Առաջնային մասնիկների ինտենսիվության վերականգնումը
1.1. Առաջնային և երկրորդային տիեզերական ճառագայթների ինտեգրալ և դիֆֆերենցիալ սպեկտրերը
Երկրի մակերեսին տեղակայված մասնիկներ գրանցող դետեկտորները չափում են դետեկտորին հասնող երկրորդային տիեզերական ճառագայթների ինտենսիվությունը:Այս ուժգնությունը կախված է դետեկտորի տեղակայման վայրի աշխարհագրական լայնությունից և բարձրությունից, ինչպես նաև երկրի մթնոլորտ ընկնող սկզբնական տիեզերական ճառագայթի ինտենսիվությունից: Այս, այսպես կոչված, երկրորդային մասնիկների ինտեգրալ հոսքը (չափված բոլոր ուղղություններից՝ կտրվածքի կոշտության և հենց դետեկտորի սահմանված շեմից դուրս) սովորաբար չափվում է I(>R) = #N/m2*min միավորներով, որտեղ N-ը դետեկտորի կողմից գրանցված մասնիկների թիվն է: Մասնիկներ գրանցող դետեկտորի հաշվի արագությունը, մթնոլորտային էֆֆեկտների ճշտությամբ, բավականին կայուն է, ինչևիցե, արևի վրա հսկայական պայթյունները կարող են երկիր ուղարկել լրացուցիչ բարձր էներգիայի պրոտոններ և իոններ՝ այսպիսով մեծացնելով երկրորդական մասնիկների ինտենսիվությունները: Արեգակնային Տիեզերական Ճառագայթների (ԱՏՃ) չափումը մթնոլորտից դուրս շատ կարևոր է արեգակնային արագացուցիչների ուսումնասիրության և մոտեցող ճառագայթային և գեոմագնիսական փոթորիկների կանխագուշակման համար:
Տիեզերական դետեկտորները ևս չափում են ավելի ցածր էներգիայի ԱՏՃ-ների հոսքերը: Տիեզերական սպեկտրոմետրերը կարող են չափել նաև դիֆֆերենցիալ հոսքերը՝ էներգիայի և մարմնային անկյան միավորներով, դիֆֆերենցիալ հոսքեր, որոնք ներկայացնում են դիֆֆերենցիալ հոսք D(E,Ω) = #N /cm2*sec*ster*MeV միավորներով, որտեղ Ω-ն տարածական անկյունն է: Օրինակ GOES-ի (Geostationary Operational Environmental Satellite) սպեկտրոմետրերի դիֆֆերենցիալ և ինտեգրալ հոսքերը չափում են տարբեր էներգետիկ սպեկտրեր 4 – 9 ՄէՎ, 9 – 15 ՄէՎ տիրույթներում և այլն, ինչպես նաև ինտեգրալ սպեկտրերը >10 ՄէՎ, >30 ՄէՎ տիրույթներում և այլն: Ինտենսիվությունները ներկայացված են որպես էներգիայի ֆունկցիա, որը հայտնի է որպես էներգետիկ սպեկտր: Դիֆֆերենցիալ և ինտեգրալ էներգետիկ սպեկտր. Եթե մենք միավորենք նաև այն ժամանակահատվածում, երբ գրանցվել են ԱՏՃ-ներ, մենք կստանանք այսպես կոչված հոսքի սպեկտր: Մասնիկներ գրանցող մոնիտորների մեծ մասը մասնիկների էներգիան չեն չափում, դա որոշ դժվարություններ է առաջացնում ԱՏՃ-ի էներգետիկ սպեկտրերի չափման համար: GOES-ի սպեկտրոմետրերի միջոցով հնարավոր է չափել պրոտոնների էներգետիկ սպեկտրը մինչև 700 ՄէՎ: Պամելա արբանյակի սարքավորումները (Sparvoli, 2008) կարող են մեծացնել մաքսիմալ էներգիան մինչև մի քանի ԳէՎ: Ընդլայնելու համար սպեկտրը մինչև տասնյակ ԳէՎ-երի պետք է կիրառել մակերևույթի մասնիկներ գրանցող դետեկտորների տվյալները ևս:
Դիֆֆերենցիալ հոսքը
ստանալու
համար
(GOES-ում չափված
հոսքերի
հետ
համապատասխանեցնելու
համար) պետք է
հաշվի
առնել
զենիթային
անկյունից < ինտենսիվության կախվածությունը ~cos6: Ամբողջական
հոսքը
ստացվում է ըստ ամբողջ զենիթային անկյան~0-90o և ազիմուտի 0-360o ինտեգրումից (ինտենսիվության կախվածությունը
ազիմուտից հավասարաչափ է): Հետևաբար,
ստանալու
համար
դիֆֆերենցիալ
հոսքը 1/m2*ster միավորներով, մենք պետք է բաժանենք ողջ մոնիտորային հոսքը k գործակցին.
