Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Солнечная активность и космические лучи 12
1.1. Солнце как переменная звезда. Солнечная активность в настоящем и прошлом 12
1.2. Некоторые ряды данных по солнечной активности 18
1.3. Корона Солнца и солнечный ветер 22
1.4. Магнитное поле в гелиосфере 30
1.5. Космические лучи в гелиосфере 33
Глава 2. Космическое излучение в магнитосфере и атмосфере Земли . 45
2.1. Магнитное поле Земли 46
2.2. Первичное космическое излучение в магнитном поле Земли 48
2.3. Атмосфера Земли 52
2.4. Потоки ГКЛ в атмосфере 56
2.5 Вторичное излучение в атмосфере 59
Глава 3. Некоторые методические задачи стратосферных измерений 69
3.1. Задачи и возможности стратосферных измерений 69
3.2. Радиозонды, детекторы и приемная аппаратура для стратосферных измерений 81
3.3. Угловые распределения заряженного излучения в атмосфере и геометрические факторы детекторов.. 84
Глава 4. Вариации космических лучей в верхней атмосфере 109
4.1. Временные ряды по интенсивности космических лучей в интервале давления 4-20 г/см2 109
4.2. Гистерезис в интенсивности ГКЛ с энергией 1-6 ГэВ в 1988-1993 годах 117
4.3. Северо-южная асимметрия в потоках частиц в верхней атмосфере.. 122
4.4. Дополнительные потоки в верхней атмосфере и их возможная связь с аномальной компонентой 125
Глава 5. Энергетические соотношения между вторичной компонентой излучения и первичными спектрами. Вычисление первичных спектров по стратосферным данным 148
5.1. Потоки частиц в интервале давления 20-200 г/см2 148
5.2. Широтные стратосферные измерения в минимуме солнечной активности 1987 г 152
5.3. Коэффициенты связи для гейгеровских счетчиков в минимуме солнечной активности 1987 г 157
5.4. Определение атмосферного порога Ra из широтных измерений 165
5.5. Медианная жесткость Rm первичного спектра для стратосферных станций 168
5.6. Функции выхода (кратность) т(х,Я)в атмосфере 169
5.7. Спектры ГКЛ в интервале жесткости 0.6-20 ГВ по стратосферным измерениям 178
5.8. Быстрые изменения интенсивности ГКЛ в 11-летнем цикле и их связь с наклоном гелиосферного токового слоя 186
Глава 6. Модуляционные эффекты и северо-южная асимметрия в ГКЛ по измерениям космических лучей в нижней атмосфере 194
6.1. Ряды данных в нижней атмосфере 194
6.2.11- и 22-летние циклы в космических лучах 203
6.3. Особенности модуляции космических лучей в 90-е годы: зависимость модуляции от жесткости частиц 209
6.4 Геометрия стратосферных измерений 215
6.5 Северо-южная асимметрия в интенсивности космических лучей в атмосфере 226
Заключение 269
Литература 272
- Некоторые ряды данных по солнечной активности
- Первичное космическое излучение в магнитном поле Земли
- Радиозонды, детекторы и приемная аппаратура для стратосферных измерений
- Гистерезис в интенсивности ГКЛ с энергией 1-6 ГэВ в 1988-1993 годах
Введение к работе
Основная задача, рассмотренная в настоящей работе, - изучение временных и пространственных вариаций интенсивности галактических космических лучей (ГКЛ) по измерениям заряженного излучения в атмосфере Земли. Интенсивность ГКЛ в гелиосфере испытывает периодические и случайные изменения, причиной которых является переменность Солнца. Вторгаясь в атмосферу, галактическое излучение при столкновениях с атомами воздуха образует потоки вторичных частиц, временные изменения которых повторяют вариации ГКЛ. Регулярные измерения потоков заряженного (вторичного и первичного) излучения в атмосфере служат одним из способов изучения этих вариаций.
