ГЕЛИОСФЕРНАЯ МОДУЛЯЦИЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В 19–23 ЦИКЛАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ c

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2012, том 38, № 9, с. 681–684
УДК 523.165
ГЕЛИОСФЕРНАЯ МОДУЛЯЦИЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
В 19–23 ЦИКЛАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
c 2012 г. Г. Ф. Крымский*, П. А. Кривошапкин, С. К. Герасимова,
П. Ю. Гололобов, В. Г. Григорьев, С. А. Стародубцев
Институт космофизических исследований и аэрономии им. Ю.Г. Шафера СО РАН, Якутск
Поступила в редакцию 25.01.2012 г.
Созданная ранее базовая теория гелиосферной модуляции космических лучей высоких энергий
обобщена на область более низких энергий. Сравнение теории с результатами многолетних наблюдений космических лучей в стратосфере, проводимых группой ФИАН в Москве и Мурманске,
показывает удовлетворительное согласие. Показано, что при чередовании четных и нечетных циклов
солнечной активности космические лучи ведут себя существенно различным образом. Обсуждаются
возможные причины аномально высокой интенсивности космических лучей, зарегистрированной во
время последнего минимума солнечной активности.
Ключевые слова: космические лучи, солнечный цикл, модуляция, гелиосфера, турбулентность,
солнечный ветер.
ВВЕДЕНИЕ
Непрерывные измерения интенсивности космических лучей (КЛ) проводятся уже почти 60 лет. В
настоящее время установлено, что она испытывает
постоянные вариации с периодом от нескольких
минут до десятилетий и более. При этом основная, наиболее мощная вариация КЛ, обусловлена проявлением 11-летней солнечной активности
(СА). По данным наземных наблюдений глубина
модуляции интенсивности КЛ в 11-летнем цикле
достигает 20−25% относительно минимума СА.
Ее временные изменения характеризуются сменой
максимумов с острыми и плоскими вершинами.
Это обусловлено эффектами переполюсовки общего магнитного поля Солнца и определяется направлением дрейфа КЛ в межпланетном магнитном поле (ММП). Наблюдения показывают, что
в течение последних пяти циклов СА максимумы
интенсивности КЛ имеют практически одинаковые
значения.
Общая картина взаимодействия галактических
КЛ с магнитными полями в гелиосфере хорошо
известна. В работах Крымского (1964) и Паркера
(1965) была установлена решающая роль диффузии и конвекции КЛ в магнитном поле солнечного
ветра. В них было показано, что необходимо принимать во внимание тензорный характер коэффициента диффузии и установлено существенное вли*
Электронный адрес: starodub@ikfia.ysn.ru
яние на модуляцию процесса замедления частиц в
расширяющемся солнечном ветре. В работах ряда
авторов (Чарахчьян и др., 1973; Леви, 1976; Джокипии и др., 1977; Джокипии, Томаса, 1981) установлена важная роль магнитного дрейфа частиц
и обнаружено изменение характера гелиосферной
модуляции КЛ при переполюсовках общего магнитного поля Солнца. Многочисленные расчеты
глубины модуляции КЛ с учетом большого числа
параметров в различных моделях были выполнены
в работах Потджиетера и др. (2001) и Мануеля и
др. (2011).
Для описания поведения интенсивности КЛ в
11-летнем цикле СА в 2006 г. в ИКФИА СО РАН
была создана базовая модель модуляции КЛ в
гелиосфере, в максимальной степени избавленная
от несущественных деталей и большого числа подгоночных параметров (Крымский и др., 2007). В ней
предполагалось, что ММП состоит из суперпозиции регулярного и турбулентного полей, соотношение которых меняется с фазой солнечного цикла,
но в каждый момент времени одинаково во всем
объеме гелиосферы. В модели постулировалось,
что напряженность турбулентного поля линейно
меняется со временем от минимума солнечного
цикла до максимума и обратно. В период минимума величина турбулентного поля составляла долю
от регулярного поля, равную 1/k0 , где величина
k0 > 1, названная авторами модели остаточным
уровнем турбулентности, является единственным
681
682
КРЫМСКИЙ и др.
