КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2007, том 45, № 3, с. 274-277
КРАТКИЕ СООБЩЕНИЯ
УДК 537
О ВОССТАНОВЛЕНИИ ИНТЕНСИВНОСТИ АНОМАЛЬНОГО КИСЛОРОДА НА СПАДЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ПРИ ОТРИЦАТЕЛЬНОЙ ПОЛЯРНОСТИ МАГНИТНОГО
ПОЛЯ СОЛНЦА
© 2007 г. Д. А. Журавлев, |М. А. Кондратьева, Ч. А. Третьякова
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ
Поступила в редакцию 12.07.2005 г.
РАС8: 95.75Wx
Прямые наблюдения гелиосферных магнитных полей [1] показали, что крупномасштабная их структура включает нейтральный токовый слой, разделяющий гелиосферу на "северную" и "южную" полусферы, в которых доминируют противоположные полярности магнитного поля. Каждые 11 лет происходит изменение знаков полярности на противоположные, а каждые 22 года наблюдаются одинаковые полярности магнитного поля Солнца. Существование 22-летнего солнечного магнитного цикла учитывается в дрейфовых теориях модуляции космических лучей (КЛ), согласно которым распространение заряженных частиц в гелиосфере при одинаковых полярностях происходит одинаково: при отрицательной (условно) полярности положительно заряженные частицы движутся от границы модуляции внутрь гелиосферы вдоль нейтрального токового слоя и выходят из нее на высоких широтах; при А > 0 - картина обратная.
После максимума солнечной активности (СА) и переполюсовки магнитного поля Солнца в 2000 г. началось восстановление интенсивности КЛ при отрицательной полярности магнитного поля Солнца (А < 0). Предыдущий период восстановления с такой же полярностью имел место после переполюсовки в 1980 г. В связи с этим мы вернулись к результатам наших экспериментов по измерению потоков аномальных космических лучей (АКЛ) у Земли в 1980-х годах, чтобы сравнить их с тем, что будет измерено в ближайшие годы.
Постановка задачи. Тогда, в начале 1980-х, с неуверенностью ожидали "появления" АКЛ после их "исчезновения" в 1979 г., так как дрейфовые теории предсказывали, что после переполюсовки в 1980 г. интенсивность АКЛ может оказаться очень низкой, за пределами регистрации приборов. Однако, АКЛ появились, но не при том темпе счета нейтронных мониторов (НМ), при котором они "исчезли", а позднее, т.е. обнаружилось запаздывание в восстановлении их интенсивности по сравнению с
частицами галактических космических лучей (ГКЛ), которого и следовало ожидать, если частицы распространяются диффузионно. В этом случае, как показал ОчОа1^Ьег [2], среднее время распространения частицы {{) от границы модуляции, расположенной на радиальном расстоянии г, до 1 АЕ равно ф = г2/6 Кп, где Кгг = вЯК0(г, 0 - коэффициент диффузии частицы с жесткостью Я и относительной (по отношению к скорости света) скоростью р.
Ионы аномального кислорода О+ с энергией 10 МэВ/нукл, регистрируемые в наших экспериментах, имеют малую скорость в ~ 0.14, но, будучи однократно заряженными [3], обладают большой жесткостью Я ~ 2 ГВ. Протоны с такой же жесткостью имеют почти релятивистские скорости в ~ 0.92. В результате соотношение времен распространения ионов АКЛ и протонов ГКЛ при одинаковой жесткости, определяемое обратным соотношением их скоростей (¿)акл/^)гкл = вгКд/вАКд, равно ~7, т.е. должен наблюдаться заметный временной сдвиг в восстановлении их интенсивностей вблизи Земли. В настоящей статье рассматриваются эффекты гистерезиса между ионами аномального кислорода и протонами ГКЛ сравнимой жесткости в 21-м цикле СА.
