նպատակ ունենալով բացահայտել արևային մասնիկների արագացման մեխանիզմը: Ստորև ներկայացնում ենք հատված այդ աշխատանքից:

Մենք ՎԱ տվյալները, գրանցված վերգետնյա սարքավորումներում, մոդելավորել ենք կիրառելով այնպիսի տեխնիկա, որը բացահայտում է արագացված բարձր էներգիայի պրոտոնների սպեկտրը, նրանց երկրագնդի վրա հայտնվելու ուղղությունները, և անիզոտրոպիան: Որպեսզի հետազոտենք արագացման գործընթացները մենք կիրառել ենք հարվածային ալիքի և ստոխաստիկ արագացման սպեկտրալ ձևերը , որոնք տալիս են լավագույն համընկնում փորձարարական տվյալների հետ՝ գրանցված տիեզերանավերի և նեյտրոնային մոնիտորների կողմից:

Այս դեպքը հետազոտելով մենք գալիս ենք այն եզրակացության, որ աճի, պիկի և նվազման փուլերի ընթացքում` այսինքն (14:20, 14:30, և 14:45), սպեկտրը 120 ՄէՎ-ից մինչև 10 ԳէՎ-ը լավագույնս համապատասխանում է հարվածային ալիքի արագացման սպեկտրալ ձևին: Սա նշանակում է, որ պրոտոնները արագացվել են մինչև ռելատիվստիկ էներգիաների կամ արևի պսակում  բռնկման ժամանակ առաջացած հարվածաին ալիքի միջոցով, կամ էլ արևի պսակի զանգվածի ժայթքման (ՊԶԺ) հետևանքով առաջացած հսկա մագնիսական ամպի շատ մեծ արագությամբ տեղաշարժվելու հետևանքով առաջացած  հարվածին ալիքի միջոցով:  Ինչպես տեսնում ենք այս հետազոտությունն էլ չի տալիս միանշանակ պատասխան, թե որտեղ է տեղի ունեցել արևային մասնիկների արագացումը:

2003թ-ի հոկտեմբերի 28-ի ՎԱ-ը (  # 65)

Արևային բռնկումը ռենտգենյան սպեկտրում, կամ ինչպես ընդունված է ասել ռենտգենյան բռնկումը, սկսվեց 11:00 UT: Բռնկման դասը հավասար էր  X17 իսկ տեղանքն էր S20E02: ՊԶԺ սկիզբը 11:07 UT: Հյուսիսային կիսագնդում տեղադրված կայանները ՎԱ-ի սկիզբը գրանցել են 11:25 -11:40-ի միջև՝ հարաբերական  աճը 3-7%: Սակայն, հարավային բևեռային գոտում ուժգնությունը շատ ավելի մեծ էր  (ՄակՄուրդո՝ 39%, Հարավային Բևեռ  ՝ 11.5%):

Ինչպես երևում է նկար 4-ից, ՎԱ-ը տեղի է ունեցել Fd նվազման փուլի ընթացքում, այդ պատճառով արևային մասնիկների հարաբերական աճի սահմանման համար կիրառվել է ֆիտի մեթոդը:

Նկ. 5 Ինչպես և նախորդ ՎԱ-ի ժամանակ, այս ՎԱ-ի դեպքում էլ երկու նեյտրոնային մոնիտորները ցույց տվեցին ինտենսիվության փոքր, բայց ակնհայտ  աճեր: ՏՃ-ի ինտենսիվության աճ ցույց է տալիս նաև SNT-ն. Տես նկար 5-ը.

Նկ.6 ՏՃ-ի ինտենսիվության աճի հետ ԱՆՄ-ում (սև կորը)  համատեղ դիտարկվում է նաև ՏՃ-ի ինտենսիվության փոքր աճ Արագածի արևային նեյտրոնների մոնիտորի վրա  (ASNT) (կարմիր գույն: ՏՃ-ի ինտենսիվության  միաժամանակյա աճը երեք տարբեր մոնիտորներում բացառում է պատահականության գործոնը:

2005թ-ի հունվարի 20-ի ՎԱ-ը (# N69)