свободным параметром. Модуляция космических
лучей высоких энергий (E > 1 ГэВ) описывалась
в линейном приближении, где скорость солнечного
ветра, входящая в уравнение переноса, считалась
малым параметром. Анализ многолетних данных
вариаций интенсивности КЛ, зарегистрированных
нейтронным монитором на горе Клаймакс в 19–22
циклах СА, показал, что они удовлетворительно
описываются предложенной моделью как по форме, так и по величине. Наилучшее согласие между
теорией и наблюдениями достигается при величине k0 = 5. Однако в последнем минимуме СА
стало очевидным, что интенсивность КЛ высоких
энергий при сохранении острой формы вершины
существенно превысила все ранее наблюденные
значения. По данным сети нейтронных мониторов
интенсивность КЛ в декабре 2009 г. достигла максимума, превысив ее значения в предыдущих 19–22
циклах на 5−6%. А измерения КЛ в стратосфере на
баллонах и шарах-зондах показали еще большее
превышение (>20%) (Стожков и др., 2009). При
этом многие авторы полагают, что причиной такой
аномалии является необычно длительный период
солнечного минимума и ранее не наблюдавшаяся
минимальная величина ММП. До сих пор такое
поведение КЛ не удается описать в рамках существующих физических моделей модуляции КЛ.
В данной работе на основе базовой модели модуляции КЛ в гелиосфере сделана попытка описать
наблюдаемое поведение КЛ в различных циклах
СА и установить, какими причинами обусловлено
наблюдаемое явление.
МОДИФИКАЦИЯ БАЗОВОЙ МОДЕЛИ
МОДУЛЯЦИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
В ГЕЛИОСФЕРЕ
Внесем небольшие изменения в используемую
модель (Крымский и др., 2007) с той целью, чтобы
она также могла описывать модуляцию частиц более низких энергий (E ≤ 1 ГэВ), а затем сопоставим
результаты вычислений с данными стратосферных
наблюдений в Москве и Мурманске, приведенными
в работе Стожкова и др. (2009).
Запишем уравнение переноса КЛ в виде
∂f
1
= 0,
∇(κ∇f ) − (u + udr )∇f + ∇up
3
∂p
где f – функция распределения КЛ, u, udr – скорость солнечного ветра и дрейфовая скорость частиц, κ – тензор диффузии, p – импульс. Функцию
распределения КЛ представим в виде f (p, r) =
= f0 (p) exp(−ψ(p, r)), где f0 (p) есть невозмущенная функция, зависящая только от импульса частиц p и имеющая степенной вид, а ψ – возмуще-
ние, обусловленное модуляцией. Тогда после проведения преобразований получим:
−∇(κ∇ψ) + κ(∇ψ)2 + (u + udr )∇ψ +
p ∂f0
∂ψ
1
− p ) = 0.
+ ∇u(
3
f0 ∂p
∂p
Считая малым квадрат градиента ψ и зависимость ψ(p) слабой по сравнению с f0 (p), отбросим соответствующие члены. Полученное уравнение для ψ ничем не отличается от исследованного
ранее линейного уравнения (Крымский и др., 2007)
и дает необходимое нам решение.
Так как глубина модуляции в нашем случае не
является малой, то результаты должны явно усредняться по всему первичному спектру. Для этого
необходимо знать кратность генерации вторичных
частиц m(p), представляющую собой вклад КЛ с
импульсом p в наблюдаемую интенсивность, рассчитанную на одну первичную частицу. Для нее
было использовано следующее выражение: m(p) =
2
= const × (1 − ppm2 )p, где pm = 1.2 ГэВ/с – ионизационное обрезание кратности для вертикально
падающих частиц на глубине 100 г/см2 . Такая зависимость вытекает из предположения, что размножение первичной частицы в атмосфере на глубине
наблюдения (в максимуме интенсивности) завершено. Скобка отражает тот факт, что при малых
энергиях вследствие ионизационного обрезания на
уровне наблюдения доступны частицы, движущиеся лишь в пределах телесного угла возле вертикали
и зависящего от их энергии.
Как и в случае высоких энергий, модифицированная модель гелиосферной модуляции предельно
упрощена: относительный уровень турбулентности,
отображаемый параметром k0 , для каждого момента времени принимался единым во всей гелиосфере
и не зависящим от масштаба (т.е. от энергии частиц); геометрия регулярной компоненты соответствовала постоянной скорости солнечного ветра,
которая к тому же не менялась со временем; не учитывались гофр и асимметрия нейтральной поверхности гелиосферного токового слоя; солнечный
цикл представлялся простой пилообразной функцией; хотя регулярная и турбулентная компоненты
магнитного поля считались зависящими от фазы
солнечного цикла, суммарное поле предполагалось
постоянным.
Усредненная по спектру величина ожидаемой
модуляции КЛ в стратосфере вместе с данными
наблюдений (Стожков и др., 2009) показана на
рис. 1. При расчетах было принято то же самое
значение остаточного уровня турбулентности k0 =
= 5, что и в области высоких энергий (Крымский и
др., 2007). Из рис. 1 видно, что в целом, несмотря
на упомянутые упрощения, для 19–22 циклов СА
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 38
№9
2012
ГЕЛИОСФЕРНАЯ МОДУЛЯЦИЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
683
4.0
I, частиц см−2 с−1
3.5
3.0
2.5
2.0
1.5
1960
1970
1980
1990
2000
2010
t, годы
Рис. 1. Зависимость от времени долговременных вариаций потока КЛ (I) по данным стратосферных измерений
на станциях Мурманск (Rc = 0.6 ГВ, сплошные кружки) и Москва (Rc = 2.4 ГВ, открытые кружки), здесь Rc –
геомагнитный порог обрезания. Показаны ожидаемые вариации на станциях Мурманск (сплошная кривая) и Москва
(штриховая кривая) при k0 = 5.
наблюдается удовлетворительное согласие между
теорией и экспериментом. Для них теория корректно описывает и абсолютное значение интенсивности КЛ и ее вариации. Однако очевидно, что
данная картина не соответствует наблюдаемому
поведению КЛ в последнем цикле СА.
АНОМАЛИЯ 23-го СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА
Как видно из рис. 1, согласие теории и наблюдений резко нарушается в 23-м цикле СА. Для того
чтобы добиться согласия между ними, необходимо
изменить величину единственного свободного параметра модели k0 . Основанием для этого могут
служить результаты, полученные Григорьевым и
Стародубцевым (2011), которые изучали изменения энергетических спектров форбуш-понижений
в 20–23 циклах СА. В их работе показано, что
показатель наклона спектров понижений Форбуша
во всем 23-м цикле является более жестким, чем
в трех предыдущих. Кроме того, ими установлено,
что весь 23-й цикл в отличие от предыдущих характеризуется пониженным уровнем турбулентности
солнечного ветра в энергетической области частотного спектра. С этим же обстоятельством связана и
малая величина анизотропии КЛ, наблюдавшаяся
в течение всего 23-го цикла СА (Герасимова и др.,
2011). Таким образом, у нас есть все основания
полагать, что в течение всего 23-го солнечного
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 38
цикла наблюдалось более регулярное ММП по
сравнению с тремя предыдущими циклами. В таком
случае зарегистрированное необычное поведение
интенсивности КЛ может быть связано с уменьшением степени рассеяния при резонансном взаимодействии потока КЛ с неоднородностями солнечного ветра, имеющими пространственные масштабы ∼1012 см. Это означает, что для правильного
описания наблюдаемых вариаций интенсивности
КЛ в последнем цикле нужно принять значительно
большую величину свободного параметра модели k0 . Действительно, расчеты показывают, что
наилучшее согласие между теорией и экспериментом в 23-м цикле СА достигается при значении параметра k0 = 15. На рис. 2 показаны зависимости
от времени долговременных вариаций потока КЛ
по данным стратосферных измерений на станциях
Мурманск и Москва для 21-го (рис. 2а) и 23-го
(рис. 2б) циклов. Сопоставление их приводит нас к
выводу, что в рамках используемой модели удается
корректно описать поведение вариаций интенсивности КЛ во всех пяти циклах СА. Отметим, что
основным достоинством используемой модели является использование только одного подгоночного параметра – уровня остаточной турбулентности
ММП.
№9
2012
684
КРЫМСКИЙ и др.
4.0
(a)
(б)
I, частиц см−2 с−1
3.5
3.0
2.5
2.0
1960
1965
1970
t, годы
2005
2010
2015
Рис. 2. То же, что на рис. 1, но для 21-го (а) и 23-го (б) циклов СА при значениях свободного параметра k0 = 5 и 15
соответственно.
ВЫВОДЫ
Таким образом, можно сделать следующие выводы:
1. Базовая модель модуляции КЛ в гелиосфере
(Крымский и др., 2007) расширена на область
более низких энергий.
2. Наблюдения КЛ согласуются с элементарной
теорией гелиосферной модуляции.
3. Аномальное поведение КЛ в 23-м цикле СА
обусловлено пониженным уровнем остаточной турбулентности ММП.
В заключение авторы выражают благодарность
за предоставленные данные измерений КЛ в стратосфере научной группе ФИАН под руководством
проф. Ю.И. Стожкова. Авторы также признательны рецензентам, сделавшим ценные замечания. Работа выполнена при поддержке Российского фонда
фундаментальных исследований (гранты № 1002-00877-а, 12-02-98506-р_восток-а), Программы Президиума РАН № 10, а также грантов Президента РФ для поддержки молодых ученых (МК4569.2012.2) и ведущей научной школы (НШ1741.2012.2).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Герасимова и др. (S.K. Gerasimova, P.Yu. Gololobov,
V.G. Grygoryev, et al.), Proc. 32nd ICRC, Beijing,
China 11, 180 (2011).
2. Григорьев В.Г., Стародубцев С.А., Изв. РАН Сер.
физич. 75, 850 (2011).
3. Джокипии, Томас (J.R. Jokipii and B. Thomas),
Astrophys. J. 243, 1115 (1981).
4. Джокипии и др. (J.R. Jokipii, E.H. Levy, and
W.B. Hubbard), Astrophys. J. 213, 861 (1977).
5. Крымский Г.Ф., Геомагнетизм и аэрономия 4, 763
(1964).
6. Крымский Г.Ф., Кривошапкин П.А., Мамрукова В.П. и др., ЖЭТФ 131, 214 (2007).
7. Леви (E.H. Levy), J. Geophys. Res. 81, 2082 (1976).
8. Мануель и др. (R. Manuel, S.E.S. Ferreira,
M.S. Potgieter, et al.), Adv. Space Res. 47, 1529
(2011).
9. Паркер (E.N. Parker), Planet Sp. Sci. 13, 9 (1965).
10. Потджиетер и др. (M.S. Potgieter, R.A. Barger, and
S.E.S. Ferreira), Sp. Sci. Rev. 97, 295 (2001).
11. Стожков и др. (Yu.I. Stozhkov, N.S. Svirzhevsky,
G.A. Bazilevskaya, et al.), Adv. Space Res. 44, 1124
(2009).
12. Чарахчьян А.Н., Базилевская Г.А., Свиржевский А.Н. и др., Изв. АН СССР. Сер. физич. 33,
1258 (1973).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 38
№9
2012