Միացնելու համար ստացված մակերեսային տարածվածությունը մթնոլորտից վերև գոյություն ունեցողի հետ՝ մենք պետք է կատարենք մասնիկների փոխազդեցությունների Մոնտե-Կառլո սիմուլյացիաներ և մասնիկների հեղեղների զարգացումը Երկրի մթնոլորտում: Գործադրելով CORSIKA սիմուլյացիոն կոդը նախնական պրոտոնների ֆիքսված էներգիաներով, մենք ձեռք ենք բերում տարբեր էներգիաների սկզբնական պրոտոնների էֆեկտիվությունը՝ ստանալու համար
մյուոններ ավելի քան 5 ԳէՎ-ից բարձր էներգիայով (տես աղյուսակ 1):
Աղյուսակ 1. Մյուոնների նախատեսված քանակը և 5 ԳէՎ-ից բարձր էներգիայով մյուոններ ստանալու էֆֆեկտիվությունը պրոտոնների միջոցով, որոնք Երկրի մթնոլորտ են հասնում հստակ էներգիաներով
|
Էներգետիկ
ինտերվալ (ԳէՎ)
|
Սկզբնական
պրոտոնների քանակը, N
|
>5ԳէՎ մյուոնների քանակը, n
|
էֆեկտիվություն, m = n/N
|
|
15-20 |
10,000 |
53 |
5.30E-03 |
|
20-25 |
10,000 |
247 |
2.47E-02 |
|
25-30 |
10,000 |
550 |
5.50E-02 |
|
30-35 |
10,000 |
970 |
9.70E-02 |
|
35-40 |
10,000 |
1400 |
1.40E-01 |
|
40-45 |
10,000 |
2070 |
2.07E-01 |
Ինչևիցե, հաշվարկելու համար ընդհանուր էֆեկտիվությունը և միացնելու երկրորդական և սկզբնական հոսքերը, մենք կարիք ունենք սահմանելու սկզբնական սպեկտրի պատկերը: Ընդհանուր եզրակացությունն այն է, որ այս սպեկտրերը կարող են գրեթե հավասարվել խախտված աստիճանային օրենքի հետ (աստիճանային օրենք մի քանի սպեկտրալ “ծնկերով”): Սպեկտրալ խախտման մասը հատուկ դեպք է, և եթե այն հանդիպում է բավականին բարձր էներգիաներում(մի քանի հարյուր ՄէՎ), այս կոշտ սպեկտրալ դեպքը խիստ վտանգավոր է օդանավերի և բևեռի վրայով թռիչքների անձնակազմի համար: Սպեկտրալ ինդեքսի գնահատումը ԳէՎ-անոց գոտում կարող է ստացվել նեյտրոնային և մյուոնային հոսքերի համեմատությունից, կամ համեմատելով նեյտրոնային հոսքերը, չափված միևնույն աշխարհագրական կոորդինատներում, սակայն տարբեր բարձրություններում:
1.2. 2005թ-ի հունվարի 20-ի N 69 Վերգետնյա Աճի սպեկտրալ ցուցչի չափումը
Էներգետիկ սպեկտրի սահմանման ավանդական մեթոդ է նեյտրոնային մոնիտորների համաշխարհային ցանցից Վերգետնյա Աճի դիտարկումները՝ զանազան կտրվածքի կոշտություններով: Նման մոդելի օրինակ է NM-BANGLE մոդելը, որը սկզբնական արեգակնային տիեզերական ճառագայթները երկրի մթնոլորտի վերևում կապում է երկրորդայինների հետ, որոնք գրանցվել են երկրի մակերևույթին նեյտրոնային մոնիտորների համաշխարհային ցանցի միջոցով և որոնց բնորոշ է 0.5-ից 12 ԳէՎ (Plainaki et al, 2008) կոշտության ծածկույթ: Ինչևիցե, մոդելային ֆունկցիայի կիրառումը, առանձնացվող էներգիայի և անիզոտրոպիայի Վերգետնյա Աճին համապատասխանելու համար, կարող է տեղաշարժ առաջացնել վերականգված սպեկտրերի մեջ (տես. քննարկումը Abassi et al., 2008) և դժվար է հետևել սպեկտրալ ցուցիչների ժամանակային զարգացմանը: ASEC մոնիտորներն ընդունում են սկզբնական էներգիաների մեծ դիապազոն և թույլ են տալիս էներգետիկ սպեկտրի վերականգնումը՝ հիմնվելով միևնույն տեղանքում չափված մասնիկների տվյալների վրա: Իհարկե, միայն ASEC-ի տվյալներով դեպքի անիզոտրոպիան մենք չափել չենք կարող, ինչևիցե, աճող SEVAN ցանցի հետազոտությունները (Chilingarian et al., 2008), գոյություն ունեցող մասիկներ գրանող դետեկտորների ցանցի հետ թույլ կտան մուտքագրել