Вестник Кольского научного центра РАН. 2010, №2.

На рис. 5 показаны семейства спектров БК (а) и МК (б) в ряде событий. Здесь же точками показаны данные прямых измерений солнечных протонов в смежном энергетическом интервале 50 - 700 МэВ, полученных по данным КА серии GOES и стратосферных измерений. Интенсивности солнечных протонов взяты для моментов максимумов возрастаний в соответствующих энергиях. Это т.н. спектр максимальных потоков (СМП). Естественно, что время наступления максимума отличается для разных энергий, однако полученный таким образом СМП близок к спектру генерации на Солнце, если время инжекции частиц не очень велико и распространение в ММП происходит диффузионным путем. Хорошее совпадение СМП солнечных протонов умеренных энергий со спектром релятивистских протонов для МК может свидетельствовать об общем источнике этих частиц на Солнце, и, стало быть, об общем механизме ускорения. Для БК спектр РСП у нижнего энергетического предела (430 МэВ) лежит значительно ниже, чем СМП в смежной области энергий. Это может быть связано с особенностями механизма ускорения для БК (см. ниже). На рис. 5 специально отмечены спектры для суперсобытия 20.01.2005 г. (GLE №69): а - для БК и б - для МК. На рис. 5б, представляющем спектры МК в разных событиях, для сравнения приведен спектр БК в GLE 69. Видно его превышение над всеми спектрами МК, включая событие №69, в области энергий от 1 до 8 ГэВ. Однако при энергиях > 1 ГэВ интенсивность частиц БК значительно меньше, чем у МК, включая данные прямых измерений. В связи с этим следует отметить, что, несмотря на гигантскую величину возрастания на нейтронных мониторах, событие 20.01.2005 г. было весьма ординарным в области умеренных энергий СКЛ . Причиной этого является то, что произведение экспоненциального спектра на атмосферную функцию связи НМ имеет выраженный максимум в области жесткостей от 1.5 до 4 ГВ. В то же время, атмосферная функция связи НМ имеет минимальные значения при жесткостях меньших 1.5 ГВ [11]. При рассмотрении табл. 3 обращает на себя внимание относительная стабильность параметров спектров быстрой и медленной компонент. На рис. 6а показано распределение величины характерной энергии E0экспоненциального спектра БК, а на рис. 6б распределение величины у степенного спектра МК. Полученные из этих распределений средние величины равны: <E0> = 0.52±0.15 ГэВ, < у > = 4.85±0.25. В ряде наших прежних работ [10, 12] делались попытки физической интерпретации для быстрой и медленной компонент РСП и их источников на Солнце. Было показано, что вероятным механизмом генерации БК может быть ускорение электрическим полем, возникающем при пересоединении в корональных токовых слоях [10, 11]. В результате моделирования получался спектр солнечных протонов с экспоненциальной зависимостью от энергии. В первых трех перечисленных работах использовалась упрощенная модель электрического и магнитного полей в пересоединяющемся токовом слое. В работе же [13] проведено моделирование спектра протонов в реалистичной конфигурации магнитных и электрических полей в области пересоединяющегося токового слоя, рассчитанных для вспышки «день Бастилии» 14.07.2000 г. При этом характерная энергия E0экспоненциального спектра солнечных протонов оказалась равной 0.51 ГэВ, т.е. такой же, как и в спектре, полученном из экспериментальных данных (таблица 3), а также равной средней величине E0для большинства событий. Методом расчета траекторий в конфигурации магнитных и электрических полей [13] получен спектр протонов, ускоренных этим электрическим полем, и имеющий экспоненциальную форму. В качестве наиболее вероятного источника медленной компоненты предполагается стохастический механизм ускорения плазменной турбулентностью в возмущенной плазме вспышечного или коронального выброса. Другим возможным механизмом генерации является ускорение на ударной волне в солнечной короне. Аргументом против механизма ускорения частиц СКЛ на ударной волне до релятивистских энергий является то, что указанный механизм ускорения дает степенной спектр с показателем ~ 2.5, в то время как полученный из экспериментальных данных спектр МК имеет средний показатель у~5. Такой же показатель получается при моделировании спектра МК с помощью модели стохастического ускорения плазменной турбулентностью, см. также [12]. 13