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. Верновпредложил проводить измерения потоков космических лучей в атмосфере Землиметодом регулярного зондирования. Основными задачами эксперимента былиисследования модуляционных эффектов галактических космических лучей, механизмовускорения частиц во вспышечных процессах на Солнце и распространения солнечныхкосмических лучей в межпланетной среде. В середине 1957 года С.Н. Вернов вместес профессором А.Н. Чарахчьяном воплотил эту идею в жизнь, и с тех поррегулярные измерения потоков заряженных частиц в атмосфере полярных и среднихширот проводятся вплоть до настоящего времени. За весь период измеренийвыпущено около 80 тысяч радиозондов.
Огромный объем экспериментальных работ по измерениюкосмических лучей в атмосфере на высокоширотных и среднеширотных станциях былвыполнен сотрудниками Физического института им. П.Н. Лебедева Российскойакадемии наук (ФИАН) в кооперации с несколькими академическими институтами иинститутами других ведомств. В их число входят Научно-исследовательскийинститут ядерной физики им. Д.В. Скобельцына Московского государственногоуниверситета 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 геофизическийинститут 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 космофизическихисследований и аэрономии им. Ю.Г. Шафера Сибирского отделения Российскойакадемии наук (ИКФИА СО РАН, Тикси, руководитель работ – к.ф.-м.н. А.М.Новиков), Полярный полигон Института земного магнетизма и распространениярадиоволн (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 распространениярадиоволн 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 годаизмерения космических лучей в атмосфере проводятся на российской антарктическойстанции Мирный при постоянной поддержке и помощи Арктического и Антарктическогонаучно-исследовательского института Росгидромета (ААНИИ).
После распада СССР в начале 90-х годов научныеисследования в России практически перестали финансироваться. Регулярныеизмерения космических лучей в атмосфере удалось сохранить благодаря поддержкеакадемика А.Е. Чудакова, который убедил руководство Российской академии наук внеобходимости продолжать эти работы. Большую помощь в финансировании ипроведении измерений оказали и продолжают оказывать центральная дирекция Физическогоинститута им. П.Н. Лебедева, Российский фонд фундаментальных исследований,целевая программа фундаментальных исследований Президиума РАН «Нейтриннаяфизика».
Описание эксперимента
Для регистрации космического излучения в стратосферебыли разработаны специальный радиозонд, наземная приемная аппаратура и стендыдля градуировки детекторов частиц и бародатчиков. Большой вклад в созданиеаппаратуры и проведение измерений внесли инженеры Долгопрудненской научнойстанции ФИАН П.Н. Агешин, В.В. Баяревич, А.Е. Голенков, А.Ф. Красоткин, В.Н.Макунин и другие. Датчиками заряженных частиц в радиозонде являютсягазоразрядный 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 значениеэнергии регистрируемых электронов Еепор = 200–300 кэВ и протонов Еpпор = 5 МэВ.Эффективность регистрации ?-квантов счетчиком меньше 1%. Телескоп содержит 7-ммалюминиевый 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. Расстояниемежду 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 полусфереГсч = 16.4 см2 и Гтел = 17.8 см2? ср. В атмосфере близкими к изотропномуявляются распределения заряженных частиц в максимуме кривой поглощения ираспределение первичных частиц на границе атмосферы. Более подробное описаниеэксперимента приводится в [1–5].
В 1960-е годы в атмосфере Земли на высоких, средних инизких широтах в северном полушарии проводились регулярные измерения потоков?-квантов с энергией Е?? 20 кэВ. Использовалась стандартная аппаратура, вкоторой детектором ?-квантов был кристалл NaJ(Tl) диаметром 20 мм и высотой 20 мм [6].
Обработка экспериментальных данных проводилась наДолгопрудненской научной станции ФИАН. Огромный труд в эту работу был вложенинженерами, техниками и лаборантами ДНС Г.В. Ястребцевой, А.Ф. Бирюковой, К.АБогатской, 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 потоковкосмических 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 пунктоврегулярных измерений потоков заряженных частиц и γ — квантов в атмосфере.Измерения проводятся на широтах с различными геомагнитными порогами Rc иохватывают интервал высот от уровня земли до 30–35 км. Атмосфера Земли, крометого, использовалась как естественный анализатор частиц по жесткости (энергии).
На уровне наблюдения x в атмосфере вклад в скоростьсчета детекторов определяется первичными частицами с жесткостью выше некоторойпороговой величины, называемой жесткостью атмосферного обрезания Ra, если Ra> Rc, или геомагнитным порогом Rc, если Ra
В течение всего периода наблюдений использовались однии те же детекторы заряженных частиц (газоразрядные счетчики СТС-6) иγ-квантов (кристалл NaJ(Tl)) и одни и те же стенды, на которых проводиласьих градуировка. Благодаря этому, мы имеем однородные ряды данных, которыепредставлены в таблицах. Наиболее длинные ряды данных получены в измерениях вМурманской области и на среднеширотной станции (г. Долгопрудный Московскойобласти), которые охватывают период с июля 1957 года по настоящее время.
/>/>
Рис. 1а. Зависимость скорости счета заряженных частицN1(х) от атмосферного давления х (кривые поглощения) по данным одиночногогазоразрядного счетчика. Показаны средние за месяц значения на севернойполярной широте с геомагнитным порогом Rс = 0.6 ГВ (черные точки) и южнойполярной широте с Rс = 0.03 ГВ (открытые кружки), а также в северном полушариина 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 счетаN2(х), измеренной телескопом.
В качестве примера на рис. 1а, б показанысреднемесячные высотные зависимости скорости счета заряженных частиц,измеренной одиночным счетчиком N1(x) и телескопом N2(x), на разных широтах впериод минимума солнечной активности в июле 1987 года. Отчетливо виднымаксимумы значений N1m и N2m. Значения максимальных потоков космических лучей ватмосфере имеют, очевидно, минимальную статистическую ошибку и не зависят отточности определения высоты или атмосферного давления. Данные в максимуме кривойпоглощения используются ниже для определения потоков первичных космическихлучей на границе атмосферы. Аналогичные высотные зависимости в атмосфере имеюти потоки γ-квантов [6].
В таблицах 3–27 представлены среднемесячные значенияпотоков космических лучей (галактических космических лучей и вторичныхзаряженных частиц, образованных ими в атмосфере) по данным одиночного счетчикаи телескопа в максимуме кривой поглощения (N1m и N2m и их среднеквадратичныеошибки σ1 и σ2) для пунктов и периодов времени, указанных в таблице1. В таблицах 28–30 также приведены среднемесячные значения потоковγ-квантов Nγm с энергией Е> 20 кэВ в максимуме кривой поглощения ватмосфере для пунктов и периодов времени, указанных в таблице 1.
Вычисление потоков частиц на границе атмосферы
а) метод экстраполяции потоков частиц к границеатмосферы
Из высотных зависимостей (см. примеры на рис.1а, б)можно определить потоки заряженных частиц на границе атмосферы, где атмосферноедавление х = 0. Для этого находим разность кривых поглощения, полученных наширотах с Rс = 0.6 ГВ и Rс = 2.4 ГВ при 4
/>/>
Рис. 2а. Разность dN1(х) скоростей счета одиночногосчетчика на высокой (Rс = 0.6 ГВ) и средней широте (Rс = 2.4 ГВ) в северномполушарии в зависимости от атмосферного давления х. Показаны утроенныестандартные 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 северномполушарии.
В качестве примера на рис. 2а, б показаны высотныезависимости разности потоков частиц dN1m(x) и dN2m(x) в минимуме солнечнойактивности и указан интервал энергий первичных протонов, к которому этиразности относятся. Приведены также выражения для аппроксимации величин dN1m(x)и dN2m(x), рассчитанные по методу наименьших квадратов, и значениякоэффициентов корреляции r между экспериментальными точками и аппроксимацией.Разности кривых поглощения в интервале энергий 0.1? E? 1.5 ГэВ удаетсяаппроксимировать экспоненциальным законом (сплошная линия).
/>/>
Рис. 3а. Разность скоростей счета dN1(х) одиночногосчетчика на высокой широте (Rс = 0.6 ГВ) и на низкой широте (Rс = 6.7 ГВ) всеверном полушарии в зависимости от х. Показаны утроенные стандартныеотклонения 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 северномполушарии.
Аналогичные разности высотных кривых, полученных наширотах с Rс = 0.6 ГВ и Rс = 6.7 ГВ, приведены на рис 3а, б.
В этом случае интервал энергии первичных протоновсоставляет 0.1
Полученные экстраполяцией потоки заряженных частиц прих = 0 включают первичные космические лучи J0 и частицы альбедо JА. Вычитая изпотоков заряженных частиц потоки частиц альбедо JА, можно получить потокипервичных космических лучей J0 на границе атмосферы. Величины потоков альбедныхчастиц JA представлены в [8, 9]. При вычислениях предполагалось, что первичныекосмические лучи распределены в верхней полусфере изотропно, а геометрическиефакторы одиночного счетчика и телескопа равны, соответственно, 16.4 см2 и 17.8см2.ср. Среднемесячные значения потоков первичных частиц на границе атмосферыJ0(Е > 0.1 ГэВ) и J0(0.1
б) связь между потоками частиц на границе атмосферы ипотоками в максимуме кривой поглощения
Отметим тот факт, что коэффициент корреляции r междуотносящимися к минимуму солнечной активности величинами dN1(х), dN2(х) и ихаппроксимацией близок к 1 (рис. 2а, б и 3а, б). Это свидетельствует о том, чтотакая аппроксимация данных оправдана. Однако высокие значения r получаются недля всех периодов наблюдений. В периоды, близкие к максимумам солнечнойактивности, широтный эффект в атмосфере существенно уменьшается, соответственноуменьшаются разности потоков частиц dN1(х) и dN2(х), и их ошибки становятсясравнимыми с ошибками наблюдений. Особенно это заметно на разностях, полученныхпо измерениям на высоких и средних широтах. В эти периоды метод экстраполяциистановится неточным. Кроме того, потоки космических лучей N1(х), полученные навысоких широтах с помощью одиночного счетчика, могут содержать небольшой вкладот высыпающихся частиц солнечного или магнитосферного происхождения.
Поэтому для нахождения потоков первичных частиц J0(Е> 0.1 ГэВ) и J0(0.1 Rc и R = Rc при Ra
Таблица 2. Значения хm и Еmin (для протонов, по даннымодиночного 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 порогагеомагнитного обрезания Rc.
Из таблицы 2 видно, что для величин Nm значения Еminопределяются атмосферным обрезанием только в области полярных широт в максимумесолнечной активности. На средних и низких широтах минимальные значения энергийпервичных частиц на границе атмосферы Еmin определяются величиной геомагнитногопорога Rc.
/>/>
Рис. 4а. Корреляционная связь между среднемесячнымизначениями первичных потоков космических лучей J0(0.1 > Е > 1.5 ГэВ),полученными методом экстраполяции за период 07.1957–06.2004, и разностямипотоков частиц dN1m по данным одиночного счетчика в максимуме высотных кривых ватмосфере на широтах с Rс = 0.6 и 2.4 ГВ. Прямая линия проведена методомнаименьших квадратов.
Рис. 4б. То же, что на рис. 4а, для разностей dN2mпотоков космических лучей в максимумах высотных кривых в атмосфере, полученныхс 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 значениямипервичных потоков космических лучей J0(0.1 > Е > 1.5 ГэВ), полученныхметодом 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 телескопав максимуме их высотных кривых. Соотношение между J0 и dN1m для одиночногосчетчика имеет высокий коэффициент корреляции r = 0.95 и может бытьпредставлено в виде:
J0(0.1
где [J0] = м–2.с–1.ср–1 и [dN1m] = см–2.с–1.
Для счетчикового телескопа (рис.4б) коэффициенткорреляции r равен 0.93, а связь между J0 и dN2m имеет вид:
J0(0.1
Вклад частиц альбедо в величину J0, найденную поданным телескопа, незначителен. В максимуме кривых поглощения в атмосфере также, 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 значениямипервичных потоков космических лучей J0(Е > 0.1 ГэВ), полученными методомэкстраполяции за период 07.1957–12.2004, и потоками частиц N1m, регистрируемымиодиночными 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, полученныхс помощью телескопа на широте с Rc = 0.6 ГВ за период 01.1960–12.2004.
Аналогичные корреляционные связи междуэкстраполированными значениями интегральных потоков по энергии J0(Е > 0.1ГэВ) и величинами потоков космических лучей N1m и N2m в максимумах высотныхкривых можно найти для полярных широт (Rc = 0.6 ГВ). Эти связи показаны на рис.5а, б. Для данных, полученных с помощью одиночного счетчика, коэффициенткорреляции 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 помощьютелескопа, 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 0.1ГэВ), полученные методом экстраполяции данных одиночного счетчика и телескопа кгранице атмосферы, должны в пределах ошибок совпадать со значениями,полученными из соотношений (1)–(4).
В таблицах 3–27 приведены среднемесячные значенияпотоков заряженных частиц, измеренных в максимумах кривых поглощениякосмических лучей в атмосфере, для станций и периодов наблюдений, указанных втаблице 1, в таблицах 3–15 приводятся значения потоков по данным одиночныхсчетчиков, в таблицах 16–27 представлены потоки по данным телескопов. В таблицах28–30 приведены среднемесячные значения потоков γ-квантов, измеренныекристаллом NaJ(Tl).
В таблицах 31–32 представлены среднемесячные значенияпотоков первичных космических лучей на границе атмосферы J0 для частиц сэнергией Е? 0.1 ГэВ и в интервале энергии 0.1? Е? 1.5 ГэВ. Значения J0получены двумя способами: 1) экстраполяцией к границе атмосферы данныходиночного счетчика и телескопа и 2) вычислением J0 по формулам (1)–(4) cиспользованием величины потоков частиц в максимумах кривых поглощения в атмосфере.В таблицах 31–32 даны усредненные значения J0. Настоящий препринт иэкспериментальные данные (dct nf, kbws) также находятся на сайтеhttp://sites.lebedev.ru/DNS_FIAN/.
Список литературы
1. Чарахчьян А.Н. Исследование флуктуацийинтенсивности 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 впериод 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 интенсивностикосмических 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 programfor 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 атмосфереАрктики 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 встратосфере. Изв. АН СССР, сер. физ., 1978, т. 42, № 5, с. 997-1006.
Для подготовки данной работы были использованыматериалы с сайта www.kosmofizika.ru