Динамика и пространственное распределение солнечных космических лучей в гелиосфере тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, доктор физико-математических наук Струминский, Алексей Борисович

• Струминский, Алексей Борисович
• доктор физико-математических наук
• 2011

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Струминский, Алексей Борисович

НЕКОТОРЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ И СОКРАЩЕНИЯ.

КОСМИЧЕСКИЕ АППАРАТЫ.

ПРЕДИСЛОВИЕ.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Динамика и пространственное распределение солнечных космических лучей в гелиосфере»

В.1. Наблюдения солнечных вспышек в различных длинах волн.16

В. 1.1 Классификация солнечных вспышек.18

В. 1.2 НХЯ и гамма-излучение.21

В. 1.3 Всплески радиоизлучения.27

В. 1.4 Связь между различными видами излучений.29

В.2. Происхождение солнечных космических лучей.33

В.З. Распространение и модуляция СКЛ.43

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Струминский, Алексей Борисович

ЗАКЛЮЧЕНИЕ: ОБСУЖДЕНИЕ И ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

Свое заключение я хочу начать с одного замечания Я. Б. Зельдовича (1984), которое он сделал в своих воспоминаниях: «В начале астрофизической деятельности мне мешали навыки, приобретенные в ходе практической деятельности. Астрофизик должен ставить вопрос: как устроена природа? Какие наблюдения дадут возможность выяснить это? Между тем, я ставил задачу так: как лучше устроить вселенную, или как устроить пульсар, чтобы удовлетворить данным техническим условиям - простите, я хотел сказать: первым наблюдениям». Мне кажется, что именно такая ситуация сложилась в настоящее время в вопросе об ускорении солнечных космических лучей. На основе ограниченного набора данных (первые наблюдения) разрабатываются теоретические модели, которые являются внутренне не противоречивыми, но которые не отвечают (или только частично) на вопрос о том, а как устроена природа, так как не учитывают все имеющиеся наблюдения.

Развенчание «мифа о солнечных вспышках» началось с провокационной статьи Гослинга (1993), которое завершилось в физике солнечных космических лучей обзором Римса (1999), где была сформулирована «современная парадигма». Если смотреть на цитирование как инструмент, позволяющий определить доминирующую точку зрения, то выбор однозначен. Работа Гослинга (1993) была процитирована 355 раз, а не менее убедительные контраргументы Швестки (1995) и Хадсона и др. (1995) о том, что существует отдельный класс длительных вспышек, цитируются 34 и 41 раз соответственно. Длительные вспышки учитывают весь комплекс явлений - подъем волокна, корональный выброс массы, импульсную и постэруптивную фазу. В последующем комментарии Гослинг (1995) пишет, что Хадсон с соавторами не сделали ничего, чтобы показать роль вспышек в формировании КВМ и в создании возмущений в околоземном пространстве. Аналогичная ситуация складывается и с работами по солнечным космическим лучам. Обзор Римса (1999) процитирован 441 раз, а спорящий с ним обзор Кляйна и Тротте (2001) только 25 раз.

Однако сторонники той или иной парадигмы происхождения космических лучей продолжают ожесточенные споры, начинают рассматривать СКЛ во все более широком энергетическом диапазоне, чтобы опровергнуть последние аргументы противоположной стороны. Это показывает, что проблема далека от своего окончательного и общепризнанного решения. Лексика некоторых статей напоминает сводки с поля боя, где «лагерю Кэйн» противостоит «лагерь Тилки» (Клайвера, 2009). За последние несколько лет вышли несколько пар работ, представляющих тот или иной «лагерь». Например,

Тилка и др. (2005) исследуют вЬЕ события по данным НМ, а Кляйн и Познер (2005) изучают время прихода ионов СКЛ с энергией около десятка МэВ. Этот список продолжают статьи Клайвера&Линга (2009), Гопалсвами&Макела (2010), которые активно критикуют основополагающую работу Кейн и др. (2002) по Ш-ему длительному типу радиоизлучения. Кейн, Ричардсон и Розенвинь (2010) публикуют обзор наблюдений событий СКЛ 23-го цикла по данным детекторов на спутниках, где приходят к выводу, что вспышечные процессы дают существенный вклад в потоки СКЛ в большинстве событий. Кейлер и др. (2011) представляют результаты, которые, по их мнению, показывают незначительную роль вспышек в вЬЕ событиях. Однако, кажется впервые, на 1С11С-2011 в Пекине было употреблено выражение «миф об ускорении на ударных волнах» (обзорный доклад Джокиппи).

В диссертации расмотрены вопросы, которых не касались другие авторы. Получены свидетельства того, что пространственные и временные свойства источника на Солнце определяют динамику и пространственное распределение СКЛ в трехмерной гелиосфере, а ускорение на ударных волнах КВМ играет незначительную роль.

• Изучение процессов многократного ускорения и удержания заряженных частиц от нескольких десятков минут до нескольких часов в длительных солнечных вспышках.

Рассмотренные наблюдательные данные свидетельствуют в пользу следующего сценария развития солнечных вспышек. Ускорение частиц происходит над системой петель в короне при плотностях плазмы (109 - Ю10см"3) практически все время вспышки, наблюдаемой в 8ХЯ диапазоне. В предимпульсной фазе пучок ускоренных электронов с мягким спектром нагревает непосредственно корональную плазму, при этом интенсивности электронов при высоких энергиях малы, поэтому также мал нагрев хромосферной плазмы. Ускорение частиц с жестким спектром, вызывающих «хромосферное испарение», возникает на фоне уже существующего коронального источника 8ХЯ излучения. В этом случае вклад петель, заполненных нагретой «хромосферной» плазмой, в общую рентгеновскую мощность солнечной вспышки может оказаться как достаточно малым, так и большим. Взаимодействие ускоренных электронов с жестким спектром глубоко в хромосфере, в так называемых проникающих солнечных вспышках (Сомов и Сыроватский, 1976), приводит к нагреву хромосферы, а не короны. Испарение хромосферной плазмы возможно как в замкнутые, так и открытые магнитные конфигурации. Испарение в открытые магнитные конфигурации должно соответствовать слабому нагреву, области 8ХЯ излучения и постоянной мере

236 эмиссии. Возможно, это является причиной отсутствия эффективного нагрева плазмы за фронтом КВМ, несмотря на значительные потоки ускоренных электронов (прямоточный плазмотрон). Образующийся избыток энергии может идти на дополнительное ускорение КВМ. Наибольшие же потоки БХЛ излучения должны наблюдаться при значительном росте меры эмиссии за счет хромосферного испарения, когда корона с повышенной плотностью взаимодействует с ускоренными электронами.

В существующих моделях солнечных вспышек не хватает учета развития структуры вспышечной области в пространстве и времени, наличия обратной связи между ускорением частиц (выделением энергии) и движением плазмы, которое создает новые условия для взаимодействующих частиц. Например, "стандартная модель" предполагает наличие трансляционной симметрии вдоль линии инверсии магнитного поля и оси вспышечной аркады и не рассматривает развитие вспышки вдоль аркады. Развитие вспышечного процесса в пространстве может быть вызвано эрупцией волокна, например, как это было предложено в работе (Моор и др., 2001). Необходимо заметить, что еще в статье (Ворпал, 1976) было отмечено, что можно избежать многих теоретических противоречий, если предположить освобождение энергии в солнечной вспышке, происходящее длительное время и в различных местах активной области. Это перекликается со спором между Гослингом (1993, 1995) и Швесткой (1995) о роли вспышек и КВМ в солнечно-земной физике, который упомянут выше.

В последнее время появляется все больше работ, посвященных наблюдению и анализу взаимосвязанных явлений в солнечных вспышках. В статье Мураки и др. (2008) приведены наблюдения УОКНОН вспышки («пасхальной») 15 апреля 2001, которые показывают, что ускорение электронов происходило (проявлялось) в различных петлях в три этапа, на которых вспышка последовательно достигала уровней С4, М1 и Х10, достигнув максимальной интенсивности Х14. Бхуван и др. (2011) исследуют событие 3 ноября 2003 и делают вывод, что существует причинно-следственная связь между предвспышечной активностью и основной вспышкой. Предвестник НХЯ с энергией менее ~30 кэВ (КНЕ881) совпадает с началом изменения магнитного потока в области вспышки и ранними проявлениями эрупции волокна, в это время происходил нагрев плазмы и ускорение электронов. Наблюдения в импульсной фазе не противоречат стандартным представлениям, но после нее наблюдался интенсивный источник нетеплового НХЯ вплоть до 100 кэВ вблизи вершины петли, который не сопровождался излучением из оснований петли. Такое развитие отдельных вспышек большинству авторов представляется редким исключением, а не общей закономерностью, что они и обсуждают в различных статьях.

В диссертации показано, что такое развитие является типичным для длительных мощных солнечных вспышек балла >Х1, а исключением скорее являются мощные импульсные вспышки. Диссертантом было обнаружено подобие временных профилей температуры вспышечной плазмы в двух группах событий (импульсных и длительных) при соответствующем выборе нулевого времени. Подобие временных профилей является следствием длительного ускорения электронов в перекрывающихся эпизодах с переменным спектром. Импульсные и длительные события отличаются между собой длительностью предимпульсной и постэруптивной фазы. По всей видимости, длительность предимпульсной фазы определяется неустойчивостью нижних и более плотных слоев плазмы, обеспечивающих рост меры эмиссии.

В результате длительного ускорения и взаимодействия электронов в различных физических условиях в солнечных вспышках интенсивность нетеплового излучения не пропорциональна производной по времени мягкого рентгеновского излучения (не наблюдается эффект Нойперта). Отношение максимальных интенсивностей микроволнового и HXR излучения больше в те моменты времени, когда не наблюдается эффект Нойперта, чем в те моменты времени, когда он наблюдается. Это свидетельствует о преимущественном ускорении и взаимодействии электронов в тонкой мишени и малой энергии, идущей на нагрев плазмы. Исследования ускорения электронов в солнечных вспышках, которое не сопровождается нагревом плазмы, только начинаются. Здесь необходимо упомянуть одну из последних работ Флейшмана и Контора (2011), где описана необычно холодная, но яркая солнечная вспышка в нетепловом излучении. Данные HXR (RHESSI) и по радиоизлучению 0.1-18 ГГц в этом событии показывают, что должно было взаимодействовать ~1035 электронов/с >10 кэВ, что обычно соответствует вспышкам М-класса и энергией электронов до 100 кэВ, но температура GOES не превышала в это время 6.1 МК. Визуальные, временные и спектральные характеристики вспышки позволяют сделать вывод, что основная доля микроволнового излучения была генерирована непосредственно в области ускорения.

В длительных событиях, наблюдавшихся ACS SPI, ускорение электронов с наиболее жестким спектром происходит после 4-6 мин относительно нуля, что соответствует SHH поведению спектра HXR излучения. В случаях наиболее мощных событий и в благоприятных условиях в это время возможно наблюдение у-линий от распада пи-мезонов, т.е. в области вспышки происходит также ускорение и взаимодействие релятивистских протонов. О возможной длительности процесса ускорения протонов более десятка минут свидетельствуют наблюдения у-излучение в событиях июня 1991, которое должно было генерироваться под фронтом ударной волны

ZJ5

КВМ. Это также подтверждается первыми в истории наблюдениями длительного излучения солнечных нейтронов в событии 4 июня 1991 (Струминский и др., 1994).

Длительные потоки нейтронов с энергией 0.5-7.5 МэВ (9 часов) были зарегистрированы нейтронным спектрометром MESSENGER в межпланетном пространстве на гелиоцентрическом расстоянии 0.48 а.е. после солнечной вспышки балла М2 31 декабря 2007. Эти потоки нейтронов Фельдман и др. (2010) интерпретировали как солнечное нейтронное событие. Это первый случай регистрации нейтронов относительно низкой энергии на расстоянии менее 1 а.е. Однако солнечное происхождение зарегистрированных нейтронов оспаривается в работе (Шэйр и др., 2011), где приводятся аргументы в пользу генерации нейтронов протонами CKJT в теле КА. В настоящее время на борту МКС и КА ПАМЕЛА работают детекторы нейтронов, создается высокогорный нейтронный спектрометр для регистрации длительного нейтронного излучения Солнца. Это позволяет надеяться на активное продолжение исследований солнечных нейтронов в начавшемся цикле солнечной активности. Планируется установить детектор нейтронов на КА Интергелиозод, чья околосолнечная орбита будет на расстоянии <0.5 а.е.

Астрофизическая у-обсерватория нового поколения FermiGRO зарегистрировала солнечное у-излучение с энергией более 100 МэВ длительностью более 7 часов и получила изображение его источника в области солнечной вспышки 7 марта 2011 года (Аллафорт и др., 2011). Так как основная задача FermiGRO сканирование всего неба, то Солнце попадает в поле зрения основного телескопа только один раз за три часа. Это обстоятельство не позволяет проводить исследование динамики длительного солнечного у-излучения. Первые успехи обсерватории Ферми в наблюдении у-излучения Солнца подтверждает, что необходимы длительные и непрерывные наблюдения с большей статистической точностью, которые позволили бы исследовать динамику источников ускоренных протонов на поздних стадиях солнечных вспышек.

• Выявление непосредственных связей между нетепловым солнечным излучением и потоками СКЛ в межпланетном пространстве

Традиционно время выхода протонов в межпланетное пространство определяется по времени начала события GLE, вызванного приходом первых релятивистках протонов, по данным сети НМ. Это время сравнивается с характеристиками нетеплового солнечного излучения. В работе были систематически рассмотрены времена первого прихода солнечных протонов на Землю по данным ACS SPI в GLE событиях. Оказалось, что в некоторых случаях детектор ACS SPI регистрировал приход солнечных протонов на несколько минут раньше, чем сеть НМ (Струминский и Зимовец, 2009а-Ь; и Струминский, 2011). Это измерения показали связь между потоками CKJ1 и солнечным HXR излучением в тех случаях, когда она отсутствовала по данным НМ. Определенное таким образом время выхода протонов в межпланетное пространство соответствует временам, когда в короне уже сформировалась ударная волна, отождествляемая по радиоизлучению II типа. Поэтому только по времени прихода протонов и времени наблюдения того или иного типа ЭМ излучения невозможно сделать вывод о механизме ускорения.

Выбор нулевого времени события, исходя из подобия профилей температуры вспышечной плазмы (Струминский, 2011 а-b), приводит не только к систематизации нетеплового излучения вспышек, но и к систематизации времени прихода первых солнечных протонов на орбиту Земли. Это показывает, что в их основе лежит единый процесс развития длительной вспышки. Возможно, что этим процессом является медленный подъем волокна, а в случае гигантских вспышек - последовательный подъем нескольких волокон. Момент прихода релятивистских протонов не противоречит их выходу во время распада пи-мезонов (Курт и др., 2010с). Последние теоретические модели ускорения на ударной волне, распространяющейся в короне со скоростью 2500 км/с, позволяют сформировать в течение 10 мин степенной спектр протонов с коленом при -300 МэВ (Нг и Риме, 2008). Однако ударная волна, находящаяся от плотных слоев Солнца на расстоянии 1.5 1011 см, вряд ли может быть источником протонов, которые способны генерировать пионы.

Исследование HXR и гамма излучения солнечных вспышек в Главе 1 диссертации показало, что процесс ускорения электронов в импульсной фазе развивается во времени, причем их спектр со временем должен становится жестче. Длительность каждого акта ускорения составляет около одной минуты, что меньше времени распространения протонов до Земли, поэтому невозможно исследовать процесс ускорения протонов в импульсной фазе по измерениям интенсивности KJ1 вблизи Земли. Определение момента выхода частиц СКЛ в межпланетное пространство по нескольким низкоэнергетическим каналам детекторов на спутниках не учитывает индивидуальный фон каждого канала, а также длительный процесс ускорения СКЛ с переменным спектром, поэтому широко используемая процедура (например, Риме, 2009а-Ь) определения момента выхода не представляется корректной.

В модели диффузионного распространения СКЛ длина свободного пробега определяет момент прихода СКЛ к наблюдателю, но не темп роста их интенсивности.

240

Поэтому, для объяснения разных скоростей роста интенсивности протонов CKJI после их одновременного прихода относительно нулевого времени, необходимо учитывать функцию инжекции. В Главе 3 было рассмотрено 34 возрастания интенсивности солнечных протонов с энергией более 100 МэВ, зарегистрированные в 1989-2006 годах. Как для импульсных, так и длительных событий CKJT для объяснения наблюдаемых временных профилей в отдельных случаях необходимо предполагать многократную и длительную инжекцию, которая может быть результатом ускорения или удержания частиц. Ответ на вопрос, как организован этот процесс, должны дать будущие наблюдения солнечного у-излучения с высокой точностью.

Статистические исследования показывают, что протонные события коррелируют как с мощными солнечными вспышками, так и корональными выбросами массы. С наибольшей вероятностью протонные события соответствуют длительным SXR и HXR вспышкам с длительным и интенсивным радиоизлучением (длительные всплески II, III и IV типов), причем спектр HXR излучения меняется характерным образом (мягкий-жесткий-жестче, SHH). Вроде бы это дает возможность для предсказания протонных событий в реальном времени при наличии непрерывных патрульных наблюдений Солнца в широком диапазоне ЭМ излучения. Однако на современном уровне знания мы можем говорить только о вероятности протонного события как такового, но не предсказывать его конкретные характеристики. Точное предсказание интенсивности протонов на орбите Земли не представляется возможным, даже сочетание всех благоприятных факторов не является гарантией наблюдения мощного протонного события. Например, благоприятно расположенная длительная вспышка 19 января 2005 характеризовалась SHH эволюцией спектра HXR излучения, КВМ со скоростью 2020 км/с и радиоизлучением II, III, IV типов, при этом поток протонов на орбите Земли оставался практически на уровне фоновых значений (Струминский, 2011 Ь).

