Файл: Алания М.В. Квазипериодические вариации космических лучей.pdf

7 = q*~k

где q—плотность потока космических лучен, я —дифференциаль­

связанный с наличием однородного магнитного поля,

со —гирочастста частиц космических лучей, Vx —скорость частицы,

тангенциальной анизотропии вносят вклады, в основном, два первых члена из уравнения (3.1,1) — диффузия и конвек­ ция частиц космических лучей.

Поэтому можно предположить, что вклады радиальной компоненты потока дифференциальной плотности частиц в анизотропии космических лучей qr и перпендикулярного градиента

относительно малы и К п )> /<С_. Таким образом, радиаль­ ный конвективный поток от солнца qs = env уравновешивается

85

ческих лучей, которые должны вращаться одновременно с сило­ выми магнитными линиями со скоростью «1 = ы1^ф = Qr$, где Q — угловная скорость вращения солнца, г^ радиус орбиты Земли.

При такой модели жесткого вращения [117] амплитуда анизотропии больше, чем анизотропия найденная по экспериментальным данным наблюдения. Именно поэтому следует принимать во внимание вклады электрического дрейфа и градиента космических лучей, третий н четвертый члены уравнения (3.1.1)). С учетом всех факторов из уравнения (3.1.1), как это показано Крымским [118],

Это соответствует модели жесткого вращения (коротацип) косми­ ческих частиц одновременно с силовыми линиями межпланетно­ го магнитного поля. При К п —' К анизотропия: (А = 0) исчеза­ ет за счет изотропной диффузии, т. е. если межпланетное маг­

значением амплитуды анизотропии наблюдаемой по эксперимен­ тальным данным вариации космических лучей.

§ 1.1. Вращение источника солнечно-суточной вариации во время магнитной бури 16 сентября 1958 года

Анализ суточной вариации космических лучей во время магнитной бури 16 сентября 1958 г. показал, что фаза пер-

83

17—24 июля 1961 г. по данным сцннтплляцнонного телеско­ па с большой эффективной площадью). Так как этс необыч­ ное явление представляет большой интерес, мы провели де­

Рис. 37. Вращение вехтора солнечно-суточной вариации в сентябре 1958 г (цифры у точек -даты) па группах станций со средней жесткостью обреза

и я <-~2 Бв (а) п «~14,5 Бв (б).

(осреднение данных нейтронной компоненты по методу сред­ неарифметического п с учетом веса станций [14] дало прак­ тически одинаковые результаты, это связано, по-вндимому, с тем, что эффект вращения фазы довольно четко выражен для всех станций, независимо от статистической точности данных). В качестве примера вращения фазы первой гармо­ ники солнечно-суточной вариации на рнс. 37 приводится гар­ монический циферблат для двух зон со средним порогом об­ резания ~ 2 п 14,5 Бв. Числа У векторов показывают соот­ ветствующие даты сентября 1958 г. Видно, что фаза на станциях с малой жесткостью обрезания вращается против часовой стрелки (а), а на станциях, регистрирующих час-

87

вой гармоники суточной вариации для всех указанных раз­ ностей. На рисунке векторы со знаком плюс относятся к возмущенному периоду, а без знака — к спокойному. Из гармонической диаграммы видно, что амплитуда и фаза первой гармоники для суточной вариации разностей юг-вос­ ток и север-запад в пределах статистических ошибок прак­ тически не меняются; а для разностей юг-север п востокзапад фазы существенно смещаются к ранним часам. Чтобы понять этот важный результат, необходимо принять во внн-' мание свойства источников, вызывающие вариации интенсив­ ности при регистрации скрещенными телескопами. Согласно [28], вариации с юга и востока должны носить одинаковый

плоскости геомагнитного экватора. При этом различие в на­ правлениях максимальной чувствительности оказывается не­ большим (всего 40—60°). Из сказанного ясно, что трудно ожидать сколько-нибудь существенного изменения в суточ­ ной вариации разности юг-восток. Аналогичная ситуация складывается и для разности север-запад. Поэтому не уди­ вительно, что обе эти разности показали высокую стабиль­ ность и практически не менялись при переходе от спокой­ ных дней к возмущенным (см. рис. 38). Другое дело раз­ ности юг-север п восток-запад. В [28] было показано, что эти разности не должны быть чувствительны к вариациям частиц в области малых энергий (< 20 Бэв), но должны су­ щественно изменяться при изменении вариации в области больших энергий(^ 2 0 Бэв). При этом важно, что указанные разности чувствительны к частицам высокой энергии, при­ ходящим к Земле как под малыми, так и под большими уг­ лами к плоскости геомагнитного экватора. Из сказанного ясно, что результаты анализа (рис. 38) указывают на то, что пашболее сущесетвиные изменения электромагнитных условий: в межпланетном пространстве в возмущенные периоды то. сравнению со спокойными, происходят в направлениях под сравнительно большими углами к плоскости геомагнитного

8£