Солнечно-земная физика, 2017, том 3, № 3

СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА 

 
Свидетельство о регистрации  
средства массовой информации  
от 29 января 2014 г. ПИ № ФС77-56768 
Издается с 1963 года 

             ISSN 2412-4737 
              DOI: 10.12737/issn. 2412-4737 
              Том 3, № 3, 2017. 101 с. 
            Выходит 4 раза в год

Учредитель: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт солнечно-земной физики 
Сибирского отделения Российской академии наук

SOLAR-TERRESTRIAL PHYSICS 

 
Certificate of registration  
of mass media  
from January 29, 2014. ПИ № ФС77-56768 
The edition has been published since 1963 

             ISSN 2412-4737 
               DOI: 10.12737/issn. 2412-4737 
               Vol. 3, Iss. 3, 2017. 101 p. 
              Quarterly 

Founder: Institute of Solar-Terrestrial Physics of Siberian Branch of Russian Academy of Sciences

Состав редколлегии журнала 
 
 
Editorial Board 
 

Жеребцов Г.А., академик —
главный редактор, ИСЗФ СО РАН 

Zherebtsov G.A., Academician, Editor-in-Chief,  
ISTP SB RAS

Степанов А.В., чл.-корр. РАН —
заместитель главного редактора, ГАО РАН 

Stepanov A.V., Corr. Member of RAS,  
Deputy Editor-in-Chief, GAO RAS 

Потапов А.С., д-р физ.-мат. наук —
заместитель главного редактора, ИСЗФ СО РАН 

Potapov A.S., D.Sc. (Phys.&Math),  
Deputy Editor-in-Chief, ISTP SB RAS 

Члены редколлегии
Members of the Editorial Board  

Алтынцев А.Т., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Altyntsev A.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Леонович А.С., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Leonovich A.S., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

                             , д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
                         , D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Мордвинов А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Mordvinov A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Перевалова Н.П., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Perevalova N.P., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Потехин А.П., чл.-корр. РАН, ИСЗФ СО РАН
Potekhin A.P., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS

Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук, 
ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН 

Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.), 
Scientific Secretary, ISTP SB RAS 

Тащилин А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Tashchilin A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Уралов А.М., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Uralov A.M., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Белан Б.Д., д-р физ.-мат. наук, ИОА СО РАН 
Belan B.D., D.Sc. (Phys.&Math.), IAO SB RAS 

Деминов М.Г., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН 
Deminov M.G., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN

Гульельми А.В., д-р физ.-мат. наук, ИФЗ РАН 
Guglielmi A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), IPE RAS 

Ермолаев Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН 
Yermolaev Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS

Лазутин Л.Л., д-р физ.-мат. наук, НИИЯФ МГУ
Lazutin L.L., D.Sc. (Phys.&Math.), SINP MSU 

Мареев Е.А., чл.-корр. РАН, ИПФ РАН 
Mareev E.A., Corr. Member of RAS, IAP RAS 

Обридко В.Н., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН 
Obridko V.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN 

Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ РАН
Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI KSC RAS

Сомов Б.В., д-р физ.-мат. наук, ГАИШ МГУ 
Somov B.V., D.Sc. (Phys.&Math.), SAI MSU 

Стожков Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ФИАН 
Stozhkov Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), LPI RAS 

Лестер М., проф., Университет Лестера, Великобритания
Lester M., Prof., University of Leicester, UK

Йихуа Йан, проф., Национальные астрономические обсерватории Китая, КАН, Пекин, Китай 

Yan Yihua, Prof., National Astronomical Observatories, Beijing, China 

Панчева Дора, проф., Национальный институт геодезии, 
геофизики и географии БАН, София, Болгария 

Pancheva D., Prof., Geophysical Institute, Bulgarian Academy of Sciences, Sofia, Bulgaria 

Полюшкина Н.А., ответственный секретарь редакции, ИСЗФ 
СО РАН 

Polyushkina N.A., Executive Secretary of Editorial Board,
ISTP SB RAS 

Максимов В.П.
Maksimov V.P.

СОДЕРЖАНИЕ 
 

Гречнев В.В., Киселёв В.И., Мешалкина Н.С., Черток И.М. О корреляции околоземных протонных возрастаний >100 МэВ с параметрами солнечных микроволновых всплесков ……………… 
 
3–14 

Кичигин Г.Н., Кравцова М.В., Сдобнов В.Е. Параметры токовых систем в магнитосфере по дан
ным наблюдений космических лучей в период магнитной бури в июне 2015 г. ……………………... 
 
15–19 

Костарев Д.В., Магер П.Н. Дрейфово-компрессионные волны, распространяющиеся в направлении дрейфа энергичных электронов в магнитосфере ………………………………………………… 
 
20–29 

Мишин В.В., Караваев Ю.А. Насыщение магнитосферы во время супербурь: новые результаты 
техники инверсии магнитограмм ………………........................................................................................ 
 
30–39 

Бернгардт О.И. Влияние факторов космической погоды на работу радиосредств ……………… 40–60 

Пономарчук С.Н., Куркин В.И., Пензин М.С. Исследование особенностей возвратнонаклонного зондирования ионосферы на базе ЛЧМ-ионозонда ………………………………………. 
 
61–69 

Васильев Р.В., Артамонов М.Ф., Белецкий А.Б., Жеребцов Г.А., Медведева И.В., Михалёв А.В., 
Сыренова Т.Е. Регистрация параметров верхней атмосферы Восточной Сибири при помощи интерферометра Фабри—Перо KEO Scientific «Arinae» ………………………………………………………… 

 
 
70–87 

Кушнарев Д.С., Лебедев В.П., Хахинов В.В., Евстифеев С.Е., Заруднев В.Е. Модернизация 

Иркутского радара некогерентного рассеяния ………………………..………………………………… 
 
88–94 

Гульельми А.В., Потапов А.С. Волны от Солнца: к 100-летию со дня рождения В.А. Троицкой ...… 95–99 

Памяти Владимира Павловича Максимова ………………………………………………………….. 100 

CONTENTS 

Grechnev V.V., Kiselev V.I., Meshalkina N.S., Chertok I.M. Correlation of near-Earth proton enhancements >100 MeV with parameters of solar microwave bursts ……………………………………… 
3–14 

Kichigin G.N., Kravtsova M.V., Sdobnov V.E. Parameters of current systems in the magnetosphere as 
derived from observations of cosmic rays during the June 2015 magnetic storm ……................................ 
 
15–19 

Kostarev D.V., Mager P.N. Drift-compression waves propagating in the direction of energetic elec
tron drift in the magnetosphere ……………………………………………………………………………..