Հունվարի 20-ի ՎԱ ժամանակ  գրանցվեց արևային 23-րդ փուլի ամենակոշտ սպեկտրը, իսկ 100 ՄէՎ-ից բարձր էներգիա ունեցող պրոտոնների ինտենսիվությունը ամենամեծն էր  30 տարիների ընթացքում, նաև ամենաարագն էր րոպեների ընթացքում (5րոպե)  1AU հեռավորության պիկային ինտենսիվությանը հասնելու իմաստով վերջին 30 տարիների ընթացքում (R.A. Mewaldt, et al.), ուժեղ անիզոտրոպիա բռնկման սկզբնական փուլի ընթացքում: Ամենամեծ և ամենավաղ աճերը այս դեպքի համար գրանցվել են Հարավային Բևեռ և ՄակՄուրդոի նեյտրոնային մոնիտորներում, որոնք գրանցեցին համապատասխանաբար 5400% և 2900% աճեր ժամը 06:54-ին:

Արևային ռենտգենյան բռնկումը  սկսվեց  06:39 -ին, իսկ դասը՝ X7.1, տեղանքն էր  N14W61:

ՎԱ-ն սկսվեց համաշխարհային ժամանակով  06:50-ի և 06:59-ի միջև: 2005թ-ի հունվարի 20-ի ՎԱ-ը հանդիսանում էր  ոչ միայն ամենաուժեղներից մեկը արևային բռնկումների դիտարկումների ամբողջ ժամանակահատվածում, այլ նաև ցույց տվեց մի քանի այլ առանձնահատկություններ:

ASEC-ի բոլոր սարքերը ևս գրանցել էին այս դեպքը, սակայն հատկապես  արժեքավոր էր այս ՎԱ-ի գրանցման փաստը Արագածի Բազմուղի Մյուոնային մոնիտորի  (ԱԲՄՄ) կողմից:  ԱԲՄՄ –ն տեղակայված է ստորգետնյա սրահում՝ 15 մետր հողի, բետոնի և 12 սմ. երկաթի տակ: Երկրորդական մյուոնների համար դետեկտորի շեմային էներգիան հավասար է 5 ԳէՎ : Միայն 5 Գէվ-ից բարձր էներգիայով օժտված մյուոնները կարող են հասնել այս ստորգետնյա դետեկտորին:

Գրանցված ԱԲՄՄ-ում  >5 ԳէՎ-ի մյուոններին համապատասխանում են ~50 ԳէՎ էներգիաներով առաջնային պրոտոններ, եթե մենք ընդունենք, որ առաջնային պրոտոնների սպեկտրերը գալակտիկական տիեզերական Ճառագայթներում ենթարկվում են  աստիճանային օրենքի  γ = -2.7 սպեկտրալ ցուցիչով, [L. Ding, 2001]; և ~ 30ԳէՎ, եթե մենք ենթադրում ենք, որ սպեկտրալ ցուցիչը՝ γ = -5, որը ստացվել է 2005թ-ի հունվարի 20-ի դեպքի համար, գրանցված  Արեգակնային Ճառագայթների աճի ժամանակ, [M.Zazyn and A. Chilingaryan, 2005]:

 

Նկ. 7 ԱԲՄՄ -ի մեկ րոպեանոց ժամանակային շարքի մեջ դիտվող պիկն ընդգծելու համար մենք մեկ րոպենոց տվյալները (ձախ նկար) վերածում ենք ենք երեք րոպեանոց ժամանակային շարքի՝  խմբավորելով 7:02, 7:03  և 7:04 կետերի գումարը մեկ  binum (աջ նկար):

ԱԲՄՄ -ի մեկ րոպեանոց ժամանակային շարքում տիտարկում է ինտենսիվության աճ 7:02- 7:04 ինտերվալում , իսկ մաքսիմալ  արժեքը  7:03-ին: ԱԲՄՄ կազմված է 45 հատ մեկ քառակուսի մետր մակերես ունեցող  սինտիլյատորներից, երեքն այդ ժամանակ չէին աշխատում, հետևաբար միայն 42 մ2 մյուոնային դետեկտորներն էինօգտագործվումբարձր էներգիայի մյուոնային հոսքի չափման համար:

