Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Обзор современного состояния исследований первой гармоники анизотропии галактических космических лучей. Средства и методы ее изучения 13
1.1. Современное состояние вопроса 13
1.2. Мировая сеть нейтронных мониторов 19
1.3. Методы исследования вариаций космических лучей
1.3.1. Метод глобальной съемки и преимущества его использования 21
1.3.2. Метод кольца станций 24
1.4. Базы данных ИЗМИРАН 31
1.4.1. База данных вариаций космических лучей и сопутствующих параметров 32
1.4.2. База данных межпланетных возмущений и Форбуш-эффектов 33
1.4.3. База данных солнечных вспышек и протонных событий. 35
1.4.4. Усовершенствование баз данных 36
1.5. Краткие выводы к главе 1 38
Глава 2. Общие свойства векторной анизотропии космических лучей 39
2.1. Долгопериодные изменения амплитудно-фазовой взаимозависимости первой гармоники анизотропии космических лучей 39
2.1.1. Средние распределения первой гармоники анизотропии космических лучей 40
2.1.2. Временные зависимости параметров анизотропии космических лучей
2.1.2. Амплитудно-фазовые распределения анизотропии космических лучей при различных условиях 45
2.1.3. Оценки градиента космических лучей 48
2.1.4. Влияние скорости солнечного ветра на параметры анизотропии космических лучей 50
2.2. Векторная анизотропия космических лучей и локальные характеристики
межпланетной среды 53
2.2.1. Основные свойства экваториальной составляющей векторной анизотропии космических лучей 54
2.2.2. Связь экваториальной составляющей векторной анизотропии космических лучей со скоростью солнечного ветра 55
2.2.3. Связь экваториальной составляющей векторной анизотропии космических лучей с напряженностью межпланетного магнитного поля 60
2.2.4. Связь экваториальной составляющей анизотропии с градиентом плотности космических лучей 62
2.2.5. Средние характеристики анизотропии космических лучей в различных ситуациях в солнечном ветре 64
2.2.6. О чем может рассказать анизотропия космических лучей 67
2.3. Основные результаты и выводы главы 2 з
Глава 3. Векторная анизотропия космических лучей в Форбуш-эффектах 71
3.1. Предвестники Форбуш-эффектов и геомагнитных бурь от источников из различных секторов видимого солнечного диска 71
3.1.1. Предвестники Форбуш-эффектов и геомагнитных бурь от западных солнечных источников 72
Событие 28 октября 2000 года 74
Событие 24 августа 2005 года 76
Событие 21 января 2005 года 78
Событие 26 мая 1990 года 80
Событие 4 октября 1983 года 82
3.1.2. Предвестники возмущений межпланетной среды от восточных и центральных солнечных источников 83
Событие 11 апреля 1989 года 84
Событие 22 января 2004 года 86
3.2. Фазовое распределение первой гармоники анизотропии космических лучей в начале Форбуш-эффектов 87
3.2.1. Рассматриваемые события 88
3.2.2. Анализ полученных результатов 90
3.3. Поведение плотности космических лучей в начале Форбуш-эффектов 95
3.3.1. Используемые данные и методы 96
3.3.2. Обсуждение полученных результатов 97
3.3.3. Аномальные Форбуш-эффекты, начинающиеся с повышения плотности 104
3.4. Векторная анизотропия космических лучей в начале Форбуш-эффектов 108
3.4.1. Используемые данные и методы 109
3.4.2. Векторная анизотропия космических лучей в первые часы Форбуш-эффекта 111
3.4.3. Причины изменения анизотропии космических лучей в первые часы Форбуш-эффекта 114
3.4.4. Начальные изменения анизотропии космических лучей и дальнейшее развитие Форбуш-эффекта и магнитной бури 121
3.5. Связь параметров Форбуш-эффектов с гелиодолготой солнечных источников 124
3.5.1. Анализируемые события 125
3.5.2. Анализ полученных результатов 127
3.6. Основные результаты и выводы главы 3 135
Заключение 140
Литература 143
- Метод глобальной съемки и преимущества его использования
- Средние распределения первой гармоники анизотропии космических лучей
- Основные свойства экваториальной составляющей векторной анизотропии космических лучей
- Предвестники Форбуш-эффектов и геомагнитных бурь от западных солнечных источников
Метод глобальной съемки и преимущества его использования
Галактические космические лучи (КЛ) приходят к Земле со всех сторон и почти изотропно. Однако небольшая неоднородность в угловом распределении КЛ существует постоянно. Чтобы в этом убедиться, достаточно посмотреть на поведении скорости счета любого наземного детектора КЛ. В вариациях скорости счета сразу же бросается в глаза волна с периодом в сутки, которая является проявлением анизотропии КЛ и следствием вращения детектора вместе с Землей. Из простого наблюдения за вариациями КЛ даже без каких-либо расчетов можно не только установить существование анизотропии, но и определить ее основные свойства. Поскольку в вариациях КЛ явно выделяется суточная волна, это говорит о том, что основная часть анизотропии потока галактических космических лучей может быть представлена вектором или первой сферической гармоникой. Амплитуда этой гармоники невелика, обычно около 0.5%, но может и убывать почти до 0 и возрастать до 2% и более.
Часть неоднородности углового распределения КЛ, которая проявляется при вращении Земли вокруг своей оси, часто называют солнечно-суточной анизотропией. Она была обнаружена сразу после начала регулярных наблюдений КЛ в 30-е годы прошлого века. Более чем за 80 лет исследований анизотропии КЛ посвящено огромное число работ (см., напр., [66,79-86,95,96,111,122,123,127-129,136-139]). Большое внимание к анизотропии КЛ связано с тем, что анизотропия чутко реагирует на все основные проявления солнечной активности, начиная от основных солнечных циклов (11-летнего и 22-летнего) и заканчивая короткопериодными флуктуациями параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля. Большому числу работ по анизотропии КЛ отчасти способствовала легкость ее выделения. Но эта легкость относится только к получению среднесуточных характеристик солнечно-суточной анизотропии в сравнительно спокойные периоды. Во время возмущений среднесуточные характеристики малополезны, а выделение анизотропии в более короткие периоды (например, за каждый час) – это более трудная задача, требующая специальных подходов и методов (см. раздел 1.3). Несмотря на изменения, амплитуда и фаза солнечно суточной вариации достаточно устойчивы, что предполагает постоянно действующий механизм, создающий анизотропию КЛ в солнечном ветре. Предлагались различные механизмы для солнечно-суточной вариации. Сейчас признано, что величина и направление векторной анизотропии КЛ (первой сферической гармоники) хорошо описывается конвективно-диффузионной моделью, предложенной Крымским [22,27,87]. Было показано, что суть этого явления состоит в формировании анизотропии углового распределения космических лучей модулирующим воздействием солнечного ветра, а направление анизотропии обусловлено влиянием межпланетного магнитного поля. Количественное описание этого и ряда других эффектов стало возможным на основе выдвинутого Г.Ф. Крымским и несколькими другими авторами в 60-е годы диффузионного уравнения переноса космических лучей: где n – плотность частиц, k – коэффициент диффузии, u – скорость среды, p – импульс частиц. Это уравнение лежит в основе современной теории распространения и ускорения космических лучей в межпланетной и межзвездной среде.
В 90-х гг. амплитудно-фазовая взаимозависимость первой гармоники анизотропии КЛ была подтверждена экспериментально [6,49,50].
В данной диссертационной работе используется вариант конвективно-диффузионной модели предложенный Беловым [46]. Ниже представлен этот вариант. В частности, описан диффузионный поток и тензор космических лучей в межпланетном магнитном поле с произвольной степенью его нерегулярности и показано, что в случае радиального градиента космических лучей амплитуда и фаза первой гармоники связаны друг с другом и меняются в ограниченных пределах.
Наиболее простая форма вектора анизотропии КЛ в системе координат, вращающейся с солнечным ветром (скорость и), с одной осью вдоль линий межпланетного магнитного поля (ММП) и другой вдоль перпендикулярной компоненты градиента космических лучей, следующая:
А = АС- ЯДц - Я, а, - Ль -д, (1.1.2) где д, \\, д± - градиент плотности КЛ и его компоненты вдоль и поперек поля; Ас = Сиv (С - Комптон-Геттинг фактор); Яу, Я±, Xh - долготный, поперечный и холловский транспортные пробеги. Если учесть степень нерегулярности межпланетного магнитного поля (К), то из (1.1.2) можно получить: А-Ас = -р к- д, + К 2д± + 1 - К1 2 -д, (1.1.3) cr an а± tf где вектор анизотропии КЛ для частиц жесткости R, помимо градиента плотности КЛ, измеренной скорости и и значения Н(р = R/300H), зависит так же от параметра К. Анизотропия космических лучей обычно определяется и рассматривается в следующей системе координат: х - направление скорости солнечного ветра; у - плоскость линий поля; х, у, z - составляют правую тройку. В такой системе имеем: с2 + KS2 -с51 - К -SKl - К A-Ac = -±- cS(l-K S2+Kc2 СК1 - К рд, (1.1.4) SKl - К сК1 - К К где c = cosip, S = sin ф, гр - угол между Н и и. Путем решения обратной задачи, зная составляющие анизотропии КЛ, можно найти градиент плотности космических лучей: рдх = -[К(Ах - Ас -SVT K71z(1.1.5a) рду = -/КАу + с/Т=КАг(1.1.5b) pgz = STTrK{Ax - Ас - с/Ї КАу - /КА2(1.1.5c) При интерпретации данных наблюдения анизотропии КЛ часто считают, что анизотропия появляется из-за радиального градиента плотности КЛ, т.е. = = 0. В данном случае можно найти через любые компоненты вектора анизотропии, поскольку все компоненты связаны попарно друг с другом. В частности, получаем:
Случай, приведенный выше, в общем, применяется только при сферическо-симметричном солнечном ветре. Случай = 0 является более общим и более вероятен и может обеспечить интерпретацию данных наблюдения стационарных КЛ, т.к. в этом случае может быть выведена из вариаций концентрации КЛ. При = 0 амплитуда вектора анизотропии космических лучей будет:
Из (1.1.8) следует, что перпендикулярная компонента градиента плотности КЛ в плоскости межпланетного магнитного поля может только увеличивать значение A, т.к. ее абсолютный вклад не зависит от степени нерегулярности ММП.
Еще одним важным направлением исследования вариаций КЛ, являются долгопериодные изменения анизотропии КЛ, которые также изучались во многих работах (см., напр., [9,29,33,60,100,109]). Уже в начале 50-х стало известно, что усредненные характеристики вектора анизотропии галактических КЛ изменяются с 11- и 22-летней периодичностью [82]. Позже, Скотт Форбуш [85] обнаружил, что долгопериодные изменения анизотропии КЛ отображают основные солнечные циклы.
При выделении и изучении долговременных изменений анизотропии чаще всего использовались данные отдельных наземных детекторов КЛ, из которых выделялась солнечно-суточная вариация, и исследования велись на среднесуточной базе. Крымский и др. [28] рассмотрели долговременные изменения анизотропии в диапазоне энергий (10-200 ГэВ), ее параметры определялись и по солнечно-суточным вариациям, и методом глобальной съемки (см. раздел 1.3) по данным мировой сети нейтронных мониторов за 1965-2000 гг. Накопленные ежечасные данные по изменению экваториальной составляющей анизотропии КЛ, позволяют получить и наглядно представить долгопериодные изменения анизотропии за почти 60 лет (шесть солнечных циклов). В работе [9] авторы использовали среднечасовые характеристики анизотропии КЛ, полученные по данным всей мировой сети нейтронных мониторов и исследовали долговременное поведение первой гармоники анизотропии КЛ отдельно в сравнительно спокойные и возмущенные периоды.
Средние распределения первой гармоники анизотропии космических лучей
В солнечном ветре около Земли постоянно наблюдается анизотропия галактических космических лучей (КЛ), первая гармоника которой может быть представлена вектором. Величина и направление этого вектора (первой сферической гармоники анизотропии) хорошо описывается конвективно-диффузионной моделью, предложенной Крымским [22,27,87]. Одним из следствий конвективно-диффузионной модели является амплитудно-фазовая взаимозависимость первой гармоники анизотропии КЛ, вначале полученная теоретически [46], а позднее подтвержденная экспериментально [6,49,50].
В данном разделе проведены систематические исследования долгопериодных изменений амплитудно-фазовой взаимозависимости и фазового распределения анизотропии космических лучей в спокойные и возмущенные периоды, во время различных полярностей общего магнитного поля Солнца (с июля 1957 по январь 1958, с августа 1971 по ноябрь 1979 и с августа 1991 по ноябрь 1999 – периоды с положительной полярностью; с января 1960 по август 1969, с июля 1981 по декабрь 1989 и с января 2001 по декабрь 2010 – периоды с отрицательной полярностью), и при разных скоростях солнечного ветра [5,36]. Использованы данные за 54 года (1957 - 2010 гг.) – пять солнечных циклов. За каждый год этого периода получены долготные распределения векторной анизотропии космических лучей и взаимосвязь ее амплитуды и фазы.
Текущий анализ основан на созданной в ИЗМИРАН базе данных по вариациям космических лучей VCR (см. раздел 1.4.1). При работе с данными не использовались часы, во время которых наблюдалось наземное возрастание солнечных космических лучей (GLE).
Важно отметить, что в данном разделе анализируется экваториальная составляющая первой гармоники анизотропии КЛ – проекция вектора анизотропии КЛ на плоскость земного экватора с амплитудой Аху и фазой ф (ось х направлена от Солнца, ф - угол вектора анизотропии с осью х, отсчитываемый против часовой стрелки). Для сопоставления с теоретическими моделями предпочтительнее эклиптическая система координат. Однако для перехода в эту систему требуется точно знать -составляющую анизотропии, а абсолютную величину Az получить не просто [48].
На рис. 2.1 за 1957-2010 гг. представлено фазовое (долготное) распределение первой гармоники анизотропии космических лучей и зависимость ее амплитуды от фазы. Чтобы получить приведенные точки, долготы были разбиты на интервалы по 10, и искомые значения получены путем усреднения внутри каждого интервала. Максимум распределения фаз (распределения количества часов наблюдения определенной фазы за все время, Nmax) приходится приблизительно на 95, т.е. на направление с востока. Приблизительно там же находится максимум амплитуды экваториальной составляющей анизотропии КЛ (Ахутах). Эти гладкие зависимости - результат усреднения за большой период. Здесь объединены данные за 468313 часов (более 53 лет), что объясняет малые величины стандартных статистических погрешностей, приведенных на рисунке.
Полученное общее распределение неоднородно, что соответствует предсказаниям упрощенного варианта конвективно-диффузионной модели анизотропии КЛ [46]. Это совпадение в первую очередь означает, что основную часть времени сохраняется квазиспиральная структура межпланетного магнитного поля, а скорость солнечного ветра относительно стабильна. Разумеется, эти факты хорошо известны и не нуждаются в дополнительном подтверждении со стороны космических лучей (см., напр., [120]). Однако следующее следствие полученного неравномерного распределения касается только космических лучей. Это распределение свидетельствует о существенном преобладании положительного градиента плотности КЛ, и о том, что этот градиент, как правило, имеет небольшую величину. Максимум фазового распределения (8.76%) на рис. 2.1 оказался в секторе 90-100. Можно выделить область между 40 и 130, в которой находится большинство точек (60.4% всех часов), в этой же зоне находятся и наибольшие значения амплитуды. Область минимальных значений количества часов расположена между 210 и 300 (6.3% всех точек), а наименьшие амплитуды анизотропии КЛ находятся между 180 и 270.
Основные свойства экваториальной составляющей векторной анизотропии космических лучей
Одним из самых интересных и важных вопросов, касающихся анизотропии космических лучей, является – можно ли, имея данные по анизотропии КЛ, судить о состоянии межпланетной среды? Конечно, поскольку никакого однозначного соответствия между характеристиками анизотропии КЛ и параметрами межпланетной среды не существует, из данных по анизотропии точных сведений о солнечном ветре не получишь. Тем не менее, полезную информацию из них извлечь все-таки можно. Рассмотрим конкретные примеры. Допустим, что величина Axy в определенный час или более длинный период находится в пределах 0.40.6%. Используя большой статистический материал, накопленный в ИЗМИРАН, можно посмотреть, какова вероятность того, что в этот период солнечный ветер будет спокойным (условно, с силой ММП B 7 нТл и скоростью V 500 км/сек – Q-группа) или существенно возмущенным (условно, с силой ММП B 10 нТл и скоростью V 600 км/сек – D-группа). Из тех 293429 часов, в которых имелись измерения V и B, более половины (54.94%) относятся к Q-группе, и только 3193 часа (1.09%) к D-группе. Если же известно, что Axy=0.0040.006, то вероятность Q-группы возрастает на 2% до 56.92%, а вероятность D-группы уменьшается почти вдвое до 0.58%. Если же границу возмущенного ветра поднять до 15 нТл (Е-группа), то учет величины Axy снижает вероятность такого ветра втрое (с 0.38 до 0.13%). Рассмотрим другой пример. Пусть Axy имеет аномально большую величину 0.02. Таких часов, совпадающих с измерениями солнечного ветра, всего 2545. Из них на Q-группу приходится только 552 часа (21.69%), т.е. намного меньше, чем при нормальных величинах Axy. Зато на D-группу приходится 345 часов (13.56%) и вероятность по сравнению со случаем нормальной анизотропии КЛ возрастает в 23 раза. Для E-группы возрастание вероятности еще существеннее – в 64 раза.
Таким образом, учет всего одной характеристики КЛ – величины Axy – может коренным образом поменять наши представления о возможности существенных возмущений солнечного ветра в определенный период. А если добавить другую имеющуюся в нашем распоряжении характеристику – изменение плотности КЛ (dA0), информативность КЛ возрастет еще сильнее. Снова рассмотрим два примера: спокойного (Axy=0.0040.006, abs(dA0) 0.0005) и возмущенного (Axy 0.02, dA0 -0.005) состояния КЛ. Определенное таким образом, спокойное состояние КЛ наблюдалось 42945 часов. Из них 26325 часов (61.3%) соответствовали Q-группе, 146 (0.34%) – D-группе и только 16 (0.037%) – Е-группе. Рассмотрим для сравнения возмущенное состояние КЛ. Оно наблюдалось 651 час. Из них только 45 часов (6.91%) соответствовали Q-группе, 184 (28.26%) – пришлись на D-группу, а 123 (18.89%) на Е-группу. Отсюда следует, что вероятность умеренно возмущенного состояния солнечного ветра меняется в зависимости от состояния КЛ в 83 раза, а вероятность сильно возмущенного ветра – в 507 раз. Можно не сомневаться, что привлечение других характеристик КЛ (величины и изменений северо-южной компоненты анизотропии, направления векторной анизотропии и их изменений, второй гармоники и т.д.) еще более повысит информативность вариаций космических лучей. 2.3. Основные результаты и выводы главы 2
Изучены фазовые распределения и амплитудно-фазовые зависимости солнечно-суточной анизотропии галактических космических лучей за большой промежуток времени (1957-2010 гг.). Эти изменения, в основных чертах, подчиняются 11-летним и 22-летним солнечным циклам. Неоднородность фазового распределения наблюдается во все годы, а амплитудно-фазовая зависимость существует практически постоянно, но в некоторые периоды значительно уменьшается. Это происходит в возмущенные периоды и в отдельные периоды низкой солнечной активности при положительной полярности общего магнитного поля Солнца (например, в 1996 г.).
Оценки градиента плотности космических лучей для различных условий показали, что радиальная и широтная составляющие градиента КЛ в возмущенные периоды значительно больше, чем в спокойные; знак широтной составляющей, как правило, совпадает со знаком сектора межпланетного магнитного поля независимо от фазы магнитного цикла Солнца; абсолютная величина широтной составляющей градиента при положительной полярности общего магнитного поля Солнца в 2-3 раза больше, чем при отрицательной.
Распределение амплитуды и фазы анизотропии космических лучей слабо зависит от скорости солнечного ветра.
По большому массиву среднечасовых экспериментальных данных, охватывающему практически весь период измерений солнечного ветра (около 500 тыс. часов за 1957-2013 гг.), была изучена связь экваториальной составляющей векторной анизотропии космических лучей с характеристиками межпланетной среды, а именно со скоростью солнечного ветра и ее изменениями, с напряженностью межпланетного магнитного поля, с изменениями плотности КЛ. Ни один измеряемый или легко рассчитываемый параметр межпланетной среды не показывает тесной связи с величиной векторной анизотропии космических лучей. Однако сочетаниям параметров среды, обозначающих ее возмущения, сопутствует возрастание векторной анизотропии КЛ. Наиболее явно возрастанию анизотропии КЛ способствуют значительные изменения плотности КЛ и скорости солнечного ветра, а также усиление напряженности ММП.
Величина векторной анизотропии космических лучей практически не зависит от скорости солнечного ветра, как это и предсказывалось конвективно-диффузионной моделью анизотропии КЛ. Более того, согласуется с этой моделью и небольшое увеличение анизотропии КЛ с ростом скорости при сравнительно малых скоростях и при отсутствии возмущений.
Полученная слабая, но значимая положительная корреляция Axy с напряженностью ММП (коэффициент корреляции 0.26±0.002), по-видимому, свидетельствует о более сильной связи B и радиального градиента плотности КЛ. Статистические связи параметров анизотропии с различными состояниями межпланетной среды дают информацию о степени возмущенности среды. Учет величины Axy (отдельно или совместно с вариациями плотности КЛ) может изменить оценку вероятности спокойного или возмущенного солнечного ветра в десятки и сотни раз.
Предвестники Форбуш-эффектов и геомагнитных бурь от западных солнечных источников
Почему в первые часы после SSC плотность КЛ может возрастать? Прежде всего, необходимо выделить те причины, которые создают видимость повышения плотности КЛ.
1) Вариации магнитосферного происхождения. Если магнитная буря (точнее сказать, существенные геомагнитные возмущения) начинается сразу после SSC, уменьшается жесткость геомагнитного обрезания [58], и плотность КЛ, полученная методом глобальной съемки, может возрасти, хотя на самом деле в межпланетном пространстве у Земли она будет падать.
2) Вариация плотности КЛ методом глобальной съемки определяется с хорошей точностью, надежнее, чем любой другой параметр. Но и она имеет статистическую погрешность (обычно около 0.05% для среднечасовых значений, иногда несколько больше). Поэтому, если возрастание плотности невелико ( 0.2%), а Форбуш-понижение мало и/или медленно развивается, то такое возрастание может быть случайной флуктуацией.
3) Если незадолго до исследуемого события было значительное Форбуш-понижение, а межпланетная ударная волна слаба и за ней не следует межпланетное возмущение, сильно модулирующее космические лучи, то возрастание плотности после SSC может быть простым проявлением восстановления плотности после предыдущего явления. Такое стечение обстоятельств возможно, но, естественно, не может быть частым.
4) Причиной возрастания плотности КЛ может быть ускорение частиц на фронте ударной волны. Этот механизм обязательно работает, но для высокоэнергичных частиц он далеко не всегда эффективен. При однократном взаимодействии с фронтом прирост энергии мал, соответственно мал и прирост интенсивности КЛ. Это приблизительно — = - —, где Ли - разность между скоростью фронта и скоростью фонового солнечного ветра, с - скорость частиц (в нашем случае близкая к скорости света), у - показатель энергетического спектра первичных КЛ. Эта величина практически всегда будет 0.5%, а, как правило, 0.2%. Увеличить возрастание можно, только если частицы удерживать у фронта, а для данных энергий такое удержание маловероятно и возможно только в сильном магнитном поле. Сильное магнитное поле не только после фронта, но и до фронта, ниже по потоку, бывает только при серийных близко расположенных по времени межпланетных возмущениях (такие события исключались), когда ускоряющий частицы фронт у Земли встречает усиленное предыдущим возмущением межпланетное магнитное поле. Именно в таких ситуациях чаще всего наблюдаются большие предвозрастания плотности в Форбуш-эффектах. Понятно, что возрастание плотности, если оно возникает, наблюдается и до, и после фронта.
5) Достаточно часто в межпланетном пространстве возникают области сжатия. Это происходит на ведущей границе высокоскоростного потока солнечного ветра из корональной дыры или у фронта распространяющегося возмущения. Иногда, когда конфигурация сжатого магнитного поля создает квазиловушки, такое сжатие может частично распространяться и на космические лучи. Опять-таки, чем сильнее поле, тем больше шансов удержать частицы в квазиловушке.
Механизмы 4 и 5 должны действовать совместно. Часть наблюдаемых возрастаний плотности такого типа имеет выраженный анизотропный характер. При этом, на некоторых станциях (в определенных долготных и широтных зонах) быстро начинается понижение, тогда как на других станциях в других зонах Форбуш-понижение начинается с большим запаздыванием, или наблюдается вместо понижения возрастание скорости счета. Это не должно удивлять. Пересечение фронта межпланетной ударной волны – это начало главной фазы Форбуш-эффекта. А это не только (и не обязательно) начало понижения плотности КЛ, но и изменение (чаще всего, увеличение) их анизотропии, обусловленное, в основном, резким возрастанием градиента КЛ. И если о радиальной составляющей градиента (в случае нерекуррентных межпланетных возмущений) можно судить по изменениям плотности КЛ, то две другие составляющие обычно не известны. Они напрямую не связаны с радиальной составляющей и могут ее превышать. При таких условиях интенсивность КЛ в некоторых направлениях может оказаться выше, чем была до прихода ударной волны.
Возрастание векторной анизотропии – это одна из главных особенностей Форбуш-эффектов. В Форбуш-эффекте на короткое время она может стать в 20 раз больше обычных величин [61,81]. Изменения анизотропии иногда хорошо заметны еще до прихода к Земле межпланетного возмущения, создающего Форбуш-эффект [10].
Если изменениям анизотропии космических лучей перед межпланетной ударной волной посвящено достаточно много работ [20,52,76,101,103,114-118], то работ по исследованию анизотропии в первые часы после прихода ударной волны существует сравнительно мало (напр., [41]). В работах [37] авторами уже было рассмотрено поведение различных параметров космических лучей в первые часы Форбуш-эффектов, но эти исследования относились только к плотности КЛ и некоторым самым общим свойствам векторной анизотропии КЛ. В данном разделе анализируются изменения векторной анизотропии в первые часы Форбуш-эффектов более детально. Чтобы придать определенность понятию «первые часы» мы рассматривали только события, начинающиеся с прихода межпланетной ударной волны, которое, как правило, на Земле проявляется как внезапное начало геомагнитной бури (SSC). Приход ударной волны сопровождается изменениями характеристик солнечного ветра, поэтому вполне естественно ожидать существенные изменения анизотропии КЛ в это время [37].