 
20–29 

Mishin V.V., Karavaev Yu.A. Saturation of the magnetosphere during superstorms: new results from

the magnetogram inversion technique ……………………………………………………………………… 30–39 

Berngardt O.I. Space weather impact on radio device operation ……………………………………… 40–60 

Ponomarchuk S.N., Kurkin V.I., Penzin M.S. Features of backscatter ionospheric sounding as studied 
with a chirp ionosonde ……………………………………………………………………………………… 
 
61–69 

Vasilyev R.V., Artamonov M.F., Beletsky A.B., Zherebtsov G.A., Medvedeva I.V., Mikhalev A.V., 

Syrenova T.E. Registering upper atmosphere parameters in East Siberia with Fabry—Perot Interferometer 
KEO Scientific “Arinae” …………................................................................................................................. 

 
 
70–87 

Kushnarev D.S., Lebedev V.P., Khakhinov V.V., Evstifeev S.E., Zarudnev V.E. Modernization of the 

Irkutsk Incoherent Scatter Radar …………………………………………………………………………… 
 
88–94 

Guglielmi A.V., Potapov A.S. Waves from the Sun: to the 100th anniversary of V.A. Troitskaya’s 
birth …………………………………………………………………………………………………………. 95–99 

In memory of Vladimir P. Maksimov …………………………………………………………………... 100 

 
 

 
 

 
 

 
 

Солнечно-земная физика. 2017. Т. 3, № 3 
 
 
 
         Solar-Terrestrial Physics. 2017. Vol. 3. Iss. 3 

3 

УДК 523.98 
 
 
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 02.11.2016 
DOI: 10.12737/szf-33201701 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 14.03.2017 
 

О КОРРЕЛЯЦИИ ОКОЛОЗЕМНЫХ ПРОТОННЫХ ВОЗРАСТАНИЙ >100 МэВ 
С ПАРАМЕТРАМИ СОЛНЕЧНЫХ МИКРОВОЛНОВЫХ ВСПЛЕСКОВ 

CORRELATION OF NEAR-EARTH PROTON ENHANCEMENTS >100 MeV 
WITH PARAMETERS OF SOLAR MICROWAVE BURSTS 
 
В.В. Гречнев 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, grechnev@iszf.irk.ru 
В.И. Киселев 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, valentin_kiselev@iszf.irk.ru 
Н.С. Мешалкина 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, nata@iszf.irk.ru 
И.М. Черток 
Институт земного магнетизма, ионосферы 
и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, 
Троицк, Москва, Россия, ichertok@izmiran.ru 

V.V. Grechnev 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, grechnev@iszf.irk.ru 
V.I. Kiselev 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, valentin_kiselev@iszf.irk.ru 
N.S. Meshalkina 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, nata@iszf.irk.ru 
I.M. Chertok 
Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and 
Radio Wave Propagation RAS, 
Troitsk, Moscow, Russia, ichertok@izmiran.ru 
 
 
Аннотация. Анализируются соотношения между 
различными комбинациями максимумов потоков и 
флюенсов солнечных микроволновых всплесков, 
записанных радиополяриметрами в Нобеяме на частоте 35 ГГц в 1990–2015 гг., и соответствующими 
параметрами протонных возрастаний с энергиями 
выше 100 МэВ, превышавших 0.1 pfu, зарегистрированных в околоземном пространстве мониторами 
GOES. Установлено, что наиболее высока корреляция между флюенсами протонов и микроволнового 
излучения. Этот факт отражает зависимость полного 
числа протонов от общей продолжительности процесса их ускорения. В событиях с мощными вспышками коэффициенты корреляции флюенсов протонов с флюенсами микроволнового и мягкого рентгеновского излучения выше, чем со скоростями КВМ. 
Результаты указывают на статистически больший 
вклад вспышечных процессов в ускорение высокоэнергичных протонов. Ускорение на ударных волнах 
оказывается менее значимым на высоких энергиях в 
событиях, связанных с мощными вспышками, хотя 
его вклад, вероятно, преобладает в более слабых событиях. Показано, что вероятность протонного возрастания прямо зависит от максимума потока и длительности микроволнового всплеска, что может быть использовано для диагностики протонных возрастаний по 
данным мониторинга микроволнового излучения. 
Ключевые слова: протонные события, солнечные вспышки, радиоизлучение. 

Abstract. We analyze the relations between various 
combinations of peak fluxes and fluences of solar microwave bursts at 35 GHz recorded with the Nobeyama 
Radio Polarimeters during 1990–2015, and corresponding 
parameters of proton enhancements with E>100 MeV 
exceeding 0.1 pfu registered by GOES monitors in nearEarth environment. The highest correlation has been 
found between the microwave and proton fluences. This 
fact reflects a dependence of the total number of protons 
on the total duration of the acceleration process. In the 
events with strong flares, the correlation coefficients of 
proton fluences with microwave and soft X-ray fluences 
are higher than those with speeds of coronal mass ejections. The results indicate a statistically larger contribution of flare processes to acceleration of high-energy 
protons. Acceleration by shock waves seems to be less 
important at high energies in events associated with 
strong flares, although its contribution probably prevails 
in weaker events. The probability of a detectable proton 
enhancement was found to directly depend on the peak 
flux and duration of the microwave burst, that can be 
used for diagnostics of proton enhancements based on 
microwave observations. 
Keywords: proton events, solar flares, radio radiation. 
 
 
 
 
 
 
 
ВВЕДЕНИЕ 

Проблема происхождения солнечных протонных 
событий (СПС) и их диагностики активно обсуждается почти полвека [Bazilevskaya, 2009; Мирошниченко и др., 2013]. Вызванные солнечной активностью возмущения космической погоды могут представлять значительную угрозу для различных отрас
лей человеческой деятельности и здоровья людей. 
Потоки ускоренных до высоких энергий частиц 
опасны и для оборудования космических аппаратов, 
и для их экипажей. Первая экспедиция, прибывшая 
на Международную космическую станцию (МКС) 
2 ноября 2000 г., подверглась воздействию мощнейшего СПС 8–10 ноября (см., например, [Lario et al., 
2009; Logachev et al., 2016]). Образующиеся под дей

В.В. Гречнев, В.И. Киселёв, Н.С. Мешалкина, И.М. Черток 
   V.V. Grechnev, V.I. Kiselev, N.S. Meshalkina, I.M. Chertok 

 
4

ствием солнечных космических лучей (СКЛ) в атмосфере Земли вторичные частицы могут также 
дать заметные дозы облучения членов экипажей и 
пассажиров трансконтинентальных авиарейсов, заходящих в высокие широты. Всплеск экстремальной 
солнечной активности в конце октября 2003 г. заставил изменить их трассы в тот период [Веселовский и др., 2004].  
За ускорение частиц могут быть ответственны 
вспышечные процессы в активной области или 
ударные волны в более обширном пространстве 
[Cliver et al., 1989; Kallenrode, 2003; Aschwanden, 
2012; Reames, 2013; Desai, Giacalone, 2016]. Эти две 
возможные области ускорения предполагаются удаленными и фактически независимыми друг от друга. 
Широко распространено мнение, что основным 
ускорителем протонов, достигающих орбиты Земли, 
являются головные ударные волны, возбуждаемые 
корональными выбросами (КВМ) со сверхальфвеновскими скоростями в верхней короне [Reames, 2009, 
2013; Gopalswamy et al., 2014]. Это представление 
основано, в частности, на результатах анализа дисперсии скоростей солнечных частиц разных энергий. В результате такого анализа экстраполированное время выхода частиц от Солнца в межпланетное 
пространство обычно получается задержанным относительно вспышки, что считается аргументом в 
пользу их ускорения головными ударными волнами, 
движимыми КВМ. Исходя из гипотетических представлений о поршневом механизме возбуждения 
ударных волн, сторонники этой концепции сопоставляют свойства СПС с наблюдаемыми проявлениями, соответствующими предполагаемым в рамках данной гипотезы. Например, начало радиовсплеска II типа считается индикатором образования ударной волны, соответствующим переходу 
переднего края КВМ в сверхальфвеновский режим. 
На основании этих предположений делаются попытки связать свойства ударной волны, которой 
приписывается ответственность за ускорение протонов, с начальной частотой радиовсплеска II типа. 
Однако ни в случае иного (например, импульсно-поршневого) механизма возбуждения ударных 
волн, ни при расположении источника радиовсплеска II типа на фланге ударного фронта такого соответствия не ожидается. Нами установлена более 
тесная, чем считалось ранее, взаимосвязь между 
развитием эруптивных вспышек и возбуждением 
ударных волн [Grechnev et al., 2013a, 2015b]. Следовательно, традиционное противопоставление ускорения частиц ударной волной и во вспышке может 
быть не вполне правомерным.  
В ранних работах указывалось на соответствие 
между параметрами солнечных энергичных частиц 
и микроволновых всплесков [Croom, 1971, Акиньян 
и др., 1978]. Однако в статье [Kahler, 1982] эта корреляция была приписана «синдрому большой 
вспышки» — общему соответствию между энерговыделением в эруптивной вспышке и его различными 
проявлениями независимо от наличия физической 
связи между ними. Впоследствии возведение в абсолют ускорения частиц ударной волной привело к 
недооценке диагностических возможностей микро
волновых всплесков. Тем не менее в ряде исследований сделан вывод о существенной роли вспышечных процессов в ускорении СКЛ и подтверждена 
перспективность диагностики СПС по данным о 
вспышечном радиоизлучении [Дайбог и др., 1987; 
Chertok, 1990; Melnikov et al., 1991; Isaeva et al., 
2010]. С этой точки зрения важной представляется 
корреляция между параметрами частотного спектра 
микроволновых всплесков и энергетического спектра 
потоков протонов у Земли [Черток и др., 2009]. В работах [Grechnev et al., 2008; Klein et al., 2014] аргументировано преобладание вспышечного ускорения в 
экстремальном СПС 20 января 2005 г. В статьях 
[Grechnev et al., 2013b, 2015a] показана несостоятельность противопоставления источников ускоренных протонов в разных экстремальных событиях. 
Возникающая во время вспышки ударная волна может ускорить частицы значительно раньше, чем 
скорость КВМ превысит альфвеновскую. Освобождение ускоренных во вспышке частиц, захваченных 
в магнитный жгут КВМ, возможно лишь после его 
пересоединения с открытой магнитной структурой. 
Следовательно, задержанный относительно вспышки 
выход в межпланетное пространство ускоренных 
частиц свидетельствует в пользу их ускорения во 
вспышке, а не ударной волной, что изменяет вывод 
из результатов анализа дисперсии скоростей на противоположный. Таким образом, результаты последних лет показывают, что анализ соотношений между 
микроволновыми всплесками и протонными возрастаниями полезен и безотносительно к происхождению СПС.  
В настоящей работе для выявления вклада двух 
возможных источников ускорения анализируются 
соотношения между параметрами вспышек и КВМ и 
СПС высоких энергий. Основными целями являются 
выяснение, между какими параметрами солнечных 
эруптивных событий и СПС корреляция наиболее 
высока, и выявление возможных закономерностей 
для оперативной диагностики СПС по данным микроволновых наблюдений.  
В разделе 1 суммируются полученные нами ранее статистические результаты (1.1), перечисляются 
источники данных, характеризуются их отбор и 
подготовка (1.2). В разделе 2 анализируются зависимости вероятности СПС от мощности микроволнового всплеска (2.1) и его длительности (2.2), сравниваются корреляции между разными комбинациями 
максимумов потоков и флюенсов микроволновых 
всплесков и протонных возрастаний (2.3). В разделе 3 
анализируются соотношения между разными параметрами 
солнечной 
эруптивной 
активности 
и 
флюенсами протонов. Полученные результаты обсуждаются в разделе 4. 
 
1. 
ПРЕДВАРИТЕЛЬНЫЕ 
РЕЗУЛЬТАТЫ  
И ПОДГОТОВКА ДАННЫХ 

1.1. 
Полученные ранее результаты 

Наблюдаемое как микроволновые всплески гиросинхротронное излучение ускоренных электронов 
зависит от их параметров, магнитного поля в источ

О корреляции околоземных протонных возрастаний >100 МэВ…     Сorrelation of near-Earth proton enhancements >100 MeV… 

 
5

нике и его размеров. Эти зависимости существенно 
различаются для оптически толстого режима (ниже 
частоты максимума спектра гиросинхротронного 
излучения) и оптически тонкого режима (на частотах выше спектрального максимума). Микроволновое излучение в оптически тонком режиме максимально чувствительно к электронам высоких энергий и наиболее прямо связано с темпом энерговыделения в процессе вспышка – КВМ. Частота спектрального максимума также зависит от названных параметров. Поэтому микроволновые данные на фиксированной частоте неоднозначны, относясь к области 
спектра гиросинхротронного излучения левее максимума в одних событиях и правее него в других. 
Чтобы свести к минимуму эту неоднозначность, 
целесообразно анализировать микроволновые данные на максимально возможной частоте. Наивысшая 
частота, на которой ведутся стабильные долговременные измерения интегрального потока солнечного 
радиоизлучения, составляет 35 ГГц. Эти наблюдения 
ведутся радиополяриметрами обс. Нобеяма (Nobeyama Radio Polarimeters, NoRP [Nakajima et al., 
1985]) с 1990 г. 
В работe [Grechnev et al., 2013b] проанализированы 
соотношения между максимумами потоков микроволновых всплесков 1000 с.е.п. (1 с.е.п. = 10–22 Вт м–2 Гц–1) 
на частоте 35 ГГц (F35) и потоков протонов с энергиями выше 100 МэВ (J100) за период 1990–2012 гг. 
Для полноты анализа выявлены и рассмотрены события за тот же период, вызвавшие СПС J100>10 pfu 
(1 pfu = 1 см–2с–1ср–1), связанные с более слабыми 
микроволновыми всплесками. В полный список вошло 98 событий. Для удобства введены категории событий по аналогии с классификацией GOES, определяемые максимальной величиной микроволнового 
потока всплеска на частоте 35 ГГц: F35>104 с.е.п. — 
mX (microwave-eXtreme), 103 с.е.п. < F35 < 104 с.е.п. — 
mS (microwave-Strong), F35<103 с.е.п. — mM (microwave-Moderate) и mO (microwave-Occulted) — для 
событий за солнечным лимбом, излучение которых 
не наблюдается с Земли.  
Выявлено четыре группы событий: 
1) события с общим ростом протонного потока 
при увеличении микроволнового — группа, к которой относится большинство событий; 
2) события с интенсивными всплесками на частоте 
35 ГГц без протонных возрастаний, обнаружимых в 
интегральном канале GOES>100 МэВ; 
3) нетипично обильные СПС после умеренных 
микроволновых всплесков (mM) — несколько событий; 
4) СПС, связанные с залимбовыми источниками 
(mO), — несколько событий.  
Сформулирован предварительный диагностический критерий: если событие произошло в видимой 
части западной полусферы Солнца и сопровождалось значительным микроволновым всплеском, 
КВМ и всплеском II типа, то можно ожидать околоземного возрастания потока протонов J100, выраженного в единицах pfu, в пределах от (F35/1100)2 до 
(F35/13 000)2, где F35 выражен в с.е.п. При высокой 
интенсивности микроволновых всплесков значительные СПС возможны даже в случае расположе
ния солнечного источника в восточной полусфере, 
особенно при их большой длительности. Установлено, 
что для мощных СПС характерно внедрение вспышечных лент в области над тенями пятен, что согласуется с наличием в таких событиях мощных микроволновых всплесков, за которые ответственно гиросинхротронное излучение в сильных магнитных полях 
электронов высоких энергий [Grechnev et al., 2008].  
В работе [Grechnev et al., 2015a] был продолжен 
анализ выбранных событий. Список был расширен 
до 111 событий. Исследованы соотношения между 
различными комбинациями максимумов потоков и 
флюенсов (проинтегрированных по времени потоков излучения) микроволновых всплесков на частоте 35 ГГц и протонных возрастаний с энергиями 
>100 МэВ. Использовались наблюдательные данные о временном ходе интенсивности и спектре как 
протонного возрастания на орбите Земли, так и микроволнового всплеска в его солнечном источнике и 
расположении последнего на Солнце. В настоящей 
работе для полноты картины и проверки ранее полученных результатов и предположений список анализируемых событий продолжен до марта 2015 г. и дополнен событиями со значительно более слабыми СПС 
(0.1 pfu < J100 < 10 pfu), наблюдавшимися с 1996 г. 

1.2. 
Анализируемые данные 

Список микроволновых всплесков, зарегистрированных NoRP, представлен на сайте [http://solar. 
nro.nao.ac.jp/norp/html/event]. Данные о всплесках на 
частоте 35 ГГц имеются для периода с 15 апреля 
1990 г. до 10 марта 2015 г. Мы проанализировали 
все события из этого списка с максимальными потоками всплесков на частоте 35 ГГц выше 1000 с.е.п. 
(F35≥103). Этому критерию удовлетворяют 104 события. Анализ корреляций СПС с параметрами 
КВМ возможен с 1996 г., когда начались наблюдения на коронографах LASCO. Для учета СПС после 
слабых микроволновых всплесков дополнительно 
рассмотрены все протонные возрастания с 1996 г., 
максимумы потоков которых удовлетворяли условию J100≥0.1 pfu, а соответствующие микроволновые всплески попадали в наблюдательное время в 
Нобеяме. Эти СПС были предварительно отобраны 
из архива стандартных трехдневных графиков протонных потоков, записанных мониторами на спутниках GOES в трех интегральных каналах в период 
с 1996 по март 2015 г. [ftp://ftp.swpc.noaa.gov/pub/ 
warehouse]. Обширная дополнительная информация 
имеется в ряде статей и каталогов СПС, в том числе 
электронных [Sladkova et al., 1998; Kurt et al., 2004; 
Веселовский и др., 2012; Logachev et al., 2016; 
http://www.wdcb.ru/stp/data/SPE]. В результате было 
дополнительно найдено 34 события. При последующем отборе отождествлялся солнечный источник 
события с использованием фильмов и наборов изображений, полученных на радиогелиографе Нобеяма 
[http://solar.nro.nao.ac.jp/norh], телескопах крайнего 
ультрафиолетового диапазона и коронографах космических обсерваторий SOHO [http://cdaw.gsfc.nasa. 
gov/CME_list; http://lasco-www.nrl.navy.mil/daily_ mpg], 
STEREO [http://cdaw.gsfc.nasa.gov/stereo/daily_movies] 
и SDO [http://sdo.gsfc.nasa.gov/data/aiahmi] для соответствующих периодов. 

В.В. Гречнев, В.И. Киселёв, Н.С. Мешалкина, И.М. Черток 
   V.V. Grechnev, V.I. Kiselev, N.S. Meshalkina, I.M. Chertok 

 
6

 

 

Рис. 1. Соотношение между максимумами потоков СПС Ep >100 МэВ и всплесков на частоте 35 ГГц: фактические значения (a), с долготной коррекцией (б). Долгота солнечного источника представлена символами: незакрашенные круги — 
дальние восточные события (λ<–30), черные круги — западные события (λ>20), серые круги — события в интервале 
долгот –30<λ<20. Квадратами обозначены 13 событий mM с 0.1J100<10 pfu: черными — западные, серыми — 
с долготами в интервале –30<λ<20. Черные ромбы — четыре события mM с нетипично высокой протонной продуктивностью. События без обнаружимых протонных возрастаний условно показаны на пунктирной горизонтальной линии. 
Пирсоновские коэффициенты корреляции, рассчитанные для всех событий и отдельно для западных, приведены в верхней части графиков. Коэффициенты корреляции с индексами mS, mX рассчитаны для соответствующих категорий событий. Наклонные пунктирные линии (F35/13 000)2 и (F35/1100)2 на панели (a) соответствуют границам области, заштрихованной серым цветом (б). Эти линии ограничивают основное облако точек и указывают на прямое соответствие между 
пиковыми потоками F35 и J100 
 
Шестнадцать событий были связаны с залимбовыми источниками, микроволновое излучение от которых не могло достичь Земли. Относительно этих 
событий трудно сделать какие-либо выводы, поэтому 
они исключены из дальнейшего рассмотрения. Исключены также события, для которых данные GOES 
или NoRP неудовлетворительны. Полный список 
анализируемых событий (121 событие, включая 
добавленные 13 событий с пиковыми потоками 
СПС J100≥0.1 pfu и слабыми микроволновыми 
всплесками) представлен в таблице на сайте 
[http://iszf.irk.ru/~grechnev/papers/protons_microwaves/
Table.htm]. Структура таблицы та же, что и в статье [Grechnev et al., 2015a], с дополнительной колонкой флюенсов протонов на фазе роста. События в таблице расположены в порядке убывания 
их категории — сначала mX, затем mS и в конце 
mM. В пределах каждой категории порядок хронологический. Залимбовые события mO в таблицу не 
включены и не анализировались.  
Автоматически обработанные цифровые данные 
NoRP в формате XDR (IDLsave) доступны по адресу 
[ftp://solar-pub.nao.ac.jp/pub/nsro/norp/xdr]. Методика 
дополнительной, более точной обработки данных 
NoRP и оценки количественных параметров всплесков представлена в работе [Grechnev et al., 2013b]. 
Для всех событий определены и вычтены уровни 
микроволнового излучения до всплеска, поскольку 
точность их нахождения программным автоматом 
в Нобеяме часто бывает недостаточной. Анализируемый вклад гиросинхротронного излучения ускоренных электронов выделен вычитанием из микроволновых профилей всплесков с F35<103 с.е.п. теп
лового тормозного излучения, вычисленного из 
данных GOES по мягкому рентгену по стандартной 
методике. Для более мощных всплесков этот вклад 
незначителен. Вскрыта и устранена ошибка в длительности всплесков, возникшая при переходе от 
первоначальных оценок их полной длительности к 
последующим измерениям по половинному уровню 
и сместившая количественные результаты соответствующего анализа в статье [Grechnev et al., 2015a]. 
Длительности микроволновых всплесков, представленные в таблице на указанном выше сайте и анализируемые в данной работе, измерены единообразно 
по половинному уровню. 
Цифровые данные протонных мониторов GOES 
доступны на сайте [http://satdat.ngdc.noaa.gov/sem/ 
goes/data/new_avg]. Полные флюенсы протонов вычислены для интегрального протонного канала 
Ep>100 МэВ с вычтенным уровнем фона за все время 
протонного возрастания. Флюенсы протонов на фазе 
роста вычислялись аналогично. В случаях, когда 
СПС происходило на спаде предыдущего события, 
снижающийся уровень фона аппроксимировался 
экспонентой. 
Набор анализируемых данных показан на рис. 1, a, 
аналогичном рисунку в статье [Grechnev et al., 2013b]. 
Рисунок представляет соотношения между пиковыми 
значениями протонных потоков с Ep>100 МэВ и 
микроволновых всплесков на частоте 35 ГГц. Для 
наглядности солнечные события разбиты по гелиодолготе λ на три интервала с границами –30 и +20. 
Долготные интервалы представлены градациями 
серого. События без протонных возрастаний условно 
показаны на горизонтальной пунктирной прямой 

F35, c.е.п. 
F35, c.е.п. 

О корреляции околоземных протонных возрастаний >100 МэВ…     Сorrelation of near-Earth proton enhancements >100 MeV… 

 
7

внизу. Большинство СПС группируется между 
наклонными линиями, образуя «главную последовательность». Четыре события mM с нетипично высокой протонной продуктивностью (черные квадраты, 
расположенные значительно выше «главной последовательности» в левой части графика): 2000-11-08, 
2001-12-26, 2002-04-21, 2012-05-17 — произошли 
после умеренных микроволновых всплесков с пиковым потоком F35<103 с.е.п. Два из них вызвали 
наземные возрастания интенсивности космических 
лучей (GLE): 2001-12-26 (GLE63), 2012-05-17 
(GLE71). СПС 1991-05-18 (отмечено крестиком на 
панели а и треугольником на панели б) связывают с 
западным источником, но по своим свойствам это 
событие выглядит как типичное СПС от восточного 
источника. Поэтому ему приписана долгота Е45 
[Grechnev et al., 2015a]. Вверху приведены коэффициенты корреляции между логарифмами пиковых 
значений микроволновых и протонных потоков для 
всех событий (общ) и отдельно только для событий 
в западной полусфере с гелиодолготами λ>20 (W). 
Здесь и далее события в западной полусфере 
Солнца мы называем западными, а в восточной 
полусфере — восточными событиями. Корреляция 
для западных событий ниже из-за более существенного вклада четырех нетипичных событий. 
На рис. 1, б представлены те же события, но с 
поправкой на долготное ослабление при распространении протонных потоков с энергиями выше 
100 МэВ: exp([(λ  54) / 63]2) [Belov et al., 2009]. Эта 
зависимость близка к результату [Lario et al., 2013], 
полученному для протонов с энергиями 25–53 МэВ. 
Аналогичный подход использовался и ранее, включая работу [Kahler, 1982]. Применение долготной 
коррекции повышает корреляцию для всего ансамбля 
событий на 70 %. Эта коррекция использовалась для 
всех параметров СПС, в том числе и при западном 
расположении их источников. Поскольку такая долготная коррекция не является бесспорной, для контроля коэффициенты корреляции вычислены также 
отдельно для западных событий. Заметим, что эти 
коэффициенты корреляции, как и параметры регрессии, относятся к логарифмам анализируемых величин, а не к самим значениям из-за их большого динамического диапазона. Результаты применения 
линейных статистических методов в логарифмическом масштабе не являются корректными. Ввиду 
отсутствия общеизвестных альтернативных методов 
приходится принять в качестве компромисса этот 
подход, используемый практически во всех аналогичных исследованиях (см., например, [Kahler, 1982; 
Trottet et al., 2015; Dierckxsens et al., 2015] и др.), учитывая, что результаты имеют оценочный характер. 
 
2. 
СООТНОШЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ 
МИКРОВОЛНОВЫХ 
ВСПЛЕСКОВ И СПС 

2.1. 
Связь вероятности протонного события с мощностью всплеска на частоте 35 ГГц 

На рис. 2 представлено распределение вероятности СПС>100 МэВ в зависимости от пикового зна- 

 

Рис. 2. Зависимость вероятности СПС с энергиями 
Ep>100 МэВ от максимума потока микроволнового всплеска 
на частоте 35 ГГц без учета длительности всплеска и 
расположения солнечного источника. Серая гистограмма 
соответствует западным событиям, черная — всем 
событиям 

чения микроволнового всплеска на частоте 35 ГГц 
(F35). Из-за относительно небольшого числа событий 
форма гистограммы чувствительна к интервалам 
разбиения. Они выбраны так, чтобы при возможно 
большем числе интервалов гистограмма была монотонной. При максимуме микроволнового всплеска 
F35103 с.е.п. вероятность СПС составляет около 35 %. 
С ростом F35 вероятность СПС повышается, приближаясь к 100 % при F35105 с.е.п. Вероятность СПС 
при расположении его солнечного источника в западной полусфере на 10–20 % выше вероятности, 
усредненной по всему набору событий. 
Таким образом, вероятность СПС прямо зависит от пикового значения микроволнового всплеска 
на частоте 35 ГГц. Этот факт согласуется с выводом 
статей [Grechnev et al., 2013b, 2015a] об информативности мощных микроволновых всплесков как 
признака больших СПС. 

