Содержание к диссертации
Введение
1. Обзор теории гелиосфернои модуляции космических лучей высоких энергий 10
1.1. Уравнение переноса 10
1.2. Межпланетное магнитное поле 13
1.3. Гелиопауза 13
1.4. Модуляция в дальней зоне 14
1.5. Краевые условия 16
1.6. Положительная и отрицательная низкоширотная гелиосфера 18
1.7. 22-летний цикл 19
1.8. Анизотропия 23
2. Наземные наблюдения и методика исследования космических лучей 30
2.1. Якутский комплекс наземных и подземных установок 30
2.1.1. Система контроля, обработки и хранения данных регистрации космических лучей 32
2.2. Мировая сеть нейтронных мониторов 36
2.3. Коэффициенты связи 38
2.3.1. Коэффициенты связи мюонной компоненты 38
2.3.2. Коэффициенты связи нейтронной компоненты 42
2.4. Приемные векторы Якутского комплекса установок 44
2.5. Метод скрещенных телескопов 45
3. Вариации плотности космических лучей 46
3.1. Энергетический спектр 11- и 22-летних вариаций космических лучей 46
3.2. Энергетический спектр форбуш-эффектов 53
3.3. 11-летняя вариация космических лучей и ее связь с углом наклона нейтральной поверхности ММП 59
3.3.1. Метод обработки и результаты 59
3.3.2. Высокоширотный и низкоширотный солнечный ветер 63
3.3.3. Уравнение нейтральной поверхности 64
3.3.4. Взаимодействие быстрого и медленного потоков 65
3.3.5. Влияние наклона нейтрального слоя на величину давления 67
3.3.6. Модуляция космических лучей в области возмущения 68
3.4. Сезонный ход плотности космических лучей в зависимости от гелиошироты Земли 70
Выводы к главе 3 77
4. Вариации анизотропии космических лучей 79
4.1. Анизотропия и ее связь с солнечной активностью и магнитным циклом Солнца 79
4.2. Широтный и радиальный градиенты плотности 83
4.3. Анизотропия космических лучей и ее зависимость от полярности и наклона нейтрального слоя ММП 91
4.4. Конвективно-диффузионный механизм 101
4.5. Зависимость симметричного широтного градиента от жесткости космических лучей 104
Выводы к главе 4 109
Заключение по
Список литературы 112
- Гелиопауза
- Приемные векторы Якутского комплекса установок
- Модуляция космических лучей в области возмущения
- Конвективно-диффузионный механизм
Введение к работе
В работе исследуются вариации космических лучей (КЛ) высоких энергий, главным образом, долгопериодные, полученные с помощью наземных наблюдений нейтронной компоненты и подземных наблюдений мюонов в Якутске. Продолжительный период наблюдений - более 40 лет - позволяет выделить среди вариаций те, которые имеют связь с магнитным циклом солнечной активности (длительностью, в среднем, 22 года). Природа этих вариаций связана с дрейфом частиц в межпланетном магнитном поле, который наряду с их конвекцией и диффузией определяет поведение КЛ.
Использование в качестве наблюдательного материала сведений, приносимых аппаратурой, чувствительной к частицам высоких энергий, дает определенные преимущества при его теоретической интерпретации.
Дело в том, что амплитуда всех вариаций в этой области энергий мала и поэтому можно использовать линейное по скорости солнечного ветра приближение и соответственно усреднять теоретические параметры по объему гелиосферы. Это сильно упрощает теоретическую модель гелиосферы и механизм ее влияния на КЛ. Фактически удается построить модель с одним свободным параметром к, который равен отношению гирочастоты частиц высоких энергий к частоте их рассеяний. Обзор теории, основанной на таких упрощениях, изложен в первой части диссертации.
Сравнение с данными наблюдений позволяет проверить такую картину и внести в нее требуемые поправки.
Использование наблюдений в области высоких энергий при всех упомянутых преимуществах связано и с определенными трудностями. Дело в том, что мюонная компонента чувствительна к температуре атмосферы из-за нестабильности мюонов. Особенно трудно по этой причине изучать суточные вариации, которые отражают свойства анизотропии КЛ на орбите Земли. Ранее были разработаны специальные приемы очищения вариаций от метеорологического вклада, основанные на технике «скрещенных телескопов».
5 Используемые в диссертации данные подвергнуты такой предварительной обработке.