նաև Վերգետնյա Աճի դեպքի անիզոտրոպիայի տվյալներ: Տիեզերական թվագրության ամենամեծ Վերգետնյա Աճը ողջ աշխարհում տեղակայված դետեկտորները գրանցել են 2005թ-ի հունվարի 20-ին (Bieber et al, 2005, Buetikofer et al., 2006): Արագածի մասնիկներ գրանցող բոլոր դետեկտորները գրանցել են ինտենսիվության զգալի աճ: Ամենակարևոր արդյունքը ստացվեց Արագածի Բազմականալային Մյուոնային Մոնիտորի կողմից (AMMM, Chilingarian et. al., 2005)՝ սահմանելով >20ԳէՎ մյուոնների հոսքը 7:01-7:03 UT, 2005թ-ի հունվարի 20-ին (Bostanjyan et al, 2007, Chilingarian, 2009): Ինչպես նաև Արագածում տեղակայված նեյտրոնային մոնիտորները գրանցեցին նեյտրոնային ինտենսիվության զգալի աճ մի քանի րոպե անց ՝~7:15 UT:
Այս հոդվածում ներկայացված վերլուծությունը հիմնված է Արագածի և Նոր Ամբերդի նեյտրոնային մոնիտորների հաշվի արագությունների վրա: Այս երկու նեյտրոնային մոնիտորները տեղակայված են տարբեր բարձրությունների վրա, սակայն ունեն նույն աշխարհագրական կոորդինատները:
Արևային բռնկման պրոտոնների սպեկտրի դուրս բերման միտքը երկու նեյտրոնային մոնիտորների միջոցով, տեղակայված իրար մոտ միևնույն հորիզոնական կտրվածքի կոշտության վրա, սակայն ծովի մակարդակից տարբեր բարձրությունների վրա, առաջարկվեց Ջ.Ա. Լոքվուդի կողմից (2002):
Մեր մոդելը հիմնված է Արագածի և Նոր Ամբերդի նեյտրոնային մոնիտորների արևային պրոտոնների հոսքի արձագանքների մոդելավորման վրա (Zazyan, Chilingarian, 2005). CORSIKA մոդելավորման համար մենք կիրառում ենք արևային պրոտոնների որոշակի փորձնական սպեկտր: Հիմնվելով ACE, SAMPEX և GOES11(ACE News #87) տիեզերանավերի տվյալների վրա, Ek<1GeV կինետիկ էներգիայով պրոտոնների ինտենսիվությունը հաշվարկվեց
Հաշվի առնելով, որ երկրի վրա սարքավորումները դիտարկել են շատ ավելի փափուկ սպեկտրեր և ենթադրելով, որ ~1ԳէՎ-ի մոտ գոյություն ունի «ծունկ», ավելի բարձր էներգիայի մեջ որպես փորձնական սպեկտրը ընդունվեց՝
I(Ek)~4.07x105Ek-γpart/(m2·sr·s·GeV) (2)
Տեղանքի կտրվածքի կոշտությանը համապատասխանող կինետիկ էներգիայով արևային պրոտոնների ընդհանուր քանակը հաշվարկվեց ըստ (1) հավասարման՝ տարբեր սպեկտրալ ցուցիչների համար: Մոդելավորվել են մասնիկների հոսքերը երկրի մակերևույթին, և Արագածի և Նոր Ամբերդի նեյտրոնային մոնիտորների համար սահմանվել են հաշվի արագությունները:
Հաշվի արագության
մեջ
սպասվող
աճերը
, հաշվարկված
հնարավոր
սպեկտրալ
ցուցիչների
համար,
ինչպես
նաև
Արագածի
և
Նոր
Ամբերդի
նեյտրոնային
մոնիտորների
գրանցված
աճերը
ներկայացված
են
աղյուսակ
2-ում:
Աղյուսակ
2-ի
տվյալները հաստատում են այն վարկածը, որ սպեկտրալ ինդեքսը g ~ 6:
Աղյուսակ 2. Արագածի և Նոր Ամբերդի նեյտրոնային մոնիտորների մոդելավորված և փորձարարական հաշվարկի արագության հարաբերական աճեր 2005թ-ի հունվարի 20-ին, 7:15UT
|
|
Արագած ՆՄ |
Նոր Ամբերդ ՆՄ |
|
4 |
105% |
88% |
|
5 |
10.5% |
8.5% |
|
6 |
1.4% |
1.1% |
|
7 |
0.15% |
0.12% |
|
Exp. |
1.52% |
1.23%
|
Ինչևիցե, մենք գիտակցում ենք, որ մոդելավորման արդյունքները կախված են նաև երկրորդ սպեկտրալ պարամետրի արժեքից, հաստատուն A-ն աստիճանային օրենքի էներգիայի սպեկտրում I(Ek)=AEk-g Այս կախումից խուսափելու համար, մենք դիտարկում ենք երկու մոնիտորների հաշվի աճերի հարաբերությունը.
