Известия РАН. Серия физическая, 2021, T. 85, № 9, стр. 1365-1368
Вариации мюонов космических лучей в 2007–2019 гг.
В. В. Шутенко 1, *, Н. С. Барбашина 1, А. Н. Дмитриева 1, Е. И. Яковлева 1
1 Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего образования
“Национальный исследовательский ядерный университет “МИФИ”
Москва, Россия
* E-mail: VVShutenko@mephi.ru
Поступила в редакцию 25.03.2021
После доработки 22.04.2021
Принята к публикации 28.05.2021
Аннотация
Представлен анализ суточных вариаций мюонов космических лучей, измеренных с помощью мюонного годоскопа УРАГАН с 2007 по 2019 гг. Приведены характеристики среднегодовых суточных отклонений скорости счета в различных диапазонах зенитных углов. Приведено сопоставление с суточными вариациями скорости счета нейтронов по данным десяти нейтронных мониторов.
ВВЕДЕНИЕ
Еще в 20 в. было обнаружено, что фаза суточных вариаций космических лучей (КЛ) существенно изменяется в период минимума солнечной активности при положительной полярности Солнца [1, 2]. Первая теоретическая работа по объяснению зарегистрированных явлений была представлена в 1976 г. [3]. Статистика по динамике суточной анизотропии (анизотропия понимается в этой работе как суточное изменение скорости счета наземного детектора) космических лучей за период с 1936 по 1988 гг. по данным ионизационных камер и нейтронных мониторов была проанализирована в статье [4]. Вариации потока мюонов на поверхности Земли и сравнение с вариациями по нейтронным мониторам с 1958 по 1991 гг. были рассмотрены в статье [5]. Аномальному изменению фазы суточных вариаций космических лучей по данным нейтронных мониторов в период солнечного минимума 1954 года было уделено большое внимание в работе [6]. В [7] для анализа суточных вариаций использовались данные нейтронного монитора Deep River в период с 1981 по 1994 годы.
C самого начала исследований КЛ и по настоящее время их вариации находятся под пристальным вниманием. Большое количество уже известных и еще неизвестных факторов влияют на поток мюонов на поверхности Земли, и поэтому исследования вариаций потока мюонов до сих пор остаются актуальными. Мюонный годоскоп (МГ) УРАГАН [8] обеспечивает одновременную регистрацию потока заряженных частиц в широком угловом диапазоне и позволяет взглянуть на вариации потока мюонов с новой, ранее не доступной, точки зрения.
ДАННЫЕ МГ УРАГАН 2007–2019 гг.
Мюонный годоскоп УРАГАН (55.65° с.ш., 37.67° в.д., высота – 173 м н. у. м.) работает с февраля 2007 г. Исходные данные представляют собой: дату и время начала и конца интервала регистрации в UTC по ГЛОНАСС, среднее атмосферное давление, живое время и двумерные гистограммы количества реконструированных треков мюонов в ячейках размером 1° по зенитному углу (от 0° до 80°) и 4° по азимутальному углу (от 0° до 360°). Это позволяет анализировать скорость счета мюонов в различных диапазонах зенитных углов. Статистическая погрешность среднечасовой скорости счета в диапазоне зенитных углов 0°–80° составляет около 0.03%. При обработке данных МГ УРАГАН использовалась методика, изложенная в [9]. Наряду с барометрической коррекцией использовалась и температурная коррекция (учет температурного профиля атмосферы) [10].
Анализируются среднечасовые скорости счета в следующих диапазонах зенитных углов: 0°–17°, 17°–26°, 26°–34°, 34°–44°, 44°–70°. Стоит отметить, что этим диапазонам соответствует поток первичных протонов с медианной энергией: 39, 41, 44, 50 и 65 ГэВ, соответственно. Асимптотическая долгота для вертикального направления в МГ УРАГАН составляет 70° для протонов медианных энергий (38 ГэВ) и 62° для протонов средних энергий (63 ГэВ).
ДАННЫЕ НЕЙТРОННЫХ МОНИТОРОВ 2007–2019 гг.
Для сравнения с МГ УРАГАН было выбрано десять нейтронных мониторов (см. табл. 1). На выбор детекторов влияли стабильность работы, доступность данных (среднечасовая скорость счета с 2007 по 2019 гг.) и пороговая жесткость. К сожалению, в южном полушарии нашелся только один детектор KERG с доступными данными с 2008 по 2019 гг. Данные нейтронного монитора MOSC брались с http://cr0.izmiran.ru/mosc, IRKT – http://cgm.iszf.irk.ru/irkt/main.htm. Данные других детекторов были взяты с http://www01.nmdb.eu/nest.
Таблица 1.
Станция | Широта, ° | Долгота, ° | Высота, м н. у. м. | Rc, ГВ | Асимптотическая долгота (λasymp), ° (для 10 ГэВ) |
---|---|---|---|---|---|
APTY | 67.57 | 33.39 | 181 | 0.65 | 64.9 |
ATHN | 37.97 | 23.76 | 260 | 8.53 | 78.2 (для 25 ГэВ) |
FSMT | 60.02 | –111.93 | 180 | 0.30 | –94.9 |
KERG | –49.35 | 70.25 | 33 | 1.14 | 80.4 |
MOSC | 55.47 | 37.32 | 200 | 2.43 | 79.5 |
OULU | 65.05 | 25.47 | 15 | 0.81 | 58.9 |
THUL | 76.5 | –68.7 | 26 | 0.30 | –31.7 |
NAIN | 56.55 | –61.68 | 46 | 0.30 | –21.7 |
INVK | 68.36 | –133.72 | 21 | 0.30 | –124.4 |
IRKT | 52.47 | 104.03 | 435 | 3.64 | 153.1 (для 15 ГэВ) |
Асимптотические направления протонов в 2019 г. почти не изменились по сравнению с 2009 г. То есть, изменение магнитного поля Земли с 2009 по 2019 гг. существенно не повлияло на траектории протонов рассматриваемых энергий. Но уменьшение магнитного поля Земли с 2009 по 2019 гг. привело к некоторому уменьшению пороговых жесткостей.
КОЛИЧЕСТВЕННЫЕ ОЦЕНКИ СУТОЧНЫХ ВАРИАЦИЙ
Для количественных оценок изменения во времени среднегодовых суточных отклонений скорости счета использовались: размах суточных отклонений и фаза 24-часовой гармоники. Размах вычислялся как разница между максимальным и минимальным значением суточных отклонений. Фаза 24-часовой гармоники (φ24) определялась с помощью аппроксимации суточных отклонений формулой, аналогичной формуле в работе [6], которая включает в себя 24-, 12- и 8-часовые гармоники.
На рис. 1 представлены значения размахов и фазы 24-часовой гармоники среднегодовых суточных отклонений скорости счета по данным МГ УРАГАН в пяти диапазонах зенитных углов (рис. 1а и 1в) и по данным десяти нейтронных мониторов (рис. 1б и 1г).
Как видно на рис. 1а и 1б, значения размахов суточных отклонений в различных диапазонах зенитных углов МГ УРАГАН и у большинства нейтронных мониторов после 2014 года стали уменьшаться и в 2019 г. почти сблизились. Исключением является динамика изменений размахов у нейтронных мониторов KERG и THUL.
На рис. 1в видно, что фаза 24-часовой гармоники почти не зависит от диапазона зенитных углов МГ УРАГАН. На рис. 1г представлены количественные оценки фазы 24-часовой гармоники в свободном пространстве по нейтронным мониторам. Значение фазы в часах LST (Local Solar Time) вычислялось так: φ24LST = φ24UT + 24λasym/360°, где: φ24UT – фаза в UT; λasym(в градусах) – асимптотическая долгота для протонов (см. табл. 1). На рис. 1г видно, что для большинства нейтронных мониторов фазы 24-часовой гармоники близки по значению (±1 ч) и со временем меняются одинаковым образом. Исключением являются нейтронные мониторы ATHN и NAIN.
Временной ряд фазы 24-часовой гармоники в часах LST, представленный ранее в работе [6], был дополнен по данным нейтронных мониторов MOSC и IRKT за 1984–2019 гг., и по данным МГ УРАГАН в диапазоне 0°–17° (с учетом асимптотической долготы для протонов 38 ГэВ) за 2007–2019 гг. Объединенный временной ряд представлен на рис. 2. Здесь видно, что наблюдается хорошее согласие результатов предыдущих работ с результатами, представленными в данной работе.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Аномальное поведение среднегодовых суточных изменений скорости счета нейтронов и мюонов наземными детекторами в периоды минимума солнечной активности при положительной полярности, судя по многолетним наблюдениям, является закономерностью.
После смены полярности магнитного поля Солнца с отрицательной на положительную наблюдается сближение размахов суточных отклонений по данным МГ УРАГАН в различных диапазонах зенитных углов и по данным различных нейтронных мониторов. Это сближение становится максимальным в период минимума солнечной активности при положительной полярности Солнца.
В работе использованы данные, полученные на уникальной научной установке НЕВОД, при финансовой поддержке Министерства науки и высшего образования РФ (тема государственного задания № 0723-2020-0040).
Список литературы
Forbush S.E. // J. Geophys. Res. 1969. V. 74. P. 3451.
Duggal S.P., Forbush S.E., Pomerantz M.A. // J. Geophys. Res. 1970. V. 75. P. 1150.
Levy E.H. // J. Geophys. Res. 1976. V. 81. P. 2082.
Bieber J.W., Chen J. // Astropart. J. 1991. V. 372. P. 301.
Duldig M.L. // Space Sci. Rev. 2000. V. 93. P. 207.
Moraal H., Caballero-Lopez R.A., McCracken K.G., Humble J.E. // Astropart. J. 2005. V. 629. P. 556.
Mishra R.K., Mishra R.A. // Pramana J. Phys. 2007. V. 68. No. 3. P. 407.
Барбашина Н.С. и др. // ПТЭ. 2008. № 2. С. 26; Barbashina N.S. et al. // Instrum. Exp. Tech. 2008. V. 51. P. 180.
Шутенко В.В. и др. // Геомагн. и аэроном. 2013. Т. 53. № 5. С. 611; Shutenko V.V. et al. // Geomagn. Aeronomy. 2013. V. 53. No. 5. P. 571.
Дмитриева А.Н. Барбашина Н.С., Ковыляева А.А. и др. // Изв. РАН. Сер. физ. 2015. Т. 79. № 3. С. 417; Dmitrieva A.N., Barbashina N.S., Kovylyaeva A.A. et al. // Bull. Russ. Acad. Sci. Phys. 2015. V. 79. No. 3. P. 383.
Дополнительные материалы отсутствуют.
Инструменты
Известия РАН. Серия физическая