Особенности минимума 24-го солнечного цикла в солнечных и

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
NS+ (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.