ФГБУН ФИЦ «Якутский научный центр Сибирского отделения Российской академии наук»
Институт космофизических исследований и аэрономии им. Ю.Г. Шафера
Сибирского отделения Российской академии наук
ИКФИА СО РАН

Результаты 2012

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.

Рис. 1. Веб-страница международной базы данных измерений сети нейтронных мониторов (http://previ.obspm.fr/hidden3/search.php). Указаны названия станций КЛ и их геомагнитные пороги обрезания R (ГВ) и высота над уровнем моря (м). Данные станции КЛ Якутск обозначены как YKTK, Тикси — TXBY.

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.

Рис. 2. Зависимость среднегодовых чисел солнечных пятен (а) и показателя энергетического спектра форбуш-понижений по данным спектрографа КЛ им. А.И. Кузьмина (б) от времени. Указаны ошибки измерений показателя энергетического спектра форбуш-понижений.

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).

Рис. 3. Зависимость радиальной анизотропии космических лучей (Ar), определенных с помощью гармонического анализа (а) и метода глобальной съемки (б), а также Dst-индекса геомагнитной возмущенности (в) от времени. Горизонтальные штриховые линии указывают значение Ar, превышение величины которого в направлении от Солнца является предиктором прихода крупномасштабного возмущения солнечного ветра к Земле. Вертикальными точечными линиями отмечены предиктор и начало геомагнитной бури 23 апреля 2012г. (Grigoryev, Starodubtsev, Potapova, 2012, 23rd European Cosmic Ray Symposium (and 32nd Russian Cosmic Ray Conference) Moscow, Russia, July, 3 – 7, 2012, ecrs_sh_493).

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).

Рис. 4. Поток космических лучей с энергией E>175 МэВ и E>1638 МэВ в зависимости от времени по данным стратосферных измерений на станциях Мурманск (сплошные кружки) и Москва (открытые кружки), соответственно, для 21-го (а) и 23-го (б) солнечных циклов. Сплошными и штриховыми линиями показаны результаты расчета(Крымский и др., 2012, Письма в АЖ, Т.38, С.677-680).

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.

Рис. 5. Скорость счета нейтронного монитора (а), напряженность атмосферного электрического поля (б) и северная компонента геомагнитного поля в Якутске (в) в зависимости от времени в период грозы 11 июня 2011г. (Стародубцев и др., 2012, Письма в ЖЭТФ, Т.96, Вып.3, С.201-204).

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).

Рис. 6. Зависимость амплитуды звездно-суточных вариаций интенсивности КЛ от местного звездного времени, полученная по данным регистрации мюонных телескопов в Якутске на уровнях 20 (а), 7 (б) и 0 (в) м в.э. Красная линия соответствует положительной, синяя — отрицательной полярности общего магнитного поля Солнца.

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).

Рис. 7. Зависимость амплитуды полусуточных вариаций интенсивности КЛ (Якутск, черная линия; Нагоя, красная линия) (а), числа солнечных пятен Rz и открытого потока радиального магнитного поля Солнца ΦR (б) от времени. Зеленая линия на Рис. 4б соответствует Rz, синяя — ΦR. Розовым цветом выделены интервалы времени, соответствующие периодам переполюсовки Солнца, qA отвечает знаку полярности общего магнитного поля Солнца.

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.

Рис. 8. Годовое изменение вектора полусуточной вариации интенсивности КЛ (а), его годовая (б) и полугодовая (в) составляющие. Крестиком показан 12 часовой циферблат. Величина вектора соответствует среднегодовой амплитуде полусуточной вариации интенсивности КЛ; цифрами обозначены месяцы года.