2.2. 
Роль длительности всплеска 

События без СПС условно показаны на горизонтальной пунктирной прямой в нижней части графика 
на рис. 1. Длительности соответствующих микроволновых всплесков на половинном уровне составляют 
от 0.06 до 18.8 мин при среднем значении 2.3 мин 
и разбросе n=2.5 мин. Диапазон длительностей 
всплесков в протонных событиях — от 0.23 до 68 мин 
при среднем значении 7.7 мин (p=7.9 мин). Средние 
длительности различаются в 3.3 раза. Для анализа 
использовано интегральное распределение вероятности P(t ≤ t), характеризующее вероятность события, если его длительность t не превышает заданной величины t.  
На рис. 3, a сплошной линией показано интегральное 
распределение 
вероятности 
микроволновых 
всплесков в зависимости от их длительности для событий, вызвавших СПС. Вид этого распределения 
близок к экспоненциальному: 

P(Δt ≤ t)=1–exp(–t/τ). 
 

В.В. Гречнев, В.И. Киселёв, Н.С. Мешалкина, И.М. Черток 
   V.V. Grechnev, V.I. Kiselev, N.S. Meshalkina, I.M. Chertok 

 
8

 

Рис. 3. Связь вероятности СПС с длительностью микроволновых всплесков на частоте 35 ГГц: интегральное 
распределение вероятности для длительностей микроволновых всплесков, связанных с СПС (a), и их плотность 
вероятности (б); то же для всплесков без СПС — интегральное распределение вероятности (в) и плотность вероятности (г). Внизу: расчетная зависимость вероятности 
СПС от длительности всплеска (д) 

Его производная является плотностью распределения вероятности и имеет вид exp(
/ ) / .
t


  Минимизация отклонения между фактическим распределением вероятности и его аналитической аппроксимацией дает оптимальное значение параметра 
р = 5.3 мин, характеризующего распределение по 
длительности микроволновых всплесков, связанных 
с СПС. Соответствующие аппроксимирующие функции показаны пунктирной кривой на рис. 3, a и б. 
Характер распределения по длительности микроволновых всплесков на частоте 35 ГГц, не связанных 
с СПС, оказался таким же, но с меньшей характеристической длительностью n=1.9 мин (рис. 3, в, г). 
Аппроксимирующие функции показаны штриховой 
линией. Для сравнения на рис. 3, г приведена пунктирная кривая аппроксимации функции распределения вероятности для СПС. Отношение ширин распределений длительностей микроволновых всплесков, связанных и не связанных с СПС, р / n=2.8, что 
близко к отношению их фактических средних длительностей 3.3.  
Расчетное отношение вероятностей протонного и 
непротонного событий на рис. 3, г выражается как 

р
35
р

n
35
n

1 exp(
/
) .
1 exp(
/
)

P
t

P
t








 
 

Можно оценить вероятность СПС Pр(t35) при известной длительности микроволнового всплеска t35: 

1
35
р
р
35
р
n
35
n

1 exp(
/
)
1
(
)
1
.
/
1
1 exp(
/
)

t
P t
P
P
t


















  

При найденных параметрах для анализируемого 
набора событий эта оценка дает 59 %. Фактически 
СПС произошли после 60 из 124 микроволновых 
всплесков с потоками F35103 с.е.п., т. е. в 48 % 
событий. Расчетная вероятность для СПС представлена на рис. 3, д. Штрихпунктирной прямой 
на рис. 3, г, д отмечена длительность всплеска 3.1 мин, 
при которой функции распределения протонных и 
непротонных событий становятся равными, что соответствует вероятности 0.5. Судя по рис. 3, д, при величине всплеска на частоте 35 ГГц выше 1000 с.е.п. 
и его длительности не менее 15 мин вероятность 
СПС близка к 100 %. 
Идентичность функций распределения для событий с СПС и без них указывает на то, что сама по 
себе продолжительность всплесков на частоте 35 ГГц 
не является определяющим признаком протонной 
продуктивности вспышки. Точно такое же распределение по длительности имеет и полный набор микроволновых всплесков, включающий как протонные, так 
и непротонные события. В этом случае общ =3.3 мин. 
Это распределение никак не связано с протонной 
продуктивностью событий и является собственной 
характеристикой, присущей самим микроволновым 
всплескам. Вероятной причиной разных ширин распределений p и n является чувствительность детектора, измеряющего протонный поток на орбите Земли 
в присутствии радиационного фона. При распространении в межпланетном пространстве протонного 
сгустка, инжектированного вблизи Солнца, происходит его расплывание из-за дисперсии по скоростям и 
других эффектов. Снижение максимума околоземного протонного возрастания особенно значительно, 
если продолжительность инжекции мала. Не исключено, что эти же причины определяют и зависимость вероятности СПС от пикового значения 
потока микроволнового всплеска на рис. 2. 
Однотипный вид представленных распределений 
по длительности показывает, что характеристики 
всплесков на частоте 35 ГГц не позволяют разделить 
СПС на «импульсные» и «постепенные». Следовательно, причиной зависимости количества протонов 
высоких энергий от длительности события может 
быть не различие в механизмах ускорения частиц, а 
продолжительность работы ускорительного процесса.  

2.3. 
Флюенсы протонов и микроволнового излучения 

Соотношения между различными комбинациями 
пиковых значений потоков и полных флюенсов 
всплесков микроволнового излучения и СПС представлены на четырех графиках на рис. 4. Коэффициенты корреляции для всех событий и отдельно 
для западных приведены в верхней части графиков. 

О корреляции околоземных протонных возрастаний >100 МэВ…     Сorrelation of near-Earth proton enhancements >100 MeV… 

 
9

 

 

Рис. 4. Соотношения между разными комбинациями пиковых величин потоков и флюенсов всплесков микроволнового излучения на частоте 35 ГГц и СПС > 100 МэВ: зависимость максимумов потоков протонов J100 от потоков F35 (a) и флюенсов 35 микроволнового излучения (б); зависимость флюенсов протонов 100 от потоков F35 (в) и флюенсов 35 микроволнового излучения (г). В верхней части рисунков указаны коэффициенты корреляции для всех событий и отдельно для 
западных. Долгота солнечного источника каждого события представлена цветом символа аналогично рис. 1. Квадратами 
обозначены 13 событий с 0.1 J 100<10 pfu и F35<1000 с.е.п. Черные ромбы — пять событий mM с нетипично высокой 
протонной продуктивностью. События без протонных возрастаний схематически показаны на горизонтальной пунктирной 
линии. Сплошная наклонная линия на панели г — линейная аппроксимация распределения в логарифмическом масштабе 
 