Основой для понимания физических процессов, связывающих вариации космических лучей с характеристиками солнечной плазмы, являются длинные ряды данных. Длинные ряды по интенсивности ГКЛ, гелиосферному магнитному полю, скорости солнечного ветра и др. дают возможность проверить правильность теоретических представлений о модуляции космических лучей и обоснованность теоретических предсказаний. На длинные ряды данных опирается моделирование 11- и 22-летних вариаций ГКЛ, выявление и изучение других долговременных трендов в различных индексах солнечной активности. Наиболее длинные ряды по интенсивности ГКЛ получены на наземных установках -ионизационных камерах и нейтронных мониторах, а также в атмосфере. Регулярные наблюдения в атмосфере были начаты на станциях Мурманск и Москва в середине 1957 г., а на станции Мирный, Антарктида в марте 1963 г. Измерения на этих станциях продолжаются и в настоящее время, так что стратосферные ряды охватывают 4 полных I L-летних цикла. В 50-е годы_ вступил в строй ряд нейтронных мониторов, многие из которых успешно работают и сейчас: Клаймакс и Хуанкайо с 1953 г., Маунт Вашингтон с 1955 г., Норикура с 1956 г., Маунт Веллингтон и May сон, Антарктида с 1957 г. В области более низких энергий за последние 30 лет длинные ряды данных получены на космических аппаратах (КА) в дальнем космосе и около Земли. Можно отметить ряды данных на КА "Пионер-10" (1972-1997 гг.) и "Пионер-П" (1973-1995 гг.), а также на "Вояджер-1" и "Вояджер-2" (запущенных в 1977 г.), информация с которых продолжает поступать и в настоящее время. Около Земли с конца 1973 г. получены интегральные потоки протонов с 60 МэВ на ИМП-8. Продолжаются измерения потоков частиц на высоких гелиоширотах на КА "Улисс", работающем с октября 1990 г.
Данные по потокам космических лучей в атмосфере только частично совпадают с данными нейтронных мониторов. Потоки частиц на высокоширотных станциях на границе атмосферы (30-35 км) включают первичное излучение более низкой энергии по сравнению с тем, что регистрируют высокоширотные нейтронные мониторы, что дает возможность изучать по стратосферным измерениям вариации ГКЛ начиная с энергии 100 МэВ. Б составе излучения на высоте 30-35 км примерно 80% приходится на ГКЛ и только 20% на вторичные и альбедные частиш. Высокоширотные нейтронные мониторы, расположенные на уровне моря, из-за атмосферного порога регистрируют вариации протонов начиная с энергии =1.3 ГэВ. Поэтому некоторые явления в космических лучах, в которых существенную роль играет низкоэнергичное излучение (дополнительные потоки низкоэнергичных частиц, энергетический гистерезис в области энергии 1-6 ГэВ и др.), наблюдаются по стратосферным данным и не замечены на нейтронных мониторах.
Существенное различие между вторичным заряженным излучением и нейтронным излучением проявляется в нижней атмосфере как в 11-летних вариациях, так и в величине северо-южной асимметрии. Атмосфера сама, за счет слоя вещества, расположенного над детектором, дополнительно обрезает первичные спектры по энергии при условии, что атмосферный порог Ra Rc, где Rc - геомагнитный порог. Атмосферные пороги, определенные из широтных измерений, для заряженного излучения оказались более высокими, чем для нейтронной компоненты; так на уровне моря для заряженного излучения /?я=9.5 ГВ, а для нейтронов Ra =2.0 ГВ. При измерениях в нижней атмосфере (300-700 г/см2) высокие атмосферные пороги позволяют "отстроиться" от частиц низкой энергии. Например, при атмосферном давлении 450 г/см2 вторичное излучение образуется только первичными протонами с жесткостью R 5 ГВ. Протоны с такой жесткостью приходят на высокоширотные станцни с высоких гелиоширот, что позволяет изучать северо-гожную асимметрию космических лучей при сравнительно высоких энергиях. Асимптотические направления для нейтронных мониторов с Rc2.o ГВ близки к плоскости географического экватора.
Высокоширотные нейтронные мониторы, расположенные глубоко в полярной шапке, регистрируют потоки нейтронов от первичных протонов с R 5 ГВ только в общем потоке частиц, образованных первичным излучением с R 2 ГВ. Поэтому величина северо-южной асимметрии, определяемая по измерениям заряженного излучения в нижней атмосфере, в некоторые периоды времени на порядок превышает соответствующую величину для нейтронной компоненты. Более низкий порог атмосферного обрезания для нейтронных мониторов, кроме того, несколько расширяет интервал асимптотических направлений прихода частиц.
Важной особенностью стратосферных измерений является то, что в них получают детальные распределения интенсивности по глубине атмосферы. Эти распределения зависят от спектров первичных космических лучей, что позволяет использовать стратосферные данные для вычисления первичных спектров в интервале энергии от нескольких сотен МэВ до 20 ГэВ.
Хорошее согласие временных вариаций на высокоширотных нейтронных мониторах и в атмосфере можно отметить в интервале атмосферного давления 30-200 г/см2. Совпадение стратосферных данных и данных нейтронных мониторов, полученных в независимых измерениях, является свидетельством того, что в сравниваемых рядах отсутствуют долговременные тренды аппаратурного происхождения. Совпадение данных, кроме того, дает нам возможность принимать участие в обсуждении широкого круга задач по модуляции космических лучей на собственном экспериментальном материале.
