УДК 524.17352
МОДУЛЯЦИЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ НА ФАЗЕ РОСТА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ 24-го ЦИКЛА
© 2014 г. Р. Т. Гущина1, А. В. Белов1, Е. А. Ерошенко1, В. Н. Обридко1, E. Паорис2, Б. Д. Шельтинг1
1 Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова
РАН (ИЗМИРАН), г. Москва, г. Троицк 2 Физический факультет Афинского университета, 15771 Афины, Греция e-mail: rgus@izmiran.ru Поступила в редакцию 02.09.2013 г.
После доработки 16.12.2013 г.
Последние годы дали нам возможность исследовать долговременное поведение интенсивности космических лучей (КЛ) в необычно глубоком минимуме солнечной активности (СА) между 23-м и 24-м циклом и во время фазы роста СА в 24-м цикле, самом низком цикле в эпоху регулярных наземных наблюдений КЛ c 1951 г. В период необычно затянувшегося минимума СА в вариациях КЛ наблюдался максимум интенсивности КЛ, величина которого зависит от энергии частиц: плотность КЛ в указанный период (2009 г.) превышает значения предыдущих максимумов КЛ в 19-м—23-м циклах для частиц малых энергий (наблюдаемых на КА и в стратосфере) и средних энергий (наблюдаемых на нейтронных мониторах). После 2009 г. модуляция КЛ на фазе роста СА в течение трех лет (2010—2012 гг.) значительно слабее, чем модуляция в соответствующих периодах роста СА предыдущих циклов. Рассмотрены возможные причины этой аномалии в вариациях КЛ, которые связываются с величиной остаточной модуляции КЛ в минимуме между 23-м и 24-м циклами и поведением характеристик СА в этот период. Сделана оценка вклада в модуляцию КЛ различных характеристик магнитного поля Солнца и индексов, учитывающих спорадическую солнечную активность.
DOI: 10.7868/S0016794014040063
1. ВВЕДЕНИЕ
Основными особенностями непрерывных изменений солнечных магнитных полей являются 11- и 22-летние циклы, которые существенно отличаются друг от друга по фазе, интенсивности и т.д. Изменения солнечных магнитных полей через солнечный ветер создают различные типы вариаций КЛ. Так же, как и на Солнце, в космических лучах все циклы различны, каждый обладает собственными не повторяющимися чертами. Об этом можно говорить достаточно уверенно, поскольку долговременные вариации КЛ изучаются давно: с 1936 г. по данным ионизационных камер, ас 1951 г. — по данным нейтронных мониторов. От цикла к циклу заметно меняется величина средней модуляции КЛ — параметр, способный характеризовать цикл в целом [Гущина и др., 2012]. Еще более индивидуальны вариации КЛ внутри цикла. Вариации КЛ и определенные из данных наблюдений СА изменения параметров модуляции КЛ дают возможность сравнить циклы, рассмотреть особенности вариаций КЛ в разные эпохи цикла СА, выявить похожесть и различие циклов и попытаться установить причину отличий четных и нечетных циклов.
В последние годы поведение КЛ особенно сильно отличается от того, что мы видели ранее. Во-первых, небывало низкий минимум СА в 2007—2010 гг. вызвал рекордный рост плотности КЛ. По-видимому, никогда ранее (в период регулярных наблюдений) она не была так близка к внегелиосферному уровню. Во-вторых, удивляет необычно слабая модуляция КЛ в фазах роста и максимума текущего 24-го цикла СА.
Цель предлагаемой работы — определить особенности и сравнить вариации КЛ в последние годы с вариациями в 19-м—23-м солнечных циклах.
2. ДАННЫЕ
Настоящее исследование продолжает ряд ранее представленных работ [например, Бе1оу й а1., 2001, 2005; Белов и др., 2002; Гущина и др., 2008], где описание долговременной модуляции КЛ выполнено с помощью многопараметрической модели, в которой характеристики СА линейно связаны с амплитудой вариаций КЛ. Исходными данными для моделирования вариаций КЛ являются наблюдения интенсивности КЛ, характеристики глобального магнитного поля Солнца и данные о солнечной активности. Спектр долговременных вариаций КЛ для 1953—2012 гг. рас-
считан по ранее предложенной методике [Belov etal., 1993], с помощью которой изотропная составляющая космического излучения определена на основе всей имеющейся информации об интенсивности космического излучения, полученной при его регистрации наземной сетью НМ (~40 мониторов) и при зондировании стратосферы в трех пунктах [Стожков и др., 2007]. Дальнейший анализ выполнен по среднемесячным значениям вариаций интенсивности КЛ с жесткостью 10 ГВ (А10 в % относительно 2009 г.), полученным из этих данным по указанной методике: А10 — амплитуда долговременных вариаций галактических КЛ для частиц с жесткостью 10 ГВ, т.е. для частиц с энергией, к которой наиболее чувствительны НМ.
Поскольку наблюдаемые у Земли вариации КЛ есть интегральный результат многочисленных солнечных явлений, достоверная эмпирическая модель описания поведения КЛ должна объединять по меньшей мере несколько солнечных индексов. Выбор параметров солнечного магнитного поля для эмпирического описания циклов в КЛ обоснован в работах [Белов и др. 2002; Гущина и др. 2008; Belov et al., 2005].
В качестве показателя глобальных процессов на Солнце использована характеристика полярных магнитных полей Солнца Hpol (величина и направление поля) и две характеристики крупномасштабных полей — интегральный энергетический индекс Bss (квадрат радиальной компоненты магнитного поля, усредненный по сфере фиксированного радиуса — поверхности источника солнечного ветра) и п — наклон гелиосферного токового слоя. Среднемесячные значения этих величин рассчитаны на поверхности источника солнечного ветра. Характеристики поля рассчитываются из результатов прямых наблюдений в солнечных обсерваториях с 05.1976 г. по настоящее время, а до 1976 г. дополнены косвенными наблюдениями магнитных полей и обработаны по методикам [Obridko and Shelting, 1999; Ванярха, 1995].
Учет воздействия транзиентных солнечных явлений на КЛ в проводимом анализе выполнен с помощью использования различных индексов. В работе [Белов и др., 2007] для этой цели был определен индекс солнечных вспышек xf, учитывающий мощность рентгеновской вспышки (отбирались вспышки класса >М1). Показано, что дополнительный учет вспышечной активности Солнца при описании долговременных вариаций в 1976—2012 гг. уточняет модель модуляции КЛ, представляя в ней короткопериодическую часть вариаций КЛ. Следующим шагом для адекватного отображения активности Солнца в модели долговременных вариаций КЛ стало введение индекса Pi, в определении которого учитывалось число ко-рональных выбросов массы (СМЕ) за месяц и сред-
няя скорость плазмы [РаоиЙ8 е! а1., 2012]. Расчет индекса Pi выполнен следующим образом: Pi = а [Ые/Ые(шах)] + Ь [Ур/Ур(шах)], где а + + Ь = 1, а, Ь > 0, Ые — количество корональных выбросов массы (СМЕ) за месяц, Ур — средняя скорость СМЕ, Ые(шах) и Ур(шах) — максимальные значения этих параметров в период 1996— 2012 гг., когда имеются данные о СМЕ, полученные на аппарате 80Н0 [ИИр://сдам§81:с.па8а.§оу/ СМЕ_1й!]. Использование индекса Pi в расчетах ожидаемых вариаций КЛ в 1996—2012 гг. улучшает описание долговременных вариаций КЛ на фазе роста 23-го и 24-го циклов СА. Для раннего периода (до 1976 г., когда расчет СМЕ-индекса и индекса рентгеновских вспышек был невозможен) для отображения в модели модуляции КЛ воздействия локальных полей Солнца применялся индекс — число геомагнитных бурь с внезапным началом, отражающий возмущения солнечного ветра, распространяющихся в гелиосфере [http://www.wdcb.ru/ stp/data/sudden.com/].
Отметим, что в солнечных циклах перечисленные выше индексы ведут себя по разному, это дает возможность надеяться, что при построении модели при дополняющих друг друга индексах мы можем получить полную картину модуляции КЛ в циклах СА (рис. 1). Здесь приведены ожидаемые и наблюдаемые вариации для жесткости частиц 10 ГВ для 19-го—24-го циклов и вклады в модуляцию КЛ от изменений различных индексов. Модель модуляции КЛ строилась с помощью многопараметрического регрессионного анализа. Она достаточно хорошо описывает общий ход вариаций КЛ в 1957—2012 гг. и имеет следующие регрессионные характеристики: коэффициент корреляции р = 0.86, среднеквадратичное отклонение а = 2.79%.
3. ФАЗА РОСТА СА В 24-ом ЦИКЛЕ И МОДУЛЯЦИЯ КЛ В ЭТОТ ПЕРИОД
В феврале 2012 г. по данным о сглаженном числе солнечных пятен и о потоке радиоизлучения на волне 10.7 см текущий 24-й солнечный цикл прошел свой первый, и, скорее всего, главный максимум. В апреле—мае 2013 гг. значение чисел Вольфа вновь увеличилось, обозначая, возможно, второй (невысокий) пик в развитии текущего солнечного цикла. Модуляция КЛ в рассматриваемом цикле достигла, судя по всему, максимума, но этот максимум находится вблизи уровня минимальной модуляции для других циклов при той же полярности солнечного магнитного поля (20-го и 22-го) и очень далеко от уровня максимальной модуляции в любом из циклов. Сопоставим вариации КЛ в эпоху роста и максимума текущего 24-го цикла с долговременными вариациями в разных эпохах 19-го—23-го циклов. Изменения среднего значения вариации КЛ за каждый цикл,
PQ
15
К
и
Я
се
и р
св
<ч «
Г
0
59 63 67 71 75 79 83 87 91 95 99 03 07 11 Годы
Рис. 1. Модуляция КЛ в 19-м—24-м циклах солнечной активности: модель и наблюдения вариаций КЛ (жесткость 10ГВ) — внизу; вклады в модуляцию от индексов, использованных при построении модели, Нро1, п, ВВвв и Шее — вверху.
величины, которую можно считать характеристикой мощности цикла КЛ, показывают, что каждый цикл индивидуален. Самая глубокая модуляция [Гущина и др., 2012, (рис. 1)], наблюдается (среднее значение вариации от минимума одного цикла СА до минимума другого получены относительно 1976 г.) в 22-м цикле (—7.3%), КЛ менее всего подверглись модуляции в 20-м цикле (—3.1%), а в трех остальных нечетных циклах модуляция последовательно убывает (19-й--7.0%, 21-й--6.3% и
23-й--4.6%). В текущем 24-м цикле до декабря
2012 г. модуляция очень небольшая, меньше, чем в предшествующих циклах.
Анализ наблюдаемого 24-го цикла, самого низкого за время наблюдения КЛ, позволяет предположить, что малая глубина модуляции объясняется не только низкой СА и соответственно малыми величинами модулирующих характеристик, но и меньшей эффективностью их воздействия на КЛ.
Наклон г
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.