• Детальное исследование свойств потоков CKJI в области энергий порядка сотен МэВ/нуклон - пограничной меиеду характерной энергией протонов, измеряемой детекторами на спутниках и нейтронными мониторами

Исследования в Главах 3 и 4 были проведены с использованием данных по потокам протонов >40 МэВ, которые наблюдались на борту КА вблизи Земли (GOES) и в трехмерной гелиосфере (Ulysses).

Для непосредственного сравнения данных спутниковых детекторов и НМ была разработана методика вычисления отклика НМ на возрастание интенсивности солнечных протонов, которое регистрируется в космосе на орбите Земли. При этом

241 использовались оригинальные функции отклика НМ в области энергий <1 ГэВ (Белов и Струминский, 2007), а также жесткости геомагнитного обрезания, рассчитанные по данным наблюдений параметров солнечного ветра (Струминский и Лал, 2001). Для проверки эффективности ускорения протонов межпланетными ударными волнами были исследованы редкие случаи наблюдения эффекта штормовых частиц при энергии протонов >100 МэВ по данным НМ и КА.

Эффект штормовых частиц 20 октября 1989 был вызван сжатием потока СКЛ между сходящимися магнитными стенками. Вычисленная максимальная энергия протонов, подверженных такого рода модуляции, показала, что наблюдаемый эффект не был вызван только ускорением в межпланетной среде. В двух других рассмотренных случаях показано, что эффекта штормовых частиц имел другую природу. После вспышки и GLE события 14 июля 2000 происходило выметание частиц СКЛ перед фронтом ударной волны с последующим спадом интенсивности (аналог Форбуша эффекта), а после GLE события частицы удерживались в магнитной ловушке, распространяющейся в солнечно ветре. Наблюдения КА Ulysses показали, что сжатие и удержание потока протонов СКЛ с энергией >40 МэВ между магнитными структурами является типичным процессом в гелиосфере на расстояниях вплоть до 5 а.е.

При использовании этой методики непосредственно в момент GLE событий была обнаружена необходимость вводить излом спектра протонов СКЛ в области энергий порядка сотен МэВ, так как спектр без излома вызывал слишком большой отклик НМ. Наличие такого излома необходимо учитывать при анализе данных НМ. Природа излома соответствует удержание частиц низкоэнергичной части спектра корональными и межпланетными структурами ММП. Необходимо отметить, что излом спектра при энергии протонов -300 МэВ возникает и в модели ускорения ударными волнами (Нг и Риме, 2008). Детектор PAMELA позволяет проводить непосредственные измерения спектра СКЛ одним инструментом в широком диапазоне энергий от 80 МэВ/нуклон до 3 ГэВ/нуклон, которые были осуществлены в событии 13 декабря 2006 (Андриани и др., 2011). Авторы этой работы отмечают разумное согласие спектров по данным НМ и PAMELA в области высоких энергий, но подчеркивают, что спектр протонов по данным PAMELA при низких энергии протонов был существенно жестче. Это указывает на то, что стандартные функции отклика НМ при энергии протонов <700 МэВ занижены и приводят к слишком большим интенсивностям протонов в этой области энергии.

Остановимся на проблеме начальной популяции частиц («ceed population»). Все существующие модели ускорения на ударных волнах предполагают, что вклад такой популяции в наблюдаемые потоки СКЛ в межпланетном пространстве невозможно

242 измерить. Если наблюдаются потоки частиц, уже прошедшие через ударный фронт, то неизвестно с каким спектром они достигли фронта, а с каким спектром они его покинули, каково количество приобретенной энергии за определенный момент времени. Внешний наблюдатель не может отличить частицы, ускоренные на ударном фронте, и просто прошедшие через него. Вспомним принцип Гюйгенса-Френеля в оптике, когда любая точка волнового фронта может рассматриваться как точечный волновой источник.

• Изучение пространственно-временного распределения CKJI в трехмерной гелиосфере по данным КА Ulysses.

Детекторы на борту КА Ulysses зарегистрировали возрастания интенсивности

CKJI в широком энергетическом диапазоне на всех участках орбиты КА, которая проходила через полярные области гелиосферы на гелиоцентрическом расстоянии 2-3 а.е. и пересекала плоскость эклиптики вблизи орбиты Земли и Юпитера. В диссертационной работе впервые в мировой практике систематизированы наблюдения детектора KET/Ulysses протонов CKJ1 с энергией более 40 МэВ.

На высоких полярных широтах и вблизи орбиты Юпитера не наблюдается эффект восток-запад, отсутствует корреляция максимальной интенсивности протонов с параметрами ударной волны, что контрастирует с наблюдениями на меньших гелиоцетрических расстояниях в плоскости эклиптики. Момент инжекции в высокие широты гелиосферы соответствует поздней стадии развития рентгеновских вспышек.

Максимальная интенсивность солнечных протонов в высоких широтах ограничена, причем этот верхний предел определяется свойствами солнечного источника.

Пространственные градиенты CKJ1 между Землей и КА Ulysses выравниваются до прихода ударных волн, поэтому интерпретация эффекта «резервуара», предложенная

Римсом и др. (1996), не соответствует наблюдениям. Модели распространения CKJ1 в трехмерном ММП только начинают развиваться (например, Хи и др., 2011). Получены только качественные результаты, которые указывают на значительную роль поперечной диффузии, однако до сравнения с наблюдениями реальных событий еще далеко.

Сходство нетеплового излучения в родительских вспышках наиболее мощных протонных событий соответствует флюенсам протонов, наблюдаемых в этих событиях на больших гелиоцентрических расстояниях и высоких широтах, что говорит примерно одинаковом количестве протонов, инжектированных в гелиосферу. Это поддерживает вывод (Данфи и др., 1999), что необходимо выбирать такие модели ускорения частиц в солнечных вспышках, которые не зависят от конкретной конфигурации магнитного поля.

Однако процесс выхода частиц на силовую линию, позволяющую им распространяться

243 до наблюдателя, зависит от конфигурации солнечного магнитного поля. В диссертационной работе предложена качественная модель, которая показывает, что цепочка петель, расположенных близко друг от друга, может обеспечить распространение частиц CKJ1 на большие угловые расстояния и доступ частиц, ускоренных в замкнутых магнитных конфигурациях, к открытым силовым линиям. В настоящее время стали развиваться представления о корональных радиационных поясах (Любимов, 2002). В работе (Хадсон и др., 2009), исходя из стандартных представлений о корональном магнитном поле, показано, что высокоэнергичные ионы могут захватываться структурами поля и формировать корональные радиационные пояса, которые должны иметь наблюдаемые проявления. Возможно, что потоки СКЛ, детектируемые на высоких широтах гелиосферы являются одним из таких проявлений.

Без всякого сомнения, измерения Ulysses в высоких широтах и на 5 а.е. уникальны. К сожалению, они вряд будут повторены в обозримом будущем. Результаты наблюдения СКЛ с борта Ulysses необходимо учитывать как при построении моделей распространения СКЛ в гелиосфере, так и при формировании научных программ будущих гелиосферных миссий: «Solar Orbiter», Интергелиозонд и «Полярный эклиптический патруль».

Райан (2000) предложил использовать принцип «бритвы Оккамы» для решения проблемы происхождения СКЛ, который предполагает, что не следует умножать сущности сверх необходимости. Имея в виду, что нет необходимости привлекать другой механизм ускорения СКЛ для высоких энергий, если ударные волны КВМ успешно решают свою задачу в области малых энергий. Однако должно быть справедливо и обратное, нет необходимости привлекать специальный механизм ускорения для малых энергий частиц. С принципом Оккамы созвучно высказывание М.В. Ломоносова: «Натура тем паче всего удивительна, что в простоте своей многохитростна, и от малого числа причин произносит неисчислимые образы свойств, перемен и явлений». Это высказывание было недавно обнаружено В.В. Рагульским (2011) и в полной мере соответствует явлениям, наблюдающимся во время и после солнечных вспышек.

ЗАЩИЩАЕМЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ:

1) Выявлено, что результате длительного ускорения и взаимодействия электронов в различных физических условиях в солнечных вспышках балла >Х1 интенсивность нетеплового излучения не пропорциональна производной по времени мягкого рентгеновского излучения (не наблюдается эффект Нойперта).

244

2) Предложен новый подход к исследованию солнечных вспышек, который предполагает решение самосогласованных задач ускорения электронов, их взаимодействия в короне и хромосфере Солнца, движения плазмы в активной области. Этот подход основан на обнаруженной зависимости температуры вспышечной плазмы (GOES) от логарифма интенсивности жесткого рентгеновского излучения в предвспышечной и импульсной фазах вспышки 6 декабря 2006 года.

3) Открыт процесс длительной генерации солнечных нейтронов (по наблюдениям НМ Норикура 4 июня 1991 года), который показывает возможность работы солнечного источника протонов в течение нескольких десятков минут после начала вспышки.

4) Установлено, что длительность и интенсивность инжекции протонов -100 МэВ из источника на Солнце определяет первые 15-20 часов развития солнечных протонных событий вблизи Земли, причем возможные изменения длины свободного пробега играют незначительную роль.

5) Найдено, что в энергетическом спектре солнечных протонов, в области энергий 100-1000 МэВ есть излом, связанный с эффективным удержанием частиц корональными и межпланетными структурами магнитного поля. Излом спектра необходимо учитывать при анализе наземных возрастаний интенсивности космических лучей.

6) Обнаружено, что временные профили интенсивности солнечных протонов >40 МэВ по данным наблюдений KET/Ulysses совпадают с точностью до множителя 2-3 в течение первых -60 часов в различных событиях на южных и северных полярных широтах гелиосферы. Это свидетельствует о симметричной инжекции протонов на полярные широты в длительных вспышках.

7) Выявлено, что по мере развития СПС в гелиосфере доминируют различные механизмы распространения солнечных протонов >40 МэВ (продольная и поперечная диффузия, конвекция). Первая константа спада интенсивности солнечных протонов - 1020 часов, показывает как быстро часть гелиосферы, соединенная с источником, заполняется частицами за счет продольной диффузии, а вторая константа спада -100 часов отражает скорость выхода частиц из «резервуара» за счет конвекции.

8) Показано, что глобальные радиальные и широтные градиенты протонов KJ1 >200 МэВ отсутствовали в гелиосфере на расстояниях < 5 а.е. в 2000-2006 годах, а наблюдавшиеся случаи кратковременного различия интенсивностей протонов на орбите КА Ulysses и вблизи Земли были связаны или с наблюдением CKJI, или с распространением локальных возмущений солнечного ветра.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Струминский, Алексей Борисович, 2011 год

1. Акимов и др. (Akimov V. et al.) Proc. 23rd ICRC, 3,111 (1993).

2. Акимов и др. (Akimov V. et al.) Solar Physics, 166, 107 (1996).

3. Аксфорд ( Axford W.I.) Planet Space Sci., 13, 1301 (1965).

4. Актон и др. (Acton L.W. et al.) ApJ, 263, 409 (1982).5. ван Аллен и Кримигис (van Allen, J. A.; Krimigis, S. M.) JGR, 70, 3, 5737-5751 (1965).

5. Аллафорт и др. (Allafort A., et al.), Proc. 32nd ICRC0683, Beijing, China (2011).

6. Альберн Ф. др., в сборнике «Проблемы солнечной активности и космическая система «Прогноз», М., «Наука» ( 1977).

7. Андерсон и Лин (Anderson К.A., Lin R.P.) Phys. Rev. Letters, 16, 24, 1121(1966).

8. Андриани и др. (Adriani, О, et al.) eprint arXivrl 107.4519 (2011).

9. Анттила и др. (Anttila A. et al.) Ann. Geophysicae 16, 921(1998).

10. Асаи и др., (Asai A., et al.) Astrophys. J., 695, 1630, (2009).

11. Аушев и др. (Aushev V. et al.) Proc 26th ICRC, 6, 50(1999).

12. Аушев В. и др., Изв. РАН, Сер. Физическая, 67, 4, 472 (2003).

13. Ашванден () GLE 2010arXivl005.0029A (2011).

14. Бавассано и др. (Bavassano et al.) J. Geophys. Res., 99, 4227 (1994).

15. Базилевская Г.А. и Махмутов B.C., Геомагнетизм и Аэрономия, 23, 3, 373-377 (1983).

16. Базилевская Г.А. и др (Bazilevskaya et al.) JASR, 14, 10, 10 717(1994).

17. Базилевская Г.А. и др, Геомагнетизм и Аэрономия, 43,4,442(2003).

18. Базилевская Г.А. и Сладкова А.И., Изв. РАН, Сер. Физ., 67, 10, 1431-1434 (2003).

19. Базилевская Г.А. и Свиржевская А.К., Геомагнетизм и аэрономия, 48, 4, 443 (2008).

20. Базилевская Г.А. и Стожков Ю.И., в книге «Плазменная гелиофизика», т. 1, стр. 345358, М. ФИЗМАТЛИТ, (2008).

21. Балог и др. (A. Balogh, et al.) Astrophys. Suppl. Ser., 92, 237, (1992).

22. Баи. (Bai, T.) ApJ, 308, 912(1986).

23. Барат и др. (Barat С. et al.)ApJ, 425, L109(1994).

24. Бастиан и др. (Bastian T.S. et al.) Ann. Rev. Astron. Astrophys. 36, 131-188 (1998).

25. Батаглиа и Бенц (Bataglia M. and Bern А. О.) A&A, 456,751-760(2006).

26. Батаглиа и Бенц (Bataglia M. and BenzA.O.) A&A, 466, 713-716 (2007).

27. Белов A.B. и др., Геомагнетизм и Аэрономия, 27, 375 (1987).

28. Белов и др. (Belov A., Chertok I., Struminsky A.) Proc. 24th ICRC, Roma, 4, 127 (1995).

29. Белов и Струминский (Belov A., Struminsky A.) Proc. 25th ICRC, Durban, 1, 201(1997).

30. Белов (Belov A.) Space Science Rev., 93, 79 (2000).

31. Белов и др. (. Belov, A.V. et al.) JASR, 27, 3, 625 (2001).

32. Белов и др. (Belov A.V. and et al.) AnnGeo, 21, 1295-1302 (2003).

33. Белов и др. ( Belov A.V., et al.) Proc. 29th ICRC, Pune, 1, 189(2005).

34. Белов и др. (Belov, A.; Garcia, H.; Kurt, V.; Mavromichalaki, H.; Gerontidou, M.) Soft X-ray Solar Physics Solar Physics, Volume 229, Issue 1, pp.135-159 (2005b)

35. Белов и др. (Belov, A.; Kurt, V.; Mavromichalaki, H.; Gerontidou, M.) Soft X-ray Solar Physics, Volume 246, Issue 2, pp.457-470 (2007).

36. Белов A.B. и др., Геомагнетизм и Аэрономия, 50, 1, 23-36 (2010).

37. Бейм и др. (Вате S. J., et al.) Astrophys. Suppl. Ser., 92, 237, (1992).

38. Бенц и др., (Benz А.О., Barrow С.Н., Dennis B.R., et al.), Sol. Phys., 83, 267 (1983).

39. Бибер и Ивенсон (Bieber J.W. and Evenson P.) Proc. 22nd ICRC, Dublin, 3, 129, (1991).

40. Бибер и др. (Bieber J.W. et al.) ApJ, 420, 294 (1994).

41. Бибер и др. (Bieber J.W. et al.) Ap J, 567, 622 (2002).

42. Бибер и др. (Bieber J.W. et al.) GRL, 32, L03S02 (2005).

43. Бибер и др. (Bieber S.W., et al.) Proc. 29th ICRC, Pune, 1, 237(2005).

44. Бибер и др. (Biber J.W., et al.) Proc. 30th ICRC (CD), Merida, Mexico, 2007.

45. Биленко И.А. и Ковалев В. А. Письма в АЖ, т. 35, № 11, с. 791-797, (2009).

46. Бланд (Bland C.J.) Nuovo cimento. B66, 2, 427(1966).

47. Бродрик и др (Brodrick D. et al.) JGR, 110, A9, ID A09S36 (2005).

48. Браун (Brown J.C.) SolPhys, 18, 489-502 (1971).

49. Браун (Brown J.C.) SolPhys, 31, 143 (1973).

50. Бриант и др. (Bryant D.A. et al.) JGR, 67, 4983 (1962).

51. Бурлага и др. (L.F. Burlaga, et al.) GJR, 91, A12, 13,331-13,340 (1986).

52. Бхуван и др. (Bhuwan J. et al.) eprint arXiv:l 109.3415 (2011)

53. Бюргер и др. (Burger, R.A., M.S. Potgieter, and В. Heber) JGR, 105, 27447 (2000).

54. Вангидр. (Wang H. et al.) Ар J., 671, 973 (2007).

55. Вармут и др. (Warmuth A. et al.) Astrophys. J., 699, 917-922 (2009).

56. Ватанабе и др.( Watanabe К., et al.) Astrophys. J., 636, 1135 (2006).

57. Ватанабе и др. (Watanabe К., et al.) JASR, 44, 7, 789 (2009).

58. Вашенюк Э.В., автореферат диссертации д.ф.-м.н., Москва, НИИ ЯФ МГУ, 2000.