Широкомасштабный эксперимент по измерению интенсивности заряженного излучения в атмосфере, начатый по инициативе академика С.Н. Вернова, в течение более чем 40 лет проводится лабораторией физики.Солнца и космических лучей ФИАН (Долгопрудненской научной станцией). Многолетние измерения в атмосфере in situ - это единственный в мире эксперимент, в котором было детально изучено поведение интенсивности заряженного излучения в зависимости от атмосферного давления, уровня солнечной активности и жесткости первичного излучения. При проведении этой работы было выпушено около 80 тысяч радиозондов. Работа по измерениям космических лучей в атмосфере выполнялась в сотрудничестве со многими институтами. В разное время в измерениях на стационарных станциях и в экспедициях в различных районах земного шара принимали участие сотрудники Научно-исследовательского института ядерной физики МГУ, Полярного геофизического института РАН, Казахского государственного университета. Института космофизических исследований и аэрономии РАН, Ереванского физического института, Арктического и Антарктического научно-исследовательского института РОСГИДРОМЕТ, Института прикладной геофизики РОСГИДРОМЕТ, Университета Кампинас (Бразилия) и др. За время с 1957 по 2000 год стационарные измерения проводились на следующих станциях:
Мурманск 1957 г. - наст, время
Москва 1957 г. - наст, время
Симеиз, Крым 1958-1961 гг.; 1964-1970 гг.
Алма-Ата 1962-1992 гг.
Мирный, Антарктида 1963 г, - наст, время
Ленинград 1964-1970 гг.
Норильск 1974-1982 гг.
Ереван 1976-1989 гг.
Тикси 1978-1987 гг.
Дальнереченск 1978-1982 гг.
Восток, Антарктида 1980 г.
Шпицберген 1982 г., 1983 г.
Кампинас, Бразилия 1988-1989 гг.
Были проведены также ширбгные стратосферные измерения:
Атлантический 1968-1969 гг.
Атлантический 1970-1971 гг.
Тихий океан 1971 г.
Тихий океан 1972 г.
Атлантический 1975-1976 гг.
Атлантический, Индийский 1979-1980 гг. Атлантический, Индийский 1986-1987 гг. Основные направления, по которым используются данные по интенсивности космических лучей в атмосфере - модуляция ГКЛ, солнечные протонные события в верхней атмосфере полярных широт, вторжения в атмосферу электронов магнитосферного происхождения, электрические свойства атмосферы и их связь с метеорологическими процессами. Широтные стратосферные данные являются одним из способов проверки расчетов геомагнитных порогов Rc. Прикладные задачи стратосферных измерений регистрация радиоактивных облаков в атмосфере, изучение структуры и динамики в 11-летнем цикле глобальных полей радиации на самолетных высотах.
Прикладной характер данных по космическим лучам в атмосфере очевиден с точки зрения экологии. Эти данные представляют собой надежные количественные характеристики нормального фонового состояния в атмосфере, которые не остаются постоянными, а изменяются в зависимости от места измерения и времени. Только зная нормальные уровни радиации, можно заметить и определить изменения радиационной обстановки в атмосфере.
Изучение корпускулярной радиации в атмосфере Земли - это также и изучение атмосферы. Атмосфера Земли является средой нашего обитания, и все, что в ней может быть измерено, заслуживает того, чтобы оно было измерено и изучено со всей возможной тщательностью. Знание про атмосферу, в которое не включена радиация, является, по меньшей мере, неполным. Большинство атмосферных процессов представляются в настоящее время таким образом, будто никакого излучения в виде заряженных частиц в атмосфере нет. Только в последние годы начинают обсуждаться физические механизмы, связывающие метеорологические процессы с космическим излучением через ионизацию и электропроводность атмосферы, которые подвержены 11-летним вариациям так же, как и ГКЛ. Так, недавно был опубликован ряд работ, в которых установлены 11-летние вариации высоты бароуровней в стратосфере и облачного покрова над океанами. В нескольких работах нашей лаборатории проведен совместный анализ данных по космическим лучам и интенсивности атмосферных осадков, рассмотрены задачи по скорости ионообразования и некоторым другим электрическим явлениям в атмосфере. Отметим, что наша лаборатория принимает участие в коллаборации "CLOUD", задачей которой является выяснение в лабораторном эксперименте роли заряженного излучения при образовании облачности. Диссертация состоит из введения, 7 глав и заключения. Первая глава представляет собой краткое описание наиболее часто использующихся индексов, характеризующих солнечную активность - чисел Вольфа Rz, числа солнечных вспышек в линии На, интенсивности зеленой корональной линии и др.
Изложены современные представления о модуляции космических лучей в гелиосфере, обсуждается поведение ГКЛ на различных расстояниях от Солнца в зависимости от уровня солнечной активности, энергии частиц, направления гелиосферного магнитного поля.
Во второй главе собраны некоторые данные о заряженном излучении в атмосфере, полученные, главным образом, в аэростатных экспериментах. Литературные данные дают возможность определить долю частиц различного типа в общем потоке заряженного излучения в зависимости от атмосферного давления и геомагнитного порога, а также составить представление о потоках частиц прямого и возвратного альбедо на различных широтах.
В третьей главе рассмотрены отдельные методические вопросы стратосферных измерений. Кратко описаны устройство радиозондов, детекторы и приемная аппаратура, приведены угловые распределения заряженного излучения и геометрические факторы детекторов в зависимости от давления. Рассмотрено поведение барометрических коэффициентов в зависимости от давления, вычислены температурные коэффициенты и годовая температурная волна в нижней атмосфере.
В четвертой главе приведены ряды данных в верхней атмосфере и рассмотрены некоторые чисто стратосферные эффекты - северо-южная асимметрия в потоках частиц при давлении дс 20 г/см2, гистерезис в интенсивности ГКЛ при сравнении потоков частиц со средними значениями энергии 1 ГэВ и -6 ГэВ, а также дополнительные потоки частиц в верхней атмосфере.
В пятой главе рассмотрены соотношения между потоками вторичного излучения в атмосфере и различными характеристиками первичных спектров, которые могут быть установлены на основании широтных стратосферных измерений. Вычислены и приведены в табличном виде коэффициенты связи и функции выхода (кратности) для минимума солнечной активности 1987 г. Определены величины атмосферных порогов Ra(x) и медианные жесткости Rrnix) первичного спектра на основных стратосферных станциях в периоды минимумов и максимумов солнечной активности. В этой главе рассмотрена задача по определению спектров ГКЛ в интервале жесткости 0.6-20 ГВ по стратосферным данным. Обсуждается связь модуляции ГКЛ с наклоном гелиосферного токового слоя.
В шестой главе рассмотрены особенности модуляции ГКЛ в 90-е годы. Вычислены асимптотические направления прихода частиц для основных стратосферных станций в эклиптических системах координат. Анализируются данные по северо-южной асимметрии космических лучей по измерениям в нижней атмосфере за 1957-1999 гг.
В седьмой главе описаны некоторые прикладные задачи, связанные с регистрацией радиоактивного излучения в атмосфере. Радиоактивные облака, образующиеся в результате ядерных взрывов, рассмотрены на примере ядерного взрыва в атмосфере, проведенного в КНР в 1970 г. Приводятся данные по радиоактивным облакам в атмосфере над Москвой в апреле 1993 г. и октябре 1999 г. В заключении приведены основные положения работы, которые выносятся на защиту.
Некоторые ряды данных по солнечной активности
Периодический характер изменения солнечных пятен на основании почти двадцатилетних наблюдений установил Генрих Швабе в 1843 г. (Данные наблюдений Г. Швабе были опубликованы А. Гумбольдтом в его книге "Космос"). Р. Вольф, используя существующие наблюдения пятен, проследил изменение их количества в прошлом и определил 11-летний период изменений числа пятен, а также годы их минимумов и максимумов. Вольф ввел условную меру солнечной активности - относительное число солнечных пятен Rz, равное Rz = k(f + \Og)t где g - число групп пятен (включая отдельные пятна), / - число отдельных пятен (включая число пятен в группах) и к - коэффициент, зависящий от условий и метода наблюдения. Если, например, на диске Солнца наблюдалось 2 группы пятен, каждая из которых состояла из двух пятен, и одно отдельное пятно, то при к =\ Л. =(5 +10x3) =35. Пример взят из книги Д. Мензела "Наше Солнце" (Мензел, 1963). Начиная с 1-го января 1981 года так называемый "цюрихский" индекс R., определявшийся по наблюдениям на станциях Цюрих, Ароза и Локарно, заменили на Международное число солнечных пятен Ri, которое составляется по данным 25 астрономических станций и публикуется в (Solar-Geophysical Data, 1955-1999) в виде ежедневных и среднемесячных значений. Среднемесячные числа пятен Rz(Ri) с 1950 г. показаны на рис. 1.2а. Минимум 22-го солнечного цикла по Яг и начало нынешнего 23-го цикла приходятся на октябрь 1996 г.
Одиннадцатилетняя периодичность проявляется и в гелиоширотных распределениях солнечных пятен. Пятна на Солнце наблюдаются в интервале гелиоширот ±40. Первые пятна нового цикла образуются на более высоких широтах, и одновременно около экватора существуют пятна старого цикла. В течение цикла гелиоширота пятен уменьшается, в максимуме активности их широта равна 15, а в конце цикла 5-10. Зависимость широты пятен от времени образует характерные структуры, так называемые "бабочки" Маундера. Пример гелиоширотного распределения пятен за период от начала цикла до его максимума (1986-1991 гг.) показан на рис. 1.1 по данным Пулковской геофизической обсерватории (Солнечные данные).
Наблюдения проводятся в свете центральной части профиля линии Ног (А=656.284 НМ), которая образуется в хромосфере. Занимается наблюдениями сеть из 25 астрономических обсерваторий (из них 6 из СССР и ни одной из России). Вспышки в линии На классифицируются по площади и яркости; слабые вспышки не превышают 100 м.д.п. (миллионных долей полусферы, 100 м.д.п.=3.04 108 км2), сильные охватывают площадь до 1200 м.д.п. Продолжительность вспышек от нескольких минут до нескольких часов. Ряд данных по вспышкам показан на рис. 1.26. Число вспышек в линии На - это характеристика возмушенности магнитного поля в хромосфере, которая прямо связана с активностью Солнца в пятнах. Но положение максимумов На и их высота несколько отличаются от того, что наблюдается в числе солнечных пятен.
Ряд данных по радиоизлучению Солнца в дециметровом диапазоне (на частоте 2800 МГц), полученный в радиообсерватории Алгонкин, Канада (Algonquin Radio Observatory, данные с 1947 г.), показан на рис. 1.2в. Основным источником радиоизлучения в дециметровом диапазоне является тормозное излучение тепловых- электронов. Радиоизлучение в дециметровом диапазоне образуется главным образом в тонкой переходной области между хромосферой и короной, для которой характерен большой температурный градиент, и температура в которой меняется от Ш4 К до 106 К. Усиление радиоизлучения наблюдается в периоды высокой активности Солнца в пятнах, когда в хромосферу и корону выходят сильные подфотосферные магнитные поля, а плотность и температура плазмы повышены.
Солнечная корона вносит основной вклад в ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца. В видимой части спектра, на фоне слабого непрерывного излучения, в короне выделяются несколько сильных линий, принадлежащих многократно ионизованным атомам Fe, Ni, Са и др. Интенсивность зеленой линии 14-кратно ионизованного железа FeXIV Х=530.3 нм зависит от температуры коронального вещества и является очень сильной в максимуме активности и в активных областях. Эта линия часто используется как индекс солнечной активности, характеризующий состояние короны. На рис, 1.2г приведены данные по линии Л5303А из работы (Rybansky et al., І994), которые получены из сшивки и взаимной нормировки измерений на станциях Пик дю Миди, Ароза, Ломницкий Щит и некоторых других. Солнечные пятна, вспышки в линии На, радиоизлучение на частоте 2800 МГц и зеленая корональная линия Х5303А являются индексами солнечной активности, которые характеризуют фотосферу и последовательные уровни солнечной атмосферы - хромосферу, переходный слой и корону. Эти индексы хорошо согласуются друг с другом во времени, что свидетельствует о том, что активность Солнца проявляется как единый процесс, одновременно затрагивающий конвективную зону, фотосферу, атмосферу и корону. Заметим, что сильный в пятнах и в радиодиапазоне 19-й цикл (максимум в 1959 г.) несколько подавлен в линии Х5303А, что объясняют более низкой точностью измерений, проведенных до 1965 г. {Rybansky et ai., 1994).
Первичное космическое излучение в магнитном поле Земли
Впервые задачу о движении заряженных частиц в дипольном магнитном поле рассмотрел Штёрмер, пытаясь объяснить полярные сияния (Stormer, 1930; Neher, 1952). В теории Штё рмера для частицы с импульсом р на заданной геомагнитной широте X определяется главный конус, в пределах которого разрешены все направления прихода частиц на поверхность Земли, и штермеровский конус, который образуется запрещенными траекториями.
