WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 20 |

Характеристики форбуш-эффектов и их связь с солнечными, межпланетными и геомагнитными возмущениями

-- [ Страница 3 ] --

Рис. 1.1. Схематическое изображение ICME и ударной волны, и связанные с ними вариации галактических космических лучей.

В работе [199] в центре внимания также находится двухступенчатая структура ФЭ. Здесь авторы обсуждают не только характерный профиль ФП от коронального выброса, но и пытаются описать внутреннюю структуру и геометрию ICMEs.

Кроме величины, характеристикой ФЭ является также временной профиль понижения интенсивности КЛ. В ряде работ была описана его связь как со скоростью потока из корональных дыр [108], так и со скоростью распространения ICME [35,151].

Однако, множество работ по ФЭ до сих пор не обеспечивают четкого и глубокого понимания данного явления. Более того, результаты исследований часто являются противоречивыми. Одним из примеров таких противоречий является зависимость величины ФП от различных параметров высокоскоростного потока из корональных дыр. В работе Ричардсона [155] отмечается, что скорость потока может быть взята в качестве наиболее важного параметра, который хорошо согласуется с диффузионно-конвективной моделью. В работе [60] на основе статистического анализа была обнаружена высокая корреляция между величиной ФЭ и напряженностью ММП, которая выступает в пользу диффузионно-дрейфовой модели, предложенной в работе [121]. Аналогичные разногласия могут быть обнаружены при исследовании связи амплитуды ФЭ и параметров ICME. Например, в работе [64] отмечается, что скорость коронального выброса является плохим параметром для оценки величины ФЭ, в то время как Чилингарян и др. [71] обнаружили сильную корреляцию между данными параметрами. Причиной такого разногласия, повидимому, является то, что авторами рассматривались различные выборки событий.

Еще одним предметом обсуждений является наличие магнитных облаков в возмущениях межпланетной среды и их влияние на величину ФЭ. С одной стороны, основываясь на данных космических аппаратов WING и IMP-8, в работе [153] авторы делают вывод, что магнитные облака не участвуют в формировании ФП. С другой стороны, ряд авторов (см., напр., [131,202]) пришли к выводу, что магнитные облака слабо, но влияют на интенсивность КЛ. И с третьей стороны, в работах [35,164] был сделан вывод, что магнитные облака могут дать большой вклад в величину ФП. Как оказалось позже, основные причины такого разногласия основывались на использовании данных одного НМ для определения поведения интенсивности КЛ в конкретных событиях. Такие данные не могут объективно показывать реальную картину возмущения.

Для многостороннего изучения ФЭ и их связи с солнечной и геомагнитной активностью в ИЗМИРАН создана база транзиентных явлений в КЛ и межпланетной среде, которая непрерывно пополняется данными о новых событиях (см. раздел 1.6). На основе этих данных в настоящей работе исследуются зависимости величины ФП от различных характеристик – как внутренних (параметры самих ФЭ), так и внешних (параметры межпланетной среды).

1.2. Мировая сеть станций космических лучей Мировая сеть станций КЛ включает в себя ряд различных детекторов: ионизационные камеры и 7 многонаправленных мюонных телескопов, которые фактически позволяют проводить измерения мюонной компоненты по независимым направлениям. Распределение станций КЛ по земному шару представлено на рис. 1.2.

Рис. 1.2. Мировая сеть станций космических лучей: нейтронные мониторы (), мюонные супертелескопы или годоскопы (), мюонные телескопы ().

По данным сети нейтронных мониторов и мюонных телескопов современные методы позволяют определить, например, радиальный и поперечный градиенты КЛ. Это очень важные параметры, характеризующие модуляционные процессы в гелиосфере до жесткостей вплоть до 200 ГВ [54].

1.2.1. Сеть нейтронных мониторов С начала проведения непрерывных измерений интенсивности КЛ на поверхности Земли и до сих пор нейтронные мониторы остаются единственным стабильным и стандартным инструментом, способным обеспечивать непрерывный мониторинг ГКЛ с минутным и часовым разрешением. После введения Симпсоном в 1948 г. прибора для регистрации нейтронной компоненты КЛ [171,174] началось размещение этих детекторов во многих пунктах земного шара, а в период МГГ (IGY, 1957 г.) уже около 60 станций было оснащено стандартными НМ модели IGY. В 1964 г. Кармайкл и др. [103] создали новый вариант нейтронного монитора на больших счетчиках СНМ-15, что обеспечивало гораздо лучшую статистику измерений. С этого момента началось переоснащение старых станций и создание новых на основе супермониторов NM64. На рис. 1.3 представлена динамика числа НМ разных типов за полувековой период наблюдений КЛ (1950-2001 гг.).