59. Вашенюк и др. (Vashenyuk E.V., et al.) Proc. 29th ICRC, Pune, 1, 209(2005).

60. Вашенюк и др. (Vashenyuk E.V., et al. ) Proc. 30th ICRC (CD), Merida, (2007).

61. Верониг и Браун ( VeronigA. and Brown J.) ApJ, 603, L117-L120, (2004).247

62. Верониг и др. (Veronig A.M., et al.,) Astrophys. J., 621, 482 (2005).

63. Вестранд и Форрест (Vestrand W.T. and Forrest D.) ApJ, 409, L69 (1993).

64. Вибберенц и др. (Wibberenz G., et al.) GRL, 19, 1279, (1992).

65. Вибберенц и др. (Wibberenz G., et al.) Space Sci. Rev., 83, 309 (1998).

66. Вильмер (Vilmer N.) Aphys. J. Suppl. V. 90. P. 611-621 (1994).

67. Ворпал (Vorpahl J.A.) ApJ, 205, 868-873 (1976).

68. Гамильтон (Hamilton, D.C.) J. of Geophys. Res , 82, 2157-2169, (1977).

69. Гамильтон (Hamilton, D.C.) JASR, 1, 25-40, (1981).

70. Гарсиа и Маккинтош (Garcia A.H. and Mcintosh) SolPhys, 141, 109-126, (1992a).

71. Гарсиа и Франтишек (Garcia A.H. and Frantisek F.) SolPhys, 141, 127-146, (1992b).

72. Гарсиа (Garcia, H.A.) Astrophys. J., 420, 422-432, (1994).

73. Горчаков E.B. и др., в сборнике «Искусственные спутники Земли», вып. 8, стр. 84-86 (1961).

74. Гослинг (Gosling) JGR, 98, 18937 (1993).

75. Гослинг (Gosling) JGR, 100, 3479 (1995).

76. Гречнев и др. (Grechnev V.V,. et al.) Solar Phys, 252, 149 (2008).

77. Гриджис и Бенц (Grigis P. and Benz A.) Astrophys. J., 625, 143, (2005).

78. Грос и др., (Gros, M.; et al.) Proc. of the 5th ИНТЕГРАЛ Workshop (ESA SP-552). Munich, Germany. Scientific Editors: V. Schonfelder, G. Lichti & C. Winkler, .669, (2004).

79. Грэйсонидр. (Grayson J.A. et al.) ApJ, 707, 1588-1594(2009).

80. Гугленко и др. (Guglenko V.G. et al.) Sol.Phys., 125, 91 (1990).

81. Гузик и др. (Guzik T.G. et al.) Proc. 24th ICRC, 4, 123, (1995).

82. Далк (Dulk G.A.) Ann. Rev. Astron. Astrophys., 23, 169-224, (1985).

83. Далла и др. (Dalla S., et al.) Ann. Geophysicae, 21, 1367 (2003a).

84. Далла и др (Dalla S., et al.) Geophys.Res.Lett., 309190, 8035 (20036).

85. Данфи и др. (Dunphy, Philip P.; Chupp, Edward L.; Bertsch, David L.; Schneid, Edward J.; Gottesman, Stephen R.; Kanbach, Gottfried) Solar Physics, v. 187, Issue 1, p. 45-57 (1999).

86. Дебруннер и др. (Debrunner H., et al.) Proc. 18th ICRC, 4, 75 (1983).

87. Дебруннер и др. (Debrunner H., et al.) Nucl. Instr. Meth., A278, 573(1989).

88. Дебруннер и др. (Debrunner H. et al.) ApJ, 479, 997 (1997).

89. Деккер и др. (Decker, R.B., et al.) Proc. 26th ICRC, USA, 6, 328 (1999).

90. Деннис (Dennis B.R.) Solar Physics, 118, 49 (1988).

91. Деннис и Зарро (Dennis B.R. and Zarro D.M.) Sol.Phys., 146, 1, 177-190 (1993).

92. Деннис и др. (Dennis B.R. et al.) JASR, 32, 12, 2459-2464 (2003).

93. Десаи и др. (Desai M.I. et al.) ApJ, 553, L89-L92 (2001).248

94. Джиакалоне (Giacalone J.) Space Sci. Rev., DOI 10.1007/s 11214-011-9763-2 (2011).

95. Джиаккони, УФН, 174, 4, 427 (2004).

96. Джокиппи (Jokippi J.R. & Parker E.N.) Phys. Rev. Lett., 21,44 (1968).

97. Дитрих и Лопейт (Dietrich W. and Lopate C.) Proc. 26th ICRC, USA, 6, 71 (1999).

98. Дорман Л.И., Вариации космических лучей, Гостехиздат, 1957.

99. Дорман Л.И., Мирошниченко Л.И., Солнечные космические лучи, Наука, М.(1968).

100. Дорман и Венкатесан (Dorman L. I. &Venkatesan D.)SS Rev, 64, 183 (1993).

101. Дорман (Dorman L.I.) Solar neutrons and related phenomena, Springer, p. 873 (2010)

102. Дорман Л.И., УФН, 180,5,519-525,(2010)104. Ёшимори и др. (Yoshimori М., et al.) Proc. 26th ICRC, Utah City, USA, 6, 30(1999)/

103. Дрёге и др. (Droge W. et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4, 183(1995).

104. Жанг и др. (Zhang J., et al.) ApJ, 559, 452-462 (2001).

105. Жанг и др. (Zhang, M., et al.) J. of Geophys. Res., 108(A4), 1154, (2003a).

106. Жанг и др. (Zhang, M., et al.) ApJ, 595, 493-499, (2003b).

107. Жаркова и Жарков (Zharkova V.V. and Zharkov S.I.) Astrophys. J., 664, 573-585(2007).

108. Железняков B.B., Радиоизлучение Солнца и планет. М.: Наука, (1964).

109. Зайцев В.В. и Степанов А.В., УФН, т. 176, № 3, (2006).

110. Зайцев В.В и Степанов А.В., в книге «Плазменная гелиофизика», т. 1, стр. 236242, М. ФИЗМАТЛИТ, (2008а).

111. Зельдович М.А. и др., Космические исследования, 15, 3, 485 (1977).

112. Зельдович Я.Б., Автобиографическое послесловие. Избранные труды. Частицы, ядра, Вселенная. М. С. 435-447. (1985).

113. Зеленый Л.М. и Милованов А.В., УФН, т. 174, №8, (2004).

114. Зимовец И.В., канд. диссертация, Москва, ИКИ РАН (2010).

115. Зимовец и др. (Zimovets I., Gross М. and Struminsky A.), JASR, 43, 680, (2009).

116. Зимовец и Струминский (Zimovets I.V., Struminsky А.В.) Solar Physics, DOI: 10.1007/sl 1207-009-9394-х, (2009).

117. Имели и flp.(Emslie A.G. et al.) ApJ, 557, 921-929 (2001).

118. Имели (Emslie A.G.), Astrophys. J., 595, 119, (2003).

119. Ипполито и др. (Ippolito A. et al.) A&A, 438, 705-711, (2005).

120. Калленроде (Kallenrode, M.-B.) J. Geophys. Res., 102, A10, 22 335 (1997).

121. Калленроде (Kallenrode M.-B.) J. Phys. G., v. 29, p. 1-17. (2003).

