Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Эффективные жесткости геомагнитного обрезания .
Введение 10
1.1. Пенумбра и ожидаемое изменение эффективной жесткости геомагнитного обрезания космических лучей с изменением первичного спектра при постоянстве геомагнитного поля
1.2. Эффективная жесткость обрезания при учете постоянного первичного спектра 15
1.3. Эффективная жесткость обрезания для дипольного представления геомагнитного поля 17
1.4. Эффективная жесткость обрезания в реальном геомагнитном поле 23
Выводы 35
ГЛАВА 22-летний циклы солнечной активности и долгопериодные вариации космических лучей
Введение 36
2.1. Индексы солнечной активности . 38
2.2. Явление гистерезиса в космических лучах 45
2.3. Гелиоширотная зависимость солнечной активности 55
2.4. Ці - индекс солнечной активности и долго периодные вариации космических лучей 58
2.5. Индекс солнечной активности НЬ и годовые вариации космических лучей 68
2.6. Индексы солнечной активности в периоды инверсии общего магнитного поля Солнца 76
2.7. О связи различных индексов солнечной активности с долговременными вариациями интенсивности космических лучей 97
Выводы Ш
ГЛАВА III. Распределение плотности космических лучей в межпланетном пространстве и его изменение в 11- и 22-летних циклах солнечной активности
Введение
3.1. Уравнение анизотропной диффузии 116
3.2. О зависимости транспортного пробега для рассеяния частиц от солнечной активности И9
3.3. Распределение относительной плотности галакти ческих космических лучей, полученное из решения уравнения анизотропной диффузии 122
A. Распределение относительной плотности космических лучей при предположении о зависимости транспортного пробега для рассеяния частиц от гелио-широтного распределения площадей солнечных пятен 122
Б. Распределение относительной плотности космических лучей при предположении о зависимости транспортного пробега для рассеяния частиц от гелио-широтного распределения интенсивности зеленой корональной линии 133
B. Распределение относительной* плотности космических лучей при предположении о зависимости транспортного пробега для рассеяния частиц от гелио-широтного распределения площадей пятен и интенсивности зеленой корональной линии 142
3.4. Модуляция космических лучей с учетом эффекта дрейфа частиц 147
3.5. Об энергетической аномалии и ожидаемом спектре долговременных вариаций космических лучей 161
Выводы 165
ГЛАВА ІV. Распрщеление поперечного градиента плотности космических лучей в мшпланетном пространстве
Введение 167
4.1. Поперечный градиент плотности космических лу
чей: способы его определения 168
4.2. Ожидаемый из решения уравнения распространения космических лучей поперечный градиент в магнитном цикле Солнца 172
Выводы 183
Основные выводы 185
Заключение 188
Литература
- Эффективная жесткость обрезания при учете постоянного первичного спектра
- Гелиоширотная зависимость солнечной активности
- О зависимости транспортного пробега для рассеяния частиц от солнечной активности
- Ожидаемый из решения уравнения распространения космических лучей поперечный градиент в магнитном цикле Солнца
Введение к работе
Настоящая работа посвящена определению вариаций эффективных жесткостей геомагнитного обрезания за счет существования в геомагнитном поле области пенумбры и исследованию долговременных вариаций галактических космических лучей, обусловленных изменением рассеивающих свойств и скорости движущихся от Солнца магнитных неоднородностей в П-^летнем солнечном цикле, изменением структуры гелиомагнитосферы за счёт инверсии крупномасштабных магнитных полей Солнца с периодом около 22 лет.
Задача точного определения одной из важнейших характеристик космического излучения, приходящего на Землю и подверженного экранирующему воздействию геомагнитного поля,- жесткости геомагнитного обрезания - имеет исключительное значение для определения спектров первичных потоков космических лучей, коэффициентов связи и интегральных кратностей генерации для наземных детекторов космического излучения, изучения солнечных космических лучей и для решения множества других гео- и космофизических вопросов. Точное знание жесткостей геомагнитного обрезания космических лучей и их временных вариаций совершенно необходимо для интерпретации не только наземных наблюдений ( с помощью мировой сети нейтронных мониторов и супермониторов, мюонных телескопов и других приборов с высокой точностью регистрации ), но также наблюдений на самолетах и баллонах, геофизических ракетах и космических аппаратах ( особенно, на низкоапогейных искусственных спутниках Земли ).
Наличие в геомагнитном поле пенумбры ( или полутени ) -сложного чередования запрещенных и разрешенных областей прихода частиц - за счет различия в коэффициентах связи для различных
приборов и за счет временных изменений энергетического спектра первичных космических лучей приводит к появлению двух важных эффектов : I) эффективная жесткость геомагнитного обрезания космических лучей для одного и того же пункта на Земле оказывается несколько различной для приборов с различными коэффициентами связи, 2) даже при постоянстве геомагнитного поля ( т.е. постоянстве области пенумбры ) при временных вариациях энергетического спектра первичных космических лучей за пределами земной магнитосферы ( за счет процессов в Галактике, разнообразных модуляционных эффектов галактических космических лучей в межпланетном пространстве, за счет дополнительной генерации потоков космических лучей в активных процессах на Солнце ) будут возникать соответствующие временные вариации эффективной жесткости геомагнитного обрезания космического излучения, причем различные для приборов с разными коэффициентами связи. Это обстоятельство приводит к тому, что невозможно какой-либо пункт на Земле характеризовать некоторой универсальной жесткостью геомагнитного обрезания. Она оказывается различной для разных приборов и изменяется во времени. Поскольку эффективные жесткости геомагнитного обрезания широко используются для интерпретации данных наблюдений на наземной сети станций, на кораблях, самолетах, баллонах и на спутниках, и различных типов вариаций космических лучей, возникла необходимость проведения детальных расчетов планетарного распределения эффективных жесткос-тей геомагнитного обрезания, их различия для различных приборов и видов наблюдений, а также ожидаемых временных вариаций этого распределения при изменении энергетических спектров, характерных для различных типов галактических вариаций, модуляционных эффектов космических лучей и генерации космических лучей на Солнце. Эта работа была выполнена совместно с Л.ИДорманом и американскими уче-
ными М.А.Шей и Д.Ф.Смарт. Результаты работы были опубликованы в монографии / 1 / ( на русском и английском языках ). При этом американскими учеными были выполнены траекторные расчеты для мировой сети станций космических лучей и для многих пунктов в океанах ( для экспедиционных исследований на кораблях ), а мы по результатам этих траєкторних расчетов путем решения соответствующих интегральных уравнений нашли эффективные жесткости геомагнитного обрезания для 377 пунктов на Земле, 6 разных приборов и видов наблюдений, для 8 типов временных вариаций космических лучей. Соответствующие результаты изложены в главе I.
Следующий круг вопросов, рассматриваемых в данной работе, относится к исследованию межпланетных долгопериодных вариаций космических лучей ( главы II - U ).
Исследование II- и 22-^іетних вариаций космических лучей, являющихся интегральным эффектом взаимодействия солнечного ветра с космическими лучами ( приходящими в межпланетное пространство из Галактики ), позволяет получать информацию о свойствах солнечного ветра, параметрах межпланетной среды, характеризующих её электромагнитное состояние и, что особенно важно для ряда гео- и астрофизических задач, - определять их изменение. Такое исследование позволяет также делать определенные заключения о других модуляционных эффектах космических лучей ( например, 27-дневных, солнечно-суточных вариациях ), а также помогает понять процесс распространения солнечных космических лучей. Изучение долговременных вариаций делает возможным получение знаний о процессах в космосе не только с помощью прямых измерений на космических аппаратах ( КА ), но и на основе непрерывно ведущихся стратосферных и наземных наблюдений космических лучей в широком диапазоне кинетических энергий частиц ( Ек = ТО8 + Ю10 эВ ).
В данной работе исследуются временные вариации космического излучения в 19 - 21 циклах солнечной активности с энергией частиц, регистрируемой нейтронными мониторами ( эффективная энергия первичных частиц для этого прибора ~ нескольких ГэВ ).
Изучение долгопериодных вариаций космических лучей было начато с попыток эмпирического описания этого модуляционного процесса при помощи различных индексов- солнечной активности. Такой подход позволил получить важные результаты для понимания пространственно-временного распределения космических лучей. К таким результатам можно отнести выводы о необходимости учета гелиоширотного распределения активных областей, учета запаздывания процессов, наблюдающихся в гелиомагнитосфере, относительно явлений, их порождающих на Солнце, энергетические особенности различных периодов II- и 22-летних циклов. Дальнейшее накопление данных наблюдений космических лучей в космосе, в стратосфере и на земной поверхности в широком диапазоне энергий частиц с разными зарядами выявило трудности эмпирического подхода при описании процесса крупномасштабной модуляции космических лучей в различные эпохи 11-летних циклов ( особенно в периоды максимальной активности Солнца ) ; в частности, обнаружилось существенное различие в характере модуляции в четные и нечетные циклы солнечной деятельности. Возникла необходимость более глубокого физического подхода к этой проблеме на основе современной теории распространения космических лучей в движущейся космической плазме с вмороженными магнитными полями.
В настоящее время наиболее адекватная физическая модель, описывающая распространение космических лучей в межпланетном пространстве, основана на уравнении анизотропной диффузии. Решение этого уравнения с соответствующими краевыми и начальными условиями позволяет определить ожидаемое распределение плотности космических
лучей в межпланетном пространстве и его изменение со временем. Сравнение результатов теоретических расчетов с данными наблвдений дает возможность сделать выводы о том, насколько близки к реальным используемые в модели характеристики процесса модуляции ( некоторые из которых непосредственно не измеряются ).
В данной работе предлагается использовать для численного решения краевой задачи анизотропной диффузионно-конвекционной модели модуляции космических лучей в межпланетном пространстве метод подбора связи наблюдаемого широтного распределения активности Солнца с транспортным пробегом для рассеяния частиц. В качестве первого приближения была использована связь, найденная эмпирическим методом при сопоставлении индексов солнечной активности с 11-летними вариациями космических лучей ( см.гл.П ). Кроме того в работе учтено также влияние общего магнитного поля Солнца на процесс межпланетной модуляции. Дело в том, что учет недиагональных членов тензора диффузии при решении вышеуказанного уравнения дает возможность отобразить в данной модели модуляции не только конвек-ционно-диффузионные эффекты, но и роль общего магнитного ПОЛЯ Солнца, а также процесса его инверсии, наблюдающегося в максимумах солнечной активности.
Структура работы следующая. Основное содержание и результаты работы,как отмечалось выше, изложены в главах I - ІУ. В каждой главе дан литературный обзор, а также сформулированы выводы. Результаты, полученные в диссертации и положения, выносимые на защиту, приведены в разделе основных выводов. В приложении I представлены примеры рассчитанных эффективных жесткостей геомагнитного обрезания для некоторых пунктов на Земле, разных аналитических представлений и различных эпох геомагнитного поля, для видов наблюдений и типов вариаций, указанных в главе I.
Эффективная жесткость обрезания при учете постоянного первичного спектра
Ширина области, занятой пенумброй, дй =RK -ЕК ( где RK - жесткость главного конуса прихода частиц, для частиц Лтазс с R /R„ приход в данную точку из бесконечности разрешен, R- -- жесткость конуса Штермера, для частиц с R« RK приход в данную точку запрещен, частицы с R R R к могут иметь как разрешенные, так и запрещенные траектории ) достигает 2 IB для среднеширотных станций ( рис. 1.1 из /3 / ). Детальные расчеты планетарного распределения RK с учетом не-, дапольности геомагнитного поля проводились Ши и Смарт
Вместе с тем воздействие магнитного поля Земли на первичные космические лучи из-за наличия пенумбры нельзя, строго говоря, характеризовать просто жесткостью обрезания RK , как это было сделано в выражении ( 1.5 ), а для каждого пункта наблюдения следует ввести функцию fK(R) , равную нулю или единице соответственно в запрещенных и разрешенных областях.
Однако пользоваться выражением (1.6 ) для исследования вариаций космических лучей чрезвычайно неудобно, так как ;fK(R) имеет сложную, ступенчатую форму. В /2,5,6 / эффективная жест-кость геомагнитного обрезания RTC определяется по формуле
Однако определение (1.7 ) справедливо лишь для монохроматического спектра первичных космических лучей D(R) = const # Учи -тывая, что область пенумбры занимает интервал энергий RK -RK где R RK - полностью запрещенная область, a R RK - полностью разрешенная область, получим для произвольного спектра D(R) следующее определение RK /7/:
В общем случае при регистрации какой-то вторичной компоненты типа і эффективная жеоткость обрезания R определится уравнением :
Таким образом, различные приборы в одном и том же пункте регистрации будут обладать, строго говоря, различной жесткостью об резания. Поэтому общепринятый метод определения спектра вариаций по отношению амшштуды эффектов различных компонент по наблюдениям в одном пункте ( и предполагающий одинаковасть жесткости обрезания для обеих компонент в данном пункте ) является не строгим. Более того, не строгим является и широко применяемый метод нахождения спектров первичных вариаций космических лучей по зависимости амплитуды эффекта какой-либо одной компоненты от жесткости геомагнитного обрезания, поскольку, как будет показано ниже, сама эффективная жесткость обрезания меняется с изменением первичного спектра даже при постоянстве геомагнитного поля, т.е. при постоянстве jK(R) . Действительно, эффективная жесткость геомагнитного обрезания R (h0) для вариаций первичного спектра A D(R)/D(R) , регистрируемая в пункте к с давлением h0 определится уравнением
Учитывая, что интервал RK-RK сравнительно мал, в этой области изменения R полярные коэффициенты связи Wj(R/h0) можно представить в степенном виде Wj(R,h0) :Ra , где а в области малых энергий положительно, а при больших - отрицательно. Точно так же в интервале RK -Rre первичная вариация может быть представлена степенной функцией 3 D(R)/D(R)ocR . Таким образом, подинтегральное выражение правой части (1.10 ) можно представить в интервале RTC -RK в виде Причем это изменение жесткости обрезания различно на разных широтах. где у= а+6 ; А есть некоторая постоянная, не сутцественная в дальнейших расчетах.
Гелиоширотная зависимость солнечной активности
. Лишь с течением времени в межпланетном пространстве появляются неоднородности достаточно больших размеров, сравнимые с ларморовским радиусом высокоэнергичных частиц, так что происходит и их эффективная модуляция. Таким образом, можно ожидать, что средний размер магнитных неоднородностей в межпланетном пространстве является функцией солнечной активности, причем с повышением уровня солнечной активности средний размер неоднородностей возрастает. С ростом энергии частиц гистерезисная петля становится более узкой, что говорит о некотором уменьшении размеров модулирующей области. В /67 /в качестве возможных причин этого явления были указаны следующие: во-первых, с уменьшением напряженности магнитного поля в неоднородностях при их удалении от Солнца, максимальный масштаб последних существенно не возрастает, так что на больших расстояниях высокоэнергичные частицы не испытывают эффективного рассеяния и во-вторых, в / 7i / показано, что между границей солнечного ветра и галактическим магнитным полем должен существовать некоторый переходной слой с существенно турбулизованным магнитным полем, благодаря которому изменение интенсивности малоэнергичных частиц существенно затягиваются. Обращает внимание на рис.2.1а-г разное взаимное расположение гистерезисных петель в 19-ом и 20-ом циклах на станциях Клаймакс и Уанкайо. Объяснение этого различия авторы / 72 / видят не в разной зависимости глубины модуляции от жесткости геомагнитного обрезания в рассматриваемых циклах, а в необходимости вносить поправку при измерениях интенсивности космических лучей на экваториальных шротах на долговременный дрейф жесткости геомагнитного обрезания, на что указано в /73 /. Учет дрейфа жесткости в скорости счета экваториальной станции показывает, что в пределах экспериментальных ошибок жесткостная зависимость для этих циклов одинакова, несмотря на различие амплитуд модуляции.
При обсуждении вопроса о причине запаздывания изменений интенсивности космических лучей относительно изменений активности . Солнца и, соответственно, размере модулирующей гелиосферы, было предположено / 74 /, что запаздывание обусловлено сдвигом средней гелиошироты пятнообразования на Солнце от высоких широт к низким по мере развития цикла солнечной активности ( явление известное как закон Шперера ). Наблюдаемое явление "сползания" центров активности Солнца от высоких широт к низким дает запаздывание в интенсивности космических лучей I год, причем оно характерно для всех индексов солнечной активности /74,75/. Указанная особенность развития 11-летней цикличности Солнца хорошо видна из рис. 2.2 , где для 1954 - 1981гг. приводится гелиоширотное распределение интенсивности корональной линии Зл ( л = 5303А), и площадей пятен Р ( распределение обоих индексов получено для северной и южной полусферы Солнца через 5 по широте ). Здесь же можно наблюдать изменение взаимосвязи этих индексов активности от года к году и отличительную особенность интенсивности зеленой корональной линии как параметра, характеризующего активность Солнца по всему диску. Кудо и Вада в работе / 74 /, посвященной детальному анализу связи запаздывания интенсивности космических лучей с движением областей максимальной активности ( в качестве индекса солнечной активности использовались Цюрихские числа солнечных пятен ) от гелиоширот 0 30 к гелиоширотам в 10 при развитии 11-летнего цикла, установили, что хорошо известная отрицательная корреляция солнечной активности с интенсивностью космических лучей улучшается при учете зависимости от широты, но вид гелиоширотной функции ( авторы исследовали 4 вида функции : линейную, экспоненциальную, функцию нормального распределения и функцию косинуса ) в своей работе они не конкретизировали. При последующем изучении 11-летней вариации было показано /76 /, что интенсивность космических лучей гораздо лучше коррелирует с солнечной активностью, если ввести комбинированный индекс в виде где А - константа, ? - число групп пятен, средняя гелиоширота пятен. Выбор этого индекса сделан при изучении вариаций космических лучей в 1958 - 1969гг.. Сопоставление вариаций космических лучей с временными изменениями определенного в таком виде индекса активности Солнца позволило авторам предположить, что наблюдаемый гистерезис в космических лучах можно объяснить не болыпигл запаздыванием, а гелиоширотной зависимостью пятен ( средние гелиошироты пятен на возрастающей и спадающей ветвях солнечного цикла отличаются в 2 раза ).
О зависимости транспортного пробега для рассеяния частиц от солнечной активности
В настоящее время имеется множество указаний /125,126/ на то, что солнечный ветер не является, строго говоря, сферически симметричным, его модулирующие свойства имеют гелиопшротную зависимость, меняющуюся с циклом активности. Классическим примером, подтверждающим вышесказанное, являются фотографии солнечной короны в различные фазы солнечных циклов /127 /, где для всех циклов в годы максимумов активности видно усиление свечения короны вокруг всего диска Солнца, в годы минимумов - интенсивное свечение в экваториальной зоне. 0 гелиоширотной зависимости такой важной характеристики солнечного ветра, как его скорость, говорят результаты наблюдений эффекта мерцаний /125 / ( флуктуации интенсивности радиоисточников на неоднородностях межпланетной плазмы ), согласно которым скорость ветра на высоких гелиоширотах в годы максимальной активности меньше, чем в приэкваториальной области, а в годы минимума она растет к полюсам. Расчеты скорости ветра U, основанные на модельных представлениях о зависимости И от конфигурации магнитных полей в короне / з 8 /, в основном согласуются с результатами радиоастрономических наблюдений и непосредственными измерениями скорости ветра на КА В расчетных и экспериментальных результатах отмечается сильно выраженная гелиоширотная зависимость скорости ветра в период спада солнечной активности. Гелиоширотная неоднородность условий формирования солнечного ветра приводит к изменениям его модулирующих свойств и выражается в появлении связи транспортного пробега для рассеяния частиц с распределением активности Солнца по широте, меняющейся с циклом.
Исследование распространения космических лучей в межпланетном пространстве,кроме нахождения зависимости коэффициента диффузии эе от солнечной активности, требует знания зависимости эе от энергии частиц Е и расстояния г от Солнца. В настоящее время определение коэффициента диффузии ( поперечной и продольной составляющей ) и его изменений в цикле солнечной активности проводится разными способами. В частности, для определения эе1к(Е,г) используются модельные подходы, основанные на применении временных и пространственных вариаций космических лучей / 79 / и результатов измерения спектра мощности неоднородностей магнитного поля в межпланнтном пространстве /i2A,l28/ . Коэффициенты продольной и поперечной диффузии были найдены в / 129 /по спектрам неоднородностей межпланетного магнитного поля для минимума и максимума солнечной активности. Было получено /130 /, что усиление солнечной активности приводит к повышению хаотичности межпланетного магнитного поля и соответственно изменению отношения поперечной составляющей к продольной ( = - - ) от « 0,01 для минимума до t 0,3 для максимума 11-летнего цикла активности Солнца для частиц с жесткостью R = 10 1. По данным о солнечных и галактических космических лучах в /ізі / получено, что коэффи - 121 циент диффузии эе-i ( = О»6 Для солнечных и f - 0,8 для галактических космических лучей, у - число групп солнечных пятен ). При определении связи транспортного пробега для рассеяния частиц А с солнечной активностью в работе /132 / предполагалось, что в солнечном ветре плотность магнитных неоднород-ностей N(r%t,R) , эффективных для рассеяния частиц с жесткостью R в момент t на расстоянии г от Солнца, пропорциональна какому-то параметру Л солнечной активности в момент ( t- r/U ), где U - скорость солнечного ветра : N(r;t,R) (t-r/U) , В период максимума активности расстояние между неоднородностями d сравнимо о размером неоднородностей { ( Г« d ) и поскольку d = где (L изменяется в диапазоне от -І до -І/З в зависимости от ветви цикла, Атазс(гД)- транспортный пробег для максимума солнечной активности, гЛ дд,- максимальное значение параметра солнечной активности для данного цикла, т.е. в этом случае можно определить изменение коэффициента диффузии для любого периода в цикле по наблюдаемому изменению какого-нибудь параметра, характеризующего активность Солнца в момент ( t-r/U" ). Это изменение ( почти на порядок) коэффициента диффузии при переходе от минимума к максимуму солнечной активности согласно /129 / является основной причиной модуляции галактических космических лучей.
Ожидаемый из решения уравнения распространения космических лучей поперечный градиент в магнитном цикле Солнца
1. Для численного решения уравнения анизотропной диффузии предложено использовать эмпирическую зависимость транспортного пробега для рассеяния частиц А от активности Солнца, выраженной через изменение площадей пятен и интенсивности зеленой корональ-ной линии.
2. В результате решения уравнения, описывающего распространение космических лучей в рамках анизотропной конвекционно-диффу-зионной модели, получено распределение относительной плотности косілических лучей при сделанных предположениях об изменении коэффициента диффузии в зависимости от солнечной активности, энергии частиц и расстояния от Солнца.
3. Показано, что наилучшее модельное приближение полученной глубины модуляции к наблюдаемой на Земле, достигается для случая, когда изменение транспортного пробега для рассеяния частиц определяется одновременным учетом изменения и площадей пятен, и ин о тенсивности коронального излучения ( А = 5303 А ).
4. В предложенной модели модуляции учтены потоки частиц, выз ванные градиентным и центробежным дрейфом. Подобный учет позволя ет оценить разницу в модуляции космических лучей, возникающую при изменении направления общего магнитного поля Солнца в периоды его инверсии. Для конфигурации поля, когда магнитные силовые линии вы ходят из N полюса Солнца и входят в южныйS(N+ S ), создается дополнительный приток частиц в приэкваториальную зону, уменьшающий модуляцию по сравнению с глубиной модуляции, полученной в модели, не учитывающей дрейфовые эффекты. Для конфигурации поля Ы"5+ наблюдается увеличение глубины модуляции Б Рассчитанные значения В для направления поля на Солнце N+S и N S+ составляет в 1958 г соответственно 17 и 25$ а в 1969 - 13 и 21% для частиц с жесткостью 10 ГВ на орбите Земли, при этом глубина модуляции космических лучей от полюсов Солнца к экватору в модели, не учитывающей дрейф частиц, 23$ для 1958г и 18$ для 1969г.
5. Сравнение рассчитанных для разных направлений крупномасштабного поля Солнца амплитуд 11-летних вариаций космических лучей в анизотропной конвекционно-диффузионной модели модуляции с амплитудами, наблюдаемыми на нейтронных мониторах ( эффективная жесткость первичных частиц около 10 ГВ ), дает возможность определить направление общего магнитного поля Солнца. Для 20-го и 21-го цикла солнечной активности таким способом получено, что крупномасштабные магнитные поля на Солнце имели соответственно конфигурацию N S"1" и Ы+5" . Этот результат согласуется с прямыми наблюдениями приполярных магнитных полей на Солнце.
Пониманию процесса модуляции космических лучей в гелиосфере, построению адекватной модели модуляции весьма помогает выявленная радиальная, гелиоширотная и гелиодолготная зависимости плотности космических лучей ( которые выражаются в появлении соответствующих градиентов ). Полученное нами из модельных представлений распределение плотности галактических космических лучей В в пространстве г, 8 позволяет определить радиальный и поперечный градиенты плотности космических лучей. Они являются важными характеристиками межпланетной модуляции космического излучения, помогающими понять сложную структуру пространственного распределения космических лучей. Указанные градиенты в окрестности орбиты Земли можно получать из наземных наблюдений космического излучения, исследуя анизотропию космических лучей ( солнечно-суточные, полусуточные вариации ) и годовые вариации ( учитывающие изменения гелиошироты Земли в течение года ). Кроме того, можно попытаться использовать метеоритные наблюдения для получения оценок о градиентах космических лучей до расстояний 3 5 а.е. от Солнца. Но наиболее полную экспериментальную информацию о распределении плотности и градиентов космических лучей в межпланетном пространстве можно получить благодаря синхронным наблюдениям космических лучей на нескольких различных, разнесенных друг от друга на большие расстояния, космических аппаратах.
Сравнение полученных из наших модельных представлений радиального и поперечного градиентов плотности галактических космических лучей с градиентами, определенными другими косвенными и прямыми методами, позволяет сделать заключение о степени достоверности используемой модели модуляции космических лучей ( с принятыми в ней количественными значениями параметров модуляции ). Результаты определения радиального градиента Gr из модельных представлений о модуляции космических лучей и сравнения ожидаемого Gr с наблюдаемым на Ш приведены в приложении II.