Экспериментальные данные. В данной работе использованы следующие данные об интенсивности космических лучей вблизи Земли, состоянии гелиосферы и активности Солнца в 21-м цикле СА:
1) Потоки ионов О+ с энергиями 9-11 МэВ/нукл в 1984-1987 гг. были измерены в наших экспериментах [4]; интенсивности ионов О+ с энергиями 8-27 МэВ/нукл в 1976-1987 гг. - на 1МР-8 [5].
2) Данные о протонах со средней жесткостью Я ~ 1 ГВ [6] были предоставлены нам сотрудниками ФИАН в виде разности счета гейгеровского счетчика на 10 г/см2 остаточной атмосферы в Мурманске (средняя жесткость обрезания Яс = 0.6 ГВ) и в Москве (Яс = 2.4 ГВ).
3) Данные о протонах со средней жесткостью R ~ 2 ГВ заимствованы нз работ [7, 8], где приведены сведения о скорости счета интегрального потока частиц КЛ с энергиями более 70 МэВ (измерения на IMP).
4) Данные о скорости счета НМ на станции Climax (жесткость обрезания Rc ~ 3 ГВ), регистрирующего частицы КЛ со средней жесткостью R ~ 11 ГВ взяты по адресу: ftp :\\ftp.ngdc.noaa. gov/STP/SO-LAR-DATA/SUNSPOT-NUMBERS.
5) Данные о числе солнечных пятен на Солнце (число Wolf а) взяты по адресу: ftp:\\ftp.ngdc. noaa.gov/STP/SOLAR-DATA/COSMIC-RAYS.
6) Данные о среднем угле а наклона гелио-сферного нейтрального токового слоя взяты по адресу: http:\soi.stanford.edu/~WSO/Tilts.htm/
Наши экспериментальные данные были получены с помощью твердотельных трековых детекторов, экспонированных на ИСЗ на высотах 200-400 км с углом наклонения орбиты 62°-82°. Детекторы состояли из нескольких слоев нитрата целлюлозы суммарной толщиной 500-800 мкм и площадью 25-80 см2. Такие стопки позволяли идентифицировать ядра с зарядами >6, останавливающиеся в детекторе, и определять их энергию в диапазоне 10-25 МэВ/нукл. Для изучения аномальных космических лучей отбирались экспозиции, проведенные в периоды спокойного Солнца. В 80-х годах длительность экспозиций была стандартной - 14 дней. Поскольку детекторы были пассивными, они регистрировали средний за этот промежуток времени поток частиц. В американском эксперименте на IMP интенсивность ионов аномального кислорода определялась по измерениям в спокойные периоды Солнца усреднением за 3 или 6 месяцев.
Экспериментальный результат. По данным 21-го цикла СА построены графики (рис. 1а, 16, 1в) корреляций между изменениями со временем интенсивностей ионов аномального кислорода и протонов ГКЛ с жесткостями ~1, ~2 и ~11 ГВ на восходящей (1976-1980 гг.) и нисходящей (19831987 гг.) ветвях СА. За меру интенсивности протонов с жесткостью ~1 ГВ (ось абсцисс на рис. 16 и 26) принята разность счета числа частиц в секунду на широте Мурманска (Rc = 0.6 ГВ) и Москвы (Rc = 2.4 ГВ); протонов с жесткостью ~2 ГВ (ось абсцисс на рис. 1в и 2в) - скорость счета в секунду частиц с энергиями >70 МэВ/нукл на IMP; протонов с жесткостью ~11 ГВ - скорость счета нейтронного монитора на станции Climax (ось абсцисс на рис. 1а и 2а).
Следует отметить, что измерения нисходящей ветви интенсивности аномального кислорода в 70-х годах (A < 0) на IMP из-за малого геометрического фактора закончились в 1979 г., когда интен-
Интенсивность, (см2 с ср МэВ/нукл) 1 а 1976
10
1-6
10
г7
10
1-8
1987
IMP
наши данные ANURADHA
3600 3800 4000 4200 4400 Climax HM
10
10
10
1976 1987
10
10
200 400 600 800 1000 N (0.6-2.4 ГВ)
1976
10
100 200 300 400 IMP (>70 МэВ)
Рис. 1. Графики корреляций между интенсивностями ионов АКЛ и протонов ГКЛ со сравнимой жесткостью в 21-м цикле СА в период возрастания СА в 1976-1979 гг. (светлые символы) и в период убывания СА в 1983- 1987 гг. (темные символы).
