Добавил:

ivanov666 Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.

Вуз:

Башкирский Государственный Аграрный Университет

Предмет:

[НЕСОРТИРОВАННОЕ]

Файл:

книги из ГПНТБ / Алания М.В. Квазипериодические вариации космических лучей

.pdf

Скачиваний:

Добавлен:

23.10.2023

Размер:

5.11 Mб

Скачать

☆

<<< < Предыдущая 1 2 3 4 56 / 156 7 8 9 10 11 12 13 14 15 > Следующая >>>

Если считать, что для всех участков выбранного периода времени скорость спокойного солнечного ветра магнитных неоднородностей и — 400 км/сек = 9,3-1013 см/27 суток, и предположить, что не меняется существенно с удалением неоднородностей от Солнца, то можно оценить радиус эф фективного объема асимметричного солнечного ветра, обус лавливающего 27-дневные вариации космических лучей г0~ м-77ц„п, где т,шп соответствует времени запаздывания в обо


ротах Солнца12.					пЬю
Возникает		вопрос,		какое		следует брать				— соот
ветствующее	отрицательным или					положительным				экстре
мальным значениям			rA,w. В первом			случае нз			приведенных
выше значений		тэт следует,			что для		периода		максимума
солнечной	активности			г0«	120 а.		е. для периода спа
да солнечной активности г0~					80 а. е.,		для	периода		вблизи
минимума солнечной			активности г0 =			60 а. е.а).
Аналогичные расчеты были проделаны по данным стан
ции Нор'нкура.		Результаты			анализа		по	данным		станции

Клаймакс и Норпкура полностью совпали. Таким образом, можно утверждать, что эффективный объем асимметрично го солнечного ветра не зависит от энергии регистрируемых частиц первичного космического излучения в интервале жесткостей частиц от 3 до 10 Бв. Важно отметить, что эффективные объемы солнечного ветра, вычисленные, таким образом, согласно 27-дневным вариациям, существенно не от

личаются от эффективного объема солнечного ветра магнит ных неоднородностей, найденного нз анализа 11-летннх ва

риаций космических лучей [91].

Если в качестве т1ап брать значение, соответствующее положительным экстремальным значениям rNW (что физи чески, пожалуй, более правильно, поскольку большим изме

нениям	W следует ставить в		соответствие большие измене-
1 Как следует из анализа гистерезисных				явлении в космических лу
чах [7], получаемое		нз этой оценки	следует увеличить примерно вдвое.
2 Эти	значения	были получены	в предположении, что и не меняется
с солнечной активностью. Если же			учесть, что	и с уменьшением солнеч
ной активности, по-видимому, также			несколько	уменьшается, то следует

ожидать еще большего изменения г0 с 11-летним циклом.


1111я /V;	наличие больших отрицательных значений rA,w мо
жет быть		связано со	спиральным	характером	изменения
27-дневных		вариации	с солнечной	активностью [90], то г0
будет	почти в 3 раза		меньше. Но	поскольку	согласно [7].

изданных по 11-летнпм вариациям космических лучен сле дует, что размеры полного объема модуляции г0 = 100 а. е., то полученный результат означает, что объем, занятый спи ральным межпланетным магнитным полем (обуславливаю

щий 27-дневные	вариации космических лучен), существен
но меньше объема солнечного ветра.
Выше были	оценены размеры области модуляции 27-

дневных изменений, лишь, для трех эпох солнечной актив ности н было показано, что в разные эпохи солнечной ак тивности размеры асимметричной части солнечного ветра могут быть различными. Очевидно является интересным проследить изменения размеров асимметричной части сол нечного ветра более дифференцированно, т. е. определить изменение размеров ветра в функции времени за весь пе риод МГГ — МГС (с июля 1957 по декабрь 1965 г.). В ка честве исходных данных опять-таки, были взяты числа сол

нечных пятен	Вольфа	W и данные		нейтронной	компоненты
N космических	лучей	ст.	Клаймакс	всего за/И,= 107 оборо
тов Солнца. Критерием			определения размеров		солнечного
ветра избрали	время	запаздывания		максимума	амплитуды

27-дневных вариаций космических лучей относительно мак


симума	амплитуды				27-дневных	изменений			параметра		W.
Были	найдены			гармонические		коэффициенты				27-дневного
фурье-разложенпя					среднесуточных		значений		параметров		W
и JN, поскольку трудно было определить									эксперименталь
ные значения коэффициентов корреляции								rNW,		были пред
варительно			осреднены коэффициенты					первых		гармоник
Фурье av		Ьх	методом скользящих				средних с		периодом т = 6
оборотом		Солнца.
После		такой		предварительной			процедуры заметно,				что

