потокИ космических лучей в МАКСИМУМЕ КРИВОЙ

Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской академии наук
Lebedev Physical Institute of Russian Academy of Sciences
ПОТОКИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В МАКСИМУМЕ КРИВОЙ
ПОГЛОЩЕНИЯ В АТМОСФЕРЕ И НА ГРАНИЦЕ АТМОСФЕРЫ
(1957–2007)
Ю.И. Стожков, Н.С. Свиржевский, Г.А. Базилевская, А.К. Свиржевская,
А.Н. Квашнин, М.Б. Крайнев, В.С. Махмутов, Т.И. Клочкова
FLUXES OF COSMIC RAYS IN THE MAXIMUM OF ABSORPTION
CURVE IN THE ATMOSPHERE AND AT THE ATMOSPHERE
BOUNDARY (1957–2007)
Y.I. Stozhkov, N.S. Svirzhevsky, G.A. Bazilevskaya, A.K. Svirzhevskaya,
A.N. Kvashnin, M.B. Krainev, V.S. Makhmutov, and T.I. Klochkova
Москва
2007 г.
Moscow
2007
Введение
В 50-х годах 20-го столетия академик С.Н. Вернов предложил проводить измерения
потоков космических лучей в атмосфере Земли методом регулярного зондирования.
Основными задачами эксперимента были исследования модуляционных эффектов
галактических космических лучей, механизмов ускорения частиц во вспышечных
процессах на Солнце и распространения солнечных космических лучей в межпланетной
среде. В середине 1957 года С.Н. Вернов вместе с профессором А.Н. Чарахчьяном
воплотил эту идею в жизнь, и с тех пор регулярные измерения потоков заряженных
частиц в атмосфере полярных и средних широт проводятся вплоть до настоящего
времени. За весь период измерений выпущено около 80 тысяч радиозондов.
Огромный объем экспериментальных работ по измерению космических лучей в
атмосфере на высокоширотных и среднеширотных станциях был выполнен сотрудниками
Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук (ФИАН) в
кооперации с несколькими академическими институтами и институтами других ведомств.
В их число входят Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В.
Скобельцына Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова
(НИИЯФ МГУ, руководитель работ – д.ф.-м.н. Т.Н. Чарахчьян), Казахский
государственный университет им. С.М. Кирова (КазГу, Алма-Ата, руководитель работ –
профессор Е.В. Коломеец), Полярный геофизический институт РАН (ПГИ РАН, Апатиты,
руководитель работ – д.ф.-м.н. Э.В. Вашенюк), Ереванский физический институт им. А.И.
Алиханяна (ЕРФИ, руководитель работ – к.ф.-м.н. Г.А. Асатрян), Космофизическая
обсерватория Института космофизических исследований и аэрономии им. Ю.Г. Шафера
Сибирского отделения Российской академии наук (ИКФИА СО РАН, Тикси, руководитель
работ – к.ф.-м.н. А.М. Новиков), Полярный полигон Института земного магнетизма и
распространения радиоволн (теперь Институт солнечно-земной физики) Сибирского
отделения РАН (ИСЗФ СО РАН, Норильск, руководитель работ – к.ф.-м.н. В.П. Карпов),
Ленинградский филиал Института земного магнетизма, ионосферы и распространения
радиоволн РАН (ЛО ИЗМИРАН, Воейково, руководитель работ – д.ф.-м.н. М.И. Тясто),
Крымская астрофизическая обсерватория (руководитель работ – д.ф.-м.н. А.А. Степанян),
Институт прикладной геофизики им. Е.К. Федорова Росгидромета (ИПГ, Москва,
руководитель работ – д.ф.-м.н. Н.К. Переяслова), Университет г. Кампинас, Бразилия
(руководитель работ – доктор И.М. Мартин). С 1963 года измерения космических лучей в
атмосфере проводятся на российской антарктической станции Мирный при постоянной
поддержке и помощи Арктического и Антарктического научно-исследовательского
института Росгидромета (ААНИИ).
После распада СССР в начале 90-х годов научные исследования в России практически
перестали финансироваться. Регулярные измерения космических лучей в атмосфере
удалось сохранить благодаря поддержке академика А.Е. Чудакова, который убедил
руководство Российской академии наук в необходимости продолжать эти работы.
Большую помощь в финансировании и проведении измерений оказали и продолжают
оказывать центральная дирекция Физического института им. П.Н. Лебедева, Российский
фонд фундаментальных исследований, целевая программа фундаментальных
исследований Президиума РАН «Нейтринная физика».
Описание эксперимента
Для регистрации космического излучения в стратосфере были разработаны
специальный радиозонд, наземная приемная аппаратура и стенды для градуировки
детекторов частиц и бародатчиков. Большой вклад в создание аппаратуры и проведение
измерений внесли инженеры Долгопрудненской научной станции ФИАН П.Н. Агешин,
В.В. Баяревич, А.Е. Голенков, А.Ф. Красоткин, В.Н. Макунин и другие. Датчиками
2
заряженных частиц в радиозонде являются газоразрядный счетчик СТС-6 и телескоп из
двух таких же счетчиков. Цилиндрический счетчик СТС-6 имеет рабочую длину 98 мм,
диаметр 19 мм. Толщина стальных стенок равна 50 мгсм–2 и определяет пороговое
значение энергии регистрируемых электронов Еепор = 200–300 кэВ и протонов Еpпор = 5
МэВ. Эффективность регистрации -квантов счетчиком меньше 1%. Телескоп содержит 7мм алюминиевый фильтр между счетчиками, который, совместно со стенками счетчиков,
определяет пороговые значения энергии электронов Еепор = 5 МэВ и протонов Еpпор = 30
МэВ. Эффективность регистрации -квантов телескопом равна нулю. Расстояние между
центрами верхнего и нижнего счетчиков телескопа равно 26 мм. Геометрические факторы
счетчика Гсч и телескопа Гтел зависят от углового распределения частиц, падающих на
детекторы. Для изотропного распределения частиц в верхней полусфере Гсч = 16.4 см2 и
Гтел = 17.8 см2ср. В атмосфере близкими к изотропному являются распределения
заряженных частиц в максимуме кривой поглощения и распределение первичных частиц
на границе атмосферы. Более подробное описание эксперимента приводится в [1–5].
В 1960-е годы в атмосфере Земли на высоких, средних и низких широтах в северном
полушарии проводились регулярные измерения потоков -квантов с энергией Е  20 кэВ.
Использовалась стандартная аппаратура, в которой детектором -квантов был кристалл
NaJ(Tl) диаметром 20 мм и высотой 20 мм [6].
