ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2007, том 47, № 1, с. 41-46
УДК 524.1-352
СПЕКТРОГРАФИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ СОБЫТИЙ В КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧАХ В ОКТЯБРЕ-НОЯБРЕ 2003 г.
© 2007 г. В. К. Короткое
Институт космофизических исследований и распространения радиоволн ДВО РАН,
с. Паратунка (Камчатская обл.)
e-mail: orkfi@pl.msi.ru Поступила в редакцию 22.11.2005 г.
По данным регистрации нейтронных кратностей в нейтронном мониторе ст. "Магадан" спектрографическим методом определены параметры спектра вариаций жесткости космических лучей и вариации жесткости геомагнитного обрезания для Форбуш-понижений и возрастаний интенсивности, связанных с регистрацией на уровне наблюдения солнечных космических лучей. Результаты анализа показывают увеличение показателя спектра при его представлении в степенном виде для Форбуш-понижений и его уменьшение для возрастаний интенсивности. В анализируемых случаях жесткость геомагнитного обрезания уменьшается как для возрастаний интенсивности, так и для Форбуш-понижений.
PACS: 96.50.sb
1. ВВЕДЕНИЕ
Спектрографический метод для исследования вариаций космических лучей был разработан для нейтронных мониторов, расположенных на разных высотах над уровнем моря [Дорман и др., 1968], и реализован в действующих Саянском [Дорман и др., 1972] и Эльбрусском [Дорман, Шхалахов 1972а, б] спектрографах. Метод основывается на использовании данных, имеющих различные коэффициенты связи первичных и регистрируемых вариаций, что имеет место для нейтронных мониторов на разных высотах. В данной работе в качестве данных для спектрографического анализа используются нейтронные кратности, регистрируемые в нейтронном мониторе. Нейтронная кратность определяется как количество нейтронов, рожденных во взаимодействии падающей на нейтронный монитор частицы космических лучей с ядром свинцовой мишени нейтронного монитора. Величина кратности увеличивается с увеличением энергии налетающей частицы, поэтому вариации регистрируемого количества событий с различными нейтронными кратностя-ми будут иметь различные коэффициенты связи с вариациями энергетического спектра первичных космических лучей. Это дает возможность использовать данные регистрации вариаций нейтронных кратностей в спектрографическом методе. При этом в отличие от горного варианта спектрографического метода достаточно одного нейтронного монитора, расположенного на любом уровне наблюдения и не обязательно на горных высотах.
2. ДАННЫЕ И МЕТОД АНАЛИЗА
Связь между относительными вариациями Ык/4 компоненты космических лучей (КЛ) типа к, в которые введена поправка на вариации атмосферного происхождения, с вариациями жесткости геомагнитного обрезания 5Яс и относительными вариациями спектра жесткости 5^(Я)/0(Я) первичных частиц КЛ записывается в виде [Дорман, 1975]
61
^ = - Ж(Яс)6Яс + Гк(Я)¿Я, (1)
Яс
где Жк(Я) - коэффициенты связи между первичными и регистрируемыми вариациями КЛ. В качестве компонент вторичных КЛ 1к в этой работе используются три первые нейтронные кратности, регистрируемые нейтронным монитором, в которые введена поправка на вариации атмосферного происхождения. Коэффициенты связи Жк(Я) можно определить из экспедиционных измерений широтного хода нейтронных кратностей [Дорман, 1975]
Wk ( Rc ) = -
1 dlk(Rc) Ik( Rc ) dRc •
Если принять широтный ход для кратностей в том же виде, что и для интенсивности [Дорман,
Шхалахов, 1972а] 1к(Я) = 10 (1 - ехр(-акЯ^ Рк)), коэффициенты связи принимают вид
Жк (Я) = ак (Рк -1 )х
х exp(-akR1 Pk)/(1 - exp(-akR1"Pk)).
Параметры широтного хода для интенсивности космических лучей I и различных кратностей 1к по данным экспедиционных измерений
Кратность Параметры
10 а в
I (2-]Ш-64) 42930 8.318 1.866
1х (к = 1) 28592 7.155 1.808
12 (к = 2) 4481 10.255 1.951
13 (к = 3) 1055 13.48 1.978
к 1 1 ) 326 20.30 2.060
15 (к = 5) 64 42.83 2.291
5 В (Я)/В (Я) = ЕЯ
-у
(3)
51
— = - Жк( Яс )5Яс + Е | Я- Жк( Я)аЯ,
(4)
к = 1, 2, 3.
