Дейност 2.1 Спектрален анализ на слънчеви избухвания на различни честоти
Краен продукт: Обобщаващ доклад (18-ти месец)
Фигура 1: Времеви профили на протонните и електронни потоци на събитията през март 2003 (червен цвят) и април 2004 (черен цвят). Лявата графика показва поведението на електронните потоци, а дясната – на протонните. Времевите профили на двете събития са начертани спрямо нулево време. Това е 19:12 UT за събитието SOL2003-Mar-17 и 04:48 UT за събитието SOL2004-Apr-11.
Извършихме сравнителен анализ между характеристиките на слънчеви енергетични частици (СЕЧ) и индикаторите за процеса на ускорение в слънчевите избухвания – емисия в твърд рентген и радио от микровълновия до метровия диапазон. Нашето изследване се фокусира върху две СЕЧ събития асоциирани със слънчеви избухвания, имащи подобни характеристики в твърдия рентген и с подобно разположение на слънчевия диск. Протонният поток на събитието, асоциирано с по-слабото избухване в мекия рентген (C9.6/SOL2004‑Apr-11), е по-голям в сравнение със СЕЧ събитието асоциирано с по-мощното слънчево избухване (X1.5/SOL2003-Mar-17). В същото време, електронните потоци на двете СЕЧ събития са подобни (виж Фиг. 1). И двете избухвания са последвани от коронално изхвърляне на маса със скорост над 1000 km/s. Спектралните параметри на протонните и електронните СЕЧ потоци са различни. Протонният спекрален индекс на събитието SOL2004-Apr-11 е по-мек в сравнение със събитието SOL2003-Mar-17. Обратното поведение се наблюдава при електронния спектрален индекс – на богатото на протони събитие спектралния индекс е по-твърд в сравнение с другото събитие.
Фигура 2: Сравнение на времевите профили в различни спекрални области (означено с непрекъснати линии) и производната по време на мекия рентген от GOES (с прекъснати линии): a) мек рентген от 1‑8 Å GOES; b) микровълнов поток на честота 15.5 GHz; c) твърд рентгенов поток от SONG (продължителността на този времеви профил е определен по наличните наблюдения от SONG); d) радио поток в 245 MHz. Времевите профили на двете събития са начертани от нулево време, избрано да бъде максимума на потока в твърдия рентген за всяко събитие. Това с съответно 18:57:59 UT за SOL2003-Mar-17 (с червен цвят) и 04:15:31 UT за SOL2004-Apr-11 (черен цвят). Всички профили са нормирани към максимума.
Съгласно производната в мекия рентген (виж Фиг. 2), първоначалната фаза на SOL2004-Apr-11 изглежда подобно на началната фаза на избухване от клас М с γ‒емисия (Ackermann et al., 2012; Kashapova et al., 2012). Този факт показва, че в първоначалната фаза на ускорение сигнатурите са били твърде слаби, за да бъдат регистрирани с наблюдения в твърдия рентген. Също така открихме, че по време на SOL2004-Apr-11, първият максимум във времевия профил на производната е причинен от електрони с енергии 12‒25 keV предшествали началото на радио избухванията от тип III (които представляват сигнатури на електрони разпространяващи се към междупланетното пространство). Има много кратка емисия съвпадаща по време с производната на мекия рентген по време на другото събитие. Можем да определим емисията като тип III. Но тази емисия е след импулсивната фаза на събитието от SOL2003-Mar-17. Останалите параметри на ускорение при избухванията са близки.
Анализът на СЕЧ потоците и параметрите на плазмата е направен като се вземе пред вид магнитната топология на активната област и нейната еволюция преди и по време на слънчевите избухвания (виж резултатите в Дейност 2.2).
Публикации
Andrey Bogomolov, Irina Myagkova, Ivan Myshyakov, Tsvetan Tsvetkov, Larisa Kashapova,
Rositsa Miteva. Comparative analysis of the proton generation efficiency during 17 March 2003 and 11 April 2004 solar flares, (2018) JASTP, Vol. 179, Pages 517-526 [DOI:10.1016/j.jastp.2018.08.010]