Рис. 1.3. Динамика числа нейтронных мониторов различных типов за период с 1950 по 2001 гг.

Несмотря на свою достаточно долгую историю, НМ остаются одним из основных инструментов для измерения КЛ с энергией от 400 МэВ до сотен ГэВ.

Эта область энергий продолжает и дополняет измерения КЛ в космическом пространстве. Благодаря хорошей статистической точности НМ способны измерять даже слабую анизотропию и другие характеристики, связанные с солнечными или галактическими КЛ. На сегодняшний день вся наиболее надежная информация об анизотропии КЛ получена по измерениям наземных детекторов. Оценку вариаций потока космического излучения за пределами магнитосферы по данным наземных измерений скорости счета N(Rc,h,t) можно выполнить на основе известного выражения Здесь Ji (R,t) – дифференциальный спектр жесткости частиц типа i первичного космического излучения; Si (R,h) – функция выхода НМ в пункте с жесткостью геомагнитного обрезания Rc, расположенного на глубине h в атмосфере.

Функция выхода НМ определяется как плотностью потока частиц, падающих на монитор, так и эффективностью, с которой этот поток регистрируется детектором и для функции выхода можно записать:

Здесь SNM – площадь НМ, j(E,) – эффективность регистрации частиц c энергией E, падающих на НМ под углом к вертикали и азимутальным углом. Функция mij(R,h,E,) – это интегральная кратность генерации, т.е. число частиц типа j на уровне наблюдения h (или дифференциальная плотность потока падающих вторичных частиц). Эффективность регистрации нейтронных детекторов различной геометрии вычислялась в ряде работ (см., напр., экспериментальный результат, полученный в ходе облучения нейтронного монитора NM64 потоком нейтронов от 100 до 400 МэВ на ускорителе.

Каждый отдельный НМ регистрирует КЛ из ограниченной области небесной сферы. Эта область определяется временем наблюдения, обусловленными магнитосферой Земли. Фактически, из-за суточного вращения Земли, условия наблюдения изменяются с периодом 24 часа и каждый детектор раз в сутки направлен на источник анизотропии КЛ при условии его стационарности, что создает наблюдаемую наземными детекторами суточную вариацию КЛ. Детекторы распределены по земному шару (мировая сеть станций КЛ) таким образом, что перекрывают небесную сферу и обеспечивают ее полное сканирование при приеме приходящих потоков КЛ.

Поскольку ларморовский радиус регистрируемых частиц намного больше радиуса Земли, то всю сеть наземных детекторов можно рассматривать как единый многонаправленный прибор. Полученная информация о КЛ способна давать «глобальную» (т.е. по всем направлениям) картину явлений, происходящих в межпланетной среде, в объеме, определяемом ларморовским радиусом регистрируемых частиц, с направлением на источник анизотропии, фиксируемым в каждый интервал регистрации. Следует отметить, что многоканальность такого прибора, где в качестве одного канала выступает один детектор, обеспечивает надежность и непрерывность измерений. Главным различием между такими детекторами является место их расположения. Для измерения анизотропии, связанной с транзиентными событиями в КЛ, такими как возрастания солнечных космических частиц и ФП, незаменимой является сеть высокоширотных НМ. Высокие широты уникальны в смысле однородного энергетического отклика и хорошо определенных направлений прихода солнечных частиц. "Угловое разрешение" некоторых высокоширотных мониторов, как правило, меньше 50, что значительно превышает угловое разрешение современных детекторов частиц на борту спутников. У средне- и низкоширотных станций эта направленность гораздо хуже и достигает 200– 300 (для солнечных КЛ). Несмотря на то, что такие станции имеют другие свойства, полностью мотивирующие их непрерывную работу, они не подходят для точных измерений анизотропии солнечных космических частиц. Чтобы использовать преимущество высокоширотных НМ для исследования солнечных событий, а также ФЭ, необходимо наземные детекторы на высоких широтах разместить таким образом, чтобы они надежно и равномерно перекрывали всю небесную сферу по асимптотическим направлениям.

Выделенная таким образом часть сети названа «Космический корабль Земля»

[55,142].

В настоящее время идет интенсивная работа по модернизации сети в соответствии с требованиями сегодняшнего дня. К таким требованиям можно отнести: 1-минутное разрешение, регистрацию скорости счета каждого канала НМ; публикацию данных наблюдений в реальном времени и доступ к базе данных на основе сетевой модели клиент/сервер по протоколу HTTP, т.е.

включение ее в распределенную базу данных и т.д.

На данный момент сеть НМ насчитывает около 45 непрерывно действующих станций (из которых 13 принадлежат России), способных представлять данные в открытом доступе. Кроме того, с 2010 г начала работать в реальном времени база данных нейтронных мониторов с высоким разрешением – NMDB1 (www.nmdb.eu), собирающая данные с 20 НМ, число которых постепенно возрастает.

1.2.2. Мюонные телескопы Сейчас можно утверждать, что исследования, экспериментально базирующиеся на данных сети мюонных телескопов, вступили в новую фазу [83,143]. Мюонные телескопы обладают двумя очевидными преимуществами перед НМ, если говорить о задачах космической погоды. Во-первых, они регистрируют частицы более высоких энергий с большими гирорадиусами и поэтому могут раньше НМ почувствовать приближающееся возмущение. Вовторых, уже один мюонный телескоп может дать информацию об анизотропии Neutron Monitor Database КЛ. Пока данные мюонных телескопов используются незаслуженно редко, но можно предсказать, что с ростом интереса к космической погоде возрастет интерес и к данным мюонных телескопов. Сейчас имеются планы для более эффективного их использования для диагностики и прогнозирования электромагнитного состояния межпланетной среды, совместно с данными НМ.

Наблюдения мюонной компоненты существенно дополняют данные нейтронной компоненты благодаря некоторым различиям в технике наблюдений. Первое различие – это разные энергетические диапазоны первичных энергий, к которым чувствительны мюонный телескоп и НМ.

Энергетический диапазон НМ простирается от нижних энергий около 0.5 ГэВ, и до энергий примерно 100 ГэВ. Наземные мюонные телескопы чувствительны к первичным энергиям от 10 и до нескольких сотен ГэВ, а для подземных мюонных телескопов эта область может простираться и до 1000 ГэВ и более.

Для частиц нижней части энергетического диапазона мюонного телескопа и частиц, регистрируемых НМ, модуляционные процессы подобны, но с увеличением энергии роль солнечных модуляционных процессов уменьшается, уступая место эффектам галактическим. Другая особенность связана с тем, что регистрация в режиме совпадения позволяет организовать сбор данных одновременно из многих выделенных направлений, и мы имеем фактически набор элементарных телескопов в одной установке. К трудностям же использования данных телескопов относится существенный температурный эффект, для учета которого необходимо знать распределение температуры в атмосфере. И это одна из причин, почему с появлением НМ мюонные наблюдения были незаслуженно вытеснены на второй план.



Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 20 |
 


Похожие материалы:

«Куприянов Владимир Викторович Численно-экспериментальное исследование вращательной динамики спутников планет 01.03.01 – Астрометрия и небесная механика ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель д. ф.-м. н. Шевченко Иван Иванович Санкт-Петербург – 2014 Оглавление Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Глава 1. Исторический обзор . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 1.1. Численное ...»

« Гожа Марина Львовна НАСЕЛЕНИЕ РАССЕЯННЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИКИ 01.03.02 – астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель доктор физико-математических наук, профессор В.А. Марсаков Ростов-на-Дону – 2014 2 Оглавление Введение………………………………………………………………………………. 5 Глава 1. Неоднородность населения рассеянных звездных скоплений в Галактике…………………………………………………………………………. 20 1.1 ...»

«ЧАЗОВ Вадим Викторович РАЗРАБОТКА И ПРИМЕНЕНИЕ АЛГОРИТМОВ ЧИСЛЕННО-АНАЛИТИЧЕСКОГО МЕТОДА ВЫЧИСЛЕНИЯ ПОЛОЖЕНИЙ ИСКУССТВЕННЫХ СПУТНИКОВ ЗЕМЛИ Диссертация на соискание учёной степени доктора физико-математических наук Специальность 01.03.01. Астрометрия и небесная механика Москва – 2012 Содержание 1 Содержание Предисловие 7 1 Постановка задачи 17 1.1 Стандартные соглашения . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.1 Системы отсчёта . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.2 ...»

« УДК 524.7;524.72-4 КАЙСИНА Елена Ивановна БАЗОВЫЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК МЕСТНОГО ОБЪЕМА (01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия) ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико–математических наук Научный руководитель: доктор физико–математических наук, профессор Караченцев И. Д. Нижний Архыз – 2014 2 Оглавление Введение Общая характеристика работы Актуальность Цели и задачи исследования Научная новизна Научная и практическая ценность работы Основные результаты ...»







 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.