Расчеты минимальных значений импульсов на геомагнитном экваторе с учетом пенумбры - перемежающихся полос разрешенных и запрещенных направлений - были выполнены Г. Леметром и М. Валлартой. В рамках теории Штёрмера были определены также поправки, связанные с нецентральным расположением магнитного диполя, аппроксимирующего геомагнитное поле. В настоящее время пороговые значения жесткости Rc рассчитываются численно каждые 5-10 лет. Повторяемость расчетов связана как с вековыми вариациями геомагнитного поля, так и с улучшением теоретических моделей поля. Из-за большого объема вычислений обычно рассчитываются только вертикальные значения Rc в виде мировой сетки 5х15 (через 5 по широте и 15 по долготе). При численных расчетах прослеживают траектории частиц с массой, равной массе протона, и отрицательным единичным зарядом в геомагнитном поле (Shea and Smart, 1975). Поле вычисляется через коэффициенты Гаусса g и h, определенные из измерений, а движение —с частицы определяется уравнением тг = —(гхВ), Пробная частица начинает движение на высоте 20 км от поверхности Земли вдоль направления, заданного углами в и (р. Границей магнитосферы условно принято расстояние, равное 25 радиусам Земли. В зависимости от энергии и начального направления движения пробной частицы ее траектория либо целиком расположена внутри магнитосферы, либо выходит за ее пределы. Если пробная частица остается в магнитосфере, то направление {9, р) является запрещенным для протона той же энергии, движущегося за пределами магнитосферы. Если пробная частица выходит за пределы магнитосферы, то предполагается, что протон с той же энергией, начав обратное движение с расстояния в 25 радиусов Земли, вернется в атмосферу по направлению, заданному углами (в, р). Расстояние, равное 25 R3, очевидно, выходит за пределы магнитосферы в солнечном направлении; в этом направлении магнитное поле тянется на расстояние, равное 10-12 R3, на котором его останавливает динамическое давление солнечного ветра. В антисолнечном направлении магнитосфера образует хвост протяженностью до 300000 км, однако напряженность главного поля на таких расстояниях не превышает напряженности паркеровского магнитного поля в солнечном ветре.
Направление, по которому пробная частица выходит за пределы магнитосферы, называется асимптотическим и задается углами Я (широта) и р (долгота) в географической системе координат. Понятие асимптотического направления было введено Малмфорсом (Malmfors, 1945) и Мак Кракеном (McCracken, 1962). Знание асимптотических направлений прихода частиц очень существенно при изучении распределений потоков частиц за пределами магнитосферы по измерениям вторичного излучения в атмосфере и на уровне моря. Углы Л и р могут быть пересчитаны в различные эклиптические системы координат, что дает возможность определять ориентацию асимптотических векторов относительно плоскости эклиптики и направления на Солнце. При вычислении геомагнитных порогов Rc как вертикальных, так и под произвольными зенитными и азимутальными углами обычно учитывается только главное поле. В последние годы стали проводить расчеты Rc, -учитывающие и внешнее поле, используя модель, предложенную Цыганенко (Tsyganenko, 1989). В этом случае величина Rc зависит от местного времени, что может привести к суточным вариациям потоков протонов с энергией меньше 1 ГэВ. Расчеты, учитывающие внешнее поле, проводятся либо для конкретных солнечных вспышек (Базилевская и др., 1990b), или конкретных станций {Danilova et al., 1997), либо для широтных измерений вдоль определенного маршрута (Stoker et al., 1997). Мировая сетка значений Rc, аналогичная, например, сетке для эпохи 1990.0, опубликованной в работе (Smart and Shea, 1997), с учетом внешнего поля пока не рассчитана. Широтные измерения в стратосфере, которые неоднократно проводились Долгопрудненской научной станцией ФИАН, являются одним из способов проверки точности расчетов геомагнитных порогов. Значение Rc вдоль маршрута, по которому проводятся измерения, существенно зависит от качества модели геомагнитного поля; если модельное магнитное поле не соответствует реальному полю, то расхождения в интенсивности частиц при одинаковых значениях Rc могут быть весьма значительными. Примером этого могут служить стратосферные данные в северной и южной Атлантике в 1968-1970 гг. (Стожков и Чарахчьян, 1971), когда для расчетов Rc использовалась модель магнитного поля Финча и Литона (Finch and Leaton, 1957). Использование геомагнитных порогов Rc, рассчитанных по модели IGRF, в общем, улучшило согласие между потоками частиц в различных районах измерений с одинаковыми расчетными значениями Rc, хотя в некоторых отдельных случаях расхождения остаются. В южной части Атлантики значительные расхождения в интенсивности частиц при одинаковых Rc наблюдаются в районах Южно-Африканской магнитной аномалии и к югу от Бразильской магнитной аномалии, Различная интенсивность в северном и южном полушариях в Атлантическом океане отмечена по широтным стратосферным измерениям 1975-1976 гг. (Shea et at., 1981; Свиржевский, 1983; Shea et al., 1987). В измерениях 1987 г. сравнивалась интенсивность излучения в Южно-Африканской аномалии и Индийском океане, и тоже были обнаружены различия, которые выходят за пределы погрешностей измерений (Голенков и др., 1988; Goienkov et al., 1990). В районе Южно-Африканской аномалии, при сравнении результатов измерений на уровне моря и на высоте 10 км в минимуме солнечной активности 1976 г., были обнаружены различия в потоках нейтронной компоненты (Stoker et al,, 1997). В указанной работе было предложено использовать в качестве параметра, упорядочивающего интенсивность частиц, некоторое среднее ("apparent") по углам прихода частиц значение порога, улучшающее, по мнению авторов, согласие между потоками космических лучей на различных высотах в районе аномалии.
Радиозонды, детекторы и приемная аппаратура для стратосферных измерений
Радиозонды для измерений в атмосфере должны удовлетворять ряду специфических технических требований, связанных с широким диапазоном изменения давления и температуры при их эксплуатации. Радиозонды поднимаются в атмосферу на аэрологических оболочках и работают при атмосферном давлении от 1000 до 4 мбар. Это накладывает ограничения на конструкцию и принципиальные схемы высоковольтных источников питания, которые требуются для питания детекторов. Наружная температура, при которой работает радиозонд, может изменяться от +30С до -80С. Полупроводниковые приборы, гейгеровские счетчики СТС-6 и химические источники питания не рассчитаны на работу при столь низкой температуре. Поэтому радиосхема и другие детали радиозонда упакованы в пенопластовый контейнер, внутри которого поддерживается температура не ниже -20С за счет выделяющегося тепла от источника питания. Для стабильной работы радиосхемы часть радиодеталей подбирается с низкими коэффициентами температурного изменения. Существенное значение имеет стоимость радиозондов, так как они используются однократно.
Первые стратосферные радиозонды были ламповые и одноканальные, РК-1 для измерения интегрального по углам потока частиц и РК-2 для измерения вертикальной интенсивности (Чарахчьян, 1961; Агешин и Чарахчьян, 1966). Впоследствии был разработан двухканальный радиозонд, который регистрировал поток и вертикальную интенсивность излучения в одном полете (Свиржевская и Стожков, 1969). С начала 70-х годов стали использоваться двухканальные транзисторные радиозонды заводского изготовления, разработанные Ю.И. Стожковым и А.Е. Голенковым. Применение транзисторов позволило уменьшить размеры и вес радиозондов, главным образом, за счет отказа от тяжелых и громоздких источников питания. Из-за уменьшения веса выросла максимальная высота зондирования. Были исключены пропуски данных, связанные с отключением счетчика на контактах бародатчика, что улучшило статистическую обеспеченность данных, особенна в нижней атмосфере. В начале 80-х годов радиозонд был переведен на микросхемы. За разработку радиозонда "ИКАР" А.Е. Голенков получил золотую медаль ВДНХ.
Принципиальная схема радиозонда ИКАР, использующегося в настоящее время, показана на рис. 3.11. Схема состоит из входной части, формирующей входные импульсы (микросхема К561ЛЕ5), двух триггеров, обеспечивающих пересчет входных импульсов на 2 (микросхема К561ТВ1),-двух одновибраторов, формирующих импульсы длительностью 800 и 1400 мкс (микросхема К561ЛА7), радиопередатчика, работающего в диапазоне частот 110-140 МГц, собранного на транзисторе КТ644, и высоковольтного блока для питания счетчиков на транзисторе КТ315Г. В состав радиозонда, кроме радиосхемы, входят блок детекторов, состоящий из двух гейгеровских счетчиков СТС-6, бародатчик, дающий информацию о высоте, батареи питания типа ПМХМ-7, передающая антенна и пенопластовый контейнер. Вес радиозонда в сборе 800 г.
При модернизации радиозондов изменялись их принципиальные схемы, элементная база, источники питания, но для сохранения однородности ряда данных неизменными оставались детекторы заряженного излучения гейгеровские счетчики СТС-6 - и параметры входных цепей радиосхемы. С начала 60-х годов в радиозондах используются 2 гейгеровских счетчика, образующих телескоп, с 7 мм алюминиевым фильтром между ними (рис. 3.12).
Различные энергетические пороги для счетчика и телескопа - для электронов 0.2 и 5.0 МэВ и для протонов 5 и 30 МэВ, соответственно, -позволяют отличать жесткое излучение солнечных вспышек (протоны с энергией 100 МэВ) от малоэнергичного излучения радионуклидов в радиоактивных облаках (электроны и т -кванты с энергией до 5 МэВ) (Bazilevskaya et al., 1991). Для счетчика СТС-6 эффективность регистрации заряженного излучения близка к 100%, а эффективность регистрации j -квантов в интервале энергии 40-500 кэВ, в среднем, около 0.5%. Несмотря на низкую эффективность регистрации у-квантов, их вклад в скорость счета гейгеровского счетчика составляет около 5%, так как потоки у -квантов в атмосфере на порядок превышают потоки .
Гистерезис в интенсивности ГКЛ с энергией 1-6 ГэВ в 1988-1993 годах
Примером явления, установленного на основании измерений в верхней атмосфере, может служить гистерезис в интенсивности ГКЛ в области энергии 1-6 ГэВ. Гистерезисы между различными парами индексов, характеризующих деятельность Солнца, включая пары, составленные из интенсивности космических лучей в различных интервалах энергии, - обычное явление в солнечной активности. Гистерезисы в интенсивности образуются по той причине, что скорость спада или восстановления ГКЛ в солнечном цикле зависит от энергии частиц, Впервые стратосферные данные, совместно с данными нейтронного монитора Клаймакс, были использованы при изучении гистерезиса в космических лучах в период максимума солнечной активности 1968-1971 гг. (Стожков, 1978). Позже те же ряды данных использовались для рассмотрения гистерезиса в интервале жесткости 1-12 ГВ на более широком временном интервале (Bazilevskaya et al., 1995b). При более низкой энергии 1-6 ГэВ в 1988-1993 гг. проявляется гистерезис между двумя стратосферными рядами данных (Svirzhevsky et al., 1995).Спад интенсивности в 1987-1990 гг, был самым быстрым за все время измерений с 1957 г. и сопровождался столь же быстрым ростом числа солнечных пятен Rz и площади пятен в 1987-1989 гг. Величина R, начала расти с марта 1987 г., и вся ветвь ее роста в 22-м цикле была пройдена за 2 года. Изменения интенсивности в 1988-1993 гг. не удается связать с какими-либо особенностями в параметрах, характеризующих солнечную активность и состояние космического пространства около Земли. Скорость солнечного ветра и величина ММП около Земли, также как и наклон гелиосферного токового слоя не имели никаких особенностей в этот период.
Гистерезисы 1967-1971 и 1988-1993 гг. наблюдаются при однотипной конфигурации межпланетного магнитного поля (ММП), в которой направление поля имеет противоположные знаки на ветви спада и роста интенсивности. Поэтому может сложиться впечатление, что появление гистерезисов связано с 22-летним солнечным магнитным циклом. Если выбрать точку поворота для петли гистерезиса в годы минимумов солнечной активности, то можно проследить поведение интенсивности при одинаковом направлении ММП в периоды ее спада и роста. При этом выясняется, что, независимо от направления ММП, соотношение между н(ДД) и «( 0.6) в солнечном цикле на ветви спада и роста остается различным. На рис. 4.11 показано, что петли гистерезиса образуются при сравнении ветвей роста и спада интенсивности и в 1970-1980 гг. и в 1983-1990 гг. На всех показанных выше рисунках видно, что при одинаковой интенсивности частиц »( 0.б) величина «(ДЛ) на ветви роста ниже, чем на ветви спада. ГКЛ низкой энергии являются более инертными в солнечном цикле, это излучение медленнее спадает на фазе спада интенсивности и медленнее растет на фазе ее роста.
Образование гистерезиса в интенсивности космических лучей различной энергии в солнечном цикле связано с различными скоростями изменения интенсивности в периоды роста и спада солнечной активности. Необходимой предпосылкой для образования гистерезиса является достаточно высокая скорость изменения интенсивности в целом. В циклах с затянутым ростом и спадом интенсивности, примером которого может служить период времени с 1978 по 1985 год (рис. 4.10, слева) низкоэнергичное излучение успевает отслеживать изменения интенсивности частиц более высокой энергии, и гистерезис не проявляется. В образовании гистерезиса с петлей большой площади в 1988-1993 гг. сыграло роль то обстоятельство, что солнечный цикл в космических лучах в 80-е годы был очень коротким, а амплитуда 11-летней вариации была примерно такой же, как и в других циклах.
Асимметрия в верхней атмосфере на высокоширотных станциях Мурманск и Мирный, Антарктида, по своему происхождению и поведению во времени отличается от асимметрии в нижней атмосфере. Данные по северо-южной асимметрии в нижней атмосфере при давлении х 200 г/см2 будут подробно рассмотрены в 6-й главе. Здесь же приведены данные по асимметрии при х 200 г/см2 и рассмотрена их зависимость от давления и поведение во времени. Для количественной характеристики NS-асимметрии введем величину ANS =Ю0х(ЛГМурм -ЯшряУФмур + М рн). ГДЄ МУР" И Мирн - потоки частиц на станциях Мурманск и Мирный, соответственно. Величина ANs в стратосфере (рис. 4.12), равная 1-3% на границе атмосферы (х=5-8 г/см2), падает с ростом атмосферного давления так, что при лг 5О-80 г/см2 становится близкой к нулю.
