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 , Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской
академии наук
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
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/. |