CC BY
118
of their consequences // Proceedings of international conference “The role of permafrost ecosystems in global climate change”, Yakutsk, May 3-5, 2000 - Yakutsk Scientific Center Publishing House, 2001.
P. 178-180.
11. АбушенкоH.A., АлтынцевДА., МинькоН.П., Семенов С.М., Тащилин С.А., Татарников А.В. Алгоритм обнаружения пожаров по многоспектральным данным прибора AVHRR // VI Международный симпозиум “Оптика атмосферы и океана”: Тезисы докладов, 1999. С. 69.
Работа поддержана грантом РФФИ 06-05-96021-р_восток_а.
12. H. Svensmark, E. Friis-Christensen. Variation of cosmic ray flux and global cloud coverage - a missing link in solar-climate relationships// Journal of Atmosphericand Solar-Terrestial Physics. 1997. Vol.59. No.11. P.1225-1232.
13. Thejll P., Morozova A. L., Pudovkin M. I. Variations of atmospheric pressure during solar proton events and Forbush decreases for different Latitudinal and synoptic zones. //International journal of geomagnetism and aeronomy. 2002 Vol. 3, NO.2. P. 181189.
M.S. Vasiliev, S.A. Vasilieva, VS. Solovyev, VI. Kozlov
Distribution of Pyrogenic Events and Cloudiness in Yakutia on Remote Sensing Data (1997-2005)
The article analyses the spatial-temporal dynamics of the forest fires and cloud conditions in the North-Asian region mostly determined by the Sun-Earth connection. This dynamics was being analyzed by an AVHRR/ NOAA radiometer during the last 8 years in the range of 40-74 degrees of northern latitude. There is a tendency of displacement of the forest fires to the north in the 23rd cycle of solar activity maximum phase. There is also a tendency of displacement of clouds to central latitude zone. This situation may be explained by latitudinal displacement of trajectories of the Atlantic cyclones in a maximum phase of solar activity which determines the weather from Europe to the 140th meridian in North Asia.
*r‘v‘v
УДК 523.165
А.В. Григорьев, C.A. Стародубцев, ИГ. Усоскин, К. Мурсула
ФЛУКТУАЦИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ ПО ИЗМЕРЕНИЯМ НА КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТАХ В ЦИКЛЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
Изучается поведение уровня флуктуаций космических лучей в цикле солнечной активности по измерениям на космических аппаратах IMP-8 в 1974-2001 и ACE в 1997-2003 гг. Для частиц космических лучей в широкой области энергий от 47 кэВ до 440 МэВ обнаружена доминирующая 11-летняя периодичность уровня флуктуаций. Однако в данных регистрации присутствуют две популяции частиц различного происхождения, имеющие разные динамики уровня флуктуаций космических лучей. В космические лучи низких энергий преобладающий вклад вносят частицы солнечного и/или межпланетного происхождения. Для них уровень флуктуаций изменяется в противофазе с циклом солнечной активности. Для высокоэнергичных галактических космических лучей, наоборот, уровень флуктуаций изменяется в фазе с солнечным циклом, что наблюдалось и ранее по данным нейтронных мониторов. В статье обсуждается возможный сценарий, объясняющий наблюдаемую энергетическую зависимость данного явления в цикле солнечной активности.
Введение
Поток космических лучей (КЛ), регистрируемый на борту многочисленных космических аппаратов (КА), охватывает широкую область энергий от десятков кэВ до сотен МэВ. Основную его часть (более 95%) составляют протоны КЛ. По происхождению эти частицы могут быть условно разделены на два класса. К первому классу относятся КЛ низких энергий (по порядку величины ниже 10 МэВ) - частицы гелиосферного происхождения - аномальный компонент КЛ, ускоренные во вспышечных процессах в короне Солнца, на фронтах МУВ и т.д. Ко второму - КЛ более высоких энергий, в основном, галактические КЛ. Однако в отдельные короткие периоды мощных
солнечных вспышек в него также вносят существенный вклад частицы солнечного происхождения. При этом соответственно природе частиц в регистрируемых на борту КА потоках КЛ по-разному проявляется и известная 11-летняя солнечная модуляция - низкоэнергичные КЛ изменяются в фазе с циклом солнечной активности (СА), а высокоэнергичные - обратно циклу.