122. KaH6ax h up. (Kanbach, G. et al.) Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 97, 349 (1993).

123. Kenjiep h «p. (Kahler S.W. et al.) ApJ, 162, 293 (1970).

124. Kenjiep h AP- (Kahler S.W. et al.) Solar Physics, 57, 429 (1978).

125. KeiiJiep h AP- (Kahler S.W. et al.) proton radio, ApJ, 261, 710-719, (1982a).

126. KeiiJiep h Ap. (Kahler S.W. et al.) JGR, 87, 3439-3448, (1982b).

127. KeiiJiep (Kahler, S.W.) Solar Physics, 90, 133-138 (1984).

128. Kenjiep h AP- (Kahler S.W. et al.) Proc. 22nd ICRC, Dublin, 3, 21 (1991).

129. KeiiJiep (Kahler S.W.) ApJ, 428, 837 (1994).

130. KeiiJiep h AP- (Kahler S.W. et al.) ApJ, 562, 588 (2001).

131. KeiiJiep h AP- (Kahler S.W. et al.) SS Rev. 10.1007/sl 1214-011-9768-x (2011)

132. KeiiH h AP- (Cane, H. V. et al.)Ap J, 301, 448 (1986).

133. KeiiH (Cane, H.V.) Space Sci. Rev., 93, 55 (2000).

134. KeiiH h AP- (Cane, H. V., et al.) J. Geophys. Res., 107, 1315 (2002).

135. KeiiH h AP- (Cane, H. V., et al.) Geophys. Res.Lett., 30(12), 8017 (2003).

136. KeiiH h ap- (Cane, H. V., et al.) J. Geophys. Res., 115, A08101 (2010).

137. KHnjiHHrep (Kiplinger A.L.) Astrophys. J., 453, 973-986 (1995)

138. KHnjiHHrep h TapcHa (Kiplinger A.L. and Garcia H.A.) BAAS, 36, 739 (2004).

139. KHHep h AP (Kiener J. et al.) Astron. Astrophysics, 445, 725(2006).

140. KjiaiiBep h AP- (Cliver, E. W. et al) ApJ, 305, 920-935, (1986).

141. KjiaiiBep h AP- (Cliver, E. W. et al) ApJ, 343, 953-970 (1989).

142. KjiaiiBep h AP- (Cliver E.W. et al.) ApJ, 426, 2, 767-773 (1994).

143. KjiaiiBep h AP- (Cliver E.W. et al.) Eos, Transactions, 83, 132(2002).

144. KjiaiiBep h AP- (Cliver, E., et al.) Proc. 29th ICRC, Pune, India, 1, 121-124 (2005).

145. KjiaiiBep (Cliver, E.) ApJ, 639, 1206-1217 (2006).

146. KjiaiiBep (Cliver E.W.) Cent. Eur. Astrophys. Bull., 33,1,253 (2009).

147. KjiaiiBep h jlhhr (Cliver E.W. and Ling A.G.) ApJ, 690, 598 (2009).

148. KjiacceH h ap- (Klassen A., et al.) J. Geophys. Res., 110, A09S04, (2005).

149. Kjieicep h AP- ( Klecker B. et al.) ApJ, 281, 458-462 (1984).

150. Kjieicep h AP- ( Klecker B. et al.) Space Science Rev., 123, 217-250. (2006).

151. KneM h flopMaH (Clem, J.and Dorman, L.) Space Science Review, 93, 335-359 (2000).154. kjifliih h AP (Klein k.-L. et al.) Astron&Astrophys, 348, 271 (1999).

152. Kjihhh h ap (Klein K.-L. et al.) Astron.&Astrophys, 373, 1073 (2001).

153. Kjishh h Tporre (Klein,K.- L. and Trottet, G. ) Space Science Rev., 95, 215-225, (2001)

154. Kjijwh h noshep (Klein,K.- L. and Posner A.) A&A, 438, 1029-1042 (2005).

155. Kjihhh h ap- (Klein K.-L. et al.) SolPhys, 263, 185-208 (2010).250

156. Кляйн и др. (Klein K.-L. et al.) SolPhys, DOI 10/ 10.1007/S 11207-011-9710-0 (2011).

157. Ковальцов и др. (Kovaltsov G. A., et al.) Solar Physics, 158, 395 (1995).

158. Кодама и др. (Kodama&Inoue) JARE Scientific Rep., Ser. A, 9, 1 (1970).

159. Конлон (Conlon, T.F.) J. Geophys. Res., 83, 541-552, (1978).

160. Кохен (Cohen C.M.S., et al.) Geophys.Res. Lett., 26(17), 2697-2700, (1999).

161. Кохен (Cohen C.M.S.) in Solar Eruptions and Energetic Particles, Geophysical Monograph Series, 165, 275 (2006).

162. Комаров и др. (Kocharov L.G., et al.) Solar Physics, 150, 267(1994).

163. Кочаров и др.(КосЬагоу L.G. et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4, 159 (1995a).

164. Кочаров и др. (Kocharov, L.G. etal.)Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4,163(1995b).

165. Кочаров и др.(Kocharov L.G. et al.) Astron. Astrophys., 340, 257 (1998).

166. Крюгер А., Солнечная радиоастрономия и радиофизика, Москва «Мир» 1984 пер. с англ. под редакцией д.ф.-м.н. В.В. Зайцева.

167. Крюкер и др. (Krucker S. et al.) Astr.Astrophys. Rev., 16, 155-208 (2008).

168. Крюкер и др. (Krucker S. et al.) Лимбовое событие ApJ, 714, 1108-1119 (2010).

169. Крякунова и др., (Kryakunova et al.) Proc. 30th ICRC, 1, 245(2008).

170. Кузнецов C.H. и др. Астрономический вестник, 40, 2, 104 (2006).

171. Кузнецов C.H. и др. (Kuznetsov S.N. et al.) Solar Physics, 268,175-193 (2011).

172. Курносова Л.В. идрв сб. «Искусственные спутники Земли», вып. 8, стр. 84-132 (1961).

173. Курт Виктория Г. и др., Письма в АЖ, 36, 4, 280-291 (2010а).

174. Курт Виктория Г. и др., ПАЖ, 36, 7, 550-560 (2010b)

175. Курт Виктория Г. и др., Космические Исследования, 48, 1, 72 (2010с).

176. Кэйн и Пик, (Kane S.R. and Pick М.), Sol. Phys., 47, 293, (1976).

177. Кэйн и др. (Капе, S. R.; McTiernan, J. М.; Hurley, К. )А&А, 433, 1133-1138 (2005).

178. Лайтинен и др. (Laitinen Т. et al.) Astron.&Astrophys, 360, 729 (2000).

179. Ланге и Форбуш (Lange I. and Forbush S.E.) Terr. Mag., 47, 185 (1942).

180. Ланцеротти и др.( Lanzerotti L.J., et al.) Space Science Reviews, 97, 243-248, (2001).

181. Ларио и др. (Lario, D., et al.) J. of Geophys. Res , 105, 18251 (2000).

182. Ларио и Деккер (Lario D.and Decker R.B.) Proc. 27th ICRC, Hamburg, (2002a).

183. Ларио и Деккер (Lario D.and Decker R.B.) GRL, 29, 10, 31-l(2002b).

184. Ларио и др. (Lario, D., et al.) Adv. Space Res., 32, 579-584, (2003).

185. Ларио и др. (Lario, D., et al.) J. of Geophys. Res , 109, A01107, (2004a).

186. Ларио и др. (Lario, D., et al.) J. of Geophys. Res , 109, A09S02, (2004b).251

187. Леске (Leske R.A. etal.) ApJ., 452, L149-152 (1995).

188. Лившиц M.A., Струминский А.Б., Белов A.B., 35 (6), 559-565, (2001).

189. Лившиц М.А., и др., АЖ, 82, 11, 1025-1041 (2005).

190. Лившиц М.А., в книге «Плазменная гелиофизика», т. 1, стр. 60-74, М. ФИЗМАТЛИТ, (2008).

191. Лим и др. (Lim, Т. L. et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy 4, 353-356, (1995).

192. Лим и др. (Lim, T.L., et al.) Ann. Geophysicae, 14,400,(1996).

193. Лин (Lin RP) Solar Physics, 12, 2, 266-303 (1970a)

194. Лин (Lin RP) Solar Physics, 15, 2, 453-478 (19706)

195. Лин и др. (.Lin RP, et al.) Solar Phys, 1-2, 3-32 (2002).

196. Лин и др. (Lin R.P., et al.) Astrophys. J. 595, L69 (2003).

197. Лин (Lin R.P.) in Solar Eruptions and Energetic Particle, AGU Monograph, 165, 199(2006).

198. Лиу и др.( Liu W„ Petrosian V., andMariska J.T.) ApJ, 702, 2, 1553-1566 (2009a).

199. Лиу и др. (Liu С., Lee J., Karlicky M., et al. ) ApJ, .703: 757-768 (2009b).

200. Лопэйт (Lopate C.) Solar Energetic Particles and Plasma, Geophysical Monograph Series, 165, pages 283-297, 2006.

201. Любимов Г.П., Космические Исследования, 40, 6, 565 (2002).

202. Майа и др. (Maia D., et al) JGR, 104, 12507, (1999).

203. Мазур и др. (Mazur J. Е., et al.) GRL, 26, 2, 173-176 (1999).

204. МакДональд (McDonald F.B.) Space Science Rev., 93, 263-284, (2000).

205. МакКиббен (McKibben R.B.) J. of Geophys. Res, 77, 3957-3983, (1972).

206. МакКиббен и др. (McKibben R.B., et al.) Ann. Geophysicae ,21, 1217-1228, (2003).

207. МакКиббен и др. (R.B. McKibben, et al.,) JGR, 110, A9, CitelD A09S 19(2005).

208. МакКиннон (MacKinnon A.L.) in Solar Eruptions and Energetic Particles, Geophysical Monograph Series, 165, 157 (2006).

209. Маландраки и др. (Malandraki O.E. and et al.) JGR, 112, A6, A06111 (2007)

210. Маландраки и др. (Malandraki O.E. and et al.) AnnGeo, 26, 4, 1029-1037 (2008).

211. Маландраки и др. (Malandraki O.E. and et al.) Dec 2006, ApJ, 704, 469-476 (2009).

212. Манджавидзе и Рамати (Mandzhavidze N., Ramaty R.) ApJ., 396, LI 11-L114 (1992).