ԱԲՄՄ-ի 42 մ2 դետեկտորում չափված գալակտիկական տիեզերական ճառագայթնեrի ինտենսիվության միջին արժեքը գտնելու համար ընտրվում է 6:30 – 7:35 ժամանակահատվածը` դիտվող պիկի շրջակայքում, քանի որ միայն այդ տիրույթում է նկատվում մասնիկների ինտենսիվության համեմատաբար հաստատուն հոսք: Այդ հոսքի  միջին արժեքը գտնելու համար 6:30 – 7:35 ժամանակահատվածից հանում ենք 7:02- 7:04 ժամանակահատվածը, որտեղ դիտարկվում է մասնիկների աճը  ֆոնի նկատմամբ: Ստացված միջին արժեքը կազմում է 123818 մասնիկ մեկ րոպեում: Ավելցուկային մասնիկների հոսքը  7:02- 7:04 ժամանակահատվածում համապատասխանում են  863 մասնիկի, կամ 0.70% միջինի նկատմամբ: Հաշվի առնելով, որ մեկ րոպեանոց  տվյալների ստանդարտ շեղումը σ =352 (0.29%) , մենք ստանում ենք ենք 2.5σ ստատիստիկական արժեքավորում 7:03-ի պիկի համար:

Ինչպես կարելի է տեսնել նկար 3-ից (աջ կողմի նկար) երեք րոպեանոց ժամանակային շարքի տվյալները տալիս են ավելի մեծ պիկ, ինչպես կտեսնենք ստորև բերված հաշվարկից, ստատիստիկական արժեքավորումը հավասար 3.9σ:

Երեք րոպեանոց ժամանակային շարքի միջին արժեքը նույնպես որոշվում է  6:30 – 7:35 UT ժամանակահատվածի համար, որից հանում ենք պիկի կետի ` 7:02UT արժեքը: Ստացված միջին արժեքը կազմում է 371494 մասնիկ երեք րոպեում 42 մ2 դետեկտորի համար: Գտած երեք րոպեանոց շարքի միջինի  արժեքի ստանդարտ շեղումը  կազմում է  0.164% միջինի համեմատ, եթե կիրառենք Պուասոնի բաշխում, իսկ ստատիստիկական արժեքավորումը ստացվում է3.9σ:

7:02-7:04 ինտերվալի ընթացքում ԱԲՄՄ -ի կողմից գրանցված ավելցուկային հոսքին համապատասխանող մյուոնների քանակը հետևյալն է ՝ (3.1 ± 0.8)* 10-5 մյուոններ/սմ2/վ:

 

Նկ. 8 Ներկայացված են ԱՆՄ-ի և ՆԱՆՄ-ի կողմից գրանցված ավելցուկային մասնիկների  աճերը

Նկար 6-ից և 7- ից մենք կարող ենք տեսնել, որ նեյտրոնային մոնիտորներում աճը սկսվել է  երեք րոպե շուտ, քան ԱԲՄՄ-ի գրանցած պիկը ժամը 7:03-ին: Հայտնի է, որնեյտրոնային մոնիտորներում գրանցված երկրորդական նեյտրոններ առաջացնող առաջնաին պրոտոնների էներգիաները (~10 ԳէՎ) ավելի փոքր են, քան առաջանային պրոտոնների էներգիան, որոնք առաջացնում են >5 ԳէՎ-ի մյուոններ մթնոլորտում: Հետևաբար, մենք կարող ենք գալ այն եզրակացությանը, որ ~10 ԳէՎ-անոց էներգիաների արևային պրոտոնները, որոնք գրանցում է ԱՆՄ-ն,  ավելի շուտ են արտանետվում միջմոլորակային տարածություն (կամ արագացվում), քան >20ԳէՎ էներգիաներիպրոտոնները:  

*    5-րոպեանոց տվյալներ

*    1-ժամանոց տվյալներ

**  3- րոպեանոց տվյալներ

ՎԱ-երի ամսաթվերը և աճի սկիզբը թվարկված են1 և 2 սյունակներում: ՏՃ-ի համեմատական աճի արժեքը ֆոնի նկատմամբ՝  սյունյակ 3 և սյունյակներ  4, 7, 10, 13-րի մեջ.ներկայացված թվերը ցույց են տալիս թե քանի ստանդարտ շեղում է պարունակում իր մեջ արևային մասնիկների աճը (պիկը):

Մեր կողմից ստեղծված  կանխագուշակման ծառայությունում բացի մեր մոնիտորների տվյալներից օգտագործվում են նաև արևային ռենտգենյան բռնկումների տվյալները, որոնք տեղի են ունենում ավելի շուտ և  գրանցվում են GOES արբանյակի սարքավորումների կողմից: Ստորև բերված արևային երկու բռնկումների օրինակների միջոցով, կներկայացնենք  կանխագուշակման ծրագիրը և դրա կիրառման մեթոդը:

•Հենց որ GOES  արբանյակը գրանցում է ուժեղ բռնկում` X- դասի NOAA սանդղակի հիման վրա (հասանելի օնլայն SEC/NOAA-ից), մեր մոտ գործարկվում են  ահազանգման երկու ծրագրեր:

•Առաջինը հետազոտում է մասնիկների ինտենսիվության աճերը նեյտրոնային և մյուոնային մոնիտորի բոլոր սարքավորումներում՝ գրանցված Արագածի Տվյալների Կուտակման համակարգի միջոցով  (ADAS), որը կատարվում է անընդհատ,  աճերը և համապատասխան ստատիստիկ արժեքները գրանցվում են ամեն մեկ րոպեի համար տասներկու 5-վարկյանանոց հաշվի միջոցով: Հետազոտվւմ է նաև ամեն մի սարքի միջկանալային կորրելյացիոն մատրիցան, հաշվարկված նույնպես ADAS-ով, որը հնարավորություն է տալիս պարզել, կանալներից մեկում դիտված աճը  խաթարման հետևանք է, հետևանք որևիցե ռեալ դեպքի:

• Հիշվում է X ռենտգենյան ճառագայթների հոսքի ժամանակային շարքի արժեքները (աճի սկզբից մինչև մաքսիմում, սովորաբար դա լինում են մոտավորապես տաս մեկ-րոպեանոց կետեր) և այսպես կոչված  “ուշացված կորրելյացիոն ծրագիրը» սկսում է հաշվել հիշված ռենտգենյան ճառագայթների աճի կետերի կորրելյացիան ASEC  մոնիտորների տաս հատ մեկ րոպեանոց կետերի  հետ, որոնց սկիզբը սկսվում է անմիջապես X ռենտգենյան ճառագայթների մաքսիմումից հետո և  ստեղծվում է շարժվող կորրելյացիաների քարտեզ:

•Կախված մասնիկների պիկի ստատիստիկ արժեքներից և կորրելյացիոն գործակիցների արժեքներից, X- հոսքերի աճերի և չեզոք ու լիցքավորված մասնիկների հոսքերի աճերի միջև,  արձակվում են տարբեր նախազգուշացումներ և վտանգի ազդանշատ:

•Ահազանգման ծառայության նկարագրված սխեման կլինի բավականին հուսալի, քանի որ այն օգտագործում է տարբեր մասնիկների հոսքեր` չափված 3 բարձրությունների վրա (ծովի մակերևույթից 1000, 2000, 3200 մ. բարձր) և ռենտգենյան ճառագայթներ՝ չափված արբանյակային սարքավորումներով:

Բերենք երկու օրինակ ռեալ դեպքերի համար.

 

Նկ.9. Ներկայացվում են 2005թ-ի ապրիլի 15-ի X17.2 դասի ռենտգենյան ճառագայթների բռնկումը  (դեղին գույն): 100 ՄէՎ ev 10ՄէՎ  պրոտոնների աճերի նախազգուշացմանազդանշանների ժամերը 14:21-ին և  14:25-ին, ըստ SEC/NOAA-ի: ԱՆՄ և ՆԱՆՄ բարձր էներգիայի մասնիկների մաքսիմումի ժամը 14:00, այսինքն 21 և 25 րոպե շուտ

Նկ.10 Ներկայացված է նեյտրոնների հոսքերի կորրելյացիաների օրինակներ ` գրանցված ANM և NANM սարքավորումներում, և GOES արբանյակի կողմից գրանցված ռենտգենյան ճառագայթների հոսքերի միջև 2001թ-ի ապրիլի 15-ի դեպքի համար:

Կորրելյացիաները հաշվարկվում են ռենտգենյան ճառագայթների պիկից նախապես հիշված տասը կետերի և ANM ու NANM տվյալներից բաղկացած տասը րոպեանոց տեղաշարժվող ինտերվալների կետերի միջև: Օգտագործվում են մեկ րոպեանոց տվյալներ: Եռանկյունները և շրջանակները ցույց  են տալիս կոորելյացիոն գործակիցների բաշխումը  ըստ ժամանակի: Կորրելյացիան ռենտգենյան ճառագայթների և նեյտրոնների պիկերի միջև հասնում է 0.6-0.8 ժամը 14:04-ին, ռենտգենյան ճառագայթման մաքսիմումից 14 րոպե անց:

Նկար 8 և 9-ից կարելի է տեսնել, որ ռենտգենյան ճառագայթների բռնկման մաքսիմումը տեղի է ունեցել ժամը 13:50, իսկ 10 և 100 ՄէՎ պրոտոնների վտանգի ազդանշան, այսինքն մաքսիմալ հոսքը երկիր է հասնում 14:25 և 14:21UT, ըստ SEC/NOAA, կամ համապատասխանաբար 35 և 31 րոպե անց, իսկ ASEC –ի մոնիտորների ազդանշանը ստացվում է 14 րոպե անց:

Դիտարկենք երկրորդ դեպքը

Նկ.10  Պարզորաշ երևում է, որ այս բռնկման դեպքում էլ ԱՆՄ-ի և ՆԱՆՄ-ի գրանցված նեյտրոնների աճերի մաքսիմումները լինում են ավելի շուտ , քան մեծ ռադիացիոն վտանգ ներկայացնող 10 և 100 ՄէՎ  պրոտոնների աճերի մաքսիմումները: Ռենտգենյան ճառագայթների հաշվի արագությունը բազմապատկված է 2-ով:

Նկար 10-ից մենք տեսնում ենք, որ 2003թ-ի հոկտեմբերի 28-ի  X14.4 դասի ռենտգենյան բռնկման մաքսիմումը  տեղի է ունեցել համաշխարհային ժամանակով 11:10-ին` ըստ  GOES արբանյակի: Ըստ SEC/NOAA ծառայության, ռադիացիոն վտանգի ազդանշանները 100 ՄէՎ պրոտոնների համար տեղի են ունեցել 11:50 UT, իսկ 10 ՄէՎ պրոտոնների ահազանգը 12:40-ին: Իսկ ըստ մեր ԱՆՄ-ի և ՆԱՆՄ-ի, որոնք գրանցում են 7 ԳէՎ մեծ էներգիայի պրոտոններ, ավելցուկային պրոտոնների հոսքերի միաքսիմումները եղել են ժամը 11:35-ին: Կամ ավելի կոնկրետ` ASEC մոնիտորների ինտենսիվության կտրուկ աճերը սկսվում են 100 ՄէՎ պրոտոնների վտանգի ահազանգից առնվազան 15 րոպե շուտ և ավելի քան մեկ ժամ շուտ քան 10 ՄէՎ պրոտոնների ահազանգը:

Նկ.11 Պատկերված է ANM և NANM գրանցված նեյտրոնների և ռենտգենյան ճառագայթների միջև կորրելյացիոն գործակիցների բաշխման օրինակը: Կորրելյացիան ռենտգենյան ճառագայթների և նեյտրոնների պիկերի միջև հասնում է 0.6-0.8-ի  ժամը 11:35-ին, ռենտգենյան ճառագայթման մաքսիմումից 25 րոպե անց

 Նկար 10-ից և 11-ից մենք տեսնում ենք, որ ռենտգենյան բռնկման մաքսիմումը 11:10-ին էր, իսկ ռադիացիոն վտանգ ներկայացնող 10 և 100 ՄէՎ պրոտոնների հոսքերը Երկրագնդի ուղեծրի մոտ հայտնվել են համապատասխանաբար մեկ ժամ և 40 րոպե անց` ըստ SEC/NOAA ծառայության: ASEC-ի ANM և NANM մոնիտորները կարող են ահազանգել ՎԱ-ի մասին 15 րոպե շուտ 100 ՄէՎ պրոտոնների ազդանշանից և մեկ ժամ առաջ 10 ՄէՎ պրոտոնների ազդանշանից :

Բազմատեսակ ASEC մոնիտորների կորրելյացիոն վերլուծությունը ASEC-ի ահազանգումը դարձնում է վստահելի և կայուն: Ներկայացնենք կորրելյացիոն վերլուծությունը՝ օգտվելով տիեզերական ճառագայթների լիցքավորված բաղադրիչի տվյալներից (AMMM>7 ՄէՎ և ASNT(60սմ)) և X- ճառագայթների տվյալներից.

Figure 12 Նկարում պատկերված է երկրորդական տիեզերական ճառագայթների լիցքավորված բաղադրիչի և ռենտգենյան ճառագայթների միջև կորրելյացիոն գործակիցների բաշխումը,    28 հոկտեմբերի, 2003 դեպքի համար.

 Նկար 12-ում մենք տեսնում ենք, որ ռենտգենյան ճառագայթների պիկի և երկրորդական տիեզերական ճառագայթների  լիցքավորված բաղադրիչի (հիմնականում էլեկտրոններ և մյուոններ՝ չափված սցինտիլյատորներով)  աճի միջև կորրելյացիոն գործակիցը  հասնում է 0.6-0.7, իսկ վտանգի ահազանգը նույնիսկ ավելի շուտ՝ 11:26-ին, քան նեյտրոններիդեպքում (նկար 11), այսինքն, ռենտգենյան մաքսիմումից 15 րոպե հետո: Նեյտրոնային պիկի և լիցքավորված մասնիկների պիկի միջև ժամանակային տարբերությունը կարելի է բացատրել առաջնային պրոտոնների էներգիայների տարբերությամբ, որոնք առաջացնում են երկու տեսակի երկրորդականմասնիկներ:Լիցքավորված մասնիկներ առաջացնող առաջնային պրոտոնների ամենահավանական էներգիան ավելի մեծ են, քան այն առաջնային պրոտոնների էներգիանները, որոնք առաջացնում են նեյտրոններ: Այս իսկ պատճառով էլ երկրորդական լիցքավորված մասնիկների պիկը տեղի է ունենում նեյտրոնների պիկից ավելի շուտ:

Ռենտգենյան ճառագայթման և մասնիկների հոսքերի միջև կորրելյացիաները միանշանակ ապացուցում են գենետիկ կապը արևի վրա տեղի ունեցած բռնկումների և երկրագնդի մակերևութին գրանցված մասնիկների հաշվի աճման միջև   և կարող են օգտագործվել կանխարգելող ազդանշան ստեղծելու նպատակով, ամենաուժեղ ռադիցիոն փոթորիկների դեպքերում:  Կատարելով շարունակական գրանցումներ մոնիտորների ինտենսիովության կտրուկ աճերի և «շարժվող» կորրելյացիաների հաշվարկումները ուժեղ արևային բռնկումից հետո, վստահաբար ցույց կտրվի մոտեցող հզոր ռադիացիոն փոթորիկը: Նման ահազանգերի կեղծ լինելու հավանականությունը չնչին կլինի, իսկ ամենահզոր փոթորիկի կանխագուշակելու էֆֆեկտիվություն հավանականությունը՝ բարձր:

2003թ-ի հոկտեմբերի 28-ի բռնկումից գրանցված ռադիացիան հուսադրում է, որ միավորելով արբանյակներում տեղադրված  սպեկտրոմետրերի տեղեկատվությունը մակերևութային դետեկտորների հետ՝ հուսալի և ճշգրիտ Տիեզերական Եղանակի Կանխագուշակման ծառայություններր կարելի է ստեղծել:

 

Հղումներ՝

Bombardieri, D. J., Michael, K. J.; Duldig, M. L.; Humble, J. E. (2007) Relativistic Proton Production during the 2001 April 15 Solar Event The Astrophysical Journal, Volume 665, Issue 1, pp. 813-82

Bostanjyan, N.K. et al., On the production of highest energy solar protons at 20 January 2005, (2007), J. Adv. Space Res. 39 1456-1459.

Chilingarian, A., Avakyan, K., Babayan, V., et al.: (2003) Aragats Space-Environmental

Center: status and SEP forecasting possibilities, J. Phys. G: Nucl. Part. Phys., Vol. 29, p. 939-952.

Chilingarian A., Arakelyan K., Avakyan K., et al.: (2005) Correlated measurements of secondary cosmic ray fluxes by the Aragats Space – Environmental Center monitors, Nucl.

Instr. and Meth. A 543, p. 483-496.

M.L.Duldig,PASA,18(1),inpress.

Ding, L., 27th ICRC, Hamburg (2001) SH1.07, 3372.

Humble J.E., M.L. Dulding, D.F. Smart, and  M.A. Shea. The 29 September 1989 Solar Cosmic Ray event as Observed by Australian Stations, Proc. 22nd  ICRC, V.3, 109-112, 1991

T. Mathews, et al., Muon Telescope Observations of the Solar Flare GLE on 29 September 1989. Proc. 22nd  ICRC, V.3, 161-164 , 1991

Smart & Shea, A Comparison of the Magnitude of the 29 September 1989 High Energy Event with Solar Cycle 17, 18 and 19 Events, Proc. 22nd  ICRC, V.3, 101-104 1991

Swinson, D.B. and M.A.Shea, Geophys. Res. Letters, 17, 1073-1075, 1990

Zazyan, M. and A.. Chilingarian. "On the possibility to deduce solar proton energy spectrum of the 20 January 2005 GLE using Aragats and Nor-Amberd neutron monitor data",; Procceding of International symposium Solar Extreme Events. Nor-Amberd, Armenia, 2005