Поскольку одним из основных факторов, определяющих вариации КЛ в межпланетном пространстве, является уровень возмущенности межпланетного магнитного поля (ММП), который известным образом меняется в 11-летнем цикле СА, то можно предположить, что спектр флуктуаций КЛ (вариаций с периодом от нескольких
минут до нескольких часов) независимо от их происхождения должен испытывать соответствующие изменения с циклом СА. Однако как именно будет изменяться с циклом активности уровень флуктуаций потоков частиц, столь разных по своей природе, является совершенно неисследованным и открытым вопросом. И, в первую очередь, это относится к КЛ гелиосферного происхождения. С другой стороны, исходя из галактической природы высокоэнергичной части КЛ (Ер ~ 100 МэВ и выше) и учитывая тот факт, что на полярных станциях детектируются частицы той же природы с энергиями Ер > 500 МэВ, должно ожидать, что их спектр флуктуаций будет изменяться в фазе с СА [1].
Ниже приводятся результаты изучения долговременного поведения уровня флуктуаций КЛ в 11-летнем цикле СА по результатам регистрации потоков КЛ в межпланетном пространстве в двух экспериментах на борту двух КА
- IMP-S и ACE, измеряющих потоки протонов КЛ с энергиями от 47 кэВ до 440 МэВ.
Данные и метод анализа
Для целей изучения поведения спектров флуктуаций КЛ за длительное время по регистрации на КА требуется стабильный, однородный и как можно более продолжительный ряд данных с малым шагом дискретизации. Кроме того, необходимо каким-либо образом минимизировать ошибки измерений при малых размерах детекторов при в общем падающем характере энергетического спектра КЛ. Из всех экспериментов по регистрации разного сорта частиц КЛ, проводимых на КА, этим требованиям удовлетворяют протоны, которые составляют более 95% регистрируемого потока КЛ.
Среди всех доступных нам измерений потоков КЛ на различных КА наилучшим образом для этой цели подходят два эксперимента по регистрации протонов, проводимых на борту 2-х американских КА IMP-S и ACE.
Эксперимент EPAMlLEMSSO на КА АСЕ, выведенного в точку либрации L1, с конца 1997 г. обеспечивает стабильный ряд измерений КЛ низких энергий в S-ми различных дифференциальных каналах с разрешением З00 с в реальном времени. Верифицированные данные этого эксперимента доступны в сети ИНТЕРНЕТ по адресу http:ll www.srl.caltech.edulACElASCllevel2llvl2DATA_EPAM.html.
Другой эксперимент CPMElProtons на борту КА IMPS проводился с 197З по 2001 гг. и обеспечивал также стабильный ряд данных с ЗЗ0 с разрешением в 10-ти дифференциальных каналах. Данные этого эксперимента доступны по адресу http:llhurlbut.jhuapl.edulIMPldatalimpSl cpmelcpmel330slprotons.
Параметры энергетических каналов в этих экспериментах приведены в табл. 1. Из нее видно, что данные КА ACE охватывают, в основном, энергетическую область, свойственную КЛ солнечного и/или межпланетного происхождения. Каналы Р1-Р4 регистрируют частицы в области низких энергий 47-З10 кэВ. Характеристики более высокоэнергичных каналов P5-PS этого КА достаточно
хорошо соотносятся с характеристиками каналов Р1-Р4 КА 1МР-8, перекрывая область энергий от 290 кэВ до 4.6 МэВ. А остальные каналы КА 1МР-8 охватывают широкую (2 порядка величины) область энергий от 4.6 до 440 МэВ, в основном, свойственную галактическим КЛ.
Таким образом, при наличии кондиционных данных в экспериментах, проводимых на борту указанных КА, в принципе можно изучать динамику флуктуаций КЛ различной природы в очень широкой области энергий, охватывающей 4 порядка величины - от 47 кэВ до 440 МэВ.