После исключения 5Яс и Е в системе уравнений (4) получаем уравнение для определения у
О = F(y),
где
Параметры ак и вк, полученные в экспедиционных измерениях на НИС "Академик Курчатов", приведены в работах [Коротков, 1999; Ко-го1коу, 1999] и в таблице. Спектр вариаций в простейшем виде принимается в степенной форме
511 512
Ж2 (Яс) --г2 Ж1 (Яс)
11_12_
5/2 5/3 '
Жз (Яс) -у* Ж2 (Яс)
12 13
^ ( у )Ж( Я с) - F2 ( У) Ж1 ( Яс ) F2 ( У )Жз( Я с) - Fз ( у) Ж2 ( Яс ) и введены обозначения
ак (вк - 1)
О =
^у) =
Fk(Y) =
1-ехр (-акЯс Рк)
х
Три неизвестных параметра Е, у и 5Яс можно определить решением системы (1) для первых трех кратностей, которая после подстановки (2), (3) в выражение (1) принимает вид
х |Я 1 -вкехр(-акЯ: Рк)аЯ.
Для определения у использован метод последовательных приближений. Правую часть для О разложим в ряд Тейлора до первого порядка включительно в точке начального приближения у = у(0)
о = т>< 0>+да-)'и Аг
(0)
и после подстановки F(y) получаем выражение для определения Ау(0)
Ау(0) =
(О - F(0)X Жз(Яс)&20) - Ж2(Яс)F30))
Ж2 ( Яс )
Г й1± I а у
(0)
( dF2
(0)
- г
(0)
Жз(Яс)[ ^т) - Ж2(Яс)1 — I
(0)
V а у)
Я
с
Я
с
где
ау
ак (вк - 1)
1-ехр(-акЯс Рк)
х
511
512
Е=
~Т ^2 (Яс) - ~г Ж1 (Яс)
_ч_12_
Fl Ж2 (Яс ) - F2 Ж1 ( Яс ) .
хЯ
к 1пЯ ехр (-акЯ: Рк)аЯ,
а последующие приближения определяются как у« +1) = у«) + Ау(и), п = 0, 1, 2, .... После определения у определяются 5Яс и Е:
51 ^ 512
—F2 у ^
5 я = 1 1 1 2_
с ^ Ж2(Яс) -F2Wl(Яс)'
3. РЕЗУЛЬТАТЫ АНАЛИЗА И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ
С 21 октября по 4 ноября 2003 г. зарегистрирован ряд событий в космических лучах, сопровождавших серию вспышек на Солнце и межпланетных возмущений. 21, 24, 31 октября и 4 ноября наблюдалось четыре Форбуш-понижения с амплитудой до 5-6%. Форбуш-понижение 29 октября с началом в 06:40 ит имело величину 30% и восстановление закончилось после 8 ноября. Во время солнечной вспышки 28.10.2003 г. [Ьйр://8о1агшп^ Филиппов, 2005] произошел выброс большого количества
в
у
Я
с
/м, % I, %
/м//, % I1/I, % I2/I, %
I3/I, % КЯ, %
fa^/^---
.....; to.'/J '^.l.' i 'T'. TTT4IfTír rfn г i1 ТГ Л гтп i 'i4:»" Т. т^ттг MA
KI, % Ко, %
1
8ЯС, ГВ о -1 0
B -1 -2 0.1 Y 0
liáiny Ma^iiiihUlmiyilMÜáAlirn'i. i^AhAIIAliiiÜlÉ^ iltfmamniUH
'füfirVTWfflffH.nilfnTf^l^'TjVji üé'Jii üUUik.i Itk^Lá láii^iáiL JuMliy^^HI
Ж -WVV 'ИГР* IГГ'ТГТ'Щ wf»'' IT'Iг "1т, M^rilÉj^áliito LÜJiIIÉN^IÍ^MIÍ
-0.11 1 I I I ' I' I'1 'I I I I I I I I I I I I I II
1 4 7 10 13 16 19 22 25 28 31 3 6 9 12 15 18 21 24 27 30 Октябрь Ноябрь 2003 г.