Обработка экспериментальных данных проводилась на Долгопрудненской научной
станции ФИАН. Огромный труд в эту работу был вложен инженерами, техниками и
лаборантами ДНС Г.В. Ястребцевой, А.Ф. Бирюковой, К.А Богатской, А.М. Истратовой,
В.И. Обрываловой, Г.В. Клишиной, О.А. Шишковой, Е.Г. Плотниковой, Г.И. Плугарь и
многими другими.
Таблица 1. Пункты и периоды измерений потоков космических лучей и -квантов в
атмосфере
Географические
координаты
6857C; 3303B
6733C; 3320B
5556С; 3731В
Rc,
ГВ
0.6
4315С; 7655В
6634Ю; 9255В
6.7
0.03
Симеиз, Крым
4400С; 3400В
5.9
Воейково,
Ленинградская область
Норильск, Красноярский край
Ереван, Армения
Тикси, Якутия
Дальнереченск,
Хабаровский край
Ст. Восток, Антарктида
Баренцбург, Норвегия
Кампинас, Бразилия
6000С; 3042В
1.7
07.1957–наст. время
03.1965–12.1968 ()
07.1957–наст. время
10.1964–12.1969 ()
03.1962–04.1993
03.1963–наст. время
03.1958–12.1961
03.1964–04.1970
10.1964–12.1969 ()
11.1964–03.1970
6900С; 8800В
4010С; 4430В
7136С; 12854В
4552С; 13344В
0.6
7.6
0.5
7.35
11.1974–06.1982
01.1976–04.1989
02.1978–09.1987
08.1978–05.1982
7847Ю; 10687В
7836С; 1624В
2300Ю; 4708З
0.00
0.06
10.9
01.1980–02.1980
05.1982, 03–07.1983
01.1988–02.1991
Пункт измерений
Ст. Лопарская, ст. Оленья,
Апатиты, Мурманская область
Долгопрудный,
Московская область
Алма-Ата, Казахстан
Обс. Мирный, Антарктида
3
2.4
Период измерений
В таблице 1 приведены некоторые характеристики пунктов регулярных измерений
потоков заряженных частиц и -квантов в атмосфере. Измерения проводятся на широтах с
различными геомагнитными порогами Rc и охватывают интервал высот от уровня земли
до 30–35 км. Атмосфера Земли, кроме того, использовалась как естественный анализатор
частиц по жесткости (энергии). На уровне наблюдения x в атмосфере вклад в скорость
счета детекторов определяется первичными частицами с жесткостью выше некоторой
пороговой величины, называемой жесткостью атмосферного обрезания Ra, если Ra  Rc,
или геомагнитным порогом Rc, если Ra < Rc. Зависимость величины Ra от атмосферного
давления х была установлена по данным широтных измерений и имеет вид Ra = 410–2x0.8,
где Ra дано в ГВ, х в гсм–2 [7].
В течение всего периода наблюдений использовались одни и те же детекторы
заряженных частиц (газоразрядные счетчики СТС-6) и -квантов (кристалл NaJ(Tl)) и одни
и те же стенды, на которых проводилась их градуировка. Благодаря этому, мы имеем
однородные ряды данных, которые представлены в таблицах 3–32. Наиболее длинные
ряды данных получены в измерениях в Мурманской области и на среднеширотной
станции (г. Долгопрудный Московской области), которые охватывают период с июля 1957
года по настоящее время.
В качестве примера на рис. 1а, б показаны среднемесячные высотные зависимости
скорости счета заряженных частиц, измеренной одиночным счетчиком N1(x) и телескопом
N2(x), на разных широтах в период минимума солнечной активности в июле 1987 года.
Отчетливо видны максимумы значений N1m и N2m. Значения максимальных потоков
космических лучей в атмосфере имеют, очевидно, минимальную статистическую ошибку
и не зависят от точности определения высоты или атмосферного давления. Данные в
максимуме кривой поглощения используются ниже для определения потоков первичных
космических лучей на границе атмосферы. Аналогичные высотные зависимости в
атмосфере имеют и потоки -квантов [6].
3500
3000
0.6
0.03
N 1(x), мин
-1
2500
2.4
2000
1500
6.7
1000
500
0
1
10
-2
x , г cм
100
1000
Рис. 1а. Зависимость скорости счета заряженных частиц N1(х) от атмосферного давления х
(кривые поглощения) по данным одиночного газоразрядного счетчика. Показаны средние
за месяц значения на северной полярной широте с геомагнитным порогом Rс = 0.6 ГВ
(черные точки) и южной полярной широте с Rс = 0.03 ГВ (открытые кружки), а также в
северном полушарии на средней широте с Rс = 2.4 ГВ (темные треугольники) и низкой
широте с Rс = 6.7 ГВ (светлые квадраты). Цифрами у кривых указаны значения Rс.
Среднеквадратичные ошибки данных не превышают размеров символов.
4
500
0.6
400
N 2(x ), мин
-1
0.03
300
2.4
200
6.7
100
0
1
10
100
1000
-2
x , г см
Рис. 1б. То же, что на рис. 1а, для скорости счета N2(х), измеренной телескопом.
В таблицах 3–27 представлены среднемесячные значения потоков космических лучей
(галактических космических лучей и вторичных заряженных частиц, образованных ими в
атмосфере) по данным одиночного счетчика и телескопа в максимуме кривой поглощения
(N1m и N2m и их среднеквадратичные ошибки 1 и 2) для пунктов и периодов времени,
указанных в таблице 1. В таблицах 28–30 также приведены среднемесячные значения
потоков -квантов Nm с энергией Е  20 кэВ в максимуме кривой поглощения в
атмосфере для пунктов и периодов времени, указанных в таблице 1.
Вычисление потоков частиц на границе атмосферы
а) метод экстраполяции потоков частиц к границе атмосферы
Из высотных зависимостей (см. примеры на рис.1а, б) можно определить потоки
заряженных частиц на границе атмосферы, где атмосферное давление х = 0. Для этого
находим разность кривых поглощения, полученных на широтах с Rс = 0.6 ГВ и Rс = 2.4 ГВ
при 4 < х < 85 гсм–2 и экстраполируем их к границе атмосферы. В качестве примера на
рис. 2а, б показаны высотные зависимости разности потоков частиц dN1m(x) и dN2m(x) в
минимуме солнечной активности и указан интервал энергий первичных протонов, к
которому эти разности относятся. Приведены также выражения для аппроксимации
величин dN1m(x) и dN2m(x), рассчитанные по методу наименьших квадратов, и значения
коэффициентов корреляции r между экспериментальными точками и аппроксимацией.