Различие между верхней и нижней левыми панелями незначительно. Отклонение пяти нетипичных событий от основного облака точек существенно меньше на правых графиках, где аргументом является флюенс микроволнового излучения, 
чем на левых, где аргумент — максимальный микроволновый поток. Наилучшее соответствие с коэффициентом корреляции 0.64 наблюдается между 
флюенсами СПС и флюенсами микроволновых 
всплесков.  
В отобранных по нашему критерию пяти событиях mM (черные ромбы) наблюдались повышенные 
потоки протонов высоких энергий. Возможно, эти 
события существенно отличаются от остальных. Как 
показывает рис. 4, наивысшая корреляция между 
флюенсами протонов и микроволнового излучения 
связана с большой длительностью этих событий; 
длительность событий с J100≥0.1 pfu и небольшими 
всплесками на 35 ГГц также велика. Однако даже 
эти события со слабыми пиковыми протонными потоками на графике флюенсов лежат на верхней границе «главной последовательности». Для событий с 
F351000 с.е.п. (без учета событий mM) коэффициент корреляции между флюенсами составляет 0.81, 
а для остальных комбинаций он не превышает 0.75. 

Полученное в логарифмическом масштабе для всех 
без исключения событий уравнение линейной регрессии, связывающее флюенсы микроволнового излучения и протонов, имеет вид 100=10–0.91.1935
0.960.19. 
Показатель степени в пределах разброса близок к 
единице, что соответствует прямой пропорциональности между флюенсами. Без учета событий 
mM с F35<1000 с.е.п. показатель степени выше единицы: 100=10–3.540.9835
1.350.16.  
Соответствие между продолжительностью процесса вспышечного ускорения и длительностью микроволнового всплеска очевидно. Если же протоны 
ускоряются ударными волнами вдали от области 
вспышки, то такого соответствия труднее ожидать. 
Полученный результат указывает на статистическое 
преобладание в области энергий >100 МэВ протонов 
вспышечного происхождения при наличии вклада 
протонов, ускоренных ударными волнами, но с 
меньшей статистической значимостью, что противоречит гипотезе об исключительной роли ударных 
волн в ускорении протонов [Kahler, 1982; Reames, 
2013; Gopalswamy et al., 2014; Desai, Giacalone, 2016]. 
Для подтверждения нашего вывода рассмотрим корреляции флюенсов протонов с некоторыми параметрами вспышечного излучения и скоростью КВМ. 

В.В. Гречнев, В.И. Киселёв, Н.С. Мешалкина, И.М. Черток 
   V.V. Grechnev, V.I. Kiselev, N.S. Meshalkina, I.M. Chertok 

 
10

 

 

Рис. 5. Логарифмические графики рассеяния для флюенсов протонов >100 МэВ с долготной коррекцией в зависимости от разных параметров солнечных вспышек и скорости КВМ. В верхней части графиков указаны коэффициенты корреляции для всех событий (общ) и отдельно для западных событий (W). Значение символов аналогично рис. 1. Флюенсы 
обильных событий отмечены серыми горизонтальными линиями. Эллипсами обведены события с F35≥1000 с.е.п. (a) и главное облако точек (г); ell — коэффициент корреляции для событий внутри эллипсов  
 
3. 
СВЯЗЬ ФЛЮЕНСОВ ПРОТОНОВ 
С ПАРАМЕТРАМИ СОЛНЕЧНОЙ 
ЭРУПТИВНОЙ АКТИВНОСТИ 

В работе [Trottet et al., 2015] были проанализированы 44 околоземных протонных возрастания в 
диапазоне энергий 15–40 МэВ (и соответствующие 
потоки субрелятивистских электронов), связанные 
со вспышками 1997–2006 гг. классов M и X в западной полусфере Солнца. Авторы вычисляли коэффициенты корреляции между логарифмами пиковых 
протонных потоков и параметров, характеризующих 
вспышки и КВМ: максимума потока мягкого рентгеновского излучения, его флюенса от начала до 
максимума, флюенса микроволнового излучения и 
скорости КВМ. 
В рассмотренном авторами диапазоне энергий 
протонов 15–40 МэВ было трудно отфильтровать 
вклад ускорения межпланетными ударными волнами 
вдали от Солнца. Для энергий протонов >100 МэВ 
вклад межпланетных ударных волн, скорее всего, 
значительно ниже. Как показывает рис. 4, флюенс 
микроволнового излучения 35 коррелирует с полным флюенсом протонов 100 существенно лучше, 
чем с максимумом потока протонов J100. Поэтому 
мы анализируем корреляции именно с полными 
флюенсами протонных возрастаний, а не с их пиковыми значениями.  
Систематическая информация о КВМ и их скоростях имеется для событий с 1996 г. в каталоге 
КВМ [Yashiro et al., 2004; http://cdaw.gsfc.nasa.gov/ 
CME_list]. Скорости, перечисленные в каталоге 
КВМ, измерены по самой быстрой детали, и поэтому 
для быстрых КВМ значения скорости относятся, вероятнее всего, непосредственно к ударным волнам 
[Ciaravella, 2006; Grechnev et al., 2013a, 2014, 2015b; 
Kwon et al., 2014, 2015]. Скорости КВМ известны 
для 39 СПС из нашего списка. На рис. 5 представлены логарифмические графики рассеяния для 
флюенсов протонов >100 МэВ с долготной коррек
цией 100 в зависимости от флюенсов микроволнового излучения 35 (рис. 5, a), максимумов потоков 
мягкого рентгеновского излучения JSXR (рис. 5, б), 
флюенсов рентгеновского излучения от начала до 
максимума SXR (рис. 5, в) и скоростей КВМ VКВМ 
(рис. 5, г). Как и на аналогичном рисунке в статье 
[Grechnev et al., 2015a], эллипсом на рис. 5, a обведены все события с максимальными потоками 
F35≥1000 с.е.п (mS и mX), а на рис. 5, г — главное 
облако точек, которое теперь включает практически 
все события, довольно равномерно распределившиеся 
внутри эллипса. Важны не соотношения осей эллипсов, зависящие от масштабов координатных осей, а 
указанные на графиках коэффициенты корреляции. 
Анализ расширенного набора событий подтверждает результаты и предположения нашей предыдущей работы [Grechnev et al., 2015a]. События с мощными микроволновыми всплесками категорий mS и 
mX группируются в облако точек с высокой корреляцией 0.89 между 100 и 35 (для западных событий внутри эллипса коэффициент корреляции составляет 0.88). Более высокая корреляция флюенса 
протонов 100 с флюенсом мягкого рентгеновского 
излучения SXR, чем с его пиковой величиной JSXR, 
согласуется с тем фактом, что полное число ускоренных частиц определяется как интенсивностью 
ускорительного процесса, так и его длительностью. 
Скорее всего, более широкий разброс, наблюдаемый 
для пиковых значений, в значительной мере определяется эффектами распространения протонов от источника до околоземного пространства.  
Согласно данным протонных мониторов GOES, 
повышенные значения флюенсов протонов для 
вновь рассмотренных событий с 0.1J100<10 pfu, 
источники большинства которых располагались в 
западной полусфере, связаны с их большой продолжительностью. Судя по рис. 5, a, к обильным относится также СПС 4 ноября 1997 г., связанное с коротким (0.9 мин) микроволновым всплеском пороговой интенсивности 1000 с.е.п. и относительно 