Рис. 1. Временной ход часовых данных интенсивности космических лучей для ст. "Мыс Шмидта" - /м, ст. "Магадан" -/, их отношение - /м//; отношения числа случаев регистрации кратностей к = 1, 2, 3 к интенсивности - /к// и средней кратности, рассчитанной по данным без компенсации - КЯ, с компенсацией случайных совпадений кратностей - К/ и по данным, зарегистрированным без и с "мертвым" временем и рассчитанных согласно (5) - К0; рассчитанные спектрографическим методом вариации жесткости геомагнитного обрезания ЬЯс и параметры В и у первичного спектра вариаций 5ДЯ)/£(Я) = ВЯ~^.
солнечной массы (Coronal Mass Ejection), скорость которой составила по оценкам [Чилингарян, 2005] 2100 км/с. Через 20 ч, достигнув орбиты Земли, в результате взаимодействия с магнитосферой 29.10.2003 г. в 06:10 UT произошли сильная магнитная буря с Kp = 9 и большое Форбуш-понижение до 30%.
На рис. 1 изображен временн0й ход интенсивности КЛ I, регистрируемый нейтронным монитором на ст. "Магадан" (RC = 2.1 ГВ) и "Мыс Шмидта" (RC = 0.5 ГВ) и их отношение. Сравнение по отношению показывает одинаковый времен-н0й ход для Форбуш-понижений и большую амплитуду для возрастаний КЛ для ст. "Мыс Шмидта". На рис. 1 также изображены отношения нейтронных кратностей к интенсивности Ik/I для первых трех кратностей k = 1, 2, 3 с октября по ноябрь 2003 г. для ст. "Магадан". Временн0й ход отношений Ik/I для различных кратностей различен, т.е. первичные и регистрируемые вариации нейтронных кратностей имеют различные коэффициенты связи, что и дает возможность использо-
вания данных по вариациям нейтронных кратностей в спектрографическом методе. На рис. 1 изображен также временной ход средних нейтронных кратностей, рассчитанных различными способами: К/, рассчитанных по данным /к с компенсацией, и КЯ - без компенсации случайных совпадений кратностей
i
kh
K -
_ k
(K - KI, KR).
Средняя кратность K0 рассчитана как
K.- I
(5)
- по отношению данных по интенсивности / к числу взаимодействий космических лучей с ядрами свинцовой мишени нейтронного монитора /0, которое определяется по данным регистрации чис-
k
k
о
ла частиц с "мертвым" временем т [Коротков, Соколова, 1979] как
Io =
1-11т
Ik =
II и>
m - 1
N
(и)
N - и + m
m
m
I Rk:
Vkm = Ь
где Rki +1
Ik = Rk1) -2R2)-
R
(3)- (R2)= t + R2)= t),
^лч л i л ft-2
г>(п)
где Як - число случаев регистрации суммарной кратности к при условии, что нейтроны зарегистрированы в п секциях нейтронного монитора,
где Т - интервал времени регистрации (1 ч или 1 мин), согласно [Коротков, Соколова, 1979], оптимальная величина т = 3600 мкс.
Значение средней кратности растет с увеличением средней энергии падающих на нейтронный монитор частиц, поэтому увеличение средней кратности во время Форбуш-понижения означает, что энергетический спектр КЛ становится более жестким. Это показывают графики для Ко и К1. Однако, если использовать непосредственно регистрируемые данные по кратностям для расчета средней кратности, т.е. без компенсации случайных совпадений КЯ, ее временной ход просто повторяет временной ход интенсивности, т.е. без коррекции данных по кратностям на эффект случайных совпадений имеет место неправильная физическая интерпретация данных. Поэтому далее в спектрографическом методе используются данные только с поправкой на случайные совпадения, которые получены с использованием способа регистрации кратностей с автоматической компенсацией эффекта совпадений кратностей [Коротков, 1986]. Математически схему регистрации кратностей по этому способу можно представить формулой
ЯЯ к, = к - число случаев р
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.