Особенности минимума 24-го солнечного цикла в солнечных и
реклама
Особенности минимума 24-го солнечного цикла… А.К. СВИРЖЕВСКАЯ, Г.А. БАЗИЛЕВСКАЯ, М.Б. КРАЙНЕВ, В.С. МАХМУТОВ, Н.С. СВИРЖЕВСКИЙ, Ю.И. СТОЖКОВ Физический институт имени П.Н. Лебедева РАН, Москва ОСОБЕННОСТИ МИНИМУМА 24-го СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА В СОЛНЕЧНЫХ И ГЕЛИОСФЕРНЫХ ХАРАКТЕРИСТИКАХ И В ИНТЕНСИВНОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ Поведение галактических космических лучей (ГКЛ) низкой энергии (Е > 100 МэВ) в минимуме 24-го солнечного цикла существенно отличалось от того, что наблюдалось в предыдущих четырех минимумах. В середине 2007 г. потоки частиц на стратосферных станциях Мирный (Антарктика), Мурманск и Москва достигли уровня потоков в предыдущих минимумах, и можно было ожидать их уменьшения. Однако, начиная с конца 2008 г. потоки частиц возрастали, так что в июле 2009 г. их величина стала наибольшей за 50 лет измерений космических лучей в атмосфере. Вариации ГКЛ в 24м минимуме солнечной активности согласуются с рекордно низкими величинами гелиосферного магнитного поля и скорости солнечного ветра около Земли в это время. Минимум солнечной активности 24-го цикла (2007–2009 гг.) является особенным по многим признакам. В течение последних двух с половиной лет на Солнце почти полностью отсутствовали солнечные пятна [1]. Гелиосферное магнитное поле (ГМП) было самым слабым с начала его измерений в 1963 г. [2], причем поле ослабло не только около Земли, но и на орбите КА "Улисс" (1,3– 5,3 а.е.) [3]. Более низкими были скорость солнечного ветра, температура и плотность солнечной плазмы около Земли [2]. Потоки ГКЛ с E > 100 МэВ в 2008–2009 гг. также заметно превышали потоки частиц в предыдущих минимумах солнечной активности, достигнув максимальной величины в июле 2009 года. Особенности вариаций космических лучей в текущем солнечном минимуме показаны в работе по данным, полученным в баллонных измерениях в атмосфере, которые в течение многих лет проводятся Физическим институтом им. П.Н. Лебедева. Стратосферные ряды данных по космическим лучам. Измерения космических лучей в атмосфере проводятся в настоящее время на трех стратосферных станциях – Мурманск (геомагнитный порог Rc = 0,6 ГВ), Москва (Rc = 2,4 ГВ) и Мирный, Антарктида (Rc = 0,03 ГВ). В радиозондах в качестве детекторов заряженных частиц используются газоразрядные счетчики; в каждом отдельном измерении регистрируются глобальные (интегральные по углам) и вертикальные потоки заряженных частиц от уровня земли до высоты 30–35 км. Ряды данных по потокам частиц на станциях Мурманск и Москва имеются с 1957 г. и на станции Мирный с 1963 г. Более подробное описание стратосферного баллонного эксперимента приводится в работе [4]. Минимум солнечной активности 2007–2009 гг. является пятым, для которого доступны стратосферные данные. В течение более чем 50 лет мониторинг космических лучей осуществляется детекторами одного и того же типа и сохраняется одна и та же методика их калибровки, что обеспечивает однородность долговременных рядов. Результаты измерений, дополнительно подтверждают эту однородность. На рис. 1 представлены потоки заряженных частиц в максимуме высотной кривой в атмосфере (максимуме Пфотцера) на трех стратосферных станциях за период времени 1957-2009 гг. Отметим, что в предыдущих 4-х солнечных минимумах эти потоки были практически одинаковыми. В минимуме 24-го цикла потоки космических лучей достигли уровня потоков предыдущих минимумов в августе 2007 г. В это же время до обычного уровня, характерного для предыдущих минимумов солнечной активности, уменьшилось число солнечных пятен Rz и ослабло гелиосферное магнитное поле около Земли. Среднемесячная величина скорости солнечного ветра была равна своему многолетнему среднему значению (~ 430 км · с–1) [2]. Поэтому можно было ожидать, что потоки частиц к концу 2007 г. начнут уменьшаться, однако они начали возрастать, сначала на средних широтах, а затем и на высокоширотных станциях. Этот рост продолжался до июля 2009 г., и, как следствие этого, в текущем минимуме были зарегистрированы наивысшие потоки частиц с начала мониторинга космических лучей в атмосфере