сивность 0+ уменьшилась всего на порядок величины. На этом же уровне закончились измерения на IMP и на нисходящей ветви следующего 22-го цикла СА (A > 0). В то же время наши измерения в этом цикле были выполнены вплоть до самого максимума СА в 1990 г., когда интенсивность АКЛ упала более чем в 100 раз. Для грубой оценки1 величины запаздывания в восстановлении интенсивности 0+ по отношению к протонам ГКЛ в 21-м цикле мы воспроизвели дальнейшее падение интенсивности в этом цикле так, как это было из-
1 Известно, что спад интенсивности КЛ в циклах с А > 0 происходит несколько быстрее, чем в циклах с А < 0.
276
ЖУРАВЛЕВ и др.
Интенсивность, (см2 с ср МэВ/нукл)-1
10-6 г
10-7 =
10-8 I I i i_i_I_I
3600 3800 4000 4200 4400 Climax HM
10-6 =
10-7 =
10-8 Lü_i_i_i_i
200 400 600 800 1000 N (0.6-2.4 ГВ)
10-6 г
10-7,
10-8 ——'—1-1-1—
200 300 400
IMP (>70 МэВ)
Рис. 2. То же, что на рис.1, но восходящая ветвь интенсивности ионов АКЛ (1983-1987 гг.) сдвинута относительно нисходящей ветви (1976-1980 гг.) на 8-12 месяцев в период с 1983 г. по сентябрь 1985 г. и на ~3 месяца в период с сентября 1985 г. по март 1987 г. в случае нейтронного монитора.
мерено нами в 22-м цикле. На рисунках этот участок нисходящей ветви показан пунктирной линией. Рис. 1 показывает, что в период с 1983 г. по сентябрь 1985 г. гистерезисная петля наблюдалась для всех трех рассматриваемых компонент ГКЛ. В то же время, в период с сентября 1985 г. по март 1987 г. эффект гистерезиса между ионами аномального кислорода и протонами ГКЛ заметен только по отношению к частицам, представленным на рис. 1а, жесткость которых в несколько раз больше жесткости ионов аномального кислорода (при жесткости обрезания на станции
Climax -3 ГВ, средняя жесткость регистрируемых частиц составляет -11 ГВ). Гистерезис между ионами аномального кислорода и протонами ГКЛ с действительно сравнимой жесткостью (рис.1б, 1в) в период с 1985 по 1987 гг. не наблюдался.
Для оценки величины запаздывания в восстановлении интенсивности ионов аномального кислорода была применена обычная процедура: восходящая ветвь интенсивности ионов АКЛ сдвигалась по отношению к нисходящей ветви на такой интервал времени, чтобы минимизировать ширину гистерезисной петли. При этом рис. 1 трансформируется в рис. 2, если восстановление интенсивности ионов аномального кислорода по отношению к протонам ГКЛ запаздывает на 8-12 месяцев в период 1983-1985 гг., а в период 1985-1987 гг. запаздывание относительно нейтронного монитора составляет -3 месяца.
Обсуждение результата. Итак, на конечной фазе 21-го цикла СА при отрицательной полярности магнитного поля Солнца имело место запаздывание в восстановлении интенсивности ионов O+ по отношению а протонам ГКЛ сравнимой жесткости, но только в начале спада СА, а затем, при приближении к минимуму СА, отставания не наблюдалось.
Такой результат совместим с представлениями о том , что в начале периода восстановления, когда активность Солнца еще велика, в распространении частиц преобладает процесс диффузии; затем, при приближении к минимуму СА, ведущую роль играет дрейф частиц вдоль нейтрального
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.