Тема диссертационной работы предполагает получение сведений о гелиосферном магнитном поле, знания о котором сегодня весьма ограничены. Сравнение наблюдений с теорией полезно также с точки зрения изучения процессов переноса КЛ в космических магнитных полях. Здесь известные теоретические представления о таких процессах проходят экспериментальную проверку.
Предмет исследования
По современным представлениям гелиосферное магнитное поле разделяется на полусферы с магнитными полями противоположной полярности. Между ними находится нейтральная поверхность, которая деформируется в зависимости от уровня солнечной активности (СА). В минимуме солнечной активности деформация нейтральной поверхности незначительна, а с усилением активности Солнца она увеличивается. В максимуме СА деформация достигает максимальной величины, и одновременно происходит инверсия общего магнитного поля (ОМП) Солнца. Со спадом солнечной активности угол наклона нейтральной поверхности постепенно уменьшается. Так повторяется через каждые 11 лет.
Модуляция галактических космических лучей является результатом комбинации конвекции их со стороны Солнца, вызванной сверхзвуковым солнечным ветром, диффузии, направленной в сторону Солнца вдоль спирального межпланетного магнитного поля, и адиабатических потерь. Однако за последние десять - пятнадцать лет усиленно изучается влияние дрейфового механизма на модуляцию галактических протонов. Согласно этому механизму галактические протоны дрейфуют из полярной области к гелиоэкватору и выносятся вдоль волнообразной нейтральной поверхности, когда магнитный момент Солнца обладает положительным знаком. После изменения знака магнитного момента дрейфовая скорость частиц меняет знак в
6 сторону Солнца. Такой механизм качественно описывает временное изменение плотности и анизотропии потока частиц с хэлловским циклом.
Усовершенствование аппаратуры, разработанные методы обработки результатов наблюдений позволили наметить пути решения проблемы дрейфа в модуляции космических лучей. Но многие вопросы, касающиеся изучения дрейфового механизма и представляющие интерес как в практическом, так и теоретическом плане, изучены недостаточно, что в итоге и обусловило выбор и актуальность темы диссертации.
Диссертационная работа является продолжением и развитием исследований по модуляции космических лучей в гелиосфере, проводимых в ИКФИА в течение последних 60 лет. Работа посвящена теоретическому и экспериментальному исследованию вариаций плотности и анизотропии космических лучей.
Цель работы и задачи исследования
На основе экспериментальных данных и теоретической модели исследовать влияние дрейфа на вариации космических лучей высоких энергий.
Для достижения этой цели поставлены следующие задачи:
исследование влияния нейтральной поверхности ММП на 11-летнюю вариацию плотности КЛ в зависимости от магнитного цикла Солнца и дать теоретическое обоснование;
исследование гелиоширотной асимметрии и оценка градиентов КЛ;
изучение особенности проявления вариаций анизотропии КЛ как в цикле солнечной активности, так и в магнитном цикле Солнца в интервале энергий 10-200 ГэВ.
Методы исследования
При решении поставленных в работе задач использовались методы, разработанные в ИКФИА: методы приемных векторов и скрещенных телескопов, метод коэффициентов связи, метод разделения параметров солнечного ветра, влияющих на интенсивность КЛ.
7 Научная новизна
Впервые на основе многолетних данных наземных и подземных наблюдений исследованы вариации плотности и анизотропии космических лучей в широком интервале энергий (Ю-т-200 ГэВ). Предложен метод разделения интенсивности КЛ в зависимости от уровня солнечной активности и угла наклона нейтральной поверхности межпланетного магнитного поля.
Приведены впервые сравнения наблюдаемых результатов с теоретической моделью модуляции космических лучей в квазибомовском приближении.
Основные положения, выносимые на защиту
В периоды отрицательной полярности общего магнитного поля Солнца интенсивность КЛ определяется гелиоширотным раствором нейтрального слоя солнечного ветра, а в положительные - уровнем солнечной активности. Дается теоретическое объяснение этого факта.
На материале мировой сети станций нейтронных мониторов за последние 5 минимумов солнечной активности показано, что существует систематическое смещение нейтрального слоя гелиосферы к югу.
Радиальная компонента анизотропии КЛ изменяется с магнитным циклом Солнца, а азимутальная - изменяется как с циклом солнечной активности, так и с магнитным циклом. Анизотропия, обусловленная дрейфовым эффектом, больше подвержена изменению по модулю в области низких энергий. Азимутальная анизотропия, вызванная конвективно-диффузионным механизмом, изменяется в области высоких энергий с циклом солнечной активности.
Научная и практическая ценность
Полученные результаты способствуют более глубокому пониманию процессов модуляции частиц высоких энергий в галактическом и межпланетном пространстве. Ряд результатов может стимулировать развитие новых подходов в понимании физики солнечно-земных связей.
8 Личный вклад
Автор на протяжении 6-ти лет участвовал в наблюдениях мюонно-нейтронной компоненты интенсивности космических лучей в Якутске, участвовал в создании базы данных Якутского подземного комплекса мюонных телескопов за 1957-2002 гг.
Непосредственно принимал участие в постановке и реализации рассмотренных в диссертации задач, участвовал в обсуждении полученных результатов.
Для решения поставленных задач автор самостоятельно подобрал и анализировал необходимые материалы непрерывных измерений интенсивности космических лучей с помощью мировой сети станций нейтронных мониторов, Якутского подземного комплекса мюонных телескопов с применением к ним метода коэффициентов связи, «скрещенных телескопов», приемных векторов и метода разделения параметров солнечной активности и солнечного ветра.
Апробация
Основные результаты работы были доложены и обсуждены на Всероссийских конференциях по космическим лучам (Москва, 1996, 1998, 2000 гг.), на научном семинаре «Космические лучи и Земля» (Берн, Швейцария, 1999 г.), на Международных конференциях по космическим лучам (Солт-Лэйк Сити, США, 1999 г., Гамбург, Германия, 2001 г.), на сессии молодых ученых "Гелио-и геофизические исследования" (Иркутск, 1998 г.), на Республиканских конференциях молодых ученых и специалистов (Якутск, 1998, 1999 гг.), на конференции «Проблемы физики космических лучей и солнечно-земных связей» (Якутск, 2002 г.).
Автор был исполнителем и руководителем грантов РФФИ (00-02-17961-а, 01-02-06381-мае, 01-02-26996-з), участвует в гранте Ведущей научной школы №00-15-96669 и в интеграционном проекте СО РАН №56.
9 Публикации
Основной материал диссертации опубликован в 14 работах, из них 10 в реферируемых журналах, 4 в трудах международных и всероссийских конференций.
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из введения, 4 глав с выводами, заключения, списка литературы.
Она изложена на 119 страницах машинописного текста, включает 21 рисунок, 15 таблиц и список литературы из 79 наименований.
Гелиопауза
Внешняя граница гелиосферы - гелиопауза - может считаться границей области модуляции. Это обусловлено затуханием действия солнечного ветра, прежде всего, за счет перехода через фронт стоячей ударной волны и быстрого убывания скорости за фронтом. Равенство динамического давления солнечного ветра и давления межзвездного газа как условие перехода через ударный фронт достигается на расстоянии i?«100a.e. Точное знание этой величины не требуется, поскольку во все расчетные формулы в дальнейшем она будет входить под знаком логарифма. В гелиосфере существует потенциальное электрическое поле Ее меридионального направления, обусловленное движением магнитного поля: за пределами области модуляции этого поля не должно быть, поэтому гелиопауза должна замыкать электрический потенциал: Эта запись соответствует положительной полярности общего магнитного поля (ОМП) Солнца. При усреднении по сфере этот потенциал обращается в нуль, и этим самым выполняется естественное требование электрической нейтральности всей гелиосферы. Скачок потенциала на гелиопаузе создает электростатическую модуляцию для космических лучей, вследствие чего с внутренней стороны гелиопаузы функция распределения будет отличаться от /0 на малую величину -{у + 2) В большей части области модуляции магнитное поле может представляться как чисто азимутальное. Вклад радиальной компоненты поля зависит от степени его регулярности, выражаемой параметром к. Если принять для ориентировки отношение коэффициентов равным Kj_ / кГц « 0.1,, как часто упоминается в литературе [14], то для параметра имеем значение к = 3. В этом случае радиальной компонентой поля и, соответственно, продольной диффузией частиц можно пренебречь всюду за исключением цилиндрической области, соосной с Солнцем и имеющей радиус около 2г0, т.е. 2 а.е. Естественно, крупномасштабная картина модуляции будет определяться "дальней зоной", где поле чисто азимутальное. Выражения для коэффициентов диффузии и скоростей дрейфа для дальней зоны могут быть записаны: Дельта-функция обусловлена наличием токового слоя в экваториальной плоскости и появляется при формальном дифференцировании разрывного множителя.
Характерный масштаб для импульса р0 получим, если примем скорость солнечного ветра равной 400 км/с и напряженность магнитного поля 1 Х на орбите Земли около Ъу. При таких параметрах r0 =JRe =1.5x10 см, Я0 =3х10 5 Гс и р0 «150 ГэВ/с. Если принять к2 »1, то для энергии -15 ГэВ, которую можно считать эффективной энергией частиц, регистрируемых нейтронными мониторами, типичная величина скорости дрейфа составит 20 000 км/с, что почти на два порядка больше скорости солнечного ветра. С ростом энергии частиц эта цифра будет еще больше. Следует обратить внимание, что коэффициент диффузии и скорость дрейфа обращаются в бесконечность на оси симметрии. Физически это связано с тем, что напряженность магнитного поля здесь чрезвычайно мала. В принятом нами приближении она формально обращается в нуль. Следовательно, уравнение переноса в дальней зоне приобретает вид: + = 0, (1.6) к dф dЛ вытекающее из необходимости взаимного погашения сингулярных членов. Здесь / является варьируемой частью, и для полного описания необходимо добавлять невозмущенную часть /0. В этом краевом условии амплитуда, зависящая от напряженности межпланетного магнитного поля, скорости солнечного ветра и импульса частиц, для удобства выражена через тот же самый параметр Ъх, который введен выше. При ф = к!2 из-за бесконечной величины коэффициента диффузии функция распределения постоянна и равна Таким образом, уравнение (1.5) и 3 краевых условия (1.6, 1.7, 1.8) определяют поведение функции / в полосе Л 0, 0 у/ п 12.
Изменение уравнения и краевых условий при переходе к отрицательно заряженной гелиосфере осуществляется одновременным изменением знака к (и, соответственно, р1 И Z)j). Если целью вычислений является нахождение модуляции вблизи орбиты Земли, то имеем точку (Я «4.6; = 0), в окрестности которой нам нужно определить поведение функции распределения. Эта точка отстоит от границ области соответственно на 4.6 и л-/2 безразмерных единиц. Эти расстояния одного порядка, и влияние той или иной границы критическим образом зависит от величины и направления дрейфа частиц. При положительной гелиосфере дрейф направлен к плоскости экватора и вдоль нее наружу. Поэтому основное влияние оказывает высокоширотная граница ф = л / 2. При отрицательной полярности противоположное направление дрейфа частиц перекрывает влияние высокоширотной границы, и необходимо учитывать условия на гелиопаузе. Лишь при к 1, когда дрейф невелик, высокоширотная граница будет давать вклад в решение при отрицательной гелиосфере.
Приемные векторы Якутского комплекса установок
Первый и второй угловые моменты распределения КЛ в межпланетном пространстве из-за вращения Земли вокруг оси наблюдаются в виде суточной, антисимметричной суточной и полусуточной вариаций. Величина и направление анизотропии в свободном пространстве не соответствует амплитуде и фазе наблюдаемых вариаций. Чтобы точно определить анизотропию в свободном пространстве, следует учитывать следующие факторы: точный расчет траектории движения частиц в геомагнитном поле под определенными зенитными и азимутальными углами их прихода для данного географического местоположения прибора, ожидаемый энергетический спектр, коэффициенты связи, геометрический фактор прибора и угловое распределение вторичных частиц в атмосфере. Векторы, учитывающие все эти параметры, называются приемными векторами. Впервые они были разработаны в ИКФИА [20, 1]. Позже были рассчитаны приемные векторы в Японии [38]. Приемные векторы, рассчитанные разными авторами [20, 38], совпадают по аргументу, а по модулю различаются существенно. Причина расхождения кроется в различии нормировки векторов: в работе [38] они привязаны к энергии частиц 10 ГэВ, тогда как в [20] нормировка проводилась с привязной к коэффициентам связи каждого прибора. Переход от расчета [38] к расчету [20] осуществляется легко. Метод приемных векторов позволяет исследовать энергетический спектр анизотропии КЛ. С помощью этого метода были экспериментально найдены энергетические спектры анизотропии конвективно-диффузионного происхождения и второй сферической гармоники в распределении КЛ [1]. При использовании данных мюонной компоненты космических лучей необходимо еще учитывать суточные вариации, обусловленные колебаниями температуры атмосферы над прибором. Расчет соответствующих поправок с помощью радиозондных измерений не будет удовлетворительным как из-за невысокой точности и неполноты измерений температурных колебаний, так и вследствие неопределенности так называемых «плотностей» температурного коэффициента. Эти недостатки устраняются при использовании установок «скрещенных телескопов».
Идея данного метода в общем виде существует давно (см., например, [23,24]). Во многих пунктах мира установлены счетчиковые телескопы, собирающие излучение с наклонных направлений под различными азимутами. Если геометрия и ориентация относительно зенита двух таких телескопов одинакова, то разность их показаний в среднем не должна содержать вариации атмосферного происхождения, так как эти вариации возникают в сравнительной близости от приборов (не более 20-30 км), где метеоусловия можно считать одинаковыми. Однако приборы, ориентированные в различных азимутах, отличаются друг от друга приемными векторами и должны регистрировать различные суточные вариации, обусловленные анизотропией космических лучей в межпланетном пространстве. Это дает возможность разделить каждую гармонику наблюдаемой вариации на первичную компоненту и ложную, связанную с метеорологическими эффектами. Возможные аппаратурные вариации, если они одинаковы в различных приборах, также будут включены в ложную компоненту. Многолетние наблюдения суточной и полусуточной вариаций КЛ показали, что температурный эффект под землей уменьшается с глубиной регистрации и на глубине 60 м в.э. пионный распад преобладает над мюонным. космических лучей (ГКЛ), необходимо прежде всего исследовать ее энергетический спектр как внутри цикла солнечной активности (СА), так и в зависимости от знака диполя общего магнитного поля (ОМП) Солнца. В работе [39] показано, что при переходе от минимума к максимуму солнечной активности энергетический спектр смягчается. По данным нейтронного монитора Дип Ривер и ионизационной камеры АСК-1 ст. Якутск за 1954-1992 гг. в работе [40] обнаружено, что энергетический спектр изменяется в зависимости от магнитного цикла Солнца. Однако эти результаты получены по данным детекторов, чувствительных к частицам низких и умеренных энергий. Для исследования поведения энергетического спектра 11-летней вариации в более широком интервале энергии привлечены данные нейтронной интенсивности на станциях Калгари (51 N, 114 W, h = 1128 м , Е0 = 1,09 ГэВ) и Уанкайо (12 S, 75 W, h = 3400 м, Е0 = 12,92 ГэВ) и мюонной компоненты на ст. Нагоя (35 N, 137 Е, h = 77 м, Е0 = 11,5 ГэВ) и Якутск (62 N, 130 Е) [10]. Регистрация мюонной интенсивности ведется детекторами различных типов. На ст. Нагоя она проводится с октября 1970 г. с помощью многонаправленных телескопов, составленных из твердых сцинтилляторов. С 1953 г. на ст. Якутск действует ионизационная камера АСК-1 (Е0 = 5 ГэВ, Ем = 67 ГэВ). Помимо этого под землей на глубинах 7 м в.э. (Е0 = 7 ГэВ, Ем = 78 ГэВ) и 20 м в.э. (Ео = 15 ГэВ, Ем = 125 ГэВ) с 1957 г. работают скрещенные телескопы (Е0 и Ем -минимальная и медианная энергии, соответственно). Однако низкая статистическая точность, частые изменения геометрии телескопов, замены счетчиков СИ-5Г из-за их быстрого выхода из строя, несовершенство системы регистрации многие годы не позволяли исследовать долгопериодные вариации. В 1984 г. на указанных уровнях были установлены новые скрещенные телескопы в пропорциональном режиме счетчиков СГМ-14. С этих пор телескопы на этих уровнях стали работать более устойчиво со статистической часовой точностью ±0,14% и ±0.20 %, соответственно. Влияние температурных колебаний атмосферы накладывается на мюонную интенсивность.
Точный учет температурного эффекта невозможен из-за отсутствия температурных измерений на стандартных изобарических уровнях атмосферы. Однако в первом приближении учет температурного эффекта все-таки можно вести. Для этого мы предполагаем, что годовая волна мюонной интенсивности температурного происхождения для каждой станции в отдельности не изменяется от года к году, как по амплитуде, так и по фазе в течение одного солнечного цикла. Амплитуда такой волны на ст. Нагоя в среднем равна 2,0 %, а на ст. Якутск для ионизационной камеры и вертикальных телескопов под землей на глубинах 7 и 20 м в.э. равна 2,4 %, 2,0 % и 0,9 %, соответственно. Время максимума для мюонных детекторов этих станций приходится на 30, 15, 15 и 20 января, соответственно. Среднемесячные значения мюонной интенсивности исправлены на температурный эффект с учетом полученных выше параметров годовой волны. На рис. 3.1 представлены среднемесячные значения интенсивности КЛ по данным различных приборов. Приняты следующие обозначения. Нейтронная компонента на ст. Калгари и ст. Уанкайо - НМ(К) и НМ(У), соответственно, а мюонная компонента на ст. Нагоя - МТ(Н). На ст. Якутск данные ионизационной камеры и мюонных телескопов на глубинах 7 и 20 м в.э. обозначены как АСК-1, МТ(7) и МТ(20), соответственно. Положительная полярность северного магнитного полюса Солнца ( qA 0 ) обозначена знаком (+), а в случае отрицательного ( qA 0 ) - знаком (-).
Модуляция космических лучей в области возмущения
Оценка модулирующего воздействия возмущенной области солнечного ветра может быть сделана при нескольких упрощающих предположениях. Во-первых, предположим, что значительный вклад в давление вносит турбулентное магнитное поле. Пусть он составляет 1/3 всей величины. Тогда напряженность поля равна Н = 2pcos /ЗАи. Во-вторых, положим диффузионный пробег частиц равным их гирорадиусу: Я = рс_ еН Наконец, размер области возмущения будем считать по порядку величины равным г - характерному расстоянию, на котором происходит образование возмущенной области, а величину понижения космических лучей в линейном приближении оценим как
Обратим внимание, что пробег Я в этой формуле зависит от Н и, следовательно, от плотности ветра Р в области взаимодействия. Так как р г , то X г и глубина модуляции явно не зависит от расстояния, на котором образуется возмущенная область. Подстановка всех значений дает нам следующую оценку: с рс Здесь с- скорость частиц, приравниваемая к скорости света, Яе=1.5х1013 см -радиус земной орбиты, т =1.7x10"4 г/см3 - масса протона, пе=% см"3 - средняя концентрация частиц в солнечном ветре на орбите Земли, рс=\3 ГэВ - энергия частиц, ответственных за нейтронную компоненту, наблюдаемую при низкой жесткости геомагнитного обрезания. Черта над косинусом означает, что берется его среднеквадратичное значение. В пределе малых % имеем глубина модуляции После подстановки численных значений получаем где м0=4х107 см/с - характерное значение скорости ветра, взятое в качестве масштаба. При достаточно больших % достигается насыщение и cos/? « 1, тогда Если взять, к примеру, и1 = 650 км/с, м2=350 км/с, то 1 = 0.&%, а при насыщении / = 0.35. Следовательно, при % » 30 уже достигается насыщение. Таким образом, если диапазон изменения % охватывает 60, то средний коэффициент пропорциональности примерно вдвое меньше и /=0АХ, что дает коэффициент пропорциональности Рі«0,7 %/ град, превышающий в 1.5 раза наблюдаемую величину. Учитывая характер сделанных приближений, можно считать, что рассматриваемый механизм вполне удовлетворительно объясняет зависимость модуляции от наклона нейтрального слоя. Особенности взаимодействия космических лучей с межпланетным магнитным полем создают гелиоширотную асимметрию распределения их в гелиосфере. Она может проявляться на Земле в виде годовой вариации КЛ. По данным за 3 солнечных цикла в работе [61] установлена четкая связь обращения фазы годовой вариации космических лучей с переменой полярности общего магнитного поля Солнца (ОМПС). Годовой ход интенсивности космических лучей положительно коррелирует с годовым ходом секторной структуры межпланетного магнитного поля, интенсивность космических лучей выше в положительном секторе.
В работе [5] на более обширном материале рассматривается гелиоширотное распределение интенсивности КЛ на различных фазах солнечного магнитного цикла (1954, 1965, 1976, 1987, 1997гг.). Эти годы характеризуются минимальной солнечной активностью и разной полярностью ОМПС. Для обработки привлечены среднемесячные значения нейтронных мониторов ст. Клаймакс (1954, 1965, 1976, 1987, 1997 гг.) и ст. Москва (1965, 1976, 1987, 1997 гг.). Вековой ход интенсивности космических лучей исключался вычитанием скользящей средней за 13 месяцев. Амплитуда и фаза годовых изменений интенсивности по ст. Клаймакс и ст. Москва, рассчитанные фурье-анализом, представлены в табл. 3.3. Из таблицы видно, что данные станций хорошо согласуются между собой. Амплитуда годовой вариации КЛ при отрицательной полярности солнечного магнитного поля в 3 раза больше, чем при положительной. Время максимума приходится на сентябрь при положительной полярности и на март при отрицательной полярности общего магнитного поля Солнца. Гелиоширотная развертка годовых изменений плотности космических лучей по данным ст. Клаймакс в зависимости от полярности солнечного магнитного диполя приведена на рис. 3.7. Здесь взята только первая гармоника от годовой вариации. Из рис. 3.7 отчетливо видно, что гелиоширотная асимметрия плотности космических лучей меняет знак в зависимости от полярности солнечного магнитного диполя. Отсюда следует, что независимо от полярности общего магнитного поля Солнца в положительных секторах плотность космических лучей выше, чем в отрицательных. Этот результат подтвердил полученные ранее выводы по данным других станций за более короткий период наблюдения [61]. Асимметричный градиент космических лучей может быть объяснен с помощью модели модуляции космических лучей, учитывающей их дрейфовое движение. Используем приближение "дальней зоны ", когда магнитное поле считается чисто азимутальным и соответственно не учитывается продольная по полю диффузия частиц. В этом случае распределение космических лучей дается выражениями: Здесь у/ - гелиоширота, предполагаемая малой, к- отношение пробега частиц к их гирорадиусу, а постоянная Ъ зависит от скорости ветра и0 и напряженности радиальной компоненты поля Н0 на орбите Земли r0: где с- скорость света, -2,5- показатель дифференциального спектра космических лучей, р =13 Гэв/с - эффективный импульс частиц, ответственных за нейтронную компоненту на уровне моря. Если принять и0=4-10 см/с, Я0 = 3.5-10"5Гс, то получим Ъ =7.26-10 2.
Функции /+ и /_ представляют собой варьируемую часть функции распределения, принятой за единицу, и определены так, чтобы /± = 0 при у/ = 0. Помимо различия в знаке, который показывает, что гелиоширотный градиент меняет направление при перемене полярности ОМПС, функции различаются поведением вблизи точки у/ = 0: при положительной полярности градиент плавно переходит через нуль вблизи этой точки, тогда как при отрицательной полярности он испытывает здесь скачок. Если предположить, что "гелиоширота" ц/ отсчитывается не от плоскости солнечного экватора, а от нейтральной поверхности, которая в среднем сдвинута к югу, то появится асимметричный градиент G+. Отклонение силовых трубок межпланетного поля к югу предполагалось раньше на основании анализа возрастаний солнечных космических лучей (см., например, [62]). Пусть нейтральная поверхность сдвинута к югу не менее, чем на 7. Тогда измеряемый гелиоширотный градиент будет полностью асимметричным и при отрицательной полярности ОМПС его величина будет равна G_--b, что в пересчете на градус широты даст G_ =-0.127 %/ град (см. рис. 3.8). Наблюдаемая величина на уровне моря, равная в среднем G_ = -0.179 %/ град, показывает, что скорость ветра и напряженность магнитного поля для рассматриваемых периодов несколько больше, чем принятые нами значения. Что касается положительной полярности ОМПС, то градиент имеет обратный знак, а его средняя величина должна быть меньше, так как он полностью исчезает при у/ = 0. Как видно из выражения для f+, средняя величина градиента с учетом сдвига Л у: зависит от параметра к.
Конвективно-диффузионный механизм
Если представить себе ситуацию в солнечном ветре, когда градиент космических лучей равен нулю, то токовая скорость, характеризующая наблюдаемую в этом случае анизотропию, будет просто скорость ветра. Диффузионный процесс существенно изменяет эту картину. Подсчет анизотропии для различных условий производился для простейшей модели солнечного ветра и межпланетного магнитного поля [6]. Существенную роль играет гелиоширотный градиент, который при положительной полярности общего поля Солнца растет в обе стороны от нейтральной поверхности и достигает насыщения при некотором удалении от неё. При отрицательной полярности градиент постоянен по величине и скачком меняет знак на нейтральной поверхности [7]. Этот градиент может быть подавлен условиями во внешней гелиосфере: это может быть турбулентность в низкоширотном слое или деформация нейтральной поверхности ("гофр"). В случае положительной полярности эти причины не действуют, так как дрейф частиц направлен по радиусу наружу. Однако, в этом случае гелиоширотный градиент также может исчезать: это происходит на нейтральной поверхности и вблизи неё. Поэтому расчеты анизотропии произведены в двух вариантах: с градиентом и без него. При положительной полярности бралась величина градиента при насыщении. В табл. 4.5 представлена токовая скорость в радиальном и тангенциальном направлениях. Радиальная составляющая приводит к суточной вариации со временем максимума в 12 ч., а тангенциальная - в 18 ч.
Величина и0, принятая равной 400 км/с соответствует анизотропии с амплитудой 0.6 %. Величина к показывает отношение гирочастоты к частоте рассеяния частиц космических частиц. Для рассматриваемых в этой статье условий можно считать к 1 в области меньших энергий (например, нейтронная компонента) и к = 1 для высоких энергий. Принятые при расчетах приближения обеспечивают удовлетворительную точность при к 0.3. Так как вследствие изменения гелиошироты Земля проводит часть времени в области с градиентом, а часть без него, когда полярность положительна, то следует усреднить соответствующие значения по двум столбцам табл. 4.5. Для отрицательной же полярности следует считать, что градиент отсутствует. Если теперь вычислить полусумму и полуразность соответствующих величин для разных полярностей, то получим значения, приведенные в табл. 4.6. Верхняя строка соответствует минимальным, нижняя - максимальным энергиям частиц. Общее соответствие наблюдаемым значениям имеет место. Как и показывают наблюдения, 12 - часовая компонента в малых энергиях исчезает при отрицательной полярности, а 18 - часовая компонента при высоких энергиях исчезает (в теории - даже меняет знак!) при положительной полярности. Однако, 22 - летняя модуляция по теории значительно больше, чем наблюдаемая. Поэтому требуется вносить поправки в теоретическую модель. Тем не менее, можно утверждать, что в целом теоретические представления о конвекционно-диффузионном движении космических лучей в гелиосфере не противоречат наблюдательным данным. Согласно дрейфовому механизму [6, 76], галактические космические лучи (КЛ) дрейфуют из полярных областей к гелиоэкватору, создавая симметричный градиент. В результате взаимодействия с ММП возникает анизотропный поток. Направление потока зависит от знака ММП и ориентации градиента. где у = 2.5- показатель энергетического спектра; u0,V-скорости солнечного ветра и света соответственно; Hw IН -отношение азимутальной компоненты к полному вектору поля; у/ -гелиоширота Земли (для южной зоны y/s = 6.0, для северной - y/N = 5.9); гс-гирорадиус; г0=1 а.е.
Из уравнений (4.9, 4.10) видно, что Ад и G зависят в основном от гелиошироты Земли ( у/ ) и коэффициента к = Из уравнения (4.9) величина Ад по разности показаний южных и северных мюонных телескопов за 1982-1998 гг. найден коэффициент =0.6-0.8. В табл. 4.7 приведены данные первичной дрейфовой анизотропии с помощью приемных векторов [1] при энергетическом спектре вида А(Е) = . Он значительно жестче, чем для конвективно-диффузионной анизотропии. Из табл. 4.7 видно, что по показаниям всех вертикальных телескопов на разных уровнях наблюдается четкая зависимость Ад от положения Земли относительно гелиоэкватора. Для северной зоны амплитуда равна 0.035±0.003 %, время максимума 5.9±0.6 ч. Для южной зоны соответственно 0.045±0.003 % и 15.3+0.4 ч. Вектор Ад изменяется вдоль линии 3-15 часов, что свидетельствует об его дрейфовом происхождении. Эти результаты хорошо согласуются с полученными нами ранее [1,6] показаниями южных и северных телескопов.