При анализе данных КА 1МР-8 существенным являются два обстоятельства. Первое связано с тем, что КА 1МР-8, запущенный на эллиптическую геоцентрическую орбиту в 1973 г., имеет период вращения около 12.5 дней и из них около 5 дней находится в магнитосфере Земли. Поэтому при выборке данных из всего ряда наблюдений встречаются серьезные затруднения, связанные с возможным влиянием магнитосферы Земли на модуляцию регистрируемого потока КЛ, особенно низких энергий. Чтобы избавиться от магнитосферных эффектов, необходимо выбрать только те элементы орбиты, когда КА находился в солнечном ветре (СВ). Для этого нужно знать координаты КА и положение околоземной отошедшей УВ в определенные моменты времени, что является весьма сложной задачей. Поэтому мы воспользовались информацией о времени нахождения КА в СВ и магнитосфере Земли, представленной специалистами НАСА в сети ИНТЕРНЕТ на сайтах http://windsor.gsfc.nasa.gov/ miscellaneous/ огЬ^Лшр8Лшр8^о1ат^ и йр:// nssdcftp.gsfc.nasa.gov/misce11aneous/orbits/imp8.
Таблица 1
Основные параметры дифференциальных энергетических каналов в экспериментах по регистрации потоков КЛ на борту КА ACE и IMP-8
ACElEPAM Энергия, МэВ IMP-SlCPME Энергия, МэВ
P1 0.047 - 0.065 P1 0.29 - 0.50
P2 0.065 - 0.112 P2 0.50 - 0.96
P3 0.112 - 0.1S7 P3 0.96 - 2.00
P4 0.1S7 - 0.З10 P4 2.00 - 4.60
P5 0.З10 - 0.5S0 P5 4.60-15.00
P6 0.5S0-1.060 P7 15.00 - 25.00
P7 1.060-1.910 PS 25.00 - 4S.00
PS 1.910 - 4.750 P9 4S.00 - 96.00
- - P10 96.00-145.00
- - Pll 145.00 - 440.00
Второе обстоятельство касается самих данных регистрации. Как оказалось, не все каналы в эксперименте CPME/Protons, проводимом на борту КА IMP-8, стабильно работали в течение всего рассматриваемого периода времени. В большинстве каналов в 1989 г. произошел сбой фона, что, впрочем, не сказалось на измерениях потоков солнечных энергичных частиц (SEP) [2]. Тем не менее это сделало невозможным анализ флуктуаций КЛ за весь период с 1974 по 2001 гг. по большинству каналов после 1989 г. Однако низкоэнергичные каналы Р1 и Р2, а также высокоэнергичный канал Р11 избежали такого сбоя и оставались стабильными весь интервал измерений с 1974 по 2001 гг. - с конца 20-го по максимум 23-го циклов СА. Поэтому мы опирались в анализе, главным образом, на них. Данные же остальных каналов оказались пригодными для целей нашего анализа за более короткие времена, не превышающие, как правило, одного солнечного цикла.
С данными КА ACE таких проблем не существует. Это связано с тем, что КА выведен в межпланетную среду в точку либрации L1, и за время работы с конца 1997 по 2003 гг. все каналы в эксперименте EPAM/LEMS30 работали стабильно до известных мощных солнечных событий октября-ноября 2003 г. Таким образом, в этом эксперименте данные регистрации потоков КЛ низких энергий пригодны для анализа почти за половину 23-го цикла СА и могут быть использованы для независимого подтверждения результатов, полученных на IMP-8.