213. Манждавидзе и Рамати (Mandzhavidze N. and Ramaty R.) Nucl. Phys. В., 33, 141 (1993).

214. Марфи и др. (Murphy R.J. et al.) Proc. 23rd ICRC, 3, 99, (1993).

215. Марфи (Murphy, R.J.) SS Rev, 130, 127(2007).

216. Масон и др. (Mason, G. М. t al.) ApJ, 303, 849-860 (1986).

217. Масуда и др. (Masuda, S. et al.) Nature 371, 495(1994).

218. Масуда и др. (Masuda S. et al) Solar Physics 204: 57-69 (2001).

219. Мейер и др. (Meyer P., et al.) Phys. Rev., 104, 768 (1956).

220. Мельников В.Ф., Изв. ВУЗ, Радиофизика, 37, 7, 856-873 (1994).

221. Мирошниченко (Miroshnichenko L.I.) Solar Cosmic Rays, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, (2001).

222. Мирошниченко и др. (Miroshnichenko L.I., et al.) JGR, 110, A09S08, (2005).

223. Мирошниченко и Перез-Пераза (Miroshnichenko L.I. and Perez-Peraza J.A.) Int. J. of Modern Physics, 23, 1, 1-141 (2008).

224. Михайлов M. и Струминский А. БМШЭТФ-2006, МИФИ 2007.

225. Мораал и МакКракен (Moraal Н. and McCracken, К. G) Space Science Reviews DOI 10.1007/sl 1214-011-9742-7 (2011).

226. Moop и др. (Moore et al.) ApJ, 552, 833-848,(2001)

227. Мураки и др. (Muraki Y., et al.) ApJ, 400, L75 (1992).

228. Мураки и др. (Muraki Y., et al.) Astroparticle Physics, 29, 4, 229-242(2008).

229. Мураки (Muraki Y.) Proc. 30th ICRC, 6, 181 (2009).

230. Нагашима и др. (Nagashima К. et al.) Nuovo Cimento C, 12 C, 173-209, (1989).

231. Нагашима и др. (Nagashima К., Isobe H., et al. ) 13Sep2005? Astrophys. J. V. 668: 533-545 (2007).

232. Найтингейл и др. (Nightingale R.W., et al.) SolPhys, 190, 249-265 (1999).

233. Нг и Риме (Ng, С. К.; Reames, D. V) ApJ, 686, 2, L123-L126 (2008).

234. Ней и др. (Ney E.P. et al.) Phys.Rev. Letters, 3, 4, 183 (1959).

235. Нинг (Ning Z.) SolPhys, 248, 1, 99-111 (2008).

236. Нитта и др., (Nitta, et al.) Astrophys. J., 586:L103-L106, 2003 .

237. Нойперт (Neupert W.M.) Astrophys. J., 153., L59 (1968).

238. Пальмер (Palmer I.D.) Rev. of Geophys. and Space Physics 20, 335, 1982.

239. Паллавичини и др. (Pallavicini R. et al.) ApJ, 216, 108-122 (1977).

240. Писаренко Н.Ф., автореф. диссертации д.ф.-м.н., ИКИ АН СССР, Москва (1986).

241. Плайнаки и др. (Plainaki С. et al.) JASR, 35, 4, 691 (2005).

242. Плайнаки и др. (Plainaki С., et al.) JGR, 112, А04102, doi: 101029/2006JA011926(2007).

243. Подгорный И.М. и др., АЖ, 87, 7, 704-716 (2010).

244. Рагульский В.В., УФН, 181 307-318 (2011) (2011).

245. Райд, (Reid G.C.) JGR, 69, 2659 (1964)253

246. Райан (Ryan J.M.) Space Sci. Rev., 93, 581 (2000).

247. Райан и др. (Ryan J.M et al.) Space Sci. Rev., 93, 35 (2000).

248. Райнер и др. (Reiner M.J., et al.) Astrophys. J., 657, 1107-1116 (2007).

249. Ранк и др. (Rank G. et al.) Astron. Astrophys., 378, 1046 (2001).

250. Рамати и др. (Ramaty R. et al.) Space Sci. Rev., 18, 341 (1975).

251. Рамати и Марфи (Ramaty, R.; Murphy, R. J.) Space Science Rev., 45, 3-4, 213(1987).

252. Рамати и др. (Ramaty, R.; et al.) JASR, 13, 9, 275-284 (1993).

253. Рамати и Манждавидзе (Ramaty R. and Mandzhavidze N.) in High Energy Solar Phenomena, ed. J.M. Ryan and W.T. Vestrand, (1993).

254. Рамати и др. (Ramaty, R. et al.) Astrophys.J., 436, 941-949 (1994).

255. Рамати и др. (Ramaty, R. et al.) Astrophys. J., 479, 458, (1997).

256. Рамати и Манждавидзе (Ramaty R. & Mandzhavidze N.) IAU Symp., 195 (1999).

257. Pay и др. (Rau, A.; et al.) A&A, 438, 3, 1175-1183 (2005)

258. Рауафи и др. (N.-E. Raouafi, et al.) ApJ, 658, 643-656, (2007).

259. Риме (Reames D.V.) ApJ, 330, L71-L78, (1988).

260. Риме и др. (Reames, D.V., Barbier, L.M., and Ng, C.K.) ApJ, 466, 473-486, 1996.

261. Риме и Hr (Reames D. V.and Ng С. K.) ApJ, 504, 1002 (1998).

262. Риме (Reames D.V.) Space Sci. Rev., 90, 413. (1999).

263. Риме и др. (Reames D.V. et al.) ApJ, 548, L233 (2001).

264. Риме (Reames D.V.) ApJ, 571, L63(2002).

265. Риме (Reames D.V.) ApJ 693, 812(2009a).

266. Риме (Reames D.V.) ApJ, 706, 844(2009b).

267. Риме и Hr (Reames D. V.and Ng С. K.) StreamLim, ApJ, 723, 2, 1286-1293 (2010).

268. Ричардсон и др. (I.G. Richardson, et al.) JGR, 103, A2, 2115 (1998).272. фон Розенвинь, Кэйн (von Rosenvinge T.and Cane H.V.), in Solar Eruptions and Energetic Particles, Geophysical Monograph Series, 165, 103 (2006).

269. Саиз и др. (Saiz A., et al.) ApJ, 626, 1131-1137, (2005a).

270. Саиз и др. (Saiz A., et al.), 29th ICRC, Pune, 1, 229 (2005b).

271. Сакураи и др. (Sakurai Т., et al.) PASJ, 44, L7(1992).

272. Сако и др. (Sako Т., et al.) ApJ, 651, L69-L72 (2006).

273. Салданка и др. (Saldanha R., et al.) ApJ, 673, 1169-1173 (2008).

274. Сандерсон и др. (Sanderson, T.R., et al.) Geophys.Res. Lett., 30, 8036, (2003).

275. Сато и др. (Sato J., et al.) Solar Phys. V. 236. P. 351-368. (2006).

276. Симнетт (Simnett G.M.), Astron. Astrophysics, 445, 715(2006).

277. Симпсон и др. (Simpson, J., et al.) Astron. and Astrophys. Suppl., 92, 365-399, (1992).254

278. Симпсон (Simpson J.) Space Sei. Rev., 93, 1-2, 11(2000).

279. Сладкова и др. (Sladkova A.I., et al.) Catalogue of solar proton events 1987-1996, edited by Yu.I. Logachev, Moscow University Press, (1998).

280. Смарт и др. (Smart D.F. et al.) Space Sei. Rev., 93, 305-335 (2000).

281. Сомов Б.В. и Сыроватский С.И., УФН, 120, 2, 217-257 (1976).

282. Струминский А.Б., канд. дис., ФИАН, (1992).

283. Струминский и Коно (Struminsky A.and Kohno Т.) Proc. 23rd ICRC, Calgary, 3, 5(1993).

284. Струминский и др. (Struminsky A. et al) ApJ, 429, 400 (1994).

285. Струминский (Struminsky A.) Proc. 27th ICRC, Hamburg, 9, 3558(2001)

286. Струминский и Лал (Struminsky A. & Lai M.) Proc. 27th ICRC, Hamburg, 10, 4053 (2001).

287. Струминский (Struminsky A.) Ann. Geophysicae., 20, 8, 1247 (2002).

288. Струминский А.Б., Астрономический журнал, 47, 11,916 (2003a).

289. Струминский А. Б., Изв. РАН, Сер. Физическая, 67, 10, 1427 (2003b).

290. Струминский (Struminsky A.) Proc. 28th ICRC, Tsukuba, Japan, 6, 3317 (2003c).

291. Струминский (Struminsky A.) Proc. 28th ICRC, Tsukuba, Japan, 6, 3419 (2003d).

292. Струминский (Struminsky A.) Proc. 28th ICRC, Tsukuba, Japan, 6, 3515 (2003e).

293. Струминский (A. Struminsky) Proc. 29th ICRC, Pune, India, (2005a).

