1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Известия РАН. Серия физическая
  4. T. 83, № 5, 2019

Известия РАН. Серия физическая, 2019, T. 83, № 5, стр. 582-585

2H- и 3He-изотопы в солнечных вспышках из данных PAMELA 2006–2014 гг.

Э. А. Богомолов 1, *, Г. И. Васильев 1, В. Менн 2

1 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физико-технический институт имени А.Ф. Иоффе Российской академии наук
Санкт-Петербург, Россия

2 Университет Зиген
Зиген, Германия

* E-mail: edward.bogomolov@mail.ioffe.ru

Поступила в редакцию 15.09.2018
После доработки 06.11.2018
Принята к публикации 28.01.2019

Полный текст (PDF)

Аннотация

В работе впервые представлены результаты наблюдений в орбитальном эксперименте PAMELA в 2006–2014 гг. изотопов 2H с энергией свыше ~50 МэВ/нукл. и 3He с энергией свыше ~90 МэВ/нукл. во время солнечных вспышек. Для селекции изотопов использован времяпролетный анализ ядер с известной из траекторных измерений жесткостью в сцинтилляционном телескопе магнитного спектрометра PAMELA и данные об их ионизационных потерях в стриповых детекторах трекера. Проведено GEANT4 моделирование генерации ядер 2Н и 3Не в солнечном веществе спектрами ядер 1Н и 4Не СКЛ для оценки пространственных масштабов области генерации изотопов. Вероятно обнаружено дополнительное ускорение ядер 2Н и 3Не во время вспышек.

ВВЕДЕНИЕ

Знание изотопного состава ядер, генерируемых во время солнечных вспышек, дает дополнительный канал информации о процессах на Солнце, но при естественном интересе к этой проблеме прогресс в этой области невелик. Первые наблюдения ядер 3Не при энергиях порядка 1–10 МэВ/нуклон во время вспышек проведены на космических аппаратах США (HITS, ISEE-C) в 70-е [1], но данные об интенсивностях из-за трудностей интерпретации полетных данных не были представлены. Тогда же выполнены первые расчеты генерации ядер 2Н, 3Н и 3Не в солнечном веществе при различных спектральных индексах СКЛ [2]. С конца 90-х некоторые данные о спектрах 3Не во время вспышек были получены на приборах НИНА (МИФИ) [3] и потоках на CRIS (ACE). В космическом эксперименте PAMELA в 2006–2015 гг. регистрировались спектры протонов и гелия СКЛ во время солнечных вспышек [4, 5], получены первые данные о спектрах солнечных нейтронов [6] и естественно было попробовать измерить изотопный состав СКЛ.

МЕТОД АНАЛИЗА

Селекция изотопов ядер H и He в международном космическом эксперименте PAMELA осуществляется с использованием данных траекторных измерений в трекере из стриповых детекторов в поле магнита прибора, дающих жесткость ядер, анализа времени пролета (TOF) ядер от их входа в прибор до выхода из магнита спектрометра и их ионизационных потерь в стриповых детекторах трекера. Нижние пределы регистрации и селекции изотопов по жесткости при TOF анализе (0.60 ГВ для 2Н, 0.62 ГВ для 3Не и 0.69 ГВ для 4Не) связаны с ионизационными потерями ядер в материале прибора до выхода из зазора магнита (~5 г ∙ см–2) и временным разрешением прибора (~0.25 нс для Н и ~0.1 нс для Не). Для селекции изотопов 2Н, 3Н и 3Не с шагом по жесткости 0.1 ГВ были использованы 2D-анализ распределений ионизационных потерь ядер в стриповых детекторах трекера в зависимости от времени пролета (точнее от 1/beta – отношения скорости света к скорости ядра) между сцинтилляционными детекторами и анализ распределений событий по 1/beta или массам. При анализе распределений 1/beta при поиске событий 2H и 3He их ожидаемое положение определялось с использованием экспериментальных распределений при анализе ГКЛ. Дополнительно часть обнаруженных ядер 2Н и 3Не в области жесткостей свыше ~1 ГВ контролировалась по распределениям ионизационных потерь в калориметре. Для определения нижних пределов регистрации изотопов 2Н и 3Не и коррекции измеренных прибором в зависимости от жесткости отношений 2Н/1H и 3He/4He к космическому пространству было проведено необходимое GEANT4 моделирование.

В ходе работы выяснилось, что в использованной для моделирования программе PamVMC в связи с анализом данных калориметра был установлен нижний предел для жесткостей ядер 1 ГВ на входе в PAMELA, который ограничивал снизу энергетический диапазон анализа изотопов Н–Be [5] и давал искаженные результаты до ~2 ГВ для 1/beta распределений при моделировании в области малых жесткостей, необходимых для анализа данных TOF. Для устранения проблемы в ФТИ было выполнено необходимое собственное GEANT4 моделирование.

РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ

Вначале поиск ядер 2Н и 3Не был проведен для солнечных вспышек 13 и 14 декабря 2006 г. Особенностью вспышки 13.12.2006, Х 3.4, S05W23, 02:40 UT была относительно короткая генерация протонов и гелия СКЛ, и поиск ограничивался временным интервалом 03:09–03:37 UT на приполярном участке орбиты PAMELA. В результате анализа полетных данных было обнаружено ~14 ядер 2Н, ~69 ядер 3Не и 2 ядра 3Н. С использованием измеренных отношений 2H/1H и 3He/4He в зависимости от жесткости, откорректированных к входу в PAMELA, и спектров протонов и гелия СКЛ в вспышке 13.12.2006 [4] оценены жесткостные спектры, которые были преобразованы в энергетические спектры 2Н и 3He. Зарегистрированный спектр ядер 2Н в вспышке 13.12.2006 представлен на рис. 1а, а спектр ядер 3Не на рис. 1б. Для оценки масштабов области генерации 2Н и 3Не на Солнце было проведено для начала простейшее GEANT4 моделирование генерации изотопов в слое реального солнечного вещества 1–5 г ∙ см–2 спектрами протонов и гелия СКЛ. Согласно моделированию, генерация изотопов 2H, 3He гелием СКЛ значительно эффективнее генерации протонами СКЛ. Из опыта моделирования выяснилось, что различные модели генерации дают значительный разброс по спектрам изотопов, и были выбраны модели с результатами, близкими [2]. На основании моделирования и полученного спектра 3Не с учетом фона 3Не от ГКЛ толщина области генерации оценивается в 3.7 ± 0.5 г ∙ см–2 солнечного вещества, что в фотосфере соответствует разумным ~4 тыс. км. Спектр 3Не начинается с ~0.6 ГВ (~90 МэВ/нуклон), более низкие энергии обрезаны торможением ядер веществом PAMELA до их выхода из магнита, и наблюдается сдвиг зарегистрированного спектра относительно модельного в среднем на ~330 МэВ/нуклон, что может быть интерпретировано как дополнительное ускорение ядер 3Не после их генерации. По данным регистрации ядер 2Н в вспышке 13.12.2006 с учетом фона 2Н от ГКЛ количество вещества в зоне генерации может быть оценено как 4.0 ± 1.3 г ∙ см–2, измеренный спектр 2Н начинается с ~0.6 ГВ (~50 МэВ/нуклон) с обрезанием более низких энергий, и сдвиг зарегистрированного спектра 2Н относительно модельного может быть в среднем ~40 МэВ/нуклон. Ожидаемый фон ядер 2Н и 3Не ГКЛ по данным PAMELA более чем на порядок ниже эффекта.

Рис. 1.

а – Спектры ядер 1Н и 2Н в вспышке 13.12.2006: ⚪ – 1Н СКЛ, PAMELA [4] ◼ – 2H, PAMELA, TOF, ◻ – 2Н ГКЛ, PAMELA-2006; расчеты, генерация ядер 2Н протонами и гелием СКЛ в вспышке 13.12.2006 в слое солнечного вещества толщиной 5 г ∙ см–2: пунктир – без дополнительного ускорения, линия – ускорение ядер 2Н, 40 МэВ/нуклон; б – спектры ядер 3Не и 4Не в вспышке 13.12.2006: ⚪ – 4Не СКЛ, PAMELA [4] ◼ – 3Hе, PAMELA, TOF, ◻ – 3Не ГКЛ, PAMELA-2006, ▼ – 07.11.1998, М 2.4, N14W43, 3He, НИНА (МИФИ) [3], ▶ – 14.11.1998, C1.2, N28W90, 3He, НИНА (МИФИ) [3]; расчеты, генерация ядер 3Не протонами и гелием СКЛ в вспышке 13.12.2006 в слое солнечного вещества толщиной 1 г ∙ см–2: пунктир – без дополнительного ускорения, линия – ускорение ядер 3Не, 330 МэВ/нуклон.