Перед непосредственным анализом флуктуаций КЛ ко всем данным обоих КА были применены следующие процедуры. Длина реализации данных выбиралась равной 1 суткам. Исключались периоды, когда пробелы или сбои в данных превышали по длительности 2 часа. Реализации данных, в которых присутствовали события SEP с большой анизотропией, также исключались из анализа, поскольку в таких случаях неизбежный вклад д - функции приводит к большим ошибкам в оценке спектральной мощности. Интервалы времени с понижением КЛ, наоборот, допускались к анализу, поскольку падение величины измеряемых потоков КЛ в приборах происходит достаточно медленно, и этот тренд может быть исключен стандартными методами цифровой фильтрации. Далее все измерения приводились по стандартной методике к среднесуточному уровню: I = (J - JJ / Jg ■ 100%, что позволяет сравнивать между собой амплитуду флуктуаций КЛ в различных каналах на обоих КА, при этом линейный тренд исключался из нормализованных данных за каждый день отдельно методом наименьших квадратов. Затем данные были подвержены фильтрации с помощью полосно-про-пускающего, нерекурсивного фильтра, настроенного таким образом, что нижняя частота была равна v = 10-4 Гц (период T и 3 часа), а частота Найквиста - v2 = 1.67 • 10-3 Гц (7=600 с) для данных КА ACE и v2 = 1.52-10-3 Гц (T=600 с) для КА IMP-8. Данная полоса частота выбиралась из тех соображений, что, с одной стороны, согласно ряду работ [3], значительные динамические изменения в спектрах
флуктуаций КЛ происходят именно в этой области. А с другой, - вблизи частоты = 10-4 Гц наблюдается излом между энергетическим и инерционным участком спектра турбулентности СВ. Далее вычислялись оценки плотности спектра мощности флуктуаций КЛ за сутки, и затем они усреднялись по 27-дневным оборотам Бартельса. Отметим, что, с нашей точки зрения, осреднение данных КА по оборотам Бартельса физически более корректно, чем усреднение данных за месяц, поскольку это позволяет исключить вполне возможные пространственно-временные корональные и межпланетные эффекты, связанные с вращением Солнца.
Поскольку амплитуды флуктуаций КЛ достаточно малы и к тому же замаскированы достаточно большим уровнем шума, для каждой реализации рассчитывались спектры мощности с помощью метода Блэкмена-Тьюки с корреляционным окном Тьюки [4]. Данный метод обычно применяется для выделения скрытых периодичностей в недетерминированных временных процессах, к которым относятся измерения КЛ. При этом число степеней свободы для одной реализации выбиралось равным 26. Затем проводилось усреднение мощности P(v) по всем частотам в соответствие с бартельсовскими оборотами. В итоге это значение P и принималось в качестве уровня флуктуаций, причем в зависимости от наличия данных число степеней свободы значительно увеличивалось (до нескольких сотен), что приводило к существенному уменьшению доверительных интервалов.
Для каждого энергетического канала также вычислялись средние значения потоков КЛ J за оборот Бартельса и показатель спектра мощности флуктуаций КЛ а (в предположении, что плотность спектра мощности флуктуаций КЛ P(v) ~ v6) в исследуемой частотной области. За индекс СА как обычно принимались 27-дневные значения числа солнечных пятен R из известной базы данных OMNI (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/omniweb/ow. html).
Результаты и обсуждение
Результаты наблюдений и расчетов представлены на рис. 1 и рис. 2. На левой панели рис. 1 сверху вниз показан временной ход числа солнечных пятен R потоков КЛ J низких энергий (Ep ~ 1МэВ) в эксперименте CPME/ Protons на борту КА IMP-8, соответствующего ему уровня флуктуаций КЛ P и наклона показателя спектра мощности а за период 1974-2001 гг.
Как следует из этого рисунка, поток КЛ этих энергий изменяется в фазе с циклом СА с периодом в 11 лет. Причем, очевидно, что его локальные максимумы приходятся на фазы роста и спада цикла. По-видимому, такое поведение можно понять, если предположить, что происхождение частиц низких энергий определяется вспышеч-ной и корональной активностью Солнца. Основанием этому служит тот факт, что, как известно, вспышечная/коро-нальная активность Солнца существенно возрастает по мере приближения к максимуму 11-летнего цикла, но ча-
Рис. 1. Левая панель: временные профили числа солнечных пятнен Я , потока КЛ / гелиосферного происхождения (канал Р2), а также соответствующего ему уровня флуктуаций КЛ Р и показателя спектра а по данным эксперимента СРМЕ/Рго1;оп8 на борту КА ІМР-8. Правая панель: то же для галактических КЛ по данным канала Р11
сто подавлена в самом максимуме пятнообразовательной деятельности Солнца (эффект Гневышева). Дальнейшее рассмотрение рисунка приводит к выводу, что уровень флуктуаций КЛ также изменяется с периодом около 11-ти лет, но находится в противофазе с солнечным циклом. При этом показатель спектра в общем указывает на его падающий характер и изменяется от -0,5 до-1,75 также в противофазе с циклом СА.
Похожие результаты были получены и по данным КА ACE (рис. 2), но на меньшем отрезке времени.
Данные других энергетических каналов эксперимента CPME/Protons на борту КА IMP-S в силу указанных выше причин, изучались только для более короткого периода времени - 1974-19S9 гг. В результате проведенного анализа, сделан вывод, что для энергий <15 МэВ (вплоть до канала Р5) наблюдается подобная картина.
На правой панели рис. 1 показано то же самое для самого высокоэнергичного канала Р11 (Ep=145 ^ 400 МэВ). Но здесь, как и предполагалось ранее, наблюдается картина, характерная для галактических КЛ, регистрируемых на сети станций КЛ. Можно видеть, что вариации потока КЛ J происходят в противофазе с циклом СА R , а уровня флуктуаций КЛ P - в фазе с ним. В то же время показатель спектра а за все 3 цикла остается практически неизменным и плоским, лишь слабо изменяясь около нуля в противофазе с R .
Рис. 2. Временные профили числа солнечных пятен Я , потока КЛ J и уровня флуктуаций КЛ Р по данным эксперимента АСЕ/ЕРАМ канала Р6. Все данные усреднены по оборотам Бартельса. Толстые линии показывают соответствующее 2-годовое сглаживание
Проведенный анализ данных других дифференциальных каналов, в которых также регистрируются частицы КЛ преимущественно галактического происхождения (каналы Р8-Р10) показал, что и в них наблюдается эта же картина. А канал Р7 показывает вариации уровня флуктуаций КЛ, являющиеся комбинацией поведения частиц КЛ различной природы.
Таблица 2
Коэффициенты кросс-корреляции между числом солнечных пятен К, потоками КЛ J, уровнем мощности флуктуаций Р и показателем спектра индексом а для низко- и высокоэнергетического каналов эксперимента СРМЕ/ 1МР-8 за 1974-2001 гг. Уровень значимости меньше 0.0001
Высокоэнергичные
-0.79
0.75
-0.77
-0.79
0.69
-0.70
Низкоэнергичные
0.84
-0.84
-0.74
-0.78
-0.83
0.87
каналах для 2-х различных интервалов времени, для спокойного периода перед началом события и во время него. Видно, что с развитием события спектр флуктуаций низкоэнергичных частиц становится значительно мягче (от значений а=-0.25 до а =-0.94) и его уровень сильно уменьшается во всем диапазоне частот. С другой стороны, мощность флуктуаций галактических КЛ возрастает в более чем 3 раза в этот же период времени, при этом наклон спектра меняется менее значительно от а=-0.01 до а=-0.23.
Для количественной оценки степени связи наблюда-емых и рассчитанных характеристик КЛ с уровнем СА в табл. 2 приведены коэффициенты кросс-корреляции между всеми изучаемыми параметрами. Расчеты проводились ддя 2-летних сглаженных данных, представленных на рис. 1. Из табл. 2 следует, что между всеми параметрами действительно существует линейная высокозначимая связь. Интересно отметить, что спектральный индекс а (рис. 1) для галактических КЛ, практически не меняясь во времени, оставаясь вблизи нуля, тем не менее все же испытывает малые, но высокозначимые вариации в противофазе с циклом СА, отслеживая при этом величину уровня флуктуаций КЛ Р.
Таким образом, проведенный анализ показал существенное различие в поведении 11-летних вариаций уровня и спектрального индекса флуктуаций КЛ различной природы - солнечных/межпланетных и галактических. Рис. 3 дает возможность понять, почему наблюдается такое различие. В его верхней части показан временной ход потоков частиц с энергиями 0.50 ^ 0.96 и 145 ^ 440 МэВ, зарегистрированных в каналах Р2 и Р11 в эксперименте СРМЕ/Рго1ош на борту КА ІМР-8 6-10 апреля 1995 г. Очевидно, что потоки К Л ведут себя по-разному - в низкоэнергичном наблюдается резкий анизотропный рост (более чем на 3 порядка величины) амплитуды потока частиц, при этом в высокоэнергичном канале величина измеряемого потока не изменилась. Внизу рис. 3 на двух панелях приведены спектральные характеристики флуктуаций КЛ, рассчитанные по данным регистрации в этих
Рис. 3. Пример события 8ЕР 6-10 апреля 1995 г. Вверху показаны временные профили потоков КЛ, измеренные в каналах Р2 и Р11 в эксперименте 1МР-8/СРМЕ. Внизу приведены спектры мощности для периодов перед и во время события
Подобная динамика спектров флуктуаций КЛ характерна и для других периодов регистрации значительных потоков КЛ низких энергий солнечного или межпланетного происхождения, которые известным образом изменяются в 11-летнем солнечном цикле. Поэтому становятся понятными полученные выше результаты различного 11-летней изменчивости спектральных характеристик флуктуаций КЛ галактического и гелиосферного происхождения в цикле СА.
Заключение и выводы
Проведенное исследование долговременных вариаций спектра флуктуаций КЛ, наблюдаемых на КА в меж-
Р
Р
Я
3
Р
планетной среде, в цикле СА позволяет сделать ряд выводов:
1. Впервые обнаружено и надежно установлено, что мощность флуктуаций КЛ, измеряемых на КА, испытывает закономерные 11-летние вариации в солнечном цикле.
Уровень флуктуаций КЛ солнечного/межпланетного происхождения с энергиями Ер < 15 МэВ изменяется обратно уровню активности Солнца.
Уровень флуктуаций галактических КЛ (Ер > 25 МэВ)
- в фазе с 11-летним циклом СА.
В области частот V > 10-4 Гц спектр флуктуаций КЛ низких энергий носит падающий характер, при этом показатель спектра испытывает 11-летние вариации в противо-фазе с циклом СА и изменяется от а=-0.25 до а=-0.94.
2. В этой же области частот спектр флуктуаций галактических КЛ практически плоский, но показатель спектра также испытывает 11-летние вариации в противофазе с циклом СА, незначительно флуктуируя около нуля.
3. Данные результаты получены впервые и подтверждены независимыми многолетними измерениями на 2-х КА - АСЕ (1997-2003 гг.) и IMP-8 (1974-2001 гг.).
Литература
1. Starodubtsev S.A., Usoskin I.G., Mursula K. Rapid Cosmic Ray Fluctuations: Evidence for Cyclic Behaviour, Solar Phys. 2004. V.224. P. 335-343.
2. Lario D., Simnett G.M. Solar energetic particle variations. / / In “Solar Variability and its Effects on Climate”, Geophys. Monogr. Series. V.141. eds. J.M. Pap and P. Fox, AGU, Washington DC. 2004. P.195-215.
3. Дорман Л.И., Либин И.Я. Короткопериодические вариации интенсивности космических лучей // УФН. 1985. Т. 145. С. 403-440.
4. Blackman R.B., Tukey J.W. The Measurement of Power Spectra from the Point of View of Communications Engineering. Dover. New York. 1958. 120 p.
A.V Grigoryev, S.A. Starodubtsev, I.G. Usoskin, K. Mursula
Cosmic Ray Fluctuations in Solar Activity Cycles Using Spacecraft Measurements
The article informs on the behavior of cosmic ray fluctuation level in a solar activity cycle measured by IMP-8 in 1974-2001 and ACE in 1997-2003. For cosmic ray particles in a wide energy range from 47keV up to 440MeV the dominating 11-year periodicity of fluctuation level was found. There are two populations of particles of different origin and dynamics of cosmic ray fluctuation level in registration data. The particles of solar and/or interplanetary origin make an important contribution to the low-energy cosmic rays. Their fluctuation level changes in an inverse phase with the solar activity cycle. For high energy galactic cosmic rays the level of fluctuations changes in the phase with the solar cycle that was observed earlier. The article also informs on a possible scenario explaining the energy dependence of the phenomenon in a solar activity cycle.
