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

Скачать файл
Заказать решение

ВУЗ: Не указан

Категория: Не указан

Дисциплина: Не указана

Добавлен: 29.07.2024

Просмотров: 118

Скачиваний: 0

ВНИМАНИЕ! Если данный файл нарушает Ваши авторские права, то обязательно сообщите нам.

висит от эпохи солнечной активности. При этом, хотя это запаздывание (в оборотах Солнца) и уменьшается с умень­ шением солнечной активности, легко заметить, что это уменьшение не монотонно; 3) не всегда удается установить точки экстремумов корреляционной функции между ампли­ тудами 27-дневных изменений параметров W п N (рис. 18, случай б, 8 п 10); 4) в первом приближении расчеты пока­ зывают, что объем асимметричного солнечного ветра маг­ нитных неоднородностей должен меняться в широких преде­ лах. Поэтому если за показатель уровня солнечной актив­ ности брать числа солнечных пятен, то в некоторые эпохи солнечной активности радиус объема солнечного ветра мо­ жет достигать десятков астрономических единиц.

§ 4. Запаздывание квазипериодических вариаций космических лучей относительно явлений, происходящих

на Солнце

Теперь можно поставить вопрос оценки объема солнеч­ ного ветра несколько в другом виде. Представляет интерес оценка объема той части солнечного ветра, в котором про­ исходит модуляция квазипериодических вариаций с перио­ дом от нескольких дней до 35—45 дней, так п области обус­ лавливающей модуляцию полугодовых и годовых вариации интенсивности космических лучей для отдельных участков 11-летнего цикла солнечной активности.

Для анализа в работе [95] использовались данные нейтрон­

ной компоненты интенсивности космических лучей

N станции

Клаймакс и числа солнечных пятен W за периоды 1957—1958 гг.

п 1966-1967 гг. Предварительно данные /У и W были

сглажены с

периодом т = 11

и - = 27 дней, т. е. вычислены серии значений

11

11

27

27

и определены разности A/V=/Vn — N2~ и A W — Wn — W2t

(Счеви; но, параметры /V27 и W21 не содержат вариации с периодом

меньше, чем т = 27 дней,

а параметры ДN и Д№ содержат ва-

рпаци о с периодом между

11 и 27 днями).

После

этого были

Нансены коэффициенты корреляции Rf'r^ (где п =

75,100... чи­

сло элементов, участвующих в осреднении,

L =

1,2..— сдвиг

по времени в днях) между

параметрами Л127 и 1И27, а также ме -

жду Д/V и Д1Н соэгззтсгвенно. Результаты расчетов приведены иа рис. 19,20,21,22. На рис. 19. показано изменение коэффи­

циента корреляции

для периода максимума солнечной

ак­

тивности (1957 -1953

гг.) между параметрами N21 и 1И27, а

на

рис. 20 между параметрами ДN и ДW. На этих рисунках по оси аб­ сцисс отложено время сдвига в днях, а по оси ординат-величн- ны коэффициента корреляции. Из этих рисунков видно, что ми­

 

рно., 19. Коэффициенты корреляции между па­

 

раметрами cV.,7 и 11?’27 для периода 19574-1958 гг.

нимальное

значение 'коэффициента корреляции1*наблюдается при

сдвиге

704-72 (рис. 19), а максимальное значение коэффи-

1 Увеличенным величинам числа пятен U7 должны соответствовать

уменьшенные величины параметра N.

55

° 7 -

1966i 1967

О-7.

Рмс. 22. Коэффициенты

Рис. 21. Коэффициенты корреляции между пара-

Рис. 20.

Коэффициенты корре-

корреляции между пара­

метрами N,7 и Г .7 для периода 19334-1937 гг.

■'|Я“|:и

между параметрами Л,у

метрами AN и Д11/

для

 

и 4 И" для пс[ иода 19574-1978 it .

периода 19564-1967

гг.

 

 

 

ипента корреляции2 (для квазнперподнческнх вариации) 1«;ЗС-(- 31 день (рис. 20).

На рис. 21 гоказаиы изменения коэффициента корреляции

между параметрами (V27

и

а на рис. 21 между параметра­

ми AN и Д1Г для периодов

1966 — 1967 гг. Из

этого рисунка

видно, что минимальное

значение коэффициента

корреляции на­

блюдается при сдвиге ~ 50 ~ 55 сутках (рис. 21), а максималь­ ное значение коэффициента корреляции (для квазппериодических

вариаций) наблюдается при сдвиге ~

20—22 сутках (рис.

22).

Таким образом, можно предположить, что радиус

объема

в

котором происходит модуляция квазппериодических

вариаций с

периодом т(т1 = 11 суткам <ф т <ф

= 27 суткам) в 2 -дЗ

раза

меньше радиуса объема, в котором происходит модуляция полу­ годовых и годовых вариаций космических лучей.

§ 5. Оценка объема асимметричного солнечного ветра для фазы исчезновения эффекта вращения солнца в характеристиках солнечной активности и изменениях космических лучей по данным периода максимума солнечной активности

Обычно, эффективный объем асимметричного солнечно­ го ветра магнитных неоднородностей, определяется по вре­ мени распространения эффектов солнечной активности в межпланетной среде. Главными параметрами при этом бра­ лись (см.§ 3 настоящей главы) скорость солнечного ветра и время m запаздывания максимума амплитуды 27-дневных колебаний интенсивности космических лучей относительно- 27-дневиыд изменений солнечной активности [96, 97, 98],

Величина объема асимметричного солнечного ветра, оп­

ределенная таким путем, существенно будет зависеть от то­

го, насколько

точно будет

найдено т. В § 3 мы представили

оценки т для

различных

эпох солнечной активности. При

этом следует указать, что в [93] (ем. также № 3) величина

т определялась для стадии наибольшего отображения

эф­

фекта

вращения Солнца в интенсивности

космических

лу-

2 Увеличенным величинам амплитуд квазппериодических изменений

параметра

W должны

соответствовать увеличенные

значения, амплитуд

таких

же

изменении

параметра /V.

 

 

5Т

чей. Исследование по одному параметру (по планетарным числам Вольфа), по всей вероятности является недостаточ­ ным для характеристики влияния солнечной активности па межпланетную среду. Исходя из этого в [99, 100] методом диаграмм Кри (по нулевым дням планетарной интенсивности нейтронной компоненты космических лучей [101, 70] вычис­ лили 27-дневные изменения интенсивности излучения коро-

нальной

зеленой линии

(Х = 5303А), для разных гелношп-

ротных

полос Солнца

[90], по данным Кисловодском Сол­

нечной обсерватории периода МГГ — [102]. Результаты рас­ четов по методу Кри 27-дневных изменений интенсивности

излучения корональнон зеленой линии (л = 5303А) восточной части Солнца, для всех гелиошпротных полос приведены на рнс. 23, на котором по осп абсцисс отложены обороты Сол-

84 иг Ш,7 /68 № 224 2S2 </ьо SOs J36

/ ^ у Л /

'its

w K /

v

/ v *

fa

v V 4 'aAV '/V4v^ ^ ^

Рис. 23. Диаграммы Kp i

27-дневных изменений интенсивности излучения ко-

рояатып i ззт::п"| л:г,и:1

О

(X = 53ЭЗ А ) вэсготнэл части Солнца для пяти

 

гелиошпротных полос

нца, а по осп ординат величина интенсивности излучения зеленой корональнон линии в 10"6 долях интенсивности по-

О

лоскп (шириной 1А) непрерывного спектра центра солнеч­ ного диска. Диаграммы Кри 27-дневных изменений нейтрон­ ной компоненты интенсивности космических лучей по дан­ ным станции Клаймакс, планетарных чисел Вольфа п пн-

58

тенспвностн

корональнон зеленой

линии (л= 5303А)

по все­

му диску Солнца для восточной

(В) п западной

(3)

сторон

и их сумма

(В4-3)

и разности

(В—3)

приведены на рпс. 24.

2&

S6

§4

иг

т

/62

/ре

22U 262

290

308 ззе

tol

 

 

 

 

 

 

 

 

 

'

 

ю;

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1\лАгГЧ

Z1^4^ А/,Т^

 

A v

V

ю .

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

/о;

v r ^ ^

Л и ^

^

 

/ Ч Д г ^ ^

ч /

5%

 

 

 

V/

 

 

 

20

 

 

 

 

VЧ Ч К /

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис. 24. 27-дневные диаграммы нейтронной компоненты N космических лу­ чей (согласно данным станции Клаймакс), чисел солнечных пятен U7 и пн-

О

тенспвностн излучения зеленой линии /. = 5303 А короны Солнца, состав­ ленные как разности кривых, одна из которых получена методом наложения эпох Крн по нулевым дням (первых четырех месяцев МГГ) максимумов

Nт а к а вторая

методом наложения эпох

Крн по нулевым дням (первых

четырех месяцев

МГГ) минимумов А™111

планетарной интенсивности ней­

тронной компоненты космических лучей для периода Л1ГГ с наиболее вы­ раженным эффектом вращения Солнца в космических лучах.

Сопоставляя диаграммы Крн 27-дневных изменений ин­ тенсивности излучения корональной зеленой линии (к—-

О

5303А), планетарных чисел Вольфа (W) и интенсивности нейтронной компоненты космических лучей (N) можно зак­ лючить:

1. Наблюдаются 27-дневные изменения во всех рассмат-

О

фиваемых параметрах ^=6303 А 2. Наиболее четкое 27-дневное изменение обнаруживает­

ся в интенсивности космических лучей.

59

3. 27-дневные изменения во всех рассматриваемых пара­ метрах протекают не совсем синхронно. Наблюдается отно­

сительно слабое затухание 27-дневных колебаний чисел сол­ нечных пятен в то время, как в других параметрах это зату­ хание выражено более четко.

4. Наблюдается запаздывание (14-2 оборота Солнца) момента исчезновения 27-дневных колебании интенсивности нейтронной компоненты космических лучей относительно мо­ мента гашения тех же колебании в планетарной интенсивнос­ ти излучения зеленой лпнпп (л=5303А) короны Солнца.

Более того, из рис. 24 видно, что если т определить по времени исчезновения (плп наибольшего увеличения ампли­ туд) 27-дневных колебаний в различных'параметрах, то иГ^2 оборотам (если т отсчитывать относительно соответствую­ щих изменений параметра W) времени оборота Сол­ нца (если т отсчитывать относительно 27-дневных изменений

О

коронального излучения (л = 5'ЗОЗА). При сопоставлении диаграмм

Кри

коронального излучения с диаграммами космических лучен,

наилучшая корреляция получается, если за основу брать

диаг­

рамму (В -г 3),

т. е.

наиболее близкую к интегральной харакерп-

стнке коронального

излучения Солнца, it диаграмм1 N. Глав­

ный вывод заключается в том, что

каким бы путем

не

шли,

т Ф 0 (т ^ 1).

Следует заметить,

что в работах

[65,

103,

104]

поиски времени запаздывания велись в области 3— 4 суток

(меньше одного оборота Солнца). Наш же взгляд сводится к тому, что т ^ I времени оборота Солнца. В [65, 103, 104] 27-дневные вариации сопоставлялись, главным образом,с индексами геома­ гнитной активности. Таким образом, можно прийти к вывод у, что по крайней мере для эпохи максимума солнечной активности i l l ' l l времени оборота Солнца. Следует также заметить, что различные величины для т, определенные двумя путями »

принципе не совпадают даже для эпохи максимума сол­ нечной активности. Однако -первый метод дает (см. § 3 настоящей главы) оценку эффективного объема солнечного ветра для фазы развития в кульминации асимметрии сол­ нечного ветра, в то время как второй метод определяет объем асимметричного солнечного ветра для фазы исчезно­

вения его

асимметрии. Отсюда можно заключить, что най­

денные значения т, определенные этими

двумя путями

не

находятся

в противоречии с работами [97,

105, 106, 107]

или

60

 

 

 

Смотрите также файлы