Временные и пространственные вариации заряженного излучения в атмосфере Земли

• Автор: Свиржевский, Николай Саввич
• Шифр специальности: 01.04.01
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 292 с. : ил

ОГЛАВЛЕНИЕ

Введение

Глава 1. Солнечная активность и космические лучи

1.1. Солнце как переменная звезда. Солнечная активность в настоящем

и прошлом

1.2. Некоторые ряды данных по солнечной активности

1.3. Корона Солнца и солнечный ветер

1.4. Магнитное поле в гелиосфере

1.5. Космические лучи в гелиосфере

Глава 2. Космическое излучение в магнитосфере и атмосфере Земли

2.1. Магнитное поле Земли
2.2. Первичное космическое излучение в магнитном поле Земли
2.3. Атмосфера Земли
2.4. Потоки ГКЛ в атмосфере
2.5 Вторичное излучение в атмосфере
Глава 3. Некоторые методические задачи стратосферных измерений
3.1. Задачи и возможности стратосферных измерений
3.2. Радиозонды, детекторы и приемная аппаратура для стратосферных измерений
3.3. Угловые распределения заряженного излучения в атмосфере и геометрические факторы детекторов
3.4. Интенсивность по вертикали и поток заряженного излучения в атмосфере
3.5. Отношение пс(х)/п,(х)
3.6. Барометрические коэффициенты в атмосфере
3.7. Годовая волна в интенсивности космических лучей в тропосфере и температурные коэффициенты
Глава 4. Вариации космических лучей в верхней атмосфере
4.1. Временные ряды по интенсивности космических лучей в интервале давления 4-20 г/см

4.2. Гистерезис в интенсивности ГКЛ с энергией 1-6 ГэВ в 1988-1993 годах
4.3. Северо-южная асимметрия в потоках частиц в верхней атмосфере..
4.4. Дополнительные потоки в верхней атмосфере и их возможная
связь с аномальной компонентой
Глава 5. Энергетические соотношения между вторичной компонентой
излучения и первичными спектрами. Вычисление первичных спектров по стратосферным данным
5.1. Потоки частиц в интервале давления 20-200 г/см
5.2. Широтные стратосферные измерения в минимуме солнечной активности 1987 г
5.3. Коэффициенты связи для гейгеровских счетчиков в минимуме солнечной активности 1987 г
5.4. Определение атмосферного порога Ra из широтных измерений
5.5. Медианная жесткость Rm первичного спектра для стратосферных станций
5.6. Функции выхода (кратность) m(x,R) в атмосфере
5.7. Спектры ГКЛ в интервале жесткости 0.6-20 ГВ по стратосферным измерениям
5.8. Быстрые изменения интенсивности ГКЛ в 11-летнем цикле и их связь с наклоном гелиосферного токового слоя
Глава 6. Модуляционные эффекты и северо-южная асимметрия в ГКЛ по
измерениям космических лучей в нижней атмосфере
6.1. Ряды данных в нижней атмосфере
6.2.11- и 22-летние циклы в космических лучах
6.3. Особенности модуляции космических лучей в 90-е годы: зависимость модуляции от жесткости частиц
6.4 Геометрия стратосферных измерений
6.5 Северо-южная асимметрия в интенсивности космических лучей в атмосфере
Глава 7. Измерения радиации искусственного происхождения в атмосфере
7.1. Радиоактивное облако от взрыва ядерного устройства в атмосфере
14 октября 1970 г
7.2. Радиоактивное облако над Москвой 12-14 апреля 1993 г
7.3. Радиоактивное облако в атмосфере над Москвой 27 октября 1999 г.
Заключение
Литература

Взаимодействие ГКЛ с гелиосферным магнитным полем описывается в теории модуляции космических лучей с помощью четырех конкурирующих процессов. Это диффузия ГКЛ в неоднородном магнитном поле, конвективный вынос частиц к границам гелиосферы со скоростью солнечного ветра, дрейфы в крупномасштабном гелиосферном магнитном поле и адиабатические изменения энергии частиц. Е. Паркером в 1965 г. (Parker, 1965) было предложено уравнение переноса, которое содержало все перечисленные выше физические процессы. Уравнение модуляции в его современном виде было получено Глисоном и Аксфордом (Gleeson and Axford, 1967) и Долгиновым и Топтыгиным (Долгинов и Топтыгин, 1967; Топтыгин, 1983), исходя из кинетического уравнения Больцмана. На протяжении ряда лет уