СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА

Статьи отовсюду

Потоки космических лучей в максимуме кривой поглощения в атмосфере и на границе атмосферы (1957–2007)

Ю.И. Стожков, Н.С. Свиржевский, Г.А. Базилевская, А.К. Свиржевская, А.Н. Квашнин, М.Б. Крайнев, В.С. Махмутов, Т.И. Клочкова

Введение

В 50-х годах 20-го столетия академик С.Н. Вернов предложил проводить измерения потоков космических лучей в атмосфере Земли методом регулярного зондирования. Основными задачами эксперимента были исследования модуляционных эффектов галактических космических лучей, механизмов ускорения частиц во вспышечных процессах на Солнце и распространения солнечных космических лучей в межпланетной среде. В середине 1957 года С.Н. Вернов вместе с профессором А.Н. Чарахчьяном воплотил эту идею в жизнь, и с тех пор регулярные измерения потоков заряженных частиц в атмосфере полярных и средних широт проводятся вплоть до настоящего времени. За весь период измерений выпущено около 80 тысяч радиозондов.
Огромный объем экспериментальных работ по измерению космических лучей в атмосфере на высокоширотных и среднеширотных станциях был выполнен сотрудниками Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук (ФИАН) в кооперации с несколькими академическими институтами и институтами других ведомств. В их число входят Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова (НИИЯФ МГУ, руководитель работ – д.ф.-м.н. Т.Н. Чарахчьян), Казахский государственный университет им. С.М. Кирова (КазГу, Алма-Ата, руководитель работ – профессор Е.В. Коломеец), Полярный геофизический институт РАН (ПГИ РАН, Апатиты, руководитель работ – д.ф.-м.н. Э.В. Вашенюк), Ереванский физический институт им. А.И. Алиханяна (ЕРФИ, руководитель работ – к.ф.-м.н. Г.А. Асатрян), Космофизическая обсерватория Института космофизических исследований и аэрономии им. Ю.Г. Шафера Сибирского отделения Российской академии наук (ИКФИА СО РАН, Тикси, руководитель работ – к.ф.-м.н. А.М. Новиков), Полярный полигон Института земного магнетизма и распространения радиоволн (теперь Институт солнечно-земной физики) Сибирского отделения РАН (ИСЗФ СО РАН, Норильск, руководитель работ – к.ф.-м.н. В.П. Карпов), Ленинградский филиал Института земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН (ЛО ИЗМИРАН, Воейково, руководитель работ – д.ф.-м.н. М.И. Тясто), Крымская астрофизическая обсерватория (руководитель работ – д.ф.-м.н. А.А. Степанян), Институт прикладной геофизики им. Е.К. Федорова Росгидромета (ИПГ, Москва, руководитель работ – д.ф.-м.н. Н.К. Переяслова), Университет г. Кампинас, Бразилия (руководитель работ – доктор И.М. Мартин). С 1963 года измерения космических лучей в атмосфере проводятся на российской антарктической станции Мирный при постоянной поддержке и помощи Арктического и Антарктического научно-исследовательского института Росгидромета (ААНИИ).

После распада СССР в начале 90-х годов научные исследования в России практически перестали финансироваться. Регулярные измерения космических лучей в атмосфере удалось сохранить благодаря поддержке академика А.Е. Чудакова, который убедил руководство Российской академии наук в необходимости продолжать эти работы. Большую помощь в финансировании и проведении измерений оказали и продолжают оказывать центральная дирекция Физического института им. П.Н. Лебедева, Российский фонд фундаментальных исследований, целевая программа фундаментальных исследований Президиума РАН «Нейтринная физика».

