1. Обеспечена непрерывная работа спектрографа КЛ и нейтронного монитора в ПГО Тикси. 1-мин данные регистрации в режиме реального времени доступны в сети Интернет по адресу: http://www.ysn.ru/ipm. Одновременно данные измерений передаются в международную базу данных измерений нейтронных мониторов (Рис. 1), созданную в рамках Европейского рамочного проекта FP7 №213007 «Real-time database for high resolution Neutron Monitor measurements (2008-2010гг.)». База данных постоянно расширяется, в настоящее время она содержит измерения интенсивности КЛ на 30 станциях, при обращении к ней доступны как графическая информация, так и цифровые данные с необходимым (от 1 мин до 1 года) временным разрешением. База данных позволяет оперативно оценивать качество получаемой информации и использовать ее при решении прикладных задач прогноза космической погоды.
2. По данным регистрации спектрографа КЛ им. А.И. Кузьмина исследовались форбуш-понижения интенсивности КЛ зарегистрированных в 2011-2012гг. Установлено, что на фазе роста текущего 24 цикла солнечной активности (с 2009г.) по сравнению с предыдущим циклом наблюдается более мягкий энергетический спектр. Среднее значение показателя наклона спектра имеет величину 0.95±0.03, в течение предыдущего 23 цикла (1996-2008гг.) его значение составляло 0.58±0.05, а в 22-м (1985-1996гг.) — 0.73±0.06. Сделан вывод, что это является указанием на то, что в текущем солнечном цикле межпланетное магнитное поле является более турбулентным, чем в 23 цикле, и в формировании эффектов Форбуша должна преобладать роль диффузионного механизма.
3. Определены дифференциальные энергетические спектры СКЛ на изотропной фазе вспышек для 15 наземных возрастаний с 1977 по 2012 гг. Установлено, что в большинстве событий наблюдается смягчение показателя степенного энергетического спектра, при этом интервал его изменений колеблется от 0.3 до 1.7, но в отдельных случаях показатель спектра в течение 3 часов практически не меняется. (Таблица 1). Показано, что спектр кратковременной вспышки СКЛ 17 мая 2012г. в области релятивистских энергий был необычно мягким, его показатель на изотропной фазе спада интенсивности СКЛ с 02:15 до 03:00 UT изменялся от 6.9 до 7.2.
Таблица 1.Значения показателя энергетического спектра (γ) СКЛ для 15-ти событий вспышек, зарегистрированных нейтронными мониторами. Время t1 – начало изотропной фазы вспышки, индексы при значениях γ соответствуют сдвигу времени на 15 мин от времени t1.
Номер события | t1 | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 | 12 |
30 | 1977-11-22 11.00 UT |
4.7 |
4.8 |
4.9 |
5.0 | 5.1 | 5.3 |
5.6 |
5.6 |
5.6 |
5.9 |
6.1 |
6.4 |
42 |
1989-09-29 12.45 UT |
3.5 |
3.5 |
3.5 |
3.6 |
3.6 |
3.6 |
3.7 |
3.9 |
4.0 |
4.1 |
4.1 |
4.2 |
43 |
1989-10-19 15.00 UT |
4.8 |
5.0 |
5.2 |
5.3 |
5.3 |
5.5 |
5.7 |
5.7 |
5.7 |
5.8 |
5.8 |
5.8 |
44 |
1989-10-22 19.00 UT |
5.9 |
5.9 |
5.6 |
5.6 |
5.6 |
5.6 |
5.6 |
5.6 |
5.7 |
5.7 |
5.8 |
5.8 |
45 |
1989-10-24 19.30 UT |
4.6 |
4.7 |
4.9 |
5.0 |
5.0 |
5.1 |
5.2. |
5.3 |
5.3 |
5.4 |
5.4 |
5.4 |
47 |
1990-05-21 23.30 UT |
3.3 |
3.4 |
3.3 |
3.9 |
4.6 |
4.6 |
4.7 |
4.9 |
4.9 |
4.9 |
5.2 |
5.2 |
48 |
1990-05-24 22.00 UT |
4.8 |
5.0 |
5.0 |
5.0 |
5.0 |
5.0 |
5.1 |
5.4 |
5.5 |
5.5 |
5.5 |
5.7 |
52 |
1991-06-15 09.45 UT |
4.9 |
5.0 |
5.0 |
5.1 |
5.1 |
5.2 |
5.1 |
5.2 |
5.2 |
5.3 |
5.3 |
5.3 |
55 |
1997-11-06 13.30 UT |
3.9 |
4.0 |
4.2 |
4.4 |
4.6 |
4.9 |
4.9 |
5.1 |
5.1 |
5.2 |
5.2 |
5.2 |
59 |
2000-07-14 11.30UT |
6.3 |
6.3 |
6.5 |
6.6 |
6.6 |
6.7 |
6.7 |
6.7 |
6.7 |
6.8 |
6.3 |
6.8 |
60 |
2001-04-15 15.00 UT |
5.6 |
5.6 |