должно существовать, как правило, некоторое запаздывание во времени (сдвиг в оборотах Солнца) максимумов ампли туд 27-дневных вариаций параметра N относительно пара метра W. Однако для более четкого определения сдвигов бы ли дополнительно осреднены (для близких эпох солнечной

активности)		полученные	серии	коэффициентов корреляции
г';ГЛгмежду	амплитудами		27-дневных гармоник #}*„ и Rfi
где £ = 0,	1,	2,.... (ш -(т + я)), я		число коррелирующих эле

ментов34. Критерием для отсора участков К (солнечной активно

сти) осреднения послужило сходство				кривых	функции	r'{lN. В
силу этого		число	кривых, используемых при осреднении, для
различных эпох стало различным:
I период осреднения1К х= 14-12 VI период сере; нения Кв						42 -=-51
II	1	“	К2= 134-17 VII		/\, = 52 4-58
III	и	1	/С3= 18-S-26 VIII	„	/<■„ = 55 4- 64
IV	1		/\4 = 27-=-32 IX		/<■„ = 65 4-77
V	1»	5)	К &= 334-41 X		Оi!	со *1' со

Результаты осреднения кривых функции !'кк{т) пред ставлены па рис. 18. Видно, что: 1) максимум амплитуды 27-дневных вариаций космических лучен, как правило, за-


Рис. 18. Коэффициенты корреляции rfViV		между первыми
гармониками Р ^ ;+ш (по данным ст.	Клаймакс) и RYi		27-
диевпого фурье-разложения параметров		IP и .V для различ
ных сдвигов т (в оборотах Солнца)	для эпох 1\с солнеч
ной активности ( е = 1 ,2 ,3 ....... 10). /<\	-соответствует		эпо
хе максимума солнечной активности,	К ха—эпохе минимума

солнечной активности

паздьивает относительно соответствующих максимумов числа


солнечных		пятен;		2)	это	запаздывание		существенно за
3	Анализ	показал,		что	в нашем		случае вполне	достаточно	брать
я = Ю;	i = 0 соответствует				1391 обороту Солнца по Керрннгтону.
4	Числа К = 1.		2, 3, ....		87, соответствующие различным эпохам сол
нечной	активности,		мы	даем для случаев нулевых сдвигов (т== 0),					К. = 1
соответствует		началу		МГГ, К =87		—	концу МГС.

висит от эпохи солнечной активности. При этом, хотя это запаздывание (в оборотах Солнца) и уменьшается с умень шением солнечной активности, легко заметить, что это уменьшение не монотонно; 3) не всегда удается установить точки экстремумов корреляционной функции между ампли тудами 27-дневных изменений параметров W п N (рис. 18, случай б, 8 п 10); 4) в первом приближении расчеты пока зывают, что объем асимметричного солнечного ветра маг нитных неоднородностей должен меняться в широких преде лах. Поэтому если за показатель уровня солнечной актив ности брать числа солнечных пятен, то в некоторые эпохи солнечной активности радиус объема солнечного ветра мо жет достигать десятков астрономических единиц.

§ 4. Запаздывание квазипериодических вариаций космических лучей относительно явлений, происходящих

на Солнце

Теперь можно поставить вопрос оценки объема солнеч ного ветра несколько в другом виде. Представляет интерес оценка объема той части солнечного ветра, в котором про исходит модуляция квазипериодических вариаций с перио дом от нескольких дней до 35—45 дней, так п области обус лавливающей модуляцию полугодовых и годовых вариации интенсивности космических лучей для отдельных участков 11-летнего цикла солнечной активности.

Для анализа в работе [95] использовались данные нейтрон

ной компоненты интенсивности космических лучей		N станции
Клаймакс и числа солнечных пятен W за периоды 1957—1958 гг.
п 1966-1967 гг. Предварительно данные /У и W были		сглажены с
периодом т = 11	и - = 27 дней, т. е. вычислены серии значений
11	11	27

и определены разности A/V=/Vn — N2~ и A W — Wn — W2t

(Счеви; но, параметры /V27 и W21 не содержат вариации с периодом

меньше, чем т = 27 дней,	а параметры ДN и Д№ содержат ва-
рпаци о с периодом между	11 и 27 днями).	После	этого были
Нансены коэффициенты корреляции Rf'r^ (где п =			75,100... чи
сло элементов, участвующих в осреднении,		L =	1,2..— сдвиг
по времени в днях) между	параметрами Л127 и 1И27, а также ме -

жду Д/V и Д1Н соэгззтсгвенно. Результаты расчетов приведены иа рис. 19,20,21,22. На рис. 19. показано изменение коэффи

циента корреляции	для периода максимума солнечной	ак
тивности (1957 -1953	гг.) между параметрами N21 и 1И27, а	на

рис. 20 между параметрами ДN и ДW. На этих рисунках по оси аб сцисс отложено время сдвига в днях, а по оси ординат-величн- ны коэффициента корреляции. Из этих рисунков видно, что ми

	рно., 19. Коэффициенты корреляции между па
	раметрами cV.,7 и 11?’27 для периода 19574-1958 гг.
нимальное	значение 'коэффициента корреляции1*наблюдается при
сдвиге	704-72 (рис. 19), а максимальное значение коэффи-

1 Увеличенным величинам числа пятен U7 должны соответствовать

уменьшенные величины параметра N.