R(ArNM/NANM) = (DN/N)ArNM/(DN/N)NANM, (6)
Ինչը միայն սպեկտրալ ցուցչի ֆունկցիա է:
Արագածի և
Նոր
Ամբերդի
նեյտրոնային
մոնիտորների
հաշվի
արագության
հարաբերական
աճի
հարաբերությունները, մոդելավորված տարբեր
սպեկտրալ
ցուցիչների
համար
և
հաշվարկված
չափված հաշվաի արագություններից, ներկայացված են աղյուսակ 3-ում:
Աղյուսակ 3 . Արագածի
և
Նոր
Ամբերդի
նեյտրոնային
մոնիտորների
մոդելավորված
և փորձարարական հաշվարկի արագության հարաբերական աճեր, 7:15UT
|
|
R(ԱրՆՄ/ՆԱՆՄ) |
|
4 |
1.19±0.02 |
|
5 |
1.26±0.05 |
|
6 |
1.29±0.07 |
|
7 |
1.30±0.14 |
|
Exp. |
1.24 |
Հաշվարկված և
դիտարկված
հարաբերությունների
համեմատությունից
մենք
եզրակացրեցինք,
որ
7:15-ին սկզբնական
արեգակնային
պրոտոնի
հոսքի
սպեկտրալ
ցուցիչը
հավասար
էր
5-ի,
կամ
դրանից
բարձր
էր:
Այսպիսով,
մեր
վերլուծության
հիման
վրա
(տես աղյուսակ 2 և 3) մենք եկանք
այն
եզրակացության,
որ
g ~ 6 բավարար ընտրություն է սպեկտրալ ցուցիչի համար 7:15 UT-ին:
Հղումներ
Abassi R., Ackermann M., Adams J., et al. Solar Energetic particle spectrum on 2006 December 13 determined by IceTop. ApJ Letters, 689, L65-68, 2008.
Agostinelli, S., Allison, J., Amako, K. G EANT4 — a simulation toolkit. Nucl. Instr. Meth. A 506, 250-303, 2003.
ACE News #87 - Feb 23, 2005. “Space Weather Aspects of the January 20, 2005 Solar Energetic Particle Event”. www.srl.caltech.edu/ACE/ACENews/ACENews87.html
Bieber, J.W., Clem, J.M., Duldig, M.L. et al. Latitude survey observations of neutron monitor multiplicity. J. Geophys. Res., 109, A12106, 2004.
Bostanjyan, N.K. et al. On the production of highest energy solar protons at 20 January 2005, J. Adv. Space Res. 39, 1456-1459, 2007.
Buetikofer, R., Flueckiger, E.O., Moser, M.R., and Desorgher, L. The extreme cosmic ray ground level enhancement of January 20, 2005, Proc. 2nd International Symposium on Solar Extreme Events, Nor-Amberd, Armenia, 1, 214-217, 2006.
Chilingarian, A. Avakyan K. Babayan V., et al. Aragats space-environmental centre: status and SEP forecasting possibilities. J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 29, 939–951, 2003.
Chilingarian A. and Reymers A. Investigations of the response of hybrid particle detectors for the Space Environmental Viewing and Analysis Network (SEVAN). Ann. Geophys., 26, 249-257, 2008.
Chilingarian A. Statistical study of the detection of solar protons of highest energies at 20 January 2005. J. Adv. Space Res.,43,702-707,1009.
Heck, D., and Knapp, J., A Monte Carlo Code to Simulate Extensive Air Showers, 1998, Forschungszentrum Karlsryhe, FZKA Report 6019.
