Известия РАН. Серия физическая, 2021, T. 85, № 9, стр. 1355-1358

ВВЕДЕНИЕ

Солнце – магнитоактивная звезда. Роль магнитного поля в динамике происходящих на Солнце процессов определяющая, его вариации – ключ ко всем активным явлениям, происходящим на Солнце, в солнечной атмосфере и гелиосфере. В результате процесса перестройки общего магнитного поля Солнца происходит начавшийся в конце 22 одиннадцатилетнего цикла солнечной активности тренд в сторону понижения магнитных полей всех структур на Солнце, продолжающийся до настоящего времени (начало 25 цикла). Темп развития и уровень вспышечной активности в последний цикл существенно ниже, чем наблюдалось в предыдущих солнечных циклах, а больших и экстремальных вспышечных событий не было совсем. Наблюдаемое ослабление глобального магнитного поля Солнца и соответствующий тренд гелиосферных характеристик в 23–24 циклах солнечной активности вызывает вопрос об отклике этого явления в долговременной модуляции космических лучей. Наиболее наглядно можно выявить особенности слабой модуляции в 23–24 циклах (1996–2019 гг.) при сопоставлении вариаций космических лучей в этот период с вариациями в предшествующие 21–22 циклы (1976–1996 гг.), что является целью работы. Предлагаемое исследование долговременных вариаций базируется на модели модуляции, объединяющей несколько солнечных индексов.

ДАННЫЕ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ И ХАРАКТЕРИСТИК СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

Для сравнения вариаций космических лучей в 21–22 и 23–24 циклах солнечной активности совместно для двух этих периодов на рис. 1а–1е представлены исходные данные временных изменений интенсивности космических лучей и характеристик солнечной и гелиосферной активности. При моделировании модуляции использованы наблюдения вариаций на мировой сети наземных детекторов (~40 нейтронных мониторов), телескопе (станция Нагойя) и результаты зондирования стратосферы [1] (рис. 1е). Спектр долговременных вариаций рассчитан по методике [2], дальнейший анализ выполнен для частиц с жесткостью 10 ГВ (a10 амплитуда вариаций в % относительно минимума в 23 цикле (2009 г.). В модели в качестве основных характеристик, отражающих изменения структур солнечного ветра, создающих свой вклад в модуляцию, предлагаются (рис. 1а–1д): полярное магнитное поле Солнца H_pol (согласно [3]), площадь низкоширотных корональных дыр Al [4], среднее магнитное поле на поверхности источника солнечного ветра B_ss [5] и наклон гелиосферного токового слоя hcst [3] (обоснование выбора характеристик в [6, 7 и ссылки к ним]). Cпорадическая солнечная активность в модели описывается СМЕ-индексом [8]. Хорошо виден тренд на понижение в 23–24 циклах СА показателей глобальных процессов на Солнце и гелиосферы (рис. 1а–1д). Это явление на примере развития разных сторон солнечной деятельности отражено во многих работах гелио- и космофизиков (например, [9] и ссылки к ней). В частности, показано: магнитные поля в солнечном ветре над полюсами за последние 30 лет уменьшились примерно втрое. Квадрат радиальной компоненты магнитного поля, усредненной по поверхности источника (B_ss) убывает с конца 22-го цикла до небывало низких значений. Ранее нами было показано [6]: замена в эмпирической модели модуляции гелиосферного поля B_imf (необходимого для описания модуляции космических лучей) на величину среднего магнитного поля B_ss не только возможна, но даже улучшает качество модели. Угол наклона токового слоя hcst лучше всего коррелирует с вариациями космических лучей, от него существенно зависит глубина модуляции, токовый слой – самая большая магнитная неоднородность в гелиосфере, с которой взаимодействуют космические лучи, место наиболее эффективного их дрейфа. В последних минимумах активности значения hcst возрастают (от ~9.3° в минимуме 22/23 до ~16.6° в период, близкий к минимуму 24/25, на рост этой структурной характеристики в минимумах отмечено в работе [10] с предположением о роли дрейфового эффекта в его создании. В СМЕ-индексе отражено количество и скорость CME, эта характеристика учитывает влияние спорадической солнечной активности на модуляцию, убывает, особенно в 24 цикле.

Рис. 1.

Временной ход индексов солнечной активности (сплошные кривые – 21–22 циклы; пунктирные – 23–24 циклы: полярное поле Солнца (H_pol, Гс) (а); среднее магнитное поле Солнца (B_ss, мкТл) (б); наклон гелиосферного токового слоя (hcst, градусы) (в); межпланетное магнитное поле (B_imf, нTл) (г); CME-индекс (д); вариации плотности КЛ с жесткостью 10 ГВ (a10, % к 2009 г.) (е). Нижняя ось абсцисс – годы 21–22 циклов солнечной активности, верхняя – 23–24 циклов.

РЕЗУЛЬТАТЫ МОДЕЛИРОВАНИЯ ДОЛГОПЕРИОДНЫХ ВАРИАЦИЙ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

Для вышеперечисленных солнечно-гелиосферных характеристик (B_ss, H_pol, hcst, Al, CME-индекс) и амплитуды a10 вариаций космических лучей с жесткостью 10 ГВ выполнен многопараметрический регрессионный анализ с учетом запаздывания для каждого параметра и выявлена роль каждого из индексов в модуляции. Cогласно [11] вклад H_pol в вариацию плотности космических лучей δH_pol = –0.025H_pol введен в амплитуду вариаций а10 с помощью поправки δH_pol, чтобы учесть модулирующее воздействие индекса H_pol. После введения указанной поправки для скорректированной амплитуды a10_Hpol выполнено моделирование вариаций. В результате получены отдельно для 21–22 и 23–24 циклов: коэффициент корреляции (r), среднеквадратичное отклонение модели (σ), регрессионные характеристики (k) и времена запаздывания (t_зап) вариаций космических лучей относительно индексов солнечной активности (табл. 1). Получены картины распределения вкладов в создаваемую модуляцию космических лучей от воздействия указанных параметров для 21–22 (рис. 2а) и 23–24 (рис. 2б) циклов. Определяющая роль в создании модуляции в 21–22 циклах принадлежит наклону токового слоя hcst, а в 23–24 циклах – B_ss. Коэффициент регрессии для наклона токового слоя hcst в модели 23–24 циклов –0.10%/°. Это в ~2 раза меньше, чем в 21–22 циклах (‑0.19% на градус). Коэффициент регрессии для Bss в 23–24 циклах –1.88%/мкТл, а в 21–22 циклах –0.76%/мкТл. Модуляция космических лучей в последних циклах значительно слабее, чем модуляция в 21–22 циклах. Причиной являются аномалии, возникшие на Солнце и в гелиосфере в последние два цикла вследствии ослабления солнечного магнитного поля и состояния гелиосферы. Анализ 23 цикла со слабой модуляцией космических лучей и 24 цикла с самой низкой 11-летней вариацией за время наблюдения на нейтронных мониторах, может объясняться разным (по сравнению с другими циклами) воздействием на космические лучи конкретных физических процессов (дрейфа, диффузии, конвекции и адиабатического изменения энергии), создающих модуляцию. Взаимодействие главных механизмов модуляции и роль модуляционных характеристик в создании общей модуляции меняется с солнечными циклами [10, 12, 13]. В представленной модели модуляции вклад в общую модуляцию от эффекта дрейфа космических лучей в 24 цикле ниже (обращает внимание период роста и максимума солнечной активности 2010–2014 гг.). В модели модуляции для 23–24 циклов упомянутое выше преобладание вклада от воздействия на космические лучи крупномасштабного магнитного поля на Солнце, выраженное в величине индекса B_ss, может говорить о возрастании роли (с учетом связи B_imf и B_ss) диффузии космических лучей при распространении в гелиосфере с ослабленным межпланетным магнитным полем [13]. Прогностические ожидания: плотность космических лучей в 24 цикле (до 12.2019) не достигла своего максимального значения. Солнце находится в положительной фазе 22-летнего магнитного цикла (А > 0) и предстоящий максимум вариаций космических лучей ожидается продолжительным (подобно периодам 1974–1976 гг. и 1994–1997 гг.). Фаза минимума 24/25 в вариациях предположительно может быть достигнута в конце 2020 г. (если опираться на значения сглаженных чисел пятен и учитывая время запаздывания космических лучей).

Рис. 2.

Амплитуда a10 (%, к 2009 г.) наблюдаемых вариаций плотности космических лучей с жесткостью 10 ГВ и результат моделирования вариаций (тонкая кривая с точками и сплошная черная в нижней части рисунка); в верхней части рисунка – вклады (%) в полную модуляцию от изменений: наклона токового слоя hcst (кривая со светлыми ромбиками), среднего магнитного поля Солнца B_ss (сплошная жирная), CME-индекса (тонкая кривая с крестиками) и площади корональных дыр Al (тонкая сплошная); 21–22 (a) и 23–24 (б) циклы солнечной активности.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В 23–24 циклах выявлено уменьшение влияния угла наклона токового слоя hcst на модуляцию космических лучей. Изменение его величины происходит в тех же пределах, что и в других циклах, но эффективность воздействия на модуляцию сильно снижена. В 23–24-ом циклах солнечной активности в общей модуляции космических лучей преобладает воздействие на космические лучи крупномасштабного магнитного поля Солнца, выраженное в индексе B_ss, несмотря на снижение самой величины B_ss.

Работа базируется на экспериментальных данных УНУ № 85 “Российская национальная сеть станций космических лучей” (Сеть СКЛ). Мы признательны сотрудникам сети станций космических http://cr0.izmiran.ru/ThankYou.