Пункт
измерений
|
Географические
координаты
|
Rc,
ГВ
|
Период
измерений
|
Ст.
Лопарская, ст. Оленья, Апатиты, Мурманская область
|
68o
57'C; 33o03'B 67o 33C; 33o20'B
|
0.6
|
07.1957-наст.
время 03.1965-12.1968 (γ)
|
Долгопрудный,
Московская область
|
55o
56'С; 37o 31'В
|
2.4
|
07.1957-наст.
время 10.1964-12.1969 (γ)
|
Алма-Ата,
Казахстан
|
43o
15'С; 76o 55'В
|
6.7
|
03.1962-04.1993
|
Обс.
Мирный, Антарктида
|
66o
34'Ю; 92o 55'В
|
0.03
|
03.1963-наст.
время
|
Симеиз,
Крым
|
44o
00'С; 34o 00В
|
5.9
|
03.1958-12.1961
03.1964-04.1970 10.1964-12.1969 (γ)
|
Воейково,
Ленинградская область
|
60o
00'С; 30o 42'В
|
1.7
|
11.1964-03.1970
|
Норильск,
Красноярский край
|
69o
00'С; 88o 00'В
|
0.6
|
11.1974-06.1982
|
Ереван,
Армения
|
40o
10'С; 44o 30'В
|
7.6
|
01.1976-04.1989
|
Тикси,
Якутия
|
71o
36'С; 128o 54'В
|
0.5
|
02.1978-09.1987
|
Дальнереченск,
Хабаровский край
|
45o
52'С; 133o 44В
|
7.35
|
08.1978-05.1982
|
Ст.
Восток, Антарктида
|
78o
47'Ю; 106o87'В
|
0.00
|
01.1980-02.1980
|
Баренцбург,
Норвегия
|
78o
36'С; 16o 24'В
|
0.06
|
05.1982,
03-07.1983
|
Кампинас,
Бразилия
|
23o
00'Ю; 47o 08'З
|
10.9
|
01.1988-02.1991
|
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 = 4.10-2x0.8, 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.
Рис.
1а. Зависимость скорости счета заряженных частиц N1(х) от атмосферного давления
х (кривые поглощения) по данным одиночного газоразрядного счетчика. Показаны
средние за месяц значения на северной полярной широте с геомагнитным порогом Rс
= 0.6 ГВ (черные точки) и южной полярной широте с Rс = 0.03 ГВ (открытые
кружки), а также в северном полушарии на средней широте с Rс = 2.4 ГВ (темные
треугольники) и низкой широте с Rс = 6.7 ГВ (светлые квадраты). Цифрами у
кривых указаны значения Rс. Среднеквадратичные ошибки данных не превышают
размеров символов.
Рис.
1б. То же, что на рис. 1а, для скорости счета N2(х), измеренной телескопом.
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.
Рис.
2а. Разность dN1(х) скоростей счета одиночного счетчика на высокой (Rс = 0.6
ГВ) и средней широте (Rс = 2.4 ГВ) в северном полушарии в зависимости от
атмосферного давления х. Показаны утроенные стандартные ошибки
экспериментальных точек 3σ.
Рис.
2б. То же, что на рис. 2а, для разности dN2(х) скоростей счета телескопа на
широтах с Rс = 0.6 ГВ и Rс = 2.4 ГВ в северном полушарии.
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).
Рис.
3а. Разность скоростей счета dN1(х) одиночного счетчика на высокой широте (Rс =
0.6 ГВ) и на низкой широте (Rс = 6.7 ГВ) в северном полушарии в зависимости от
х. Показаны утроенные стандартные отклонения 3σ.
Рис.
3б. То же, что на рис. 3а, для разности dN2(х) скоростей счета телескопа на
широтах с Rс = 0.6 ГВ и Rс = 6.7 ГВ в северном полушарии.
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 xm 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.
Рис.
4а. Корреляционная связь между среднемесячными значениями первичных потоков
космических лучей J0(0.1 > Е > 1.5 ГэВ), полученными методом
экстраполяции за период 07.1957-06.2004, и разностями потоков частиц dN1m по
данным одиночного счетчика в максимуме высотных кривых в атмосфере на широтах с
Rс = 0.6 и 2.4 ГВ. Прямая линия проведена методом наименьших квадратов.
Рис.
4б. То же, что на рис. 4а, для разностей dN2m потоков космических лучей в
максимумах высотных кривых в атмосфере, полученных с помощью телескопа, на
широтах с Rс = 0.6 и 2.4 ГВ за период 01.1960-12.2004.
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.
Рис.
5а. Корреляционная связь между значениями первичных потоков космических лучей
J0(Е > 0.1 ГэВ), полученными методом экстраполяции за период
07.1957-12.2004, и потоками частиц N1m, регистрируемыми одиночными счетчиками в
максимумах высотных кривых в атмосфере на широте с Rc = 0.6 ГВ. Прямая линия
проведена методом наименьших квадратов.
Рис.
5б. То же, что на рис. 5а, для данных, полученных с помощью телескопа на широте
с Rc = 0.6 ГВ за период 01.1960-12.2004.
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/.
Список литературы
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.
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.
Для
подготовки данной работы были использованы материалы с сайта <http://www.bibliofond.ru>