Разности кривых поглощения в интервале энергий 0.1  E  1.5 ГэВ удается
аппроксимировать экспоненциальным законом (сплошная линия).
Аналогичные разности высотных кривых, полученных на широтах с Rс = 0.6 ГВ и Rс =
6.7 ГВ, приведены на рис 3а, б. В этом случае интервал энергии первичных протонов
составляет 0.1  E  5.8 ГэВ. Величины dN1m(x) и dN2m(x) можно аппроксимировать
линейным законом.
Полученные экстраполяцией потоки заряженных частиц при х = 0 включают
первичные космические лучи J0 и частицы альбедо JА. Вычитая из потоков заряженных
5
частиц потоки частиц альбедо JА, можно получить потоки первичных космических лучей
J0 на границе атмосферы. Величины потоков альбедных частиц JA представлены в [8, 9].
При вычислениях предполагалось, что первичные космические лучи распределены в
верхней полусфере изотропно, а геометрические факторы одиночного счетчика и
телескопа равны, соответственно, 16.4 см2 и 17.8 см2ср. Среднемесячные значения
потоков первичных частиц на границе атмосферы J0(Е  0.1 ГэВ) и J0(0.1  Е  1.5 ГэВ)
даны в таблицах 31–32.
1000
dN 1(х ), мин -1
E = (0.1 - 1.5) ГэВ
dN 1 = 906.2e - 0.015x
r = 0.99
100
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
х , г см -2
Рис. 2а. Разность dN1(х) скоростей счета одиночного счетчика на высокой (Rс = 0.6 ГВ) и
средней широте (Rс = 2.4 ГВ) в северном полушарии в зависимости от атмосферного
давления х. Показаны утроенные стандартные ошибки экспериментальных точек 3.
1000
dN 2(х ), мин -1
Е = (0.1 - 1.5) ГэВ
100
dN 2 = 146e - 0.011x
r = 0.99
10
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
х , г см - 2
Рис. 2б. То же, что на рис. 2а, для разности dN2(х) скоростей счета телескопа на широтах с
Rс = 0.6 ГВ и Rс = 2.4 ГВ в северном полушарии.
6
dN 1(x ), мин -1
2000
Е = (0.1 - 5.8) ГэВ
1600
1200
d N1 = -11.3x + 2076.4
r = 0.99
800
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
x , г см - 2
Рис. 3а. Разность скоростей счета dN1(х) одиночного счетчика на высокой широте (Rс = 0.6
ГВ) и на низкой широте (Rс = 6.7 ГВ) в северном полушарии в зависимости от х. Показаны
утроенные стандартные отклонения 3.
350
Е = (0.1 - 5.8) ГэВ
dN 2(x ), мин -1
300
250
200
dN 2 = -1.423x + 338.9
150
r = 0.99
100
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
x , г см - 2
Рис. 3б. То же, что на рис. 3а, для разности dN2(х) скоростей счета телескопа на широтах с
Rс = 0.6 ГВ и Rс = 6.7 ГВ в северном полушарии.
б) связь между потоками частиц на границе атмосферы и потоками в максимуме кривой
поглощения
Отметим тот факт, что коэффициент корреляции r между относящимися к минимуму
солнечной активности величинами dN1(х), dN2(х) и их аппроксимацией близок к 1 (рис. 2а,
б и 3а, б). Это свидетельствует о том, что такая аппроксимация данных оправдана. Однако
высокие значения r получаются не для всех периодов наблюдений. В периоды, близкие к
максимумам солнечной активности, широтный эффект в атмосфере существенно
уменьшается, соответственно уменьшаются разности потоков частиц dN1(х) и dN2(х), и их
ошибки становятся сравнимыми с ошибками наблюдений. Особенно это заметно на
разностях, полученных по измерениям на высоких и средних широтах. В эти периоды
метод экстраполяции становится неточным. Кроме того, потоки космических лучей N1(х),
7
полученные на высоких широтах с помощью одиночного счетчика, могут содержать
небольшой вклад от высыпающихся частиц солнечного или магнитосферного
происхождения.
Поэтому для нахождения потоков первичных частиц J0(Е  0.1 ГэВ) и J0(0.1  Е  1.5
ГэВ) на границе атмосферы мы используем еще один метод, основанный на связи величин
J0 с потоками частиц Nm в максимумах кривых поглощения. Как уже говорилось,
величины Nm имеют минимальную статистическую погрешность и не зависят от
неточности в определении атмосферного давления х. Мы используем значения Nm,
полученные на станциях с геомагнитными порогами Rс, равными 0.6, 2.4 и 6.7 ГВ.
Атмосферное давление хm, при котором регистрируется максимальный поток частиц,
зависит от геомагнитного порога станции и от фазы 11-летнего солнечного цикла. В
таблице 2 приведены значения хm и Еmin в минимуме и максимуме солнечной активности
для указанных выше геомагнитных порогов. Под Еmin понимается пороговое значение
энергии первичных протонов, начиная с которого они дают вклад в потоки частиц на
глубине хm в атмосфере. Значения Emin для атмосферного давления xm получены из
соотношения Emin  R 2  m2p c 4  m p c 2 , где R = Ra = 410–2 xm0.8 при Ra > Rc и R = Rc при Ra
 Rc, mp – масса протона, xm – атмосферное давление в гсм–2 [7].
Таблица 2. Значения хm и Еmin (для протонов, по данным одиночного счетчика) для
пунктов наблюдений с геомагнитными порогами Rc, равными 0.6, 2.4 и 6.7 ГВ, в периоды
минимума и максимума солнечной активности
Rc, ГВ (Ec, ГэВ)
0.6 (0.18)
2.4 (1.6)
6.7 (5.8)
Минимум
30
50
80
хm, гсм–2
солнечной
Еmin, ГэВ
0.18
1.6*
5.8*
активности
Максимум
60
60
85
хm, гсм–2
солнечной
Еmin, ГэВ
0.5
1.6*
5.8*
активности
* – значения Еmin определяются величиной порога геомагнитного обрезания Rc.
Из таблицы 2 видно, что для величин Nm значения Еmin определяются атмосферным
обрезанием только в области полярных широт в максимуме солнечной активности. На
средних и низких широтах минимальные значения энергий первичных частиц на границе
атмосферы Еmin определяются величиной геомагнитного порога Rc.
На рис. 4а, б показана зависимость между значениями первичных потоков
космических лучей J0(0.1  Е  1.5 ГэВ), полученных методом экстраполяции, и
разностями потоков частиц dN1m = N1m(0.6) – N1m(2.4) по данным одиночного счетчика и
dN2m = N2m(0.6) – N2m(2.4) по данным телескопа в максимуме их высотных кривых.
Соотношение между J0 и dN1m для одиночного счетчика имеет высокий коэффициент
корреляции r = 0.95 и может быть представлено в виде:
J0(0.1 < E < 1.5 ГэВ) = (2773  25)dN1m + (154  9),
(1)
где [J0] = м–2с–1ср–1 и [dN1m] = см–2с–1. Для счетчикового телескопа (рис.4б) коэффициент
корреляции r равен 0.93, а связь между J0 и dN2m имеет вид:
J0(0.1 < E < 1.5 ГэВ) = (19715  239)dN2m + (216  11),
8
(2)
J o(0.1<E <1.5 ГэВ), м-2 с-1 ср-1
где [J0] = м–2с–1ср–1 и [dN2m]= см–2с–1ср–1.
Вклад частиц альбедо в величину J0, найденную по данным телескопа, незначителен. В
максимуме кривых поглощения в атмосфере так же, как и на ее границе частицы
распределены изотропно в верхней полусфере [3] и геометрический фактор телескопа
равен Гтел = 17.8 cм2ср.
2000
7.1957 - 6.2004
1500
1000
500
0
0.0
0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
-2 -1
dN 1m, cм с
0.6
0.7
J o(0.1<E<1.5 ГэВ), м-2 с-1 ср-1
Рис. 4а. Корреляционная связь между среднемесячными значениями первичных потоков
космических лучей J0(0.1  Е  1.5 ГэВ), полученными методом экстраполяции за период
07.1957–06.2004, и разностями потоков частиц dN1m по данным одиночного счетчика в
максимуме высотных кривых в атмосфере на широтах с Rс = 0.6 и 2.4 ГВ. Прямая линия
проведена методом наименьших квадратов.
2000
01.1960 - 12.2004
1500
1000
500
0
0.00
0.02
0.04
0.06
-2
-1
0.08
0.10
-1
dN 2m, cм с ср
Рис. 4б. То же, что на рис. 4а, для разностей dN2m потоков космических лучей в
максимумах высотных кривых в атмосфере, полученных с помощью телескопа, на
широтах с Rс = 0.6 и 2.4 ГВ за период 01.1960–12.2004.
9
J o(>0.1 ГэВ), м-2 c-1 cр-1
4000
07.1957 - 12.2004
3000
2000
1000
0
1.5
2
2.5
3
-2
3.5
-1
N 1m, см с
J o( > 0.1 ГэВ), м-2 с-1 ср-1
Рис. 5а. Корреляционная связь между значениями первичных потоков космических лучей
J0(Е ≥ 0.1 ГэВ), полученными методом экстраполяции за период 07.1957–12.2004, и
потоками частиц N1m, регистрируемыми одиночными счетчиками в максимумах высотных
кривых в атмосфере на широте с Rc = 0.6 ГВ. Прямая линия проведена методом
наименьших квадратов.
01.1960 - 12. 2004
3500
2500
1500
500
0.25
0.35
0.45
0.55
N 2m, cм -2 с-1 ср-1
Рис. 5б. То же, что на рис. 5а, для данных, полученных с помощью телескопа на широте с
Rc = 0.6 ГВ за период 01.1960–12.2004.
Аналогичные корреляционные связи между экстраполированными значениями
интегральных потоков по энергии J0(Е ≥ 0.1 ГэВ) и величинами потоков космических
лучей N1m и N2m в максимумах высотных кривых можно найти для полярных широт (Rc =
0.6 ГВ). Эти связи показаны на рис. 5а, б. Для данных, полученных с помощью
одиночного счетчика, коэффициент корреляции r равен 0.99, и связь между J0 и N1m имеет
вид:
J0(E ≥ 0.1 ГэВ) = (1893  12)N1m – (2778  32),
(3)
где [J0] = м–2с–1ср–1 и [N1m]= см–2с–1. Для данных, полученных с помощью телескопа,
10
коэффициент корреляции r = 0.98, и связь между J0 и N2m имеет вид:
J0(E ≥ 0.1 ГэВ) = (13051  98)N2m – (2698  39),
(4)
где [J0] = м–2с–1ср–1 и [N2m]= см–2с–1ср–1. Значения J0(0.1 < E < 1.5 ГэВ) и J0(E  0.1 ГэВ),
полученные методом экстраполяции данных одиночного счетчика и телескопа к границе
атмосферы, должны в пределах ошибок совпадать со значениями, полученными из
соотношений (1)–(4).
В таблицах 3–27 приведены среднемесячные значения потоков заряженных частиц,
измеренных в максимумах кривых поглощения космических лучей в атмосфере, для
станций и периодов наблюдений, указанных в таблице 1, в таблицах 3–15 приводятся
значения потоков по данным одиночных счетчиков, в таблицах 16–27 представлены
потоки по данным телескопов.
В таблицах 28–30 приведены среднемесячные значения потоков -квантов, измеренные
кристаллом NaJ(Tl).
В таблицах 31–32 представлены среднемесячные значения потоков первичных
космических лучей на границе атмосферы J0 для частиц с энергией Е  0.1 ГэВ и в
интервале энергии 0.1  Е  1.5 ГэВ. Значения J0 получены двумя способами: 1)
экстраполяцией к границе атмосферы данных одиночного счетчика и телескопа и 2)
вычислением J0 по формулам (1)–(4) c использованием величины потоков частиц в
максимумах кривых поглощения в атмосфере. В таблицах 31–32 даны усредненные
значения J0.
Настоящий препринт и экспериментальные данные также находятся на сайте
http://sites.lebedev.ru/DNS_FIAN/.
Литература
1. Чарахчьян А.Н. Исследование флуктуаций интенсивности космических лучей в
стратосфере, вызываемых процессами на Солнце. УФН, 1964, т. 83, вып. 1, с. 35-62.
2. Чарахчьян А.Н., Базилевская Г.А., Стожков Ю.И., Чарахчьян Т.Н. Космические лучи в
стратосфере и околоземном пространстве в период 19-го и 20-го циклов солнечной
активности. Труды ФИАН, М.: Наука, 1976, т. 88, с. 3-50.
3. Голенков А.Е., Охлопков В.П., Свиржевская А.К., Свиржевский Н.С., Стожков Ю.И.
Планетарное распределение интенсивности космических лучей по измерениям в
стратосфере. Труды ФИАН, М.: Наука, 1980, т. 122, с. 3-14.
4. Bazilevskaya G.A., Krainev M.B., Stozhkov Yu.I., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S.
Long-term Soviet program for the measurement of ionizing radiation in the atmosphere.