в 1957 г. Заметим, однако, что угол наклона гелиосферного токового слоя (ГТС) к солнечному экватору, величина которого в периоды минимумов солнечной активности хорошо коррелирует с интенсивностью ГКЛ, оставался в середине 2007 г. достаточно большим, равным ~ 15, тогда как в минимумах 1976 и 1987 гг. наклон ГТС уменьшался до 4 [5]. Особенности минимума 24-го солнечного цикла… Поток, частиц/(см 2 с) 3.8 3.4 3 2.6 2.2 1.8 1957 1967 1977 1987 1997 2007 Годы Рис. 1. Временные вариации потоков космических лучей в максимуме Пфотцера в атмосфере (~ 25 км в Мурманске (тонкая линия) и Мирном (пунктир), ~ 20 км в Москве (толстая линия)). Две верхние кривые для высокоширотных станций Мурманск и Мирный почти совпадают Вариации космических лучей на станции Мурманск (пороговая энергия протонов 175 МэВ) в периоды трех солнечных минимумов (1965, 1987 и 2007 гг.) с одинаковым направлением ГМП NS+ (поле к Солнцу в северном полушарии гелиосферы) показаны на рис. 2. Такой выбор данных для сравнения позволяет исключить различия в потоках частиц, происходящие из-за вклада дрейфов, зависящего от знака магнитного поля. Как видно на рис. 2, в августе 2007 г. наметился "локальный" максимум интенсивности, после которого наблюдался небольшой ее спад. При обработке данных по методу наложенных эпох в качестве "нулевых" месяцев были выбраны май 1965 г., март 1987 г. и август 2007 г., когда потоки частиц были наибольшими. Через 10 месяцев после нулевого месяца (в июне-июле 2008 г.) на станции Мурманск начался рост космических лучей, как и на станции Мирный, Антарктика. Рост на станции Москва (пороговая энергия протонов 1600 МэВ) начался на полгода раньше, в январе 2008 г. Поток, частиц/(см 2 с) 3.8 3.4 3 2.6 2.2 1.8 1957 1967 1977 1987 1997 2007 Годы Рис. 2. Потоки космических лучей в максимуме Пфотцера на станции Мурманск в периоды, близкие к минимумам солнечной активности с одинаковым направлением ГМП (N–S+): 1963–1967 гг. (черные квадраты), 1985–1988 гг. (кружки), 2005–2009 гг. (треугольники) Для сравнения в таблице приведены среднемесячные потоки частиц в максимуме высотной кривой на станциях Мурманск и Москва в 5 солнечных минимумах [6]. Превышение потоков частиц в июле 2009 г. над их средней величиной за 4 предыдущих минимума составляет 15 % на высоких широтах и 11 % на среднеширотной станции Москва. Среднемесячные величины потоков космических лучей в максимуме Пфотцера (Nmax, см–2 · с–1) на станциях Мурманск и Москва в минимумах 20–24 циклов солнечной активности Особенности минимума 24-го солнечного цикла… Номер солнечного цикла Время максимума потоков космических лучей (год, месяц) Nmax, см–2 · с–1 Мурманск Nmax, см–2 · с–1 Москва 20 1965 май 3,474 0,006 2,851 0,010 21 1977 май 3,383 0,008 2,803 0,013 22 1987 февраль 3,346 0,015 2,799 0,013 23 1997 май 3,405 0,013 2,789 0,016 24 2009 июль 3,886 0,044 3,134 0,028 3800 12.00 3500 10.88 3200 9.75 2900 8.63 2600 7.50 2300 6.38 2000 5.25 1700 4.13 1400 1957 В, нТл Скорость счета, част/мин Потоки космических лучей и гелиосферное магнитное поле. В начале 2007 г. величина ГМП около Земли упала до уровня, характерного для трех предыдущих минимумов солнечной активности (рис. 3). Начиная с этого времени и до марта 2009 г. поле уменьшилось еще на 20 %. Но ослабление магнитного поля, как видно на рис. 3, началось значительно раньше, с конца 90-х годов. Уже в максимуме солнечной активности 2000–2003 гг. ГМП было заметно ниже (а потоки частиц выше), чем во время двух предыдущих (1980–1983 и 1989–1991 гг.) солнечных максимумов. 3.00 1967 1977 1987 1997 2007 Годы Рис. 3. Потоки космических лучей в интервале давления 20–30 г·см–2 (~ 25 км) на станции Мурманск (толстая линия) и гелиосферное магнитное поле B около Земли (тонкая линия) Измерения на "Улиссе" показали, что в течение 2006–2007 гг. магнитные поля были более слабыми (по сравнению с полями в той же фазе солнечного цикла в 1993–1995 гг.) и на других радиальных расстояниях (1,3–5,3 а.е.) от Солнца [3]. Ослабление ГМП в последние 10 лет может быть следствием общего уменьшения подфотосферного магнитного поля Солнца [7], являющегося источником полей в солнечных пятнах, короне и, в конечном счете, в гелиосфере. В качестве основных факторов, определяющих интенсивность ГКЛ в гелиосфере, стандартная модель модуляции космических лучей рассматривает напряженность (и направление) гелиосферного магнитного поля и скорость солнечного ветра. Радиальный коэффициент диффузии космических лучей обратно пропорционален величине ГМП, поэтому при слабых полях потоки космических лучей внутрь гелиосферы возрастают, о чем свидетельствуют данные на рис. 3. В течение последних трех лет, начиная с конца 2007 г., наблюдалось регулярное уменьшение среднемесячной скорости солнечного ветра около Земли [2]. Величина скорости упала примерно на 200 км·с–1 (с 520 км·с–1 в декабре 2007 г. до 330 км·с–1 в декабре 2009 г.). Солнечный ветер отвечает за конвективный вынос космических лучей из внутренней гелиосферы в межзвездное пространство, и при низкой его скорости конвекция ослаблена, а интенсивность ГКЛ внутри гелиосферы повышена. Два отмеченных фактора – слабое ГМП и низкая скорость солнечного ветра – являются наиболее вероятной причиной рекордного возрастания ГКЛ в 2008–2009 гг. Особенности минимума 24-го солнечного цикла… В октябре-ноябре 2009 г. угол наклона ГТС достиг значения 4,5°, типичного для трех предыдущих минимумов солнечной активности. Вариации интенсивности ГКЛ в периоды минимума хорошо коррелируют (коэффициент корреляции ~ 0,95) с наклоном ГТС [9] (с запаздыванием 2– 3 месяца). В декабре 2009 г. – январе 2010 г. угол наклона ГТС увеличился до 17°, и в настоящее время (март 2010 г.) можно ожидать уменьшение потоков частиц. Заключение. В минимуме солнечной активности 24-го цикла (2008–2009 гг.) в атмосфере Земли были зарегистрированы наибольшие за 50-летний период измерений потоки космических лучей. Наиболее вероятной причиной возрастания ГКЛ в 2008–2009 гг. являются крайне слабое ГМП и низкая скорость солнечного ветра в гелиосфере. Вариации космических лучей в прошедшем минимуме солнечной активности могут послужить хорошим тестом для проверки теории модуляции космических лучей и для выбора тех параметров солнечной плазмы, которые контролируют интенсивность ГКЛ в гелиосфере. Значительное возрастание потоков ГКЛ в 2008–2009 гг. нарушает устоявшееся представление о том, что интенсивность частиц в минимумах солнечной активности является легко прогнозируемой, так как в предыдущих 4-х минимумах (1965, 1976, 1987 и 1997 гг.) она оставалась на одном и том же уровне. Измерения 2008–2009 гг. показали, что в прогнозе интенсивности надо учитывать возможность существенного роста потоков ГКЛ в периоды минимумов. Значительное (более 10 %) возрастание потоков космических лучей наблюдалось на стратосферной станции Москва, на которой пороговая энергия регистрируемых частиц (протонов) равна 1,6 ГэВ. Частицы с такой энергией влияют на ионизацию в тропосфере, что дает возможность проверить предположение [8] о связи между интенсивностью космических лучей и облачностью на Земле. Работа была частично поддержана РФФИ (гранты №№ 08-02-00054, 10-02-00326, 10-0210022k) и Программой Президиума РАН "Физика нейтрино и нейтринная астрофизика". СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 1. Solar Influences Data Analysis Center [Электронный ресурс]: Центр анализа солнечных данных, Королевская обсерватория Бельгии. –Режим доступа: http://sidc.oma.be/ 2. Goddard Space Flight Center [Электронный ресурс]: Центр данных по космической физике. – Режим доступа: http://omniweb.gfsc.nasa.gov/ 3. Smith E.J., Balogh A. // Geophys. Res. Lett. 2008. V. 35. L22103.0 Doi: 10.1029/2008GL035345. 4. Bazilevskaya G.A., Svirzhevskaya A.K. // Space Sci. Rev. 1998. V. 85. P. 431. 5. The Wilcox Solar Observatory [Электронный ресурс]: Среднее магнитное поле Солнца. – Режим доступа: http://wso.stanford.edu.Tilts.html/ 6. Стожков Ю.И., Свиржевский Н.С., Базилевская Г.А. и др. // Препринт ФИАН № 14. – Москва, 2007. Версия на online http://sites.lebedev.ru/DNS_FIAN/show.php?page_id=1949. 7. Livingston W., Penn M. // Eos. Transactions of the American Geophysical Union. 2009. V. 90. P. 264. 8. Marsh N., Svensmark H. // Space Sci. Rev. 2003. V. 107. P. 317. 9. Свиржевская А.К., Свиржевский Н.С., Стожков Ю.И. // Изв. РАН. Сер. Физ. 2009. Т. 73. С. 354.
