Солнечно-земная физика, 2023, № 4
Бесплатно
Новинка
Основная коллекция
Издательство:
Институт солнечно-земной физики СО РАН
Наименование: Солнечно-земная физика
Год издания: 2023
Кол-во страниц: 147
Дополнительно
Вид издания:
Журнал
Артикул: 349900.0037.99
Тематика:
ББК:
УДК:
ОКСО:
- ВО - Бакалавриат
- 03.03.01: Прикладные математика и физика
- ВО - Магистратура
- 03.04.01: Прикладные математика и физика
- 03.04.02: Физика
- ВО - Специалитет
- 03.05.01: Астрономия
- Аспирантура
- 03.06.01: Физика и астрономия
ГРНТИ:
Скопировать запись
Фрагмент текстового слоя документа размещен для индексирующих роботов
СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА
СМИ зарегистрировано Федеральной служ- ISSN 2712-9640
бой по надзору в сфере связи, информаци- Издается с 1963 года DOI: 10.12737/issn.2712-9640
онных технологий и массовых коммуника- Том 9. № 4. 2023. 147 с.
ций (Роскомнадзор). Регистрационный но- Выходит 4 раза в год
мер ЭЛ № ФС 77 — 79288 от 2 октября 2020 г.
Учредители: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки
Ордена Трудового Красного Знамени Институт солнечно-земной физики
Сибирского отделения Российской академии наук
Федеральное государственное бюджетное учреждение «Сибирское отделение Российской академии наук»
SOLAR-TERRESTRIAL PHYSICS
Registered by Federal Service for Supervision ISSN 2712-9640
of Communications, Information Technology The edition has been published since 1963 DOI: 10.12737/issn.2412-4737
and Mass Media (Roscomnadzor). Registration Vol. 9. Iss. 4. 2023. 147 p.
Number EL No. FS 77 — 79288 of October Quarterly
02, 2020
Founders: Institute of Solar-Terrestrial Physics of Siberian Branch of Russian Academy of Sciences
Siberian Branch of the Russian Academy of Sciences
Состав редколлегии журнала Editorial Board
Жеребцов Г.А., академик РАН — Zherebtsov G.A., Academician of RAS, Editor-in-Chief,
главный редактор, ИСЗФ СО РАН ISTP SB RAS
Степанов А.В., чл.-к. РАН — Stepanov A.V., Corr. Member of RAS,
заместитель главного редактора, ГАО РАН Deputy Editor-in-Chief, GAO RAS
Потапов А.С., д-р физ.-мат. наук — Potapov A.S., D.Sc. (Phys.&Math),
заместитель главного редактора, ИСЗФ СО РАН Deputy Editor-in-Chief, ISTP SB RAS
Члены редколлегии Members of the Editorial Board
Абраменко В.И., д-р физ.-мат. наук, КРАО Abramenko V. I., D.Sc. (Phys.&Math.), CRAO
Алтынцев А.Т., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Altyntsev A.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Афанасьев Н.Т., д-р физ.-мат. наук, ИГУ Afanasiev N.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISU
Благовещенская Н.Ф., д-р физ.-мат. наук, ААНИИ Blagoveshchenskaya N.F., D.Sc. (Phys.&Math.), AARI
Богачев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН Bogachev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS
Валявин Г.Г., канд. физ.-мат. наук, САО РАН Valyavin G.G., C.Sc. (Phys.&Math.), SAO RAS
Григорьев В.М., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН Grigoryev V.M., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS
Гульельми А.В., д-р физ.-мат. наук, ИФЗ РАН Guglielmi A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), IPE RAS
Демидов М.Л., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Demidov M.L., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Деминов М.Г., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН Deminov M.G., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN
Ермолаев Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН Yermolaev Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS
Зеленый Л.М., академик РАН, ИКИ РАН Zelenyi L.M., Academician of RAS, IKI RAS
Куличков С.Н., д-р физ.-мат. наук, ИФА РАН Kulichkov S.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IAP RAS
Леонович А.С.†, д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Leonovich A.S.†, D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Мареев Е.А., академик РАН, ИПФ РАН Mareev E.A., Academician of RAS, IAP RAS
Медведев А.В., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН Medvedev A.V., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS
Мингалев И.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ Mingalev I.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI
Обридко В.Н., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН Obridko V.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN
Перевалова Н.П., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Perevalova N.P., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Пташник И.В., чл.-к. РАН, ИОА СО РАН Ptashnik I.V., Corr. Member of RAS, IAO SB RAS
Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук, Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.),
ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН Scientific Secretary, ISTP SB RAS
Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI
Стародубцев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКФИА СО РАН Starodubtsev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKFIA SB RAS
Стожков Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ФИАН Stozhkov Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), LPI RAS
Тащилин А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Tashchilin A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Тестоедов Н.А., академик РАН, ИКТ КНЦ СО РАН Testoedov N.A., Academician of RAS, ICT KSC RAS
Уралов А.М., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Uralov A.M., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Лестер М., проф., Университет Лестера, Великобритания Lester M., Prof., University of Leicester, UK
Логинов В.Ф., академик НАН Беларуси, Loginov V.F., Academician of the NAS of Belarus,
Институт природопользования Беларуси Institute of Nature Managment
Йихуа Йан, проф., Национальные астрономические Yan Yihua, Prof., National Astronomical Observatories,
обсерватории Китая, КАН, Китай China
Панчева Дора, проф., Национальный институт геодезии, Pancheva D., Prof., Geophysical Institute, Bulgarian
геофизики и географии БАН, Болгария Academy of Sciences, Bulgaria
Ответственный секретарь редакции Executive Secretary of Editorial Board
Полюшкина Н.А., ИСЗФ СО РАН Polyushkina N.A., ISTP SB RAS
2
СОДЕРЖАНИЕ
Крайнев М.Б., Базилевская Г.A., Калинин М.С., Михайлов В.В., Свиржевская А.К., Свиржевский Н.С. Пятьдесят лет исследования поведения интенсивности ГКЛ в периоды инверсии гелиосферного магнитного поля. I. Наблюдаемые эффекты .……....................................................................... 5–20
Мешалкина Н.С., Алтынцев А.Т. Яркие ультрафиолетовые узлы как возможные источники
когерентного микроволнового излучения ………………………………….…………................................ 21–29
Григорьев В.М., Ермакова Л.В. Активные долготы и структура крупномасштабного магнитного
поля в минимуме солнечной активности ...…………................................................................................ 30–37
Томозов В.М., Минасянц Г.С., Минасянц Т.М. Солнечные вспышки с продолжительным гаммаизлучением и характеристики потоков протонов высоких энергий …………...………………………… 38–43
Боровик А.В., Жданов А.А. Динамика мелкомасштабных магнитных полей перед малыми и крупными солнечными вспышками .….................................................................................................................. 44–53
Сетов А.Г., Кушнарев Д.С. Корреляционный анализ абсолютных измерений солнечного потока
на частотах 161 и 245 МГц ………………………………………………………………………………….. 54–62
Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г., Хохлачев А.А., Ермолаев М.Ю., Рязанцева М.О., Рахманова Л.С.,
Бородкова Н.Л., Сапунова О.В., Москалева А.В. Параметры солнечного ветра на фазе роста 25-го
солнечного цикла: сходства и различия с 23-м и 24-м солнечными циклами ………………..…………. 63–70
Дорофеев Д.А., Чернышов А.А., Чугунин Д.В., Могилевский М.М. Основные статистические
свойства излучения типа гектометровый континуум в околоземном пространстве ……........................ 71–79
Якимчук А.И., Рубцов А.В., Климушкин Д.Ю. Распределение поляризации поперечных УНЧ-волн
по данным Van Allen Probe A: существуют ли раздельно тороидальные и полоидальные волны в магнитосфере? ……………………………………………………………………………………………................. 80–85
Баишев Д.Г., Макаров Г.А. Изолированные суббури по данным магнитных измерений в Тикси
в период минимальной солнечной активности ……………………………………………………………. 86–90
Куркин В.И., Ильин Н.В., Пензин М.С., Пономарчук С.Н., Хахинов В.В. Моделирование
КВ-радиоканала на основе волноводного подхода ……………………………………………………….. 91–103
Козлов С.И., Ляхов А.Н. Расчеты фотоотлипания электронов от О– и О2– в области D ионосферы
в зависимости от высоты, зенитного угла и активности Солнца ………………………………………… 104–107
Черниговская М.А., Ясюкевич А.С., Хабитуев Д.С. Долготная изменчивость ионосферы Северного полушария по данным ионозондов и GPS/ГЛОНАСС ........................................................................ 108–120
Белов И.О., Соловьев А.А., Пилипенко В.А., Добровольский М.Н., Богоутдинов Ш.Р., Калинкин К.Д. Онлайн-система для анализа токов в верхней ионосфере по данным спутников Swarm .. 121–133
Мордвинов В.И., Девятова Е.В., Томозов В.М. Влияние магнитного поля и конфигурации среднего течения на пространственную структуру и скорость роста нормальных мод …………………….. 134–146
CONTENTS
Krainev M.B., Bazilevskaya G.A., Kalinin M.S., Mikhailov V.V., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S.
Fifty years of studying the GCR intensity during inversion of heliospheric magnetic fields. I. Observations …….…………………………………………………………………………………………………….. 5–20
Meshalkina N.S., Altyntsev A.T. Bright ultraviolet knots as possible sources of coherent microwave
radiation ………………………………………………………………………………..................................... 21–29
Grigoriev V.M., Ermakova L.V. Active longitudes and the structure of the large-scale magnetic field
at solar minimum …………………………………………………………………………………………… 30–37
Tomozov V.M., Minasyants G.S., Minasyants T.M. Solar flares with sustained gamma-ray emission
and some characteristics of high-energy proton fluxes ..……………………………………………………….. 38–43
Borovik A.V., Zhdanov A.A. Dynamics of small-scale magnetic fields before small and large solar
flares …............................................................................................................................................................... 44–53
Setov A.G., Kushnarev D.S. Correlation analysis of solar flux absolute measurements at 161 and
245 MHz ……………..…...……………………………………………………………………………………. 54–62
3
Yermolaev Yu.I., Lodkina I.G., Khokhlachev A.A., Yermolaev M.Yu., Riazantseva M.O., Rakhmanova L.S., Borodkova N.L., Sapunova O.V., Moskaleva A.V. Solar wind parameters in rising phase of solar
cycle 25: Similarities and differences with solar cycles 23 and 24 …………………………………………... 63–70
Dorofeev D.A., Chernyshov A.A., Chugunin D.V., Mogilevsky M.M. Main statistical properties of hectometric continuum radiation in near-Earth space ……………………………………………………………. 71–79
Yakimchuk A.I., Rubtsov A.V., Klimushkin D.Yu. Polarization distribution of transverse ULF waves
according to Van Allen Probe A data: Whether toroidal and poloidal waves exist separately in the magnetosphere? …………………………………………............................................................................................... 80–85
Baishev D.G., Makarov G.A. Isolated substorms according to magnetic measurement at Tixie during
minimum solar activity ……………………………………………………………………………………….. 86–90
Kurkin V.I.., Ilyin N.V., Penzin M.S., Ponomarchuk S.N., Khakhinov V.V. HF radio channel modeling by a waveguide approach …………………………………………………………………………………. 91–103
Kozlov S.I., Laykhov A.N. Photodetachment rates for О– and О2– in the D layer of the ionosphere as
function of solar zenith angle and solar activity ……………………………………………………………… 104–107
Chernigovskaya M.A., Yasyukevich A.S., Khabituev D.S. Ionospheric longitudinal variability in
the Northern Hemisphere during magnetic storms in March 2012 from ionosonde and GPS/GLONASS
data .................................................................................................................................................................... 108–120
Belov I.O., Soloviev A.A., Pilipenko V.A., Bogoutdinov Sh.R., Kalinkin K.D. Online system for analyzing currents in the upper ionosphere according to Swarm satellite data …………........................................... 121–133
Mordvinov V.I., Devyatova E.V., Tomozov V.M. Influence of the magnetic field and the mean flow
configuration on spatial structure and growth rate of normal modes…………………………………………. 134–146
4
Солнечно-земная физика. 2023. Т. 9. № 4 Solnechno-zemnaya fizika. 2023. Vol. 9. Iss. 4
УДК 524.1 Поступила в редакцию 03.07.2023
DOI: 10.12737/szf-94202301 Принята к публикации 05.09.2023
ПЯТЬДЕСЯТ ЛЕТ ИССЛЕДОВАНИЯ ПОВЕДЕНИЯ ИНТЕНСИВНОСТИ ГКЛ
В ПЕРИОДЫ ИНВЕРСИИ ГЕЛИОСФЕРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ.
I. НАБЛЮДАЕМЫЕ ЭФФЕКТЫ
FIFTY YEARS OF STUDYING THE GCR INTENSITY DURING
INVERSION OF HELIOSPHERIC MAGNETIC FIELDS.
I. OBSERVATIONS
М.Б. Крайнев M.B. Krainev
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Lebedev Physical Institute RAS,
Москва, Россия, mkrainev46@mail.ru Moscow, Russia, mkrainev46@mail.ru
Г.A. Базилевская G.A. Bazilevskaya
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Lebedev Physical Institute RAS,
Москва, Россия, gbaz@rambler.ru Moscow, Russia, gbaz@rambler.ru
М.С. Калинин M.S. Kalinin
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Lebedev Physical Institute RAS,
Москва, Россия, kalininms@lebedev.ru Moscow, Russia, kalininms@lebedev.ru
В.В. Михайлов V.V. Mikhailov
Московский инженерно-физический институт, Moscow Engineering-Physics Institute,
Москва, Россия, vvmikhajlov@gmail.com Moscow, Russia, vvmikhajlov@gmail.com
А.К. Свиржевская A.K. Svirzhevskaya
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Lebedev Physical Institute RAS,
Москва, Россия, svirzhevskayaak@lebedev.ru Moscow, Russia, svirzhevskayaak@lebedev.ru
Н.С. Свиржевский N.S. Svirzhevsky
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Lebedev Physical Institute RAS,
Москва, Россия, svirzhevskyns@lebedev.ru Moscow, Russia, svirzhevskyns@lebedev.ru
Аннотация. Впервые эффекты 22-летней цик- Abstract. The effects of the 22-year variation of solar
личности солнечных магнитных полей в интенсив- magnetic fields in the galactic cosmic ray (GCR) intensity
ности галактических космических лучей (ГКЛ) были were first observed and interpreted as manifestations of
замечены группой ФИАН в 1973 г. и интерпретиро- inversion of the high-latitude solar magnetic field in propваны как проявления инверсии высокоширотного erties of heliospheric magnetic fields by the Lebedev Physмагнитного поля Солнца в свойствах гелиосферных ical Institute team in 1973. Since then, these effects have
магнитных полей. С тех пор эти эффекты исследу- been studied already for 50 years.
ются уже в течение пятидесяти лет. The situation with the heliospheric magnetic field is
Для периодов средней и низкой пятенной актив- clear for periods of medium and low sunspot activity —
ности ситуация с гелиосферным магнитным полем the heliosphere consists of two unipolar “hemispheres”
(ГМП) понятна: гелиосфера состоит из двух унипо- separated by a wavy global heliospheric current sheet
лярных «полушарий», разделенных волнистым гло- and characterized by a general polarity A (unit quantity
бальным гелиосферным токовым слоем и характери- with the sign of the radial component of the heliospheric
зующихся общей полярностью A (единичная величина magnetic field in the northern hemisphere). Yet there is
со знаком радиальной компоненты поля в северном no consensus on what the inversion of the heliospheric
полушарии). Однако нет единого мнения, в чем magnetic field is and which effects in the GCR intensity
заключается инверсия ГМП и какие явления в ГКЛ are connected with this phenomenon.
с ней связаны. In this article, we briefly formulate general concepts
В статье кратко формулируются общие пред- of the 22-year variation in characteristics of the Sun,
ставления о 22-летней цикличности в характеристи- heliosphere, and GCR intensity and discuss the obках Солнца, гелиосферы и ГКЛ и обсуждаются served effects in the GCR intensity, which we attribute
наблюдаемые эффекты в интенсивности ГКЛ, свя- to the heliospheric magnetic field reversal. Models for
зываемые нами с инверсией ГМП. Модели этого this phenomenon and the results of GCR intensity calcuявления, а также результаты расчетов интенсив- lations with these models will be discussed in the next
ности ГКЛ, использующих эти модели, будут об- article.
суждаться в следующей статье. Keywords: heliosphere, heliospheric magnetic fields
Ключевые слова: гелиосфера, гелиосферные маг- (HMF), inversion of HMF, galactic cosmic rays (GCR),
нитные поля (ГМП), инверсия ГМП, галактические GCR modulation, long-term GCR variations, 22-year
космические лучи (ГКЛ), модуляция ГКЛ, долго- GCR intensity variation, GCR during HMF inversion.
временные вариации интенсивности ГКЛ, 22-летняя
5
М.Б. Крайнев,,Г.A. Базилевская, М.С. Калинин, M.B. Krainev, G.A. Bazilevskaya, M.S. Kalinin,
В.В. Михайлов, А.К. Свиржевская, V.V. Mikhailov, A.K. Svirzhevskaya,
Н.С. Свиржевский N.S. Svirzhevsky
вариация интенсивности ГКЛ, ГКЛ в периоды инверсии ГМП.
СПИСОК СОКРАЩЕНИЙ
ГКЛ — галактические космические лучи.
ГМП — гелиосферное магнитное поле.
ГТС — гелиосферный токовый слой.
КО — кэррингтоновский оборот.
СМП — солнечные магнитные поля.
СЦ — солнечный цикл. Так для краткости обозначается солнечный цикл в тороидальной компоненте
СМП (число, площадь и др. характеристики пятен, активных областей, вспышек, корональных выбросов
масс и т. д.). Синонимы — 11-летний солнечный цикл, пятенный солнечный цикл.
ЭГ — энергетический гистерезис в интенсивности ГКЛ.
РБМ — регулярный баллонный мониторинг космических лучей — эксперимент, проводимый с 1957 г.
Физическим институтом РАН (ФИАН) им. П.Н. Лебедева.
НМ — нейтронные мониторы космических лучей.
PAMELA — A Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics — детектор космических лучей на борту спутника Ресурс ДК1.
AMS-02 — Alpha Magnetic Spectrometer — детектор космических лучей на борту Международной космической станции.
ВВЕДЕНИЕ дальная ветвь максимальна в минимуме СЦ и изме няет полярность в максимуме. Таким образом, хотя
О солнечных магнитных полях и их изменении напряженность СМП каждой из ветвей изменяется
с 22-летним периодом известно уже более ста лет, с ~11-летним периодом, в их полярности наблюданачиная с обнаружения их в биполярных группах ется ~22-летний цикл.
пятен [Hale, 1908] и полярных областях [Hale, 1913] Однако модуляция галактических космических
и наблюдения изменения полярности ведущего и ве- лучей (ГКЛ), интересующая нас, происходит в гедомого пятен в пятнах нового цикла [Hale et al., лиосфере (внешний слой солнечной атмосферы
1919]. Для того чтобы было понятнее, о чем идет HS HS HS HS
rin r rout , где inr ≈10r и rout 100 a.e. ) и обу-речь в статье, на рис. 1 приведены данные наблюдений солнечных и гелиосферных характеристик и ин- словлена воздействием на заряженные частицы солтенсивности ГКЛ с 1955 г. нечного ветра и гелиосферных магнитных полей
По представлениям динамо-теории на Солнце (ГМП, панель г). В течение большей части СЦ в отсосуществуют две ветви солнечных магнитных по- ношении направления регулярного ГМП к Солнцу,
лей (СМП) с существенно разными свойствами (Br<0) или от Солнца (Br>0) гелиосфера состоит
[Charbonneau, 2010]. В первом приближении с ак- из двух униполярных «полушарий» противоположтивными областями и связанными с ними явлениями ной направленности, разделенных волнистым гло(пятна, вспышки, корональные выбросы массы и т. д.) бальным гелиосферным токовым слоем (ГТС) со стесвязаны тороидальные магнитные поля высокой пенью изогнутости αqt (панель г). На рис. 1, а, г видно,
напряженности Btor, а количественными индексами что и напряженность ГМП, и степень изогнутости
по 150-летним наблюдениям являются площадь Sss ГТС коррелируют с тороидальной ветвью СМП.
и положение групп солнечных пятен (панели а, б). Описанная выше простая картина двухполушарной
Более слабая по напряженности Bpol полоидальная гелиосферы нарушается в периоды максимума СЦ.
ветвь СМП связана, в первую очередь, с полярными ГКЛ, характеризующиеся изотропной интенсив(высокоширотными) квазирадиальными полями, ностью J и небольшой анизотропией J/J, пронипротивоположными по направлению на северном кают в гелиосферу из окружающей Солнце области
и южном полюсах, и с корональными дырами, а ко- Галактики, подвергаются воздействию солнечного
личественными индексами являются число поляр- ветра и ГМП, и их характеристики существенно изменых факелов, наблюдаемых больше ста лет [Sheeley, няются (или модулируются). Видно (панель д), что
2008], а также компонента вдоль луча зрения вы- интенсивность ГКЛ достигает максимума в эпохи мисокоширотных СМП, наблюдаемая систематически нимума СЦ и наоборот, т. е. в первом приближении
с 1976 г. (панель в). Активность двух ветвей СМП антикоррелирует с пятенным циклом СМП. Предразвивается в противофазе. Тороидальные поля до- ставление о солнечном пятенном цикле как единстигают максимума, естественно, в период макси- ственной причине долговременной вариации интенмума солнечного цикла (СЦ) и изменяют поляр- сивности ГКЛ доминировало в первые десятилетия
ность вскоре после минимума этого цикла. Полои- исследования ее модуляции. Однако уже в период
6
Пятьдесят лет исследования поведения интенсивности ГКЛ Fifty years of studying the GCR intensity
Рис. 1. Долговременные вариации солнечных и гелиосферных магнитных полей и интенсивности ГКЛ в 1955–2023 гг.
Периоды максимума пятенной активности (интервал времени между двумя пиками Гневышева [Gnevyshev, 1967; Storini
et al., 2003]) и общая полярность ГМП A показаны над верхней панелью, а заштрихованные полосы отмечают периоды
инверсии ГМП. Горизонтальной штриховкой показаны периоды для СЦ 21–24 в соответствии с [Крайнев, 2019] и период
инверсии ГМП в СЦ 25, начавшийся в кэррингтоновском обороте (КО) 2265 в конце 2022 г. [http://wso.stanford.edu],
а наклонной — наблюдавшиеся при отдельных измерениях СМП, но до начала его регулярного сканирования. Солнечные и гелиосферные характеристики (кроме широтных границ групп пятен) сглажены с периодом ~1 год. Панели а, б —
площадь групп солнечных пятен и широтные границы групп пятен с Bφ>0 (синие линии) и Bφ<0 (красные линии)
[https://solarscience.msfc.nasa.gov; ftp://ftp.swpc.noaa.gov/pub/forecasts/SRS]. Панель в — компонента СМП вдоль луча
зрения с Земли в северной (синяя линия) и южной (красная линия) полярных областях фотосферы Солнца
[http://wso.stanford.edu]. Панель г — модуль радиальной компоненты ГМП на орбите Земли (красная линия)
[ftp://omniweb.gsfc.nasa.gov/pub/data/omni/low_res_omni] и степень изогнутости ГТС αqt (синяя линия) [http://wso.stanford.edu].
Панель д — среднемесячная скорость счета счетчика Гейгера—Мюллера в максимуме Регенера—Пфотцера по данным
эксперимента РБМ в Мурманской области и Антарктиде [https://sites.lebedev.ru/en/DNS_FIAN]
формирования представления о гелиосфере как цикличности ГМП в интенсивности ГКЛ исследунаружном протяженном слое атмосферы Солнца, ются уже в течение пятидесяти лет, причем в основотражающем процессы, происходящие на его по- ном обращается внимание на явления в периоды
верхности, предполагалась возможность существо- низкой активности Солнца и соответственно двухвания 22-летних эффектов в характеристиках ГКЛ. полушарного распределения полярности ГМП. От Впервые эти эффекты в анизотропии ГКЛ были метим, что под интенсивностью в этой статье понизамечены С. Форбушем в 1967–1969 гг. по измене- мается ее изотропная часть, а под анизотропией —
нию времени максимума суточной волны в данных характеристика отклонения строго понимаемой инионизационных камер [Forbush, 1969]. Влияние пе- тенсивности от изотропии (в простейшем случае —
ременности общего магнитного поля Солнца (так вектор).
тогда называли МП в полярных областях фотосферы) Однако для периодов высокой пятенной активна интенсивность ГКЛ впервые было замечено ности Солнца и инверсии ГМП не существует едигруппой ФИАН в 1973 г. [Charakhchyan et al., 1973] ного мнения о том, какие эффекты в интенсивности
и интерпретировано как эффект инверсии этого поля ГКЛ обусловлены этой инверсией, хотя за время
в свойствах ГМП. С тех пор проявления 22-летней регулярного мониторинга ГКЛ разных энергий ин 7
М.Б. Крайнев,,Г.A. Базилевская, М.С. Калинин, M.B. Krainev, G.A. Bazilevskaya, M.S. Kalinin,
В.В. Михайлов, А.К. Свиржевская, V.V. Mikhailov, A.K. Svirzhevskaya,
Н.С. Свиржевский N.S. Svirzhevsky
версия ГМП происходила уже семь раз. Более того, что мы разделяем наблюдаемую характеристику (квав большинстве работ о поведении ГКЛ в эти периоды зитилт αqt), определяемую для каждого КО по резуль(см., например, [Aslam et al., 2023]) отдельные эф- татам сканирования СМП в обсерватории Вилкокса
фекты в интенсивности ГКЛ, характерные для раз- (Wilcox Solar Observatory, WSO), и тилт (наклон токоных периодов инверсии ГМП, обычно не выделяются. вого слоя) αt — параметр модели так называемого
Поэтому обсуждение таких эффектов, систематиче- наклонного токового слоя [Jokipii, Thomas, 1981],
ски (начиная с [Charakhchyan et al., 1973; Svirzhevskaya предполагающей, что токовый слой на фиксироet al., 1975]) выделяемых для разных периодов ин- ванном расстоянии лежит в плоскости, наклоненной
версии ГМП в работах группы ФИАН, может быть к экватору на угол αt. Инверсия ГМП, т. е. измеполезно. нение знака его полярности A, происходит в пери Хотя в статье анализируется поведение интен- од максимума СЦ и связана, по-видимому, с засивности ГКЛ в периоды инверсии ГМП, для об- мещением на Солнце старых полей новыми из-за
суждения этого поведения с современных позиций дрейфа к полюсам остатков тороидальных полей
надо сформулировать общую картину 22-летней [Charbonneau, 2010]. При недостаточной изученцикличности в характеристиках гелиосферы и ин- ности гелиосферы для количественного представтенсивности ГКЛ. Поэтому сначала кратко форму- ления о ГМП во всей гелиосфере очень важны
лируются общие факты и представления о вариации данные WSO [http://wso.stanford.edu], основанные на
с 22-летним периодом СМП и ГМП, а также интен- ежедневном сканировании фотосферных СМП. Касивности ГКЛ (раздел 1). Затем обсуждаются наблю- чественные представления о ГМП в периоды его
даемые эффекты в интенсивности ГКЛ, связывае- инверсии будут изложены ниже. На рис. 1 горизонмые нами с инверсией ГМП (раздел 2). Обсуждение тальной штриховкой для СЦ 21–24 по регулярным
полученных результатов содержится в разделе 3. измерениям WSO и по нашей модели (см. ниже)
Вопросы моделирования гелиосферных характери- показаны периоды инверсии, сведенные в таблицу
стик и интенсивности ГКЛ в периоды инверсии в [Крайнев, 2019], а для текущего СЦ 25 — период
ГМП будут рассмотрены в следующей статье. инверсии ГМП, начавшийся в конце 2022 г. (КО 2265).
Наклонной штриховкой показаны периоды инверсии
1. ОБЩИЕ ФАКТЫ ГМП в СЦ 19–20 по измерениям высокоширотных
И ПРЕДСТАВЛЕНИЯ СМП [Babcock, 1959; Howard, 1974; Sheeley, 1976],
О 22-ЛЕТНИХ ВАРИАЦИЯХ когда регулярное сканирование и обработка СМП
в WSO (с 1976 г.) еще не начались. В ГЕЛИОСФЕРЕ
В 1970–1980-х гг. в основном сложились пред Характерные размеры тороидальных СМП ставления о механизмах воздействия на ГКЛ упоря(например, расстояние между ведущим и ведомым доченного распределения ГМП в периоды вне его
пятнами) Ltor малы по сравнению с радиусом Солнца инверсии: 1) дрейф частиц в неоднородном магr, Ltor<<r, в то время как характерный размер по- нитном поле ([Jokipii et al., 1977]; эффекты зависят
лоидальных СМП (примерно диаметр фотосферы) от знака qA (будем обозначать такую зависимость
Lpol≈r. Благодаря слою r r rinHS между фото- как ~qA), где q — заряд частиц); 2) диффузия частиц
сферой и гелиосферой, в котором основным энерге- с учетом спиральности регулярного ГМП ([Bieber et
тическим фактором является магнитное поле, при al., 1987]; эффекты ~A); возможно, 3) пересоединепроникновении СМП в гелиосферу, где основу энер- ние между ГМП и галактическим полем ([Schatten,
гетического баланса составляет кинетическая энер- Wilcox, 1969; Nagashima, 1977; Ahluwalia, 1979];
гия солнечного ветра, большое преимущество полу- эффекты ~A) и 4) проявление разности электричечают более крупномасштабные полоидальные СМП ского потенциала между гелиосферой и межзвезд[Schatten et al., 1969; Altschuler, Newkirk, 1969]. При ным пространством ([Krainev, 1979; Jokipii, Levy,
этом на них существенное влияние оказывают мощ- 1979]; эффекты ~qA). Тогда же были обнаружены
ные тороидальные поля, возможно, из-за нагрева соответствующие наблюдаемые эффекты в интенкороны и связанной с этим системы горизонтальных сивности ГКЛ [Jokipii, Thomas, 1981]: чередование
токов [Zhao, Hoeksema, 1994]. пикообразных и платообразных временных профи В результате, хотя напряженность ГМП коррели- лей интенсивности ядер ГКЛ соответственно в перует с характеристиками тороидального СМП, топо- риоды A<0 и A>0 (см. рис. 1, д).
логически именно полоидальные СМП образуют В результате теоретического описания поведения
ГМП в виде двух униполярных полушарий противо- ГКЛ сложилось мнение [Potgieter, 2013] о магнитположной полярности, разделенных волнистым гло- ном дрейфе как важном механизме модуляции ГКЛ
бальным ГТС. Такое представление, относящееся в периоды вблизи минимумов СЦ, когда степень
к периоду вне инверсии полоидального СМП, сло- изогнутости ГТС невелика (квазитилт αqt < 30°). При
жилось уже к середине 1970-х гг. [Shulz, 1973] и ха- этом оставшуюся часть СЦ (αqt > 30°, примерно порактеризуется общей полярностью ГМП A (единич- ловина или большая часть СЦ в зависимости от моная величина со знаком радиальной компоненты дели αqt) мы относим к периоду, когда для ГКЛ моГМП Br в северном полушарии гелиосферы) и сте- жет быть важна инверсия ГМП. Отметим, что еще
пенью изогнутости ГТС (квазитилт αqt — половина в первой работе [Jokipii, Thomas, 1981], в которой
широтного диапазона, занимаемого ГТС). Отметим, в результате расчета был получен и подтвержден
8
Пятьдесят лет исследования поведения интенсивности ГКЛ Fifty years of studying the GCR intensity
наблюдениями эффект чередования пикообразных лирование гелиосферных характеристик и интени платообразных временных профилей интенсив- сивности ГКЛ в периоды инверсии ГМП будет расности ГКЛ в зависимости от общей полярности смотрено в следующей статье.
ГМП и знака заряда частиц, авторы ограничили
свой вывод периодом времени, когда αt<30°, так как 2. НАБЛЮДАЕМЫЕ ЯВЛЕНИЯ
в периоды ближе к максимуму СЦ, по их выраже- В ИНТЕНСИВНОСТИ ГКЛ
нию, вся структура магнитного поля меняет знак В ПЕРИОДЫ ИНВЕРСИИ ГМП
и нельзя ожидать простой упорядоченной структуры,
К началу 1970-х гг. систематический мониторингсвойственной периодам приближающегося солнеч интенсивности ГКЛ (в основном протонов довольноного минимума. Таким образом, периоды, когда
большой кинетической энергии T1 ГэВ) на поверх-можно ожидать влияние на интенсивность ГКЛ ин ности и в атмосфере Земли проводился уже болееверсии ГМП, включают: 1) короткий период (меньше
30 лет: ионизационные камеры с 1936 г. [Forbush,года) быстрого спада интенсивности до начала
1939]; отдельные нейтронные мониторы (НМ)инверсии ГМП; 2) саму инверсию ГМП, когда
с 1952 г. [Simpson, 1985, 2000]; мировая сеть НМпроисходит переход от общей полярности ГМП
[http://www.nmdb.eu] и регулярный баллонный мони-A<0 к A>0 или наоборот (эти типы инверсии
торинг (РБМ) [https://sites.lebedev.ru/en/DNS_FIAN]можно также обозначать как инверсии с dA/dt>0
с 1957 г. Прямые измерения вне Земли ГКЛ другихили dA/dt<0); 3) начальный период роста интен типов (ядра, электроны и т. д.) и протонов меньшихсивности после инверсии ГМП (~2 года). Поскольку
энергий начались в 1960-х гг., но до серединыпроцесс инверсии ГМП не может оказать влияние
2000-х гг. мониторинг их интенсивностей в широ-на интенсивность ГКЛ до своего начала, поведение
ком диапазоне энергий носил эпизодический харак-ГКЛ в первый из этих периодов рассматриваться
тер [Evenson et al., 1983; Garcia-Munoz et al., 1986].не будет.
По результатам мониторинга Форбушем уже Что касается структуры инверсии ГМП, наши
качественные представления о ней сложились при- в 1954 г. была установлена общая антикорреляция
мерно десять лет назад [Krainev, Kalinin, 2014; интенсивности ядерной компоненты ГКЛ с СЦ [ForKrainev et al., 2015; Крайнев, 2019] как о состоящей bush, 1954]. Первые два десятилетия анализ данных
из трех фаз. В течение большей части СЦ ГМП до состоял в сопоставлении временного хода интенинверсии разделено на два униполярных полушария сивности ГКЛ с поведением различных характерипротивоположной полярности с общей полярностью стик СЦ и c эпизодическими наблюдениями на КА.
A1, разделенных единственным и глобальным (т. е. В эти же годы были разработаны общие представлесоединяющим все долготы) ГТС. В первой фазе ин- ния о гелиосфере [Parker, 1963], созданы основы
версии (мы называем ее прединверсией) кроме этого теории модуляции ГКЛ [Parker, 1958; Крымский,
глобального ГТС в униполярных полушариях появ- 1964; Parker, 1965], проведены оценки коэффициенляются дополнительные островки ГМП противопо- тов транспортного уравнения по результатам измеложной полярности, т. е. нарушается единствен- рений гелиосферных характеристик.
ность, но сохраняется глобальность ГТС. После фазы Хотя, как уже указывалось во введении, в 1950-е
прединверсии следует фаза собственно инверсии и 1960-е гг. долговременные вариации интенсивГМП, когда нарушается глобальность ГТС, т. е. в не- ности ГКЛ связывались в основном с 11-летним СЦ,
которые обороты Солнца отсутствуют ГТС, соеди- о 22-летней цикличности обеих ветвей СМП уже
няющие все долготы. Наконец, в третьей фазе ин- давно было известно по прямым измерениям сильверсии ГМП (постинверсии) восстанавливается гло- ных магнитных полей пятен и слабых полей в полярбальность ГТС, соответствующая новой общей ных областях. Поэтому при анализе данных по харакполярности A2= – A1, противоположной исходной, теристикам ГКЛ возможность проявления 22-летней
но единственности ГТС еще нет. После заверше- цикличности СМП в этих данных должна была учиния всей инверсии устанавливается ГМП с двумя тываться.
униполярными разделенными единственным гло- Первым таким проявлением была 22-летняя волна
бальным ГТС полушариями противоположной по- в анизотропии ГКЛ, обнаруженная Форбушем при
лярности с общей полярностью A2. Отметим, что анализе данных ионизационных камер по времени
форма ГТС определяется по моделям WSO максимума суточной волны [Forbush, 1969]. Историю
[http://wso.stanford.edu] как форма нейтральных ли обнаружения 22-летней цикличности СМП в интен-ний радиального магнитного поля на поверхности
сивности ГКЛ изложим более подробно. Кроме того,источника ГМП. Считается, что вытягивание этой
поскольку при этом использовались данные экспе-структуры в гелиосферу радиальным солнечным
римента РБМ, отметим, что в рамках этого экспери-ветром с учетом вращения Солнца дает неплохое
мента, проводимого с 1957 г. ФИАН, поднимаемыйприближение к наблюдаемой форме ГТС [Burton et
на шаре зонд передает на приемный пункт импульсal., 1994; Smith, 2001, 2011]. Временные границы
при прохождении каждой частицы ионизирующейтрех фаз инверсии ГМП для четырех последних
компоненты первичных и вторичных космическихциклов (СЦ 21–24), приведенные в таблице в работе
[Крайнев, 2019], а также начало инверсии ГМП для лучей через детектор (счетчик Гейгера—Мюллера).
СЦ 25), показанное на рис. 1, определены по клас- Такие измерения проводятся регулярно в нескольких
сическому варианту модели WSO и незначительно пунктах Земли (в настоящее время три раза в неделю
изменяются для другого (радиального) варианта. в Мурманской и Московской областях и в обсерваКак отмечалось во введении, количественное моде- тории Мирный в Антарктиде). Ниже при обсужде 9
М.Б. Крайнев,,Г.A. Базилевская, М.С. Калинин, M.B. Krainev, G.A. Bazilevskaya, M.S. Kalinin,
В.В. Михайлов, А.К. Свиржевская, V.V. Mikhailov, A.K. Svirzhevskaya,
Н.С. Свиржевский N.S. Svirzhevsky
нии наблюдаемых эффектов в интенсивности ГКЛ ГКЛ в начале 1970-х гг. с ожидаемой по аппроксимамы будем использовать среднемесячные значения ции наблюдений за 1960-е гг. мы связываем с разной
объединенной скорости счета детектора РБМ формой временного профиля интенсивности ГКЛ
N RBMMuMi по данным Мурманска и Мирного в макси- для периодов с A<0 и A>0 и переходом от цикла
с медленным восстановлением интенсивности про-муме зависимости скорости счета от количества
тонов после максимума СЦ (qA<0 для протоноввещества над прибором (максимум Регенера—
MuMi в 1960-х гг.) к циклу с быстрым ростом (qA>0 для
Пфотцера). Скорость счета N RBM коррелирует с ин- протонов в 1970-х гг.). Поэтому первым эффектом
тенсивностью протонов с кинетической энергией в поведении интенсивности ГКЛ, связанным с инT>0.1 ГэВ [Стожков и др., 2007], эффективная энер- версией ГМП, мы считаем существенную разницу
гия TeffMuMi ≈3–5 ГэВ. Более подробно эксперимент в скорости восстановления интенсивности после макРБМ описан в работах [Bazilevskaya, Svirzhevskaya, симумов с инверсией ГМП с dA/dt<0 и dA/dt>0.
1998; Stozhkov et al., 2009] и на сайте Отметим, что впервые на 22-летнюю периодичность
[https://sites.lebedev.ru/en/DNS_FIAN]. В дальней- в скорости восстановления интенсивности после
MuMi максимумов СЦ обращено внимание в работе
шем скорость счета N RBM будем называть просто [Ahluwalia, 1979].
скоростью счета РБМ, а среднемесячную скорость Поведение скорости счета РБМ (см. рис. 2) сравсчета нейтронного монитора Москва N NMMo — данны- нивается с ее аппроксимацией в соответствии с вы NM ражениями (1), (2) не только за обсуждавшийсями НМ (эффективная энергия Т eff ≈10 ГэВ).
выше 22-летний период между инверсиями ГМП в СЦ
При сопоставлении временных профилей харак- 19 и 21 (1960–1978 гг.) с константами N0 и C, опретеристик СЦ и интенсивности ГКЛ по данным экс- деленными за период c общей полярностью ГМП
перимента РБМ и нейтронных мониторов за 1957– A<0 между инверсиями ГМП в СЦ 19 и 20 (1960–
1968 гг. [Стожков, Чарахчьян, 1969; Stozhkov, Cha- 1968 гг.), но и для следующих двух 22-летних периоrakhchyan, 1970] было замечено, что временной дов (1982–1999 и 2002–2022 гг.) с константами N0 и A,
профиль скорости счета детекторов N(t) хорошо определенными за периоды c A<0. Видно, что наблюаппроксимируется выражениями даемое поведение скорости счета РБМ в 1980-х гг.
аппроксимируется выражениями (1), (2) хуже, чем N t N 0 exp C ψ t , (1)
в 1960 гг. (ρ=0.830.03 при N=87), хотя существует
ψ η0.8 λ 1.2 , (2) значительное превышение наблюдаемой интенсив ности ГКЛ над ожидаемой согласно (1), (2) через
где ψ — модулирующий фактор; η, λ — среднее год после окончания инверсии ГМП. По-видимому,
за месяц число групп солнечных пятен на диске и ухудшение аппроксимации обусловлено очень остсредний модуль гелиошироты этих групп пятен рым временным профилем наблюдаемой интенсив[https://solarscience.msfc.nasa.gov]; N0, C — константы, ности в 1980-х гг., так что для его аппроксимации
зависящие от энергии регистрируемых частиц, при- требуются другие показатели степени для фактора
чем N0 имеет смысл немодулированной солнечной (2) [Bazilevskaya et al., 1995]. Однако для последнего
активностью скорости счета при ψ=0. На рис. 2 22-летнего периода (2002–2022 гг.) ситуация близка
сравнивается поведение скорости счета N RBMMuMi и N к той, которая наблюдалась в 1960–1978 гг.: хоро шая аппроксимация наблюдений в период с A<0при константах N0 и C, определенных из линейной
MuMi (ρ=0.900.02 при N=101) и систематическое (хотярегрессии ln N max t и (t) за период между инвер- и небольшое) превышение наблюдаемой интенсивсиями ГМП в СЦ 19 и 20 (1960–1968 гг.). Видна ности над аппроксимацией выражениями (1), (2) после
хорошая аппроксимация поведения данных РБМ периода инверсии с dA/dt>0.
выражениями (1), (2) (коэффициент корреляции Чтобы сильнее подчеркнуть разницу в форме
ρ=0.910.02 при длине рядов N=87). временных профилей интенсивности ядер в периоды
Однако после максимума СЦ 20 с 1971 г. наблю- с общей полярностью ГМП A<0 и A>0, на рис. 3
даемая скорость счета РБМ резко пошла вверх, в то показана регрессия между скоростью счета РБМ
время как скорость счета, ожидаемая по поведению и ее производной по времени (или темпом изменения
фактора , возрастала примерно с такой же скоро- скорости счета) для тех же трех 22-летних периодов,
стью, как в начале 1960-х гг. В работе [Charakhchyan примерно с тем же темпом. Напротив, в периоды
et al., 1973] этот факт был сопоставлен с данными A>0 скорость счета РБМ сначала быстро возрастает
по инверсии высокоширотных СМП в СЦ 19 в 1957– в диапазоне 500–700 мин–1·мес–1, потом темп ее из1958 гг. [Babcock, 1959] и с ожидаемой инверсией менения резко уменьшается, оставаясь малым еще
примерно каждые 11 лет [Babcock, 1961]. Это связано некоторое время после достижения максимальной
с предполагаемой инверсией в СЦ 20 из-за ослабле- скорости счета. В общих чертах описанное поведения солнечного магнитного диполя, а значит, по ана- ние скорости счета РБМ и ее производной по времени
логии с земным диполем, и жесткости обрезания ГМП. соответствует относительно медленному восстановТеперь же, когда стало ясно, что в гелиосфере поня- лению интенсивности протонов после максимума
тие жесткости обрезания неприменимо, указанный СЦ с остроугольным временным профилем интенэффект расхождения наблюдаемой интенсивности сивности ядер в периоды A<0, а при A>0 — более
10