Описание эксперимента

Для регистрации космического излучения в стратосфере были разработаны специальный радиозонд, наземная приемная аппаратура и стенды для градуировки детекторов частиц и бародатчиков. Большой вклад в создание аппаратуры и проведение измерений внесли инженеры Долгопрудненской научной станции ФИАН П.Н. Агешин, В.В. Баяревич, А.Е. Голенков, А.Ф. Красоткин, В.Н. Макунин и другие. Датчиками заряженных частиц в радиозонде являются газоразрядный счетчик СТС-6 и телескоп из двух таких же счетчиков. Цилиндрический счетчик СТС-6 имеет рабочую длину 98 мм, диаметр 19 мм. Толщина стальных стенок равна 50 мг?см–2 и определяет пороговое значение энергии регистрируемых электронов Еепор = 200–300 кэВ и протонов Еpпор = 5 МэВ. Эффективность регистрации ?-квантов счетчиком меньше 1%. Телескоп содержит 7-мм алюминиевый фильтр между счетчиками, который, совместно со стенками счетчиков, определяет пороговые значения энергии электронов Еепор = 5 МэВ и протонов Еpпор = 30 МэВ. Эффективность регистрации ?-квантов телескопом равна нулю. Расстояние между центрами верхнего и нижнего счетчиков телескопа равно 26 мм. Геометрические факторы счетчика Гсч и телескопа Гтел зависят от углового распределения частиц, падающих на детекторы. Для изотропного распределения частиц в верхней полусфере Гсч = 16.4 см2 и Гтел = 17.8 см2?ср. В атмосфере близкими к изотропному являются распределения заряженных частиц в максимуме кривой поглощения и распределение первичных частиц на границе атмосферы. Более подробное описание эксперимента приводится в [1–5].

В 1960-е годы в атмосфере Земли на высоких, средних и низких широтах в северном полушарии проводились регулярные измерения потоков ?-квантов с энергией Е? ? 20 кэВ. Использовалась стандартная аппаратура, в которой детектором ?-квантов был кристалл NaJ(Tl) диаметром 20 мм и высотой 20 мм [6].
Обработка экспериментальных данных проводилась на Долгопрудненской научной станции ФИАН. Огромный труд в эту работу был вложен инженерами, техниками и лаборантами ДНС Г.В. Ястребцевой, А.Ф. Бирюковой, К.А Богатской, А.М. Истратовой, В.И. Обрываловой, Г.В. Клишиной, О.А. Шишковой, Е.Г. Плотниковой, Г.И. Плугарь и многими другими.

Таблица 1. Пункты и периоды измерений потоков космических лучей и γ-квантов в атмосфере

В таблице 1 приведены некоторые характеристики пунктов регулярных измерений потоков заряженных частиц и γ -квантов в атмосфере. Измерения проводятся на широтах с различными геомагнитными порогами Rc и охватывают интервал высот от уровня земли до 30–35 км. Атмосфера Земли, кроме того, использовалась как естественный анализатор частиц по жесткости (энергии).
На уровне наблюдения x в атмосфере вклад в скорость счета детекторов определяется первичными частицами с жесткостью выше некоторой пороговой величины, называемой жесткостью атмосферного обрезания Ra, если Ra > Rc, или геомагнитным порогом Rc, если Ra < Rc. Зависимость величины Ra от атмосферного давления х была установлена по данным широтных измерений и имеет вид Ra = 4.10^–2x^0.8, где Ra дано в ГВ, х в г.см^–2 [7].

В течение всего периода наблюдений использовались одни и те же детекторы заряженных частиц (газоразрядные счетчики СТС-6) и γ-квантов (кристалл NaJ(Tl)) и одни и те же стенды, на которых проводилась их градуировка. Благодаря этому, мы имеем однородные ряды данных, которые представлены в таблицах. Наиболее длинные ряды данных получены в измерениях в Мурманской области и на среднеширотной станции (г. Долгопрудный Московской области), которые охватывают период с июля 1957 года по настоящее время.

В качестве примера на рис. 1а, б показаны среднемесячные высотные зависимости скорости счета заряженных частиц, измеренной одиночным счетчиком N1(x) и телескопом N2(x), на разных широтах в период минимума солнечной активности в июле 1987 года. Отчетливо видны максимумы значений N1m и N2m. Значения максимальных потоков космических лучей в атмосфере имеют, очевидно, минимальную статистическую ошибку и не зависят от точности определения высоты или атмосферного давления. Данные в максимуме кривой поглощения используются ниже для определения потоков первичных космических лучей на границе атмосферы. Аналогичные высотные зависимости в атмосфере имеют и потоки γ-квантов [6].