294. Струминский (A. Struminsky) Proc. 29th ICRC, Pune, India, (2005b).

295. Струминский (A. Struminsky) Proc. 29th ICRC, Pune, India, (2005c).

296. Струминский А.Б., Письма в АЖ, 32, 10, 767(2006).

297. Струминский и др. (Struminsky А. Heber В., et al.) JASR, V. 38, No 3 , P. 507-515, 2006 .

298. Струминский и Хибер ( Struminsky A. and Heber В.), Solar Energetic Particles and Plasma, Geophysical Monograph Series, 165, pages 321-334, 2006.

299. Струминский А.Б. и Зимовец И.В., Письма в АЖ., 33, 10, 690(2007).

300. Струминский А.Б., Космические исследования, том 45, № 4, 392-396 (2007).

301. Струминский и др. {Struminsky А., et al.)Proc. 30th ICRC, 1, 131-134 (2008)

302. Струминский А.Б., в книге «Плазменная гелиофизика», т. 1, стр. 123-140, М. ФИЗМАТЛИТ, (2008).

303. Струминский А.Б. и Зимовец И.В., Письма в АЖ, 34, 10, 777(2008).

304. Струминский А.Б. и Зимовец И.В., Изв. РАН, сер. Физ., 73, 3, 332(2009а).

305. Струминский и Зимовец (Struminsky A.and Zimovets I.) Proc. ECRS-2008, Kosice, Slovakia, p. 237 (2009b).

306. Струминский и др. (Struminsky А., et al.) Proc. 31st ICRC,, Lodz, Poland (2009).

307. Струминский А.Б. и. ЗимовецИ.В, Письма в АЖ , 36, 6, 453-461, (2010).

308. Струминский А.Б., ВККЛ-2010, МГУ, Москва, 2010а.

309. Струминский А.Б., стр. 425-428, в Трудах Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца, под ред. A.B. Степанова и Ю.А. Наговицина, СПб, (2010b).

310. Струминский А.Б., Изв. РАН, серия физическая, т. 75, № 6, с. 818-821, (2011а).

311. Струминский (Struminsky A.) Proc. 32th ICRC, 1, paper 0166 (201 lb).

312. Сыроватский С.И., Труды семинара «Генерация космических лучей на Солнце», стр.39, изд. МГУ (1971).

313. Сыроватский С.И. и Шмелева О.П., АЖ, 49, 334 (1972).

314. Такахаши и др. (Takahashi К., et al.) Proc. 22d ICRC, 3, 37 (1991).

315. Танака (Tanaka К.) PAS J, 39, 1-45 (1987).

316. Тилка и др. (Tylka A.J. et al.) GRL, 26, 2141 (1999).

317. Тилка и др. (Tylka A.J., et al.) Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 3305 (2003).

318. Тилка и др. (Tylka, A.J., and et al.) ApJ, 625, 474-495(2005).

319. Тимашков и др. (Timashkov D.A., et al.) Proc. 30th ICRC (CD), Merida, Mexico (2007).

320. Торсти и др. (Torsti J. et al.) GRL, 25, 2525 (1998).

321. Тротте, (Trottet G.), Sol. Phys., 104, 145, 1986.

322. Тротте и др. (Trottet G., et al.) ApJ, 678, 509-514, 2008.

323. Швестка, 1995 (Svestka, Z.) Solar Phys., 160, 53-56, (1995)

324. Уайлд и др. (Wild, J.P.,et al.) Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1, 291, (1963)

325. Урнов A.M. и др, Письма в АЖ, т. 33, №6с. 446-462 (2007).

326. Усоскин и др. (Usoskin et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4, 151 (1995).

327. Учида (Uchida, Y.) Proc. 22th ICRC, Invited, Rapporteur and Highlight Papers, Univ. Calgary, World Scientific, 3 (1993).

328. Фельдман и др. (Feldman U. et al.) ApJ, 255, 320-324, (1982)

329. Фельдман (Feldman U.) ApJ, 364, 322, (1990).

330. Фельдман и др. (Feldman U. et al.) ApJ, 460, 1034-1041 (1996).

331. Фельдман и др. (Feldman U. et al.) ApJ, 609, 439-451 (2004).

332. Фельдман и др. (Feldman W.C. et al.) JGR, 115, AI, IDA01102 (2010).

333. Феррандо и др. (Ferrando, P.; et al.) JASR., 13, 107-110, (1993).

334. Феррейра и др. (Ferreira, S. E. S., et al.) JGR., 106, All, 24979-24988, (2001).

335. Фиск и Джокиппи (Fisk L.A. and Jokipii J.R.) Space Sci.Rev., 89, 115 (1999).

336. Флейшман и др. (Fleishman G.D. et al.) ApJ, 731, 1, L19 (2011).

337. Флюкигер и др. (Fluckiger, Е. О. et al.) JGR. Res., 91, 7925 (1986).

338. Форбуш (Forbush S.E.) Phys.Rev., 70,771, (1946).

339. Форрест и др. (Forrest D. J. et al.) JASR, 6, 6, 115(1986).

340. Фрост и Деннис (Frost K.J. and Dennis B.R.) Astrophys. J., 165, 655-659, (1971).

341. Хадсон (Hudson H.) Solar Physics, 133, 357 (1991).

342. Хадсон и Райан (Hudson H. and Ryan J.) Ann. Rev. Astron. Astrophys, 33, 329(1995).

343. Хадсон и др. (Hudson H. et al.) JGR, 100, 3473 (1995).

344. Хадсон (Hudson H.S) (1998) http://www.mssl.ucl.ac.Uk/surf/vdac/nuggets/l 998/981016/981016.html

345. Хадсон и др. (Hudson H.S. et al.) ApJ, 698, L86-L89 (2009).

346. Хадсон (Hudson H.S) Space Science Rev., 158, 1, 5-41 (2011).

347. Ханна и др. (Hannah I. G. et al.) ApJ, 659, L77(2007).

348. Харфорд и др. (Hurford G.J. et al.) ApJ, 644, L93, (2006).

349. Хаттон (Hatton, C.J.) in Prog. Elementary Particle Cosmic Ray Phys., 10, 3 (1971).

350. Хи и др. (He H.-Q.; Qin G.; Zhang M.) ApJ, 734, 2, id. 74 (2011).

351. Хибер и Бюргер (Heber В. and Burger R.A.) Space Sci. Rev., 89, 125 (1999).

352. Хибер и др. (Heber В. and et al.) JGR, 107, 10, 1274 (2002).

353. Хибер Б. и Струминский А.Б., Изв. РАН, Сер. Физ. 69, 6, 795(2005).

354. Хибер и др. (Heber В., et al.)Proc. 30th ICRC, Merida, Mexico, No 1, 217-220(2008).

355. Холман и др., (Holman G.D., et al.) Astrophys. J., 595, 97, (2003).

356. Хофер и др. (M.Y. Hofer, et al.) GRL, 30, 19, 8034,( 2003).

357. Хсих и Симпсоном (Hsieh and Simpson) ApJ, 162, L191 (1970).

358. Шанне и др. (Schanne S., Cordier В., Gros M., et al.)/ IEEE Transactions on Nuclear Science, 49, 3, 1226 (2002).

359. Шейр и др. (Share G.H. et al.) Solar Physics, 204, 43 (2001).

360. Шейр и др.( Share G.H. et al.) ApJ,. 615, L169 (2004).

361. Шейр и Марфи (Share G.H. & Murphy R.J.) AGU Monograph 165, 177 (2006).

362. Ши и др. (Shea M. et al.) GRL, 18, 1655-1658 (1991).

363. Ши и др. (Shea M. et al.) Proc. 24th ICRC, Rome, Italy, 4, 244 (1995).

364. Шибата и др. (Shibata S. et al.) Proc. 23rd ICRC, 3, 95 (1993).

365. Шибата (Shibata S.) JGR, 99, 6651 (1994).

366. Шрайвер и Ap.(Schrijver С.J., et al.) Ap J, 650, 1184(2006).

367. Шрайвер и ДеРоза (C.J. Schrijver and M.L. DeRosa,). SolPhys, 212, 165-200 (2003).

368. Чапп (Chupp, E.L.) AAS-NASA Sympos. Phys. Solar Flares, Greenbelt, Md,, Washington, D.C., NASA, 445 (1963).

369. Чапп и др.(Ошрр E.L., et al.) Nature, 241, 5388, 333 (1973).

370. Чапп и др.(СЬирр E.L., et al.) ApJ, 263, L95 (1982).

371. Чапп (Chupp, E.L.) Solar Physics, 86, 383C(1983).

372. Чапп и др. (Chupp E.L. et al.) ApJ, 318, 913 (1987).

373. Чарахчьян A.H. и др., ЖЭТФ, 38, 1031 (1960).

374. Чиба и др. (Chiba N., et al.) Astroparticle Phys., 1, 27 (1992).