5.7 |
5.7 |
5.7 |
5.8 |
5.8 |
5.8 |
5.8 |
5.8 |
5.9 |
6.0 |
65 |
2003-10 28 12.15 UT |
4.7 |
4.7 |
4.8 |
4.8 |
4.8 |
4.9 |
4.9 |
5.0 |
5.0 |
4.9 |
4.8 |
5.0 |
69 |
2005-01-20 07.45 UT |
5.2 |
5.2 |
5.2 |
5.2 |
5.3 |
5.4 |
5.5 |
5.5 |
5.5 |
5.6 |
5.6 |
5.6 |
70 |
2006-12-13 03.45 UT |
4.9 |
5.2 |
5.2 |
5.2 |
5.3 |
5.3 |
5.4 |
5.4 |
5.4 |
5.4 |
5.4 |
5.5 |
71 |
2012-05-17 02.15 UT |
6.9 |
7.0 |
7.1 |
7.2 |
— |
— |
— |
— |
— |
— |
— |
— |
4. На основе 1-час измерений базы данных сети нейтронных мониторов в режиме реального времени реализован метод глобальной съемки. Показано, что его совместное использование с ранее реализованным методом гармонического анализа значительно увеличивает достоверность и заблаговременность прогноза прихода к Земле крупномасштабных возмущений солнечного ветра, способных вызвать геомагнитные бури (Рис. 3).
5. На основе разработанной ранее модели модуляции галактических космических лучей солнечным ветром установлено, что аномально высокие значения интенсивности галактических космических лучей, наблюдаемые в 23-м цикле солнечной активности, объясняются высокой степенью регулярности межпланетного магнитного поля. (Рис. 4).
6. Продолжено исследование связи всплесков потоков нейтронов с молниевыми разрядами. По данным нейтронного монитора, электростатического флюксметра и магнитометра, установленных в Якутске, обнаружено, что кратковременные статистически значимые всплески потоков нейтронов регистрируются во время молниевых разрядов (Рис. 5). Обнаружено, что длительность всплесков нейтронов не превосходит 4 мин, скачков электрического поля 2 мин, а геомагнитного — несколько секунд. При этом, расстояние от нижней кромки облачности составляет 1-3 км, удаление от грозового очага до 7 км, порог напряженности электрического поля в среднем не превосходит -16 кВ/м.
7. На основе измерений Якутского спектрографа КЛ изучено поведение звездно-суточной вариации интенсивности КЛ с 1972 по 2002гг. Показано, что в периоды отрицательной полярности общего магнитного поля Солнца амплитуда звездно-суточных вариаций составляет большую величину, чем в периоды положительной полярности. Обнаружено, что амплитуда звездно-суточных вариаций интенсивности КЛ уменьшается с глубиной регистрации только для 2-х направлений: вертикаль и юг 30º. Для северных телескопов наблюдается обратное: с увеличением глубины регистрации увеличивается их амплитуда. При этом фаза звездно-суточной вариации интенсивности КЛ составляет около 19 часов местного времени (Рис. 6).
8. На основе измерений Якутского спектрографа КЛ и мюонного телескопа Нагоя исследовалось поведение полусуточной вариации интенсивности КЛ за период с 1972 по 2001 гг. Установлено, что периоды минимума солнечной активности и переполюсовок общего магнитного поля Солнца сопровождаются уменьшением амплитуды полусуточной вариации интенсивности КЛ. Обнаружено, что уменьшение амплитуды в минимумах солнечной активности составляет большую величину, чем в моменты переполюсовок общего магнитного поля Солнца. Предполагается, что уменьшение величины открытого радиального потока магнитного поля Солнца может приводить к уменьшению амплитуды полусуточной вариации интенсивности КЛ вплоть до медианных энергий Е=263 ГэВ. (Рис. 7).
Показано, что наблюдается годовое изменение амплитуды и фазы полусуточной вариации интенсивности КЛ (Рис. 8а). Предложено объяснение наблюдаемому явлению, в котором механизм сдвигового течения, отвечает за годовое (Рис. 8б), а механизм экранировки — за полугодовое (Рис. 8в) изменение амплитуды и фазы полусуточной вариации интенсивности КЛ.