В таблицах 3–27 представлены среднемесячные значения потоков космических лучей (галактических космических лучей и вторичных заряженных частиц, образованных ими в атмосфере) по данным одиночного счетчика и телескопа в максимуме кривой поглощения (N1m и N2m и их среднеквадратичные ошибки σ1 и σ2) для пунктов и периодов времени, указанных в таблице 1. В таблицах 28–30 также приведены среднемесячные значения потоков γ-квантов Nγm с энергией Е> 20 кэВ в максимуме кривой поглощения в атмосфере для пунктов и периодов времени, указанных в таблице 1.

Вычисление потоков частиц на границе атмосферы

а) метод экстраполяции потоков частиц к границе атмосферы
Из высотных зависимостей (см. примеры на рис.1а, б) можно определить потоки заряженных частиц на границе атмосферы, где атмосферное давление х = 0. Для этого находим разность кривых поглощения, полученных на широтах с Rс = 0.6 ГВ и Rс = 2.4 ГВ при 4 < х < 85 г.см–2 и экстраполируем их к границе атмосферы.

В качестве примера на рис. 2а, б показаны высотные зависимости разности потоков частиц dN1m(x) и dN2m(x) в минимуме солнечной активности и указан интервал энергий первичных протонов, к которому эти разности относятся. Приведены также выражения для аппроксимации величин dN1m(x) и dN2m(x), рассчитанные по методу наименьших квадратов, и значения коэффициентов корреляции r между экспериментальными точками и аппроксимацией. Разности кривых поглощения в интервале энергий 0.1 ? E ? 1.5 ГэВ удается аппроксимировать экспоненциальным законом (сплошная линия).

Аналогичные разности высотных кривых, полученных на широтах с Rс = 0.6 ГВ и Rс = 6.7 ГВ, приведены на рис 3а, б.
В этом случае интервал энергии первичных протонов составляет 0.1 < E < 5.8 ГэВ. Величины dN1m(x) и dN2m(x) можно аппроксимировать линейным законом.
Полученные экстраполяцией потоки заряженных частиц при х = 0 включают первичные космические лучи J0 и частицы альбедо JА. Вычитая из потоков заряженных частиц потоки частиц альбедо JА, можно получить потоки первичных космических лучей J0 на границе атмосферы. Величины потоков альбедных частиц JA представлены в [8, 9]. При вычислениях предполагалось, что первичные космические лучи распределены в верхней полусфере изотропно, а геометрические факторы одиночного счетчика и телескопа равны, соответственно, 16.4 см2 и 17.8 см2.ср. Среднемесячные значения потоков первичных частиц на границе атмосферы J0(Е > 0.1 ГэВ) и J0(0.1 < Е < 1.5 ГэВ) даны в таблицах 31–32.

б) связь между потоками частиц на границе атмосферы и потоками в максимуме кривой поглощения

Отметим тот факт, что коэффициент корреляции r между относящимися к минимуму солнечной активности величинами dN1(х), dN2(х) и их аппроксимацией близок к 1 (рис. 2а, б и 3а, б). Это свидетельствует о том, что такая аппроксимация данных оправдана. Однако высокие значения r получаются не для всех периодов наблюдений. В периоды, близкие к максимумам солнечной активности, широтный эффект в атмосфере существенно уменьшается, соответственно уменьшаются разности потоков частиц dN1(х) и dN2(х), и их ошибки становятся сравнимыми с ошибками наблюдений. Особенно это заметно на разностях, полученных по измерениям на высоких и средних широтах. В эти периоды метод экстраполяции становится неточным. Кроме того, потоки космических лучей N1(х), полученные на высоких широтах с помощью одиночного счетчика, могут содержать небольшой вклад от высыпающихся частиц солнечного или магнитосферного происхождения.

Поэтому для нахождения потоков первичных частиц J0(Е > 0.1 ГэВ) и J0(0.1 < Е < 1.5 ГэВ) на границе атмосферы мы используем еще один метод, основанный на связи величин J0 с потоками частиц Nm в максимумах кривых поглощения. Как уже говорилось, величины Nm имеют минимальную статистическую погрешность и не зависят от неточности в определении атмосферного давления х. Мы используем значения Nm, полученные на станциях с геомагнитными порогами Rс, равными 0.6, 2.4 и 6.7 ГВ. Атмосферное давление хm, при котором регистрируется максимальный поток частиц, зависит от геомагнитного порога станции и от фазы 11-летнего солнечного цикла. В таблице 2 приведены значения хm и Еmin в минимуме и максимуме солнечной активности для указанных выше геомагнитных порогов. Под Еmin понимается пороговое значение энергии первичных протонов, начиная с которого они дают вклад в потоки частиц на глубине хm в атмосфере. Значения Emin для атмосферного давления xm получены из соотношения , где R = Ra = 4.10^–2 при Ra > Rc и R = Rc при Ra < Rc, mp – масса протона, xm – атмосферное давление в г.см^–2 x_m ^0.8 [7].

Таблица 2. Значения хm и Еmin (для протонов, по данным одиночного счетчика) для пунктов наблюдений с геомагнитными порогами Rc, равными 0.6, 2.4 и 6.7 ГВ, в периоды минимума и максимума солнечной активности

Rc, ГВ (Ec, ГэВ)		0.6 (0.18)	2.4 (1.6)	6.7 (5.8)
Минимум солнечной активности	хm, г.см–2	30	50	80
	Еmin, ГэВ	0.18	1.6*	5.8*
Максимум солнечной активности	хm, гсм–2	60	60	85
	Еmin, ГэВ	0.5	1.6*	5.8*

* – значения Еmin определяются величиной порога геомагнитного обрезания Rc.

Из таблицы 2 видно, что для величин Nm значения Еmin определяются атмосферным обрезанием только в области полярных широт в максимуме солнечной активности. На средних и низких широтах минимальные значения энергий первичных частиц на границе атмосферы Еmin определяются величиной геомагнитного порога Rc.

На рис. 4а, б показана зависимость между значениями первичных потоков космических лучей J0(0.1 > Е > 1.5 ГэВ), полученных методом экстраполяции, и разностями потоков частиц dN1m = N1m(0.6) – N1m(2.4) по данным одиночного счетчика и dN2m = N2m(0.6) – N2m(2.4) по данным телескопа в максимуме их высотных кривых. Соотношение между J0 и dN1m для одиночного счетчика имеет высокий коэффициент корреляции r = 0.95 и может быть представлено в виде:

J0(0.1 < E < 1.5 ГэВ) = (2773 ± 25)?dN1m + (154± 9), (1)

где [J0] = м^–2.с^–1.ср^–1 и [dN1m] = см^–2.с^–1.
Для счетчикового телескопа (рис.4б) коэффициент корреляции r равен 0.93, а связь между J0 и dN2m имеет вид:

J0(0.1 < E < 1.5 ГэВ) = (19715 ± 239)?dN2m + (216± 11), (2) где [J0] = м^–2.с^–1.ср^–1 и [dN2m]= см^–2.с^–1.ср^–1.

Вклад частиц альбедо в величину J0, найденную по данным телескопа, незначителен. В максимуме кривых поглощения в атмосфере так же, как и на ее границе частицы распределены изотропно в верхней полусфере [3] и геометрический фактор телескопа равен Гтел = 17.8 cм².ср.

Аналогичные корреляционные связи между экстраполированными значениями интегральных потоков по энергии J0(Е > 0.1 ГэВ) и величинами потоков космических лучей N1m и N2m в максимумах высотных кривых можно найти для полярных широт (Rc = 0.6 ГВ). Эти связи показаны на рис. 5а, б. Для данных, полученных с помощью одиночного счетчика, коэффициент корреляции r равен 0.99, и связь между J0 и N1m имеет вид:

J0(E > 0.1 ГэВ) = (1893 ± 12)?N1m – (2778 ± 32), (3) где [J0] =м^–2.с^–1.ср^–1 и [N1m]= cм^–2.ср^–1. Для данных, полученных с помощью телескопа, коэффициент корреляции r = 0.98, и связь между J0 и N2m имеет вид:

J0(E > 0.1 ГэВ) = (13051 ± 98)?N2m – (2698 ± 39), (4)

где [J0] = м^–2.с^–1.ср^–1 и [N2m]= cм^–2.с^–1.ср^–1.
Значения J0(0.1 < E < 1.5 ГэВ) и J0(E > 0.1 ГэВ), полученные методом экстраполяции данных одиночного счетчика и телескопа к границе атмосферы, должны в пределах ошибок совпадать со значениями, полученными из соотношений (1)–(4).
В таблицах 3–27 приведены среднемесячные значения потоков заряженных частиц, измеренных в максимумах кривых поглощения космических лучей в атмосфере, для станций и периодов наблюдений, указанных в таблице 1, в таблицах 3–15 приводятся значения потоков по данным одиночных счетчиков, в таблицах 16–27 представлены потоки по данным телескопов. В таблицах 28–30 приведены среднемесячные значения потоков γ-квантов, измеренные кристаллом NaJ(Tl).
В таблицах 31–32 представлены среднемесячные значения потоков первичных космических лучей на границе атмосферы J0 для частиц с энергией Е ? 0.1 ГэВ и в интервале энергии 0.1 ? Е ? 1.5 ГэВ. Значения J0 получены двумя способами: 1) экстраполяцией к границе атмосферы данных одиночного счетчика и телескопа и 2) вычислением J0 по формулам (1)–(4) c использованием величины потоков частиц в максимумах кривых поглощения в атмосфере. В таблицах 31–32 даны усредненные значения J0. Настоящий препринт и экспериментальные данные (dct nf,kbws) также находятся на сайте http://sites.lebedev.ru/DNS_FIAN/.

Литература
1. Чарахчьян А.Н. Исследование флуктуаций интенсивности космических лучей в стратосфере, вызываемых процессами на Солнце. УФН, 1964, т. 83, вып. 1, с. 35-62.
2. Чарахчьян А.Н., Базилевская Г.А., Стожков Ю.И., Чарахчьян Т.Н. Космические лучи в стратосфере и околоземном пространстве в период 19-го и 20-го циклов солнечной активности. Труды ФИАН, М.: Наука, 1976, т. 88, с. 3-50. 3. Голенков А.Е., Охлопков В.П., Свиржевская А.К., Свиржевский Н.С., Стожков Ю.И. Планетарное распределение интенсивности космических лучей по измерениям в стратосфере. Труды ФИАН, М.: Наука, 1980, т. 122, с. 3-14. 4. Bazilevskaya G.A., Krainev M.B., Stozhkov Yu.I., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S. Long-term Soviet program for the measurement of ionizing radiation in the atmosphere. Journal of Geomagnetism and Geoelectricity, 1991, v. 43, Suppl., p. 893-900.
5. Стожков Ю.И., Свиржевский Н.С., Базилевская Г.А., Махмутов В.С., Свиржевская А.К. Исследования космических лучей в атмосфере Арктики и Антарктики. Арктика и Антарктика. М.: Наука, 2004, вып. 3 (37), с. 114-148. 6. Чарахчьян А.Н., Базилевская Г.А., Квашнин А.Н., Чарахчьян Т.Н. Фотонная компонента космических лучей в атмосфере. Труды ФИАН, М.: Наука, 1976, т. 88, с. 51-79.
7. Stozhkov Y.I., Svirzhevsky N.S., Makhmutov V.S., Svirzhevskaya A.K. Long-term cosmic ray observations in the atmosphere. Proc. 27th ICRC, Hamburg, Germany, 2001. Hamburg: Copernicus Gesellshaft, 2001, v. SH, p. 3883-3886.
8. Чарахчьян А.Н., Базилевская Г.А., Стожков Ю.И., Чарахчьян Т.Н. Альбедо космических лучей в околоземном пространстве. Геомагнетизм и аэрономия, 1974, т. 14, № 3, с. 411-416.
9.Голенков А.Е., Охлопков В.П., Свиржевская А.К., Свиржевский Н.С., Стожков Ю.И. Альбедо космических лучей по измерениям в стратосфере. Изв. АН СССР, сер. физ., 1978, т. 42, № 5, с. 997-1006.