° 7 -

1966i 1967

О-7.

Рмс. 22. Коэффициенты		Рис. 21. Коэффициенты корреляции между пара-	Рис. 20.	Коэффициенты корре-
корреляции между пара		метрами N,7 и Г .7 для периода 19334-1937 гг.	■'\|Я“\|:и	между параметрами Л,у
метрами AN и Д11/	для		и 4 И" для пс[ иода 19574-1978 it .
периода 19564-1967	гг.

ипента корреляции2 (для квазнперподнческнх вариации) 1«;ЗС-(- 31 день (рис. 20).

На рис. 21 гоказаиы изменения коэффициента корреляции

между параметрами (V27	и	а на рис. 21 между параметра
ми AN и Д1Г для периодов		1966 — 1967 гг. Из	этого рисунка
видно, что минимальное	значение коэффициента		корреляции на

блюдается при сдвиге ~ 50 ~ 55 сутках (рис. 21), а максималь ное значение коэффициента корреляции (для квазппериодических


вариаций) наблюдается при сдвиге ~	20—22 сутках (рис.		22).
Таким образом, можно предположить, что радиус		объема	в
котором происходит модуляция квазппериодических		вариаций с
периодом т(т1 = 11 суткам <ф т <ф	= 27 суткам) в 2 -дЗ		раза

меньше радиуса объема, в котором происходит модуляция полу годовых и годовых вариаций космических лучей.

§ 5. Оценка объема асимметричного солнечного ветра для фазы исчезновения эффекта вращения солнца в характеристиках солнечной активности и изменениях космических лучей по данным периода максимума солнечной активности

Обычно, эффективный объем асимметричного солнечно го ветра магнитных неоднородностей, определяется по вре мени распространения эффектов солнечной активности в межпланетной среде. Главными параметрами при этом бра лись (см.§ 3 настоящей главы) скорость солнечного ветра и время m запаздывания максимума амплитуды 27-дневных колебаний интенсивности космических лучей относительно- 27-дневиыд изменений солнечной активности [96, 97, 98],

Величина объема асимметричного солнечного ветра, оп

ределенная таким путем, существенно будет зависеть от то
го, насколько	точно будет	найдено т. В § 3 мы представили
оценки т для	различных	эпох солнечной активности. При

этом следует указать, что в [93] (ем. также № 3) величина

т определялась для стадии наибольшего отображения					эф
фекта	вращения Солнца в интенсивности			космических	лу-
2 Увеличенным величинам амплитуд квазппериодических изменений
параметра		W должны	соответствовать увеличенные	значения, амплитуд
таких	же	изменении	параметра /V.

5Т

чей. Исследование по одному параметру (по планетарным числам Вольфа), по всей вероятности является недостаточ ным для характеристики влияния солнечной активности па межпланетную среду. Исходя из этого в [99, 100] методом диаграмм Кри (по нулевым дням планетарной интенсивности нейтронной компоненты космических лучей [101, 70] вычис лили 27-дневные изменения интенсивности излучения коро-

нальной	зеленой линии	(Х = 5303А), для разных гелношп-
ротных	полос Солнца	[90], по данным Кисловодском Сол

нечной обсерватории периода МГГ — [102]. Результаты рас четов по методу Кри 27-дневных изменений интенсивности

излучения корональнон зеленой линии (л = 5303А) восточной части Солнца, для всех гелиошпротных полос приведены на рнс. 23, на котором по осп абсцисс отложены обороты Сол-

84 иг Ш,7 /68 № 224 2S2 </ьо SOs J36

/ ^ у Л /

'its

w K /

/ v *

v V 4 'aAV '/V4v^ ^ ^

Рис. 23. Диаграммы Kp i	27-дневных изменений интенсивности излучения ко-
рояатып i ззт::п"\| л:г,и:1	О
рояатып i ззт::п"\| л:г,и:1	(X = 53ЭЗ А ) вэсготнэл части Солнца для пяти
	гелиошпротных полос

нца, а по осп ординат величина интенсивности излучения зеленой корональнон линии в 10"6 долях интенсивности по-

лоскп (шириной 1А) непрерывного спектра центра солнеч ного диска. Диаграммы Кри 27-дневных изменений нейтрон ной компоненты интенсивности космических лучей по дан ным станции Клаймакс, планетарных чисел Вольфа п пн-

тенспвностн	корональнон зеленой					линии (л= 5303А)			по все
му диску Солнца для восточной						(В) п западной		(3)	сторон
и их сумма	(В4-3)		и разности		(В—3)		приведены на рпс. 24.
2&	S6	§4	иг	т	/62	/ре	22U 262	290	308 ззе
tol			иг	т	/62	/ре	22U 262	290	308 ззе
tol								'
ю;								'
ю;		1\лАгГЧ		Z1^4^ А/,Т^				A v	V
ю .		1\лАгГЧ		Z1^4^ А/,Т^
ю .
/о;	v r ^ ^		Л и ^		^		/ Ч Д г ^ ^		ч /
5%				V/
20					VЧ Ч К /
20

Рис. 24. 27-дневные диаграммы нейтронной компоненты N космических лу чей (согласно данным станции Клаймакс), чисел солнечных пятен U7 и пн-

тенспвностн излучения зеленой линии /. = 5303 А короны Солнца, состав ленные как разности кривых, одна из которых получена методом наложения эпох Крн по нулевым дням (первых четырех месяцев МГГ) максимумов

Nт а к а вторая	методом наложения эпох	Крн по нулевым дням (первых
четырех месяцев	МГГ) минимумов А™111	планетарной интенсивности ней

тронной компоненты космических лучей для периода Л1ГГ с наиболее вы раженным эффектом вращения Солнца в космических лучах.

Сопоставляя диаграммы Крн 27-дневных изменений ин тенсивности излучения корональной зеленой линии (к—-

5303А), планетарных чисел Вольфа (W) и интенсивности нейтронной компоненты космических лучей (N) можно зак лючить:

1. Наблюдаются 27-дневные изменения во всех рассмат-

фиваемых параметрах ^=6303 А 2. Наиболее четкое 27-дневное изменение обнаруживает

ся в интенсивности космических лучей.

3. 27-дневные изменения во всех рассматриваемых пара метрах протекают не совсем синхронно. Наблюдается отно

сительно слабое затухание 27-дневных колебаний чисел сол нечных пятен в то время, как в других параметрах это зату хание выражено более четко.

4. Наблюдается запаздывание (14-2 оборота Солнца) момента исчезновения 27-дневных колебании интенсивности нейтронной компоненты космических лучей относительно мо мента гашения тех же колебании в планетарной интенсивнос ти излучения зеленой лпнпп (л=5303А) короны Солнца.

Более того, из рис. 24 видно, что если т определить по времени исчезновения (плп наибольшего увеличения ампли туд) 27-дневных колебаний в различных'параметрах, то иГ^2 оборотам (если т отсчитывать относительно соответствую щих изменений параметра W) времени оборота Сол нца (если т отсчитывать относительно 27-дневных изменений

коронального излучения (л = 5'ЗОЗА). При сопоставлении диаграмм


Кри	коронального излучения с диаграммами космических лучен,
наилучшая корреляция получается, если за основу брать						диаг
рамму (В -г 3),		т. е.	наиболее близкую к интегральной харакерп-
стнке коронального			излучения Солнца, it диаграмм1 N. Глав
ный вывод заключается в том, что				каким бы путем	не	шли,
т Ф 0 (т ^ 1).		Следует заметить,		что в работах	[65,	103,
104]	поиски времени запаздывания велись в области 3— 4 суток

(меньше одного оборота Солнца). Наш же взгляд сводится к тому, что т ^ I времени оборота Солнца. В [65, 103, 104] 27-дневные вариации сопоставлялись, главным образом,с индексами геома гнитной активности. Таким образом, можно прийти к вывод у, что по крайней мере для эпохи максимума солнечной активности i l l ' l l времени оборота Солнца. Следует также заметить, что различные величины для т, определенные двумя путями »

принципе не совпадают даже для эпохи максимума сол нечной активности. Однако -первый метод дает (см. § 3 настоящей главы) оценку эффективного объема солнечного ветра для фазы развития в кульминации асимметрии сол нечного ветра, в то время как второй метод определяет объем асимметричного солнечного ветра для фазы исчезно

вения его	асимметрии. Отсюда можно заключить, что най
денные значения т, определенные этими		двумя путями	не
находятся	в противоречии с работами [97,	105, 106, 107]	или
60

<<< < Предыдущая 1 2 3 4 56 / 156 7 8 9 10 11 12 13 14 15 > Следующая >>>

Соседние файлы в папке книги из ГПНТБ