Солнечная вспышка 14.12.2006, X1.5, S06W46 22:15 UT была чисто протонной, достаточно длительной, что дало возможность провести измерения с 23:00 UT до 03:22 UT 15.12.2006 в течение 122 мин при 5 пересечениях приполярных областей. В результате поиска было зарегистрировано 54 ядра 2Н, отсутствие 3Не и после получения данных о зависимости 2Н/1Н от жесткости, коррекции этих данных к входу в PAMELA с использованием данных о спектре протонов СКЛ в области максимума вспышки 14.12.2006 [5], получения жесткостного спектра ядер 2Н был получен энергетический спектр ядер 2Н, представленный на рис. 2а. На основании полученного энергетического спектра 2Н и данных моделирования генерации 2Н в слое солнечного вещества оценено количество вещества в зоне генерации ядер 2Н на Солнце на уровне 2.8 ± 0.9 г ∙ см–2. Сдвиг измеренного спектра ядер 2Н относительно генерации в модели слоя может быть интерпретирован как свидетельство дополнительного ускорения ядер 2Н после их генерации в среднем на ~50 МэВ/нуклон.

Рис. 2.

а – Спектры ядер 1Н и 2Н в вспышке 14.12.2006: ⚪ – 1Н СКЛ, PAMELA [5] ◼ – 2H, PAMELA, TOF, ◻ – 2Н ГКЛ, PAMELA-2006; расчеты, генерация ядер 2Н протонами СКЛ в вспышке 14.12.2006 в слое солнечного вещества толщиной 5 г/см2: пунктир – без дополнительного ускорения, линия – сдвиг спектра генерации ядер 2Н, 50 МэВ/нуклон; б – спектры ядер 1Н и 2Н в вспышке 06.01.2014: ⚪ – 1Н СКЛ, PAMELA [5] ◼ – 2H, PAMELA, TOF, ◻ – 2Н ГКЛ, PAMELA-2014; расчеты, генерация ядер 2Н протонами СКЛ в вспышке 06.01.2014 в слое солнечного вещества толщиной 5 г ∙ см–2: пунктир – без дополнительного ускорения, линия – сдвиг спектра генерации ядер 2Н, 50 МэВ/нуклон.

В настоящее время проведен поиск ядер 2H в солнечных вспышках 27.01.2012, 07.03.2012, 17.05.2012 и 06.01.2014. Анализ вспышки 06.01.2014, С2.1, S15W89, 07:45 UT позволил зарегистрировать ~7 ядер 2Н на шести приполярных участках орбиты, оценить область генерации на уровне 1.9 ± 1.4 г ∙ см–2 и дополнительное ускорение ядер 2Н на уровне ~50 МэВ/нуклон. Измеренный спектр ядер 2Н в вспышке 06.01.2014 представлен на рис. 2б. В вспышке 27.01.2012, X1.7, N27W71 ядра 2H не обнаружены, 07.03.2012, Х1.3, N15E26 обнаружено 2 ядра 2Н, 17.05.2012, M5.1, N07W88 – ядра 2H не обнаружены.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Представленные в настоящей работе предварительные данные поиска изотопов 2Н и 3Не в эксперименте PAMELA в шести солнечных вспышках 2006–2014 гг. позволили впервые оценить спектры этих изотопов при энергиях свыше 50–90 МэВ/нуклон, показали в соответствии с ожиданиями более высокую эффективность генерации этих изотопов в случае гелиевых вспышек. На основе модели генерации 2Н и 3Не и экспериментальных данных оценен характерный пространственный масштаб области генерации изотопов в фотосфере Солнца на уровне 2–4 тыс. км и вероятно обнаружено дополнительное ускорение ядер 2Н (~50 МэВ/нуклон) и 3Не (~300 МэВ/нуклон) после их генерации в солнечном веществе. Расчетные спектры для ядер 2Н в целом лучше согласуются с экспериментальными данными.

Работа выполнена при поддержке РФФИ, проект № 16-02-00093.

Список литературы

  1. Anglin J.D., Dietrich W.F., Simpson J.A. // Astrophys. J. Lett. 1973. V. 186. L. 41.

  2. Ramaty R., Kozlovsky B. // Astrophys. J. 1974. V. 193. P. 729.

  3. Bakaldin A., Galper A., Koldashov S. et al. // Astrophys. J. 2002. V. 577. P. 513.

  4. Adriani O., Barbarino G.C., Bazilevskaya G.A. et al. // Astrophys. J. 2011. V. 742. P. 102.

  5. Bruno A., Bazilevskaya G.A., Boezio M. et al. // Astrophys. J. 2018. V. 862. № 2. P. 97.

  6. Богомолов Э.А., Адриани О., Базилевская Г.А. и др. // Изв. РАН. Сер. физ. 2017. Т. 81. № 2. С. 156; Bogomolov E.A., Adriani O., Bazilevskaya G.A. et al. // Bull. Russ. Acad. Sci. Phys. 2017. V. 81. № 2. P. 132.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска содержание выпуска

Известия РАН. Серия физическая

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал