КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2013, том 51, № 1, с. 35-42
УДК 524.1-352
ГАЛАКТИЧЕСКИЕ КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ И ПАРАМЕТРЫ МЕЖПЛАНЕТНОЙ СРЕДЫ ВБЛИЗИ МИНИМУМОВ СОЛНЕЧНОЙ
АКТИВНОСТИ
© 2013 г. Г. А. Базилевская, М. Б. Крайнев, А. К. Свиржевская, Н. С. Свиржевский
Физический ин-т им. П.Н. Лебедева РАН, г. Москва gbaz@rambler.ru Поступила в редакцию 30.03.2012 г.
Рассмотрен временной ход интенсивности космических лучей сравнительно малой (~1—6 ГэВ) и большой (>10 ГэВ) энергии и характеристик, влияющих на модуляцию космических лучей в гелио-сфере, в периоды времени вблизи минимумов солнечной активности циклов 21/22, 22/23 и 23/24. Показано, что диффузия и конвекция в мелкомасштабных магнитных полях гелиосферы играют роль только при достаточно малой возмущенности поля (В/ЪВ > 1.3). При этом наблюдается отрицательная корреляция между В/ЪВ и наклоном поверхности гелиосферного токового слоя. Анализ характеристик межпланетной среды в периоды минимумов солнечной активности показывает, что энергетическая аномалия космических лучей в минимуме циклов 23/24 вызвана не избытком частиц сравнительно малых энергий, а недостатком частиц больших энергий.
Б01: 10.7868/80023420613010019
1. ВВЕДЕНИЕ
Стимулом настоящей работы стало необычное возрастание интенсивности космических лучей (КЛ) в 2008—2009 гг. по данным измерений в атмосфере [1]. В 2008 г. интенсивность КЛ с энергией несколько ГэВ достигла уровня мая 1965 г. — максимального за все время наблюдений с 1957 г. и продолжала увеличиваться вплоть до июля 2009 г., когда уровень 1965 г. был превзойден на ~12%. В работе [2] обсуждалось изменение энергетического спектра модуляции в минимуме между 23 и 24 циклами солнечной активности, и было показано, что аналогичных изменений не наблюдалось в предыдущих 19—22 циклах. В связи с этим возникла необходимость сопоставить данные наблюдений КЛ и параметров межпланетной среды в последнем минимуме солнечной активности (циклы 23/24) и в предыдущих минимумах.
Постоянный мониторинг интенсивности КЛ ведется уже в течение более 5 циклов солнечной активности (с 1954 г.). По современным представлениям, интенсивность КЛ, приходящих на орбиту Земли из межзвездного пространства, подвергается модуляции солнечной активностью. Этот процесс происходит внутри области с характерными размерами ~100 а.е. — гелиосферы, заполненной плазмой солнечного ветра и вмороженными в нее магнитными полями. Космические лучи диффундируют внутрь гелиосферы, выносятся наружу за счет конвекции солнечным ветром, испытывают энергетические потери за
счет адиабатического расширения. Кроме того, КЛ испытывают дрейф в крупномасштабных ге-лиосферных магнитных полях (ГМП), причем направление дрейфа зависит от полярности общего магнитного поля Солнца и меняется при инверсии этого поля, которая происходит в каждом 11-летнем цикле в период, близкий к максимуму солнечной активности. Таким образом, магнитный цикл имеет продолжительность двух 11-летних циклов. При положительной полярности общего магнитного поля в северном полушарии Солнца (А > 0) положительно заряженные частицы (# > 0) дрейфуют с полярных широт по направлению к экваториальной плоскости и выносятся вдоль поверхности гелиосферного токового слоя (ГТС) по направлению к границе гелиосферы. При противоположном знаке общего поля Солнца (А < 0) положительно заряженные частицы дрейфуют внутрь гелиосферы вдоль ГТС, а выносятся наружу, двигаясь от экваториальной плоскости. Отрицательно заряженные частицы (# < 0) в каждом магнитном полуцикле дрейфуют в направлении, противоположном движению положительно заряженных частиц. Поверхность токового слоя имеет сложную форму из-за сложной формы линии раздела магнитных полей на Солнце и вращения Солнца. В каждый период времени ГТС можно характеризовать гелиоширотным углом, внутри которого при вращении Солнца наблюдается смена полярности магнитного поля (секторная структура). Половина этого угла называется углом наклона ГТС %. В периоды высокой сол-
нечной активности угол х велик, а вблизи минимума солнечной активности мал. Предполагается, что наибольшее влияние на интенсивность КЛ дрейф оказывает, когда угол х мал, т.е. вблизи минимума солнечной активности. Это подтверждается наблюдениями, которые показывают, что временной профиль интенсивности КЛ в периоды минимумов солнечной активности демонстрирует максимумы переменной формы: при Aq > 0 плоские (плато), а при Aq < 0 — острые (пи-кообразные). Модуляция КЛ описывается уравнением, учитывающим все вышеуказанные процессы — диффузию, конвекцию, адиабатическое расширение и дрейф [3].
Как показывает моделирование [4], вблизи орбиты Земли для анализа поведения КЛ в первом приближении можно ограничиться только процессами диффузии и конвекции. Тогда в сферической системе координат в стационарном случае уравнение модуляции имеет вид: Vf — Kdf/dr = 0, где f — плотность КЛ, К — коэффициент диффузии, V — скорость солнечного ветра, r — расстояние от Солнца.
Решение этого уравнения f = f0exp(—M), где
rb
M = rb — граница области модуляции.
ix
r
Предполагая, что для орбиты Земли значение интеграла пропорционально значению подынтегрального выражения, можем написать f к exp(— V/k). В это выражение входят длина диффузионного пробега k и скорость солнечного ветра V. Следуя работе [5], можно записать k ~ В5/3/8В2, где В — индукция ГМП, SB2 — дисперсия вектора В за 27-дневный бартельсовский оборот. Величина Р = = exp(— VSB2/B5/3) характеризует проникновение КЛ в гелиосферу за счет диффузии и конвекции и изменяется в противофазе с модуляцией КЛ. Далее будем называть Р параметром доступа КЛ в ге-лиосферу.
Пользуясь таблицами (http://omniweb.gsfc.nasa. gov/ow.html), можно получить значения k, начиная со второй половины 1960-х. Анализ периодов времени вблизи минимумов солнечной активности должен учитывать дрейф КЛ в ГМП. Значения угла наклона ГТС приведены в (http:// wso.stanford.edu/Tilts.html), начиная с середины 1976 г.
2. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
Для изучения энергетических зависимостей долговременных вариаций КЛ и их связи с солнечными и гелиосферными индексами необходимы однородные ряды данных. В данной работе использованы результаты измерений потоков заряженных частиц на шарах-зондах в полярной ат-
мосфере (Мурманская обл., порог геомагнитного обрезания Яе = 0.6 ГВ), проводимых Физическим институтом РАН с середины 1957 г. [6—8]. На границу атмосферы падают первичные КЛ с жесткостью выше порога геомагнитного обрезания, которые претерпевают взаимодействия с ядрами атомов воздуха и образуют каскады вторичных частиц. В результате зависимость потоков частиц от глубины в атмосфере (так называемая переходная кривая) в полярной атмосфере имеет максимум на глубинах от 40 до 60 г/см2 (вблизи минимума солнечной активности ~40 г/см2). Соотношение между наблюдаемыми потоками частиц на данном уровне атмосферы (вторичные КЛ) и на ее границе (первичные КЛ) устанавливается с помощью коэффициентов связи, в которые входит кратность генерации вторичных КЛ, функция отклика прибора и энергетический спектр вариации КЛ [9]. Согласно энергетической зависимости коэффициентов связи, эффективная энергия первичных частиц в максимуме переходной кривой в минимуме солнечной активности составляет ~1.5—2 ГэВ, хотя функция коэффициентов связи на половине высоты максимума имеет значительную ширину от 0.5 до 5 ГэВ [10].
Для анализа вариаций КЛ в области более высоких энергий выбран нейтронный монитор Москва (Яе = 2.4 ГВ), т.к. среди среднеширотных станций он имеет длительный период непрерывной работы (http://helios.izmiran.rssi.ru/eosray/days.htm). Коэффициенты связи для нейтронного монитора в минимуме солнечной активности имеют максимум при Е ~ 4 ГэВ, при ширине на половине высоты максимума от ~3 ГэВ до ~15 ГэВ [11].
На рис. 1 приведены результаты многолетних измерений интенсивности заряженных частиц в максимуме переходной кривой в Мурманской обл. (Яе = 0.6 ГВ) и данные измерений нейтронного монитора Москва (Яе = 2.4 ГВ). Данные нормированы по среднему значению за 1965 г. Для сравнения показано среднемесячное число солнечных пятен. На рисунке хорошо виден переменный характер формы вершин 11-летнего хода интенсивности КЛ, а также особенность в 2008—2011 гг. В предыдущих минимумах солнечной активности результаты измерений в стратосфере и на нейтронном мониторе совпадали в пределах 1—3%, тогда как в 2009 г. различие составило более 10%. Анализ этого расхождения [2] показал, что в конце 2008 г начался преимущественный рост потоков частиц с энергией меньше нескольких ГэВ/нуклон, который был зарегистрирован в стратосферных измерениях КЛ, но дал малый вклад в показания нейтронных мониторов на уровне моря. В 2009 г. этот дополнительный поток достиг максимальных значений. Наличие дополнительного потока частиц малых энергий подтверждается результатами измерений орбитальным спектромет-
£ о о я <ч S о Я
В
Я
И
120 100 80
60 -
40
20
200
100
0
1955 1965 1975 1985 1995 2000 2015
Годы
Рис. 1. Вверху — среднемесячные значения потоков КЛ в максимуме переходной кривой в Мурманской обл. (черная кривая) и по данным нейтронного монитора Москва (серая кривая). Данные стратосферных измерений и нейтронного монитора нормированы по среднему значению за 1965 г. Горизонтальные отрезки в верхней части рисунка указывают периоды времени рассмотрения регрессий (см. текст). Нижняя кривая — число солнечных пятен. Цифры — номера циклов солнечной активности. Знаки плюс и минус соответствуют полярности общего магнитного поля в северном полушарии Солнца, А > 0 и А < 0 соответственно.
ром ПАМЕЛА [12], а также спутником ACE, где в это время наблюдается различное поведение, например, ядер железа с энергией 155.5 и 455.9 МэВ/нуклон (http://www.srl.caltech.edu/ACE/ ASC/level2). Далее в статье результаты измерений в стратосфере будем относить к КЛ малых энергий, а результаты измерений на нейтронном мониторе к КЛ больших энергий.
Физические условия в гелиосфере в период минимума 23/24 солнечных циклов были необычными. К особенностям этого периода относятся очень низкое минимальное число пятен (сглаженное Rz = 1.7), длите
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.