Journal of Geomagnetism and Geoelectricity, 1991, v. 43, Suppl., p. 893-900.
5. Стожков Ю.И., Свиржевский Н.С., Базилевская Г.А., Махмутов В.С., Свиржевская
А.К. Исследования космических лучей в атмосфере Арктики и Антарктики. Арктика и
Антарктика. М.: Наука, 2004, вып. 3 (37), с. 114-148.
6. Чарахчьян А.Н., Базилевская Г.А., Квашнин А.Н., Чарахчьян Т.Н. Фотонная
компонента космических лучей в атмосфере. Труды ФИАН, М.: Наука, 1976, т. 88, с.
51-79.
7. Stozhkov Y.I., Svirzhevsky N.S., Makhmutov V.S., Svirzhevskaya A.K. Long-term cosmic
ray observations in the atmosphere. Proc. 27th ICRC, Hamburg, Germany, 2001. Hamburg:
Copernicus Gesellshaft, 2001, v. SH, p. 3883-3886.
8. Чарахчьян А.Н., Базилевская Г.А., Стожков Ю.И., Чарахчьян Т.Н. Альбедо
космических лучей в околоземном пространстве. Геомагнетизм и аэрономия, 1974, т.
14, № 3, с. 411-416.
9. Голенков А.Е., Охлопков В.П., Свиржевская А.К., Свиржевский Н.С., Стожков Ю.И.
Альбедо космических лучей по измерениям в стратосфере. Изв. АН СССР, сер. физ.,
1978, т. 42, № 5, с. 997-1006.
11
Introduction
In the 50ies of the 20th century academician S.N. Vernov suggested to perform the regular
measurements of cosmic ray (CR) fluxes in the Earth’s atmosphere by means of regular radio
sound launching. The main goals of this experiment included study of galactic CR modulation
processes, acceleration mechanism of charged particles in powerful solar flares and their
propagation in the interplanetary space. In the middle of 1957, S.N. Vernov, together with
professor A.N. Charakhchyan, started this experiment. Since then till the present time the regular
measurements of charged particle fluxes in the atmosphere of polar and middle latitudes have
been carried out. At present about 80 thousands of radio sounds have been launched.
A large amount of experimental data on charged particle fluxes in the atmosphere at different
latitudes and altitudes was obtained by the workers of Lebedev Physical Institute of Russian
Academy of Sciences (LPI RAS) in cooperation with other academic and non-academic
institutions. This cooperation included Skobeltsyn Institute of Nuclear Physics, Lomonosov
Moscow State University (under the charge of professor T.N. Charakhchyan), Kasakh State
University, Alma-Ata (charge of professor E.V. Kolomeetz), Polar Geophysical Institute, RAS,
Apatity (charge of professor E.V. Vashenyik), Alikhanyan Physical Institute, Yerevan, Armenia
(charge of doctor G.A. Asatryan), Cosmophysical Observatory of Shafer Institute of
Cosmophysical Research and Aeronomy, RAS, Tixie (charge of head A.M. Novikov), Institute
of Solar-Terrestrial Physics, RAS , Irkutsk (charge of V.P. Karpov), Leningrad branch of
Institute of the Earth’s Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation, RAS, Voyeikovo
(charge of professor M.I. Tyasto), Crimean Astrophysical Observatory, Crimea (Simeiz, charge
of professor A.A. Stepanyan), Fedorov Institute of Applied Geophysics, Moscow, Roshydromet
(charge of professor N.K. Pereyaslova), Campinas University, Campinas, Brazil (charge of
professor I.M. Martin). From 1963, the measurements have been made at the Antarctic station
Mirny supported by Arctic and Antarctic Scientific Research Institute, Roshydromet, St.
Petersburg.
After disintegration, of the USSR, the financial support of scientific research in Russia was
virtually stopped. Regular measurements of charged particles in the atmosphere were saved due
to academician A.E. Chudakov efforts. He persuaded the officials of RAS to support this
experiment. The management of Lebedev Physical Institute has been of inestimable value in the
fulfillment of research. The financial support has been given by the Russian Foundation for
Basic Research and by the special program “Neutrino Physics” of the Presidium of RAS.
Description of observations
For the CR measurements in the atmosphere the special radio sounds for the charged particle
detection, ground-based receiver, and calibration stands for particle detectors and atmospheric
pressure sensors were developed. A valuable contribution in development of these devices and
performance of measurements was made by the engineers of Dolgoprudny scientific station of
LPI: P.N. Ageshin, V.V. Bayarevich, A.E. Golenkov, A.F. Krasotkin, V.N. Makunin and others.
A gas-discharge counter of STS-6 type is used to detect omnidirectional flux of charged
particles, and a telescope with two such counters is used to detect vertical flux of charged
particles. A cylindrical counter of STS-6 type is 98 mm in effective length and 19 mm in
diameter. The thickness of steal walls equals 50 mgcm–2. Energy cutoff of detected particles is
Еec = 200–300 keV for electrons and Еpc = 5 MeV for protons. A single counter response to rays is less than 0.1%. A telescope has a 7-mm aluminum absorber between counters, which
gives with account of the counter walls the energy cutoff of Еec = 5 MeV for electrons and Еpc =
30 MeV for protons. The telescope does not detect -rays at all. The distance between centers of
the upper and bottom counters is 26 mm. The geometrical factors of a single counter Gc and a
telescope Gt depend on the angular distribution of detected particles. For isotropic angular
distribution of particles in the upper hemisphere these values equal Gc = 16.4 cm2 and Gt = 17.8
12
cm2sr. The quasi isotropic distribution of charged particles is realized for the primary particles at
the top of the atmosphere and for the particles in the maximum of absorption curve in the
atmosphere. The experiment description is given in [1–5].
During 60ies the regular measurements of -rays with energy E  20 keV in the atmosphere
of the northern polar and middle latitudes were made also. The standard radio sounds with
NaJ(Tl) crystal as a -ray detector was used. The crystal was of cylindrical form with diameter of
20 mm and length of 20 mm [6].
Treatment of experimental data has been made at Dolgoprudny scientific station of LPI RAS.
A large amount of work was done by engineers, technicians, and laboratory assistants G.V.
Yastrebtseva, A.F. Biryukova, K.A. Bogatskaya, A.M. Istratova, V.I. Obryvalova, G.V.
Klishina, O.A. Shishkova, E.G. Plotnikova, G.I. Plugar, and many others.
In Table 1, the sites of regular measurements of charged particle and -ray fluxes in the
atmosphere are shown. The measurements have been done at the latitudes with different
geomagnetic cutoff rigidities Rc and span the interval of altitudes from the ground level up to 30–
35 km. At each level of measurements in the atmosphere the counting rate of detectors is defined
by primary particles with rigidity above some cutoff value, so-called atmospheric cutoff rigidity
Ra if Ra  Rc. Otherwise, if Ra < Rc, the cutoff is defined by geomagnetic cutoff rigidity Rc. For
the data obtained with a single counter the dependence of Ra on atmospheric pressure is
expressed as Ra = 410–2x0.8 where Ra is in GV and х is in gcm–2 [7].
Table 1. The sites and periods of measurements of CR and -ray fluxes in the atmosphere
Geographical
coordinates
6857N; 3303E
6733N; 3320E
5556N; 3731E
Rc,
GV
0. 6
4315N; 7655E
6634S; 9255E
6.7
0.03
Simeiz, Crimea
4400N; 3400E
5.9
Voyeikovo, Leningrad region
Norilsk, Krasnoyarsk Territory
Yerevan, Armenia
Tixie, Yakutiya
Dalnerechensk,
Khabarovsk Territory
Vostok station, Antarctica
Barentzburg, Norway
Campinas, Brazil
6000N; 3042E
6900N; 8800E
4010N; 4430E
7136N; 12854E
4552N; 13344E
1.7
0.6
7.6
0.5
7.35
Period of
measurements
07.1957–present time
03.1965–12.1968 ()
07.1957–present time
10.1964–12.1969 ()
03.1962–04.1993
03.1963–present time
03.1958–12.1961
03.1964–04.1970
10.1964–12.1969 ()
11.1964–03.1970
11.1974–06.1982
01.1976–05.1989
02.1978–09.1987
08.1978–05.1982
7847S; 10687E
7836N; 1624E
2300S; 4708W
0.00
0.06
10.9
01.1980–02.1980
05.1982, 03–07.1983
01.1988–02.1991
Site of measurements
Loparskaya station, Olenya station,
Apatity, Murmansk region
Dolgoprudny,
Moscow region
Alma-Ata, Kazakhstan
Mirny observatory, Antarctica
2.4
During the whole period of measurements, the identical detectors of charged particles (gasdischarged tubes of STS-6 type) and -rays (NaJ(Tl) crystal) and identical devices for calibration
of detectors have been used. Therefore, the sets of data given in Tables 3-32 are homogeneous.
The most long-lasting data series were obtained at the northern polar stations (Murmansk
region) and at the midlatitude station (Dolgoprudny, Moscow region). These series span the
period from the middle of 1957 up to now.
As an example in Figs. 1a, b monthly averaged counting rates of a single counter N1(x) and a
13
telescope N2(x) at various latitudes are shown. The maxima in the counting rates N1m(x) and
N2m(x) are distinctly seen. In comparison with the data obtained at other altitudes (N1(x) and
N2(x)) the values of N1m and N2m have minimal statistical errors and do not depend on the
accuracy of altitude or atmospheric pressure measurement. Fluxes of -rays have similar
dependence on the atmospheric pressure [6].
3500
0.6
3000
0.03
N 1 (x), min -1
2500
2.4
2000
1500
6.7
1000
500
0
1
10
100
1000
x , g cm- 2
Fig. 1a. Monthly averaged counting rates of a single counter N1(x) vs. atmospheric pressure
value x (absorption curves). The measurements were made during solar activity minimum in July
1987 at the northern polar latitude with the geomagnetic cutoff rigidity Rc = 0.6 GV (black
circles), at the southern polar latitude with Rc = 0.03 GV (open circles), at the northern middle
latitude with Rc = 2.4 GV (black triangles), and at the northern low latitude with Rc = 6.7 GV
(open squares). The values of Rc are shown by figures near curves. The root-mean-square errors
do not exceed sizes of the symbols.
500
0.6
N 2(x ), min-1
400
0.03
300
2.4
200
6.7
100
0
1
10
100
1000
x , g сm-2
Fig. 1b. The same as in Fig. 1a but for data obtained with a telescope.
14
The following Tables 3–27 give the monthly averaged values of CR fluxes (galactic CRs and
their secondaries in the atmosphere) measured with a single counter and a telescope in the
maximum of absorption curve (N1m and N2m) with the root-mean-square errors 1 and 2 at the
sites and for periods shown in Table 1. Tables 28–30 give the monthly averaged values of the rays fluxes of Nm with energy E  20 keV measured with crystal NaJ(Tl) in the maximum of
absorption curve at the sites and for periods according to Table 1.
Determination of the particle fluxes at the atmospheric boundary
a) technique of extrapolation of particle flux values to the atmospheric boundary
From the altitude dependences of particle fluxes (see examples in Figs. 1a, b) one can find
charged particle fluxes at the top of the atmosphere where atmospheric pressure х = 0. Let us
take the differences between the counting rates at the latitudes with the geomagnetic cutoff
rigidities Rc = 0.6 GV and Rc = 2.4 GV, as well as between Rc = 0.6 GV and Rc = 6.7 GV vs.
residual pressure (or altitude) dN(x). For values of 4 < х  85 gcm–2 these differences can be
fitted to an exponential. As examples, in Figs. 2a, b and 3a, b these differences vs. х are plotted
as obtained from the data presented in Figs. 1a, b for the solar activity minimum period (July
1987).
In Figs. 2a, b the approximation of differences obtained for a single counter and a telescope
is shown together with the corresponding energy interval of primary protons (0.1 ≤ E ≤ 1.5
GeV). The logarithmic scale for the vertical axis is used. In Figs. 3a, b the differences for the
second pair of altitude dependences (0.1 ≤ E ≤ 5.8 GeV) are shown. In this case the scale of both
axes have linear and the differences are fitted to straight lines.
1000
dN 1 (x ), min-1
E = (0.1 - 1.5) GeV
dN 1 = 906 e - 0.015x
r = 0.99
100
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
x , g cm- 2
Fig. 2a. Differences dN1(х) between the counting rates of a single counter at the northern polar
latitude (Rc = 0.6 GV) and that at the middle latitude (Rc = 2.4 GV) vs. atmospheric pressure х
for the period of July 1987 (differences between the data of upper and middle absorption curves
given in Fig. 1a). The scale of vertical axis is logarithmic. The vertical bars equal three rootmean-square errors (3). The fitting law (see the figure) was calculated by the method of least
squares, r – correlation coefficient between the experimental points and the approximation.
The approximating functions given at x = 0 yield the fluxes of charged particles at the top of
the atmosphere (see examples in Figs. 2a, b and 3a, b). These fluxes include primary CRs J0 and
secondary albedo particles JА. Subtracting the albedo particle flux JА from the values of charged
15
particle fluxes at the top of the atmosphere yields the fluxes of primary CRs J0. The values of JA
can be found in [8, 9]. An isotropic angular distribution of primary particles at the top of the
atmosphere was assumed. In this case the geometrical factors Gcount = 16.4 сm2 for a single
counter and Gtel = 17.8 сm2sr for a telescope. Tables 31–32 give monthly averaged values of
primary CR fluxes at the top of the atmosphere J0(Е  0.1 GeV) and J0(0.1  Е  1.5 GeV).
1000
dN 2(x ), min-1
Е = (0.1 - 1.5) GeV
100
dN 2 = 145.7e - 0.011x
r = 0.99
10
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
x , g сm- 2
Fig. 2b. The same as in Fig. 2a but for the data obtained with a telescope at the northern polar
latitude (Rc = 0.6 GV) and the northern middle latitude (Rc = 2.4 GV) for July 1987 (differences
between the data of upper and middle absorption curves presented in Fig. 1b).
dN 1(x ), min-1
2000
Е = (0.1 - 5.8) GeV
1600
1200
d N1 = -11.3x + 2076.4
r = 0.99
800
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
x , g сm- 2
Fig. 3a. Differences of counting rates dN1(х) of a single counter at the northern polar latitude (Rc
= 0.6 GV) and that at the northern low latitude (Rc = 6.7 GV) vs. atmospheric pressure х for the
period of July 1987 (differences between the data of upper and bottom absorption curves given
in Fig. 1a). The vertical bars equal three standard errors (3). The straight line was calculated by
the least-squares method, r – correlation coefficient between experimental and the fitting points.
16
350
Е = (0.1 - 5.8) GeV
dN 2 (x ), min-1
300
250
200
dN 2 = -1.423x + 338.9
150
r = 0.99
100
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
x , g сm- 2
Fig. 3b. The same as in Fig. 3a but for the data obtained with a telescope at the northern polar
latitude (Rc = 0.6 GV) and at the northern low one (Rc = 6.7 GV) vs. atmospheric pressure х for
the period of July 1987 (differences between upper and bottom absorption curves given in Fig.
1b).
b) relation between the particle fluxes at the atmospheric boundary and fluxes in the maximum of
absorption curve
High correlation between experimental data dN1(х), dN2(х) and the fitting functions is
striking: the correlation coefficient r is ~1. It proves validity of the used approximation.
However, high values of r are observed not for all periods under consideration. During the
periods of high solar activity, the latitudinal effect (difference between absorption curves)
decreases essentially, therefore, the value of dN1(х) и dN2) decrease. That leads to growth of
errors and fall of correlation coefficients values r. This effect is especially important for the
differences of CR fluxes measured at high and middle latitudes with Rc = 0.6 GV and Rc = 2.4
GV, respectively. In this case the method of experimental data extrapolation to the top of the
atmosphere becomes inaccurate. In addition, the omnidirectional flux of CRs measured at polar
latitudes N1(х) may contain a contribution from precipitating (solar and/or magnetospheric)
particles.
Because of this, another technique is used to find primary CR fluxes J0(Е  0.1 GeV) and
J0(0.1  Е  1.5 GeV) at the top of the atmosphere, namely, the relationship between J0 obtained
by extrapolation and CR fluxes in the maximum of absorption curve N1m, N2m or dN1m, dN2m. As
mentioned above, the values of Nm have minimum statistical errors and do not suffer from
inaccuracy of atmospheric pressure х determination. We use the values of Nm obtained at the
stations with geomagnetic cutoff rigidities Rc equal to 0.6, 2.4 and 6.7 GV. The atmospheric
pressure values хm where Nm are recorded, are different at these latitudes for the periods of solar
activity minimum and maximum. It is also necessary to take into account the absorption of
particles in the atmosphere. Therefore, CR primary particles with energy Е  Еmin contribute into
Nm value, Еmin being defined by the values Rc or Ra. In Table 2, the values of хm and Еmin are
given for solar activity minimum and maximum periods and aforementioned geomagnetic
cutoffs. Values of Еmin for atmospheric pressure xm were calculated from the expression
Emin  R 2  m2p c 4  m p c 2 , where R = Ra = 410–2 xm0.8 , if Ra > Rc, otherwise R = Rc if Ra  Rc,
mp is proton mass, xm is the atmospheric pressure in gcm–2 [7].
17
Table 2. Values of хm in gcm–2 and Еmin in GeV (for protons) calculated for solar activity
minimum and maximum periods according to data of a single counter at the stations with the
geomagnetic cutoff rigidities Rc, equal to 0.6, 2.4 and 6.7 GV
Rc, GV (Еc, GeV)
0.6 (0.18)
2.4 (1.6)
6.7 (5.8)
Solar
30
50
хm, gcm–2
activity
Еmin, GeV
0.18*
1.6*
minimum
Solar
60
60
хm, gcm–2
activity
Еmin, GeV
0.5
1.6*
maximum
* – the values of Еmin are defined by geomagnetic cutoff rigidity Rc.
80
5.8*
85
5.8*
As it is seen from Table 2 the values of Еmin are defined by atmospheric thickness x only for
polar latitudes in the maximum of solar activity. At the middle and low latitudes, the values of
Еmin at the top of the atmosphere are defined by the geomagnetic cutoff Rc.
In Figs. 4a, b relationship between primary CR fluxes at the top of the atmosphere obtained
by extrapolation technique J0(0.1  Е  1.5 GeV) and differences between the CR fluxes detected
by a single counter and a telescope in the maximum of absorption curve in the atmosphere dN1m
= N1m(0.6) – N1m(2.4) and dN2m = N2m(0.6) – N2m(2.4) at the latitudes with Rc = 0.6 and 2.4 GV
are shown. Here N1m(0.6), N1m(2.4), N2m(0.6) and N2m(2.4) are the CR fluxes in the maximum of
absorption curve. Correlation between J0 and dN1m is high (correlation coefficient r = 0.95) and
regression can be expressed as
J0(0.1 < E < 1.5 GeV) = (2773  25)dN1m + (154  9),
(1)
J o(0.1<E <1.5 GeV), m-2 s-1 sr-1
where J0 is in m–2s–1sr–1 and dN1m is in cm–2s–1.
The correlation coefficient for data presented in Fig. 4b r = 0.93 and the relationship between
J0 and dN2m is expressed as
2000
07.1957 - 06.2004
1500
1000
500
0
0.0
0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
0.6
0.7
dN 1m, cm-2 s-1
Fig. 4a. Relationship between monthly averaged primary CR fluxes at the top of the atmosphere
obtained by extrapolation technique J0(0.1  Е  1.5 GeV) and differences of CR fluxes detected
by a single counter in the maximum of particle absorption curve in the atmosphere dN1m =
N1m(0.6) – N1m(2.4) at the latitudes with Rc = 0.6 and 2.4 GV in the period 07.1957–06.2004. The
straight line was calculated by the least-squares technique.
