Диссертация (1145308), страница 9
Текст из файла (страница 9)
Наклон ГТС определяет угловые размеры секторной зоны –части гелиосферы, занятой магнитным полем, имеющим противоположное направление выше иниже токового слоя. В пределах секторной зоны магнитное поле B увеличено и сильновозмущено, в результате коэффициент диффузии D ~ 1 / B в этой области уменьшается(диффузия ослабевает). Угловые размеры секторной зоны изменяются в цикле солнечной35активности от 3-5º в минимуме до 65-70º в максимуме цикла, что приводит к существеннымизменениям размеров той части гелиосферы, где диффузия подавлена (в максимуме цикла этаобласть охватывает почти всю гелиосферу). Согласно диффузионному механизму вариацийинтенсивности ГКЛ в зависимости от наклона ГТС, предложенному Свиржевской и соавторами[Свиржевская и др., 2001, 2009; Sverzhevskaya et al., 2001] , быстрое уменьшение размерасекторной зоны в связи с изменением наклона ГТС может приводить к быстромувосстановлению интенсивности потока ГКЛ после максимума солнечной активности.В работах Белова и соавторов [Belov et al., 2001; Белов и др., 2002] для описаниядолговременной модуляции ГКЛ предлагается многопараметрическая модель, учитывающаяизменения наклона ГТС, скорости солнечного ветра, напряженности межпланетногомагнитного поля, среднюю напряженность и полярность глобального магнитного поля Солнца.По мнению авторов, изменения наклона ГТС контролируют долгопериодную часть вариацийГКЛ (т.е.
11-летние циклы и их особенности), тогда как короткопериодические измененияинтенсивности ГКЛ связаны с изменениями Bss (напряженности радиальной компонентымагнитного поля, усредненной по всей поверхности источника солнечного ветра). Такимобразом, в периоды низкой и умеренной солнечной активности главную роль в модуляции ГКЛиграет наклон ГТС, а вблизи максимумов солнечных циклов – напряженность магнитного поляисточника.
Характеристики солнечного ветра на орбите Земли (произведение модуля ММП наскорость ветра) дают вклад в наиболее короткопериодическую часть модуляции ГКЛ.Вследствие перечисленных выше процессов потоки ГКЛ испытывают значительную 11летнюю вариацию, изменяясь в противофазе с числом солнечных пятен. На рис.1.8 показаныизменения потока заряженных частиц, образующихся вследствие взаимодействия ГКЛ свеществом атмосферы на разных высотах в высокоширотной атмосфере (Мурманск), из обзораБазилевской и соавторов [Bazilevskaya et al., 2008].
Приведенные на рисунке данные полученыв результате аэростатных измерений, проводимых с 1958 г. в Физическом институте им. П.Н.Лебедева (ФИАН). Как видно из рис.1.8, 11-летняя модуляция потока частиц наблюдается навысотах более 10 км и максимальна на высотах 20−25 км.Следует отметить, что вариации потока ГКЛ обнаруживают также относительнонебольшую ~22-летнюю вариацию, обусловленную магнитным циклом солнечной активности(циклом Хейла). Цикл Хейла проявляется в изменении магнитной полярности ведущих ихвостовых солнечных пятен в биполярных группах, в также смене полярности общегомагнитного поля Солнца, которые происходят каждые 11 лет.
В зависимости от знака общегомагнитного поля Солнца и гелиосферы потоки заряженных космических частиц также каждые11 лет меняют направление дрейфа, что проявляется в чередовании форм пик/платомаксимальной интенсивности частиц в 11-летнем цикле (рис.1.8).36Рис.1.8. Среднемесячные потоки ионизирующих частиц в высокоширотной атмосфере(Мурманск) [Bazilevskaya et al., 2008]. При осреднении не учитывались дни высыпаниймагнитосферных частиц и всплесков солнечных космических лучей.Рассеяние галактических космических лучей на магнитных неоднородностях, связанных сдолгоживущими(существующими в течение нескольких оборотов Солнца) активнымиобластями, а с также секторной структурой ММП приводит к 27-дневной вариации ГКЛ(синодический период Солнца составляет 27 суток).
Создаваемые активными областямидополнительныепотокисолнечноговетраспособствуютобразованиюмагнитныхнеоднородностей. Поскольку активные области неравномерно распределены по долготе(привязаны к определенному солнечному меридиану), то магнитные неоднородности такжеоказываются как бы привязаны к силовой линии, выходящей из данного меридиана, ивращаются вместе с Солнцем. Амплитуда 27-дневной вариации ГКЛ в 3-4 раза меньшеамплитуды 11-летней вариации (Таблица 1).Наряду с вариациями в 11- и 22-летнем солнечном цикле потоки космических лучейобнаруживают вариации с периодами порядка сотен и тысяч лет, обусловленные какизменениями магнитного поля Земли, так и вариациями солнечной активности.
Исследованиядолговременных вариаций КЛ проводятся на основе космогенных изотопов 10Be и 14C, которыеобразуются в результате реакций первичных космических лучей с ядрами атмосферных атомовазота и кислорода и затем откладываются в природных архивах − полярных льдах и кольцахдеревьев, соответственно. Например, увеличение концентрации космогенных изотоповотмечено для “больших” минимумов солнечной активности: минимумов Оорта (~1040−108037гг.), Вольфа (~1280−1350 гг.), Шпëрера (~1450−1550 гг.), Маундера (~1645−1715 гг.), Дальтона(~1790−1820 гг.) (напр., [Eddy, 1976; McCracken and Beer, 2007; Steinhilber et al., 2012]).При прохождении через атмосферу Земли частицы ГКЛ с энергиями меньше ~500 МэВпоглощаются в атмосфере в результате ионизационных потерь, тогда как более энергичныечастицы разрушают ядра наиболее распространенных элементов атмосферы – азота икислорода, порождая каскады вторичных частиц, включающих нейтроны, электроны ипозитроны, мезоны, γ-кванты, нейтрино.
Поток вторичных частиц сначала растет суменьшением высоты до ~15-25 км, пока доминирует генерация каскадных процессов, послечего поток начинает уменьшаться вследствие увеличения поглощения. Зависимость полногопотока частиц от высоты называется переходной кривой, а максимум потока частиц на высотах~15−25 км – максимумом Пфотцера, высота которого зависит от жесткости геомагнитногообрезания и уровня солнечной активности [Bazilevskaya et al., 2000]. Генерация вторичныхчастиц при ядерных взаимодействиях дает возможность исследовать вариации ГКЛ сиспользованием наземных нейтронных мониторов и мюонных телескопов.Характерной особенностью потоков космических лучей в атмосфере является ихширотная зависимость.
Известно, что заряженные частицы космических лучей, приходящие кЗемле, испытывают отклоняющее воздействие земного магнитного поля. Согласно теорииШтермера [Störmer, 1955] движение заряженной частицы в магнитном поле Земли определяетсяее жесткостью R:R=pc,Ze(1.4)где p – импульс, с – скорость света, Z – заряд частицы в единицах заряда электрона, е – зарядэлектрона. Если импульс частицы будет меньше некоторой величины, отклоняющеевоздействие магнитного поля будет настолько сильным, что она вообще не придет к Земле.Таким образом, чтобы достигнуть определенной точки на земном шаре, частица должнаобладать некоторой минимальной жесткостью (жесткостью обрезания) Rc, зависящей отгеомагнитной широты точки наблюдения и направления прихода частицы.
Однако на практикешироко используется вертикальная жесткость геомагнитного обрезания, т.е. жесткостьобрезания для частиц, приходящих по радиусу Земли:Rc = 14.9 ⋅ cos 4 λ ⋅ 10 9 ,(1.5)где λ − геомагнитная широта, жесткость Rc выражена в Вольтах (напр., [Дорман, 1975]).Энергия частицы (протона) E связана с жесткостью R соотношением:E = E02 + e 2 R 2 − Eo ,(1.6)38где E0 = mc 2 − энергия покоя частицы ( m – масса частицы, c – скорость света), e – зарядчастицы.В результате геомагнитного обрезания возникает широтный эффект, т.е.
зависимостьинтенсивности потока космических лучей от геомагнитной широты точки наблюдения. Вобласти экватора вертикальная жесткость геомагнитного обрезания максимальна и можетдостигать ~17 ГВ (напр., [Shea and Smart, 1983]), т.е. на экваторе высыпаются тольковысокоэнергичные частицы. По мере движения к полюсам угол между вертикально падающимичастицами и силовыми линиями магнитного поля будет уменьшаться, и отклоняющеевоздействие магнитного поля будет ослабевать.
Таким образом, в высокие широты могутприходить частицы с меньшими энергиями. На полюсе вертикально падающие частицыдвигаются вдоль силовых линий и вообще не испытывают отклонения, т.е. в полярную областьмогут приходить частицы с любой энергией. Широтный эффект приводит к тому, что потокикосмических частиц галактического происхождения вблизи экватора существенно ниже, чем ввысоких широтах. Временной ход потоков заряженных частиц на высотах 25-30 км представленна рис.1.9 согласно результатам аэростатных экспериментов ФИАН [Bazilevskaya et al., 2000].Данные на рис.1.9 показывают широтную зависимость потоков космических частиц, а такжечетко выраженную 11-летнюю вариацию потоков в высоких и умеренных широтах.Рис.1.9.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