г 

JSXR, Вт м–2
VКВМ, км с–1 
Φ35, 10–22 Дж м–2 Гц–1 
ΦSXR, Дж м–2 

О корреляции околоземных протонных возрастаний >100 МэВ…     Сorrelation of near-Earth proton enhancements >100 MeV… 

 
11

медленным КВМ (785 км/с), но его флюенс протонов нетипично высок. Вероятная частота спектрального максимума всплеска была между 10 и 
20 ГГц. По максимальному потоку мягкого рентгена 
X2.1 это событие не выделяется среди остальных, 
а по флюенсу рентгеновского излучения и скорости КВМ оно располагается в верхней части основного облака точек.  
Естественно предположить, что в событиях с нетипично высокой протонной продуктивностью преобладал вклад ускорения протонов ударными волнами. Возможно и влияние каких-то дополнительных факторов, усиливших их протонный выход, 
особенно для события 2000-11-08 [Lario et al., 2009], 
которое выделяется и на рис. 5, г своим огромным 
флюенсом протонов, хотя скорость соответствующего КВМ (1738 км/с) не была экстремальной.  
Представленные результаты относятся к полным 
флюенсам протонов, интегрированным за все время 
соответствующих околоземных протонных возрастаний. С другой стороны, в аналогичных исследованиях часто рассматриваются флюенсы протонов 
только на фазе роста протонного события, в частности, с целью выделения его первого, «быстрого» 
компонента, связь которого со вспышечными процессами представляется более явной. Для полноты 
картины были также проанализированы те же самые 
статистические соотношения не только для полных 
флюенсов протонов, но и для флюенсов на фазе роста 
СПС от его начала до пика. Для них коэффициенты 
корреляции со всеми рассматриваемыми параметрами оказались практически такими же, как и для 
полных флюенсов, с различиями в пределах 0.02. 
 
4. 
ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ 

Проведенный 
анализ 
выявил 
связь 
между 
величиной 
и 
длительностью 
микроволновых 
всплесков, регистрируемых на частоте 35 ГГц, и 
вероятностью СПС с энергиями >100 МэВ. По-видимому, причины этой связи, помимо ограниченной 
чувствительности детекторов, — эффекты распространения протонов от их солнечных источников 
до Земли. Это обстоятельство предполагает возможность ускорения протонов до высоких энергий 
во всех вспышках, сопровождаемых достаточно 
мощными всплесками на частоте 35 ГГц, т. е. во 
всех случаях, когда происходит ускорение значительного числа электронов до релятивистских 
энергий, что подтверждает выводы статьи [Livshits, 
Belov, 2004] об одновременности ускорения электронов и протонов. 
Наши результаты согласуются с главным выводом 
работы [Trottet et al., 2015] и подтверждают ее предварительное заключение о преобладающей роли 
вспышечного ускорения для протонов высоких энергий. Для подавляющего большинства проанализированных нами событий установлена прямая зависимость с высокой корреляцией между параметрами вспышки и флюенсами протонов с энергиями 
>100 МэВ. Сопоставимая корреляция флюенсов 
СПС с флюенсами мягкого рентгеновского излучения (от начала роста до максимума) и микроволнового излучения показывает, что оба этих параметра, 

характеризующих солнечные вспышки, в принципе 
могут быть использованы для диагностики СПС.  
Для событий с достаточно мощными микроволновыми всплесками (F35>1000 с.е.п.) наблюдается 
высокая корреляция (около 0.9) между флюенсами 
микроволнового излучения и протонов, присутствующая в диапазоне трех порядков величины для 
микроволн и пяти порядков для протонных событий. 
Это соответствует степенной зависимости, показатель 
которой можно грубо оценить как логарифмическое 
отношение этих диапазонов, т. е. 5/31.7. Показатель 
степени, полученный линейной регрессией в логарифмическом масштабе, составляет 1.350.16. Данный факт позволяет практически оценивать ожидаемый флюенс СПС по наблюдаемому микроволновому всплеску. 
При более слабых всплесках корреляция должна 
снижаться, поскольку для возбуждения ударной 
волны, которая может ускорить протоны, требуется 
лишь эрупция магнитоплазменной структуры с достаточной величиной ее ускорения. Это может происходить и без выраженных вспышечных процессов, 
ответственных за ускорение частиц (см., например, 
[Grechnev et al., 2015a, b]); для таких событий характерен мягкий спектр СПС [Черток и др., 2009; Gopalswamy et al., 2015]. Действительно, корреляция с 
флюенсами протонов снижается у событий с более 
слабыми микроволновыми всплесками, но не столь 
сильно, как можно было бы ожидать: треть от их 
общего числа на рис. 5, a располагается внутри корреляционного эллипса или на его границе.  
Отдельного обсуждения заслуживают события с 
повышенной протонной продуктивностью (черные 
ромбы на рис. 5). Событие 8 ноября 2000 г. настолько 
удалено от корреляционного эллипса, отличаясь рядом своих характеристик от других событий, что в 
рамках нашего анализа его исключительность можно 
связать с ускорением ударной волной. Очень короткое импульсное событие 4 ноября 1997 г. не укладывается в рамки представлений о «постепенных» событиях с предположительно преобладающим ускорением протонов ударными волнами.  
Три оставшихся СПС, два из которых были связаны с GLE, характеризуются умеренными микроволновыми всплесками от 200 до 800 с.е.п. с широким диапазоном длительностей от 13 до 58 мин и 
максимумами спектра не выше 10 ГГц [Grechnev et al., 
2013b]. Существование событий с нетипично высокой 
протонной продуктивностью и низкой частотой 
спектрального максимума отмечалось и ранее 
[Melnikov et al., 1991; Daibog et al., 1993]. Детальный 
анализ вспышки 26 декабря 2001 г. выявил значительную асимметрию магнитной конфигурации. Для 
баланса магнитного потока площадь микроволнового источника на стороне слабых полей должна 
быть больше, чем на стороне сильных полей, соответственно отношению их напряженностей. Это 
приводит к подъему низкочастотной части спектра 
гиросинхротронного излучения и сдвигу его максимума влево. Сильная зависимость гиросинхротронного излучения от напряженности магнитного поля 
в области его генерации приводит к дополнительному разбросу параметров микроволнового всплеска