18
J o(0.1<E<1.5 GeV), m-2 s-1 sr-1
2000
01.1960 - 12.2004
.2004
1500
1000
500
0
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
dN 2m, cm -2 s-1sr -1
Fig. 4b. The same as in Fig. 4a but for data obtained with telescope in the period from 01.1960
(start of measurement with a telescope) to 12.2004.
J0(0.1< E < 1.5 GeV) = (19715  239)dN2m + (216  11),
(2)
where J0 is m–2s–1sr–1 and dN2m is in сm–2s–1sr–1. The contribution of albedo particles to J0
defined from telescope data is small. Angular distribution of particles in the maximum of
absorption curve is isotropic in the upper hemisphere [3]. The geometrical factor of a telescope
in this case is 17.8 cm2sr.
Similar regressions can be found between the extrapolated values of primary CR fluxes J0(Е
≥ 0.1 GeV) and the CR fluxes detected by a single counter N1m and a telescope N2m in the
maximum of absorption curve in the atmosphere of polar latitudes with Rc = 0.6 GV. The
relations are presented in Figs. 5a, b.
J o(>0.1 GeV), m-2 s-1 sr-1
4000
07.1957 - 12.2004
3000
2000
1000
0
1.5
2
2.5
3
3.5
N 1m, сm-2 s-1
Fig. 5a. Relationship between the primary CR fluxes at the top of the atmosphere obtained by
extrapolation method J0(Е ≥ 0.1 GeV) and the CR fluxes detected by a single counter in the
maximum of particle absorption curve in the atmosphere N1m at the latitudes with Rc = 0.6 GV
for the period 07.1957–12.2004. The straight line was calculated by the least-squares technique.
19
J o( > 0.1 GeV), m-2 s-1 sr-1
01.1960 - 12. 2004
3500
2500
1500
500
0.25
0.35
0.45
0.55
N 2m, cm-2s-1 sr-1
Fig. 5b. The same as in Fig. 5a but for the data obtained with a telescope in 01.1960–12.2004.
For a single counter data in Fig. 5a the correlation coefficient r amounts to 0.99. The
relationship between J0(E ≥ 0.1 GeV) and N1m can be expressed as
J0(E ≥ 0.1 GeV) = (1893  12)N1m – (2778  32),
(3)
where J0 is in m–2s–1sr–1 and N1m is in сm–2s–1. For the telescope data in Fig. 5b the correlation
coefficient r amounts to 0.98. The relationship between J0(E ≥ 0.1 GeV) and N2m can be
expressed as
J0(E ≥ 0.1 GeV) = (13051  98)N2m – (2698  39),
(4)
where J0 is in m–2s–1sr–1 and N2m is in сm–2s–1sr–1.
The values of J0(0.1 < E < 1.5 GeV) and J0(E  0.1 GeV) obtained with the extrapolation
technique of a single counter and a telescope data have to coincide with the values obtained from
the expressions (1)–(4) within the errors.
In Tables 3–30, monthly averaged charged particle and -ray fluxes measured in maximum
of absorption curve in the atmosphere are presented for the sites and periods indicated in Table 1.
Tables 3–15 give monthly averaged charged particle fluxes measured with a single counter N1m.
Tables 16–27 give monthly averaged charged particle fluxes measured with a telescope N2m.
Tables 28–30 give monthly averaged -ray fluxes N measured with a crystal NaJ(Tl). Tables
31–32 give monthly averaged primary CR fluxes J0 at the top of the atmosphere for energies Е 
0.1 GeV and 0.1  Е  1.5 GeV. The values of J0 were obtained by the both techniques: 1)
averaging data of a single counter and a telescope extrapolated to the top of the atmosphere and
2) using the expressions (1)–(4).
This preprint and Tables of the observational data are also presented at the address
http://sites.lebedev.ru/DNS_FIAN/.
20
References
1. Charakhchyan A.N. Investigations of CR intensity fluctuations in the stratosphere caused by
processes on the Sun. Uspechi physicheskich nauk, 1964, v. 83, vypusk 1, p. 35-62 (in
Russian).
2. Charakhchyan A.N., Bazilevskaya G.A., Stozhkov Y.I., Charakhchyan T.N. CRs in the
stratosphere and nearby Earth space in the 19th and 20th solar activity cycles. Trudy FIAH,
Moscow: Nauka, 1976, v. 88, p.3-50 (in Russian).
3. Golenkov A.E., Okhlopkov V.P., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S., Stozhkov Y.I. CR
albedo according to the measurements in the stratosphere. Izvestia Academii Nauk USSR,
ser. phys., 1978, v. 42, № 5, pp. 997-1006 (in Russian).
4. Bazilevskaya G.A., Krainev M.B., Stozhkov Yu.I., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S.
Long-term Soviet program for the measurement of ionizing radiation in the atmosphere.
Journal of Geomagnetism and Geoelectricity, 1991, v. 43, Suppl., p. 893-900.
5. Stozhkov Yu.I., Svirzhevsky N.S., Bazilevskaya G.A., Makhmutov V.S., Svirzhevskaya
A.K. Investigations of cosmic rays in the atmosphere of the Arctic and Antarctic. Arctic and
Antarctic Moscow: Nauka, 2004, 2004, vol. 3 (37), pp. 114-148 (in Russian).
6. Charakhchyan A.N., Bazilevskaya G.A., Kvashnin A.N., Charakhchyan T.N. Photon
component of CRs in the atmosphere. Trudy FIAH, Moscow: Nauka, 1976, v. 88, p. 51-79
(in Russian).
7. Stozhkov Y.I., Svirzhevsky N.S., Makhmutov V.S., Svirzhevskaya A.K. Long-term CR
observations in the atmosphere. Proc. 27th ICRC, Hamburg, Germany, 2001, v. SH, p. 38833886.
8. Charakhchyan A.N., Bazilevskaya G.A., Stozhkov Y.I., Charakhchyan T.N. CR albedo in the
nearby Earth space. Geomagnetism and aeronomy, 1974, v. 14, № 3, pp. 411-416 (in
Russian).
9. Golenkov A.E., Okhlopkov V.P., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S., Stozhkov Y.I.
Planetary distribution of CR fluxes according to measurements in the stratosphere. Trudy
FIAH, Moscow: Nauka, 1980, v. 122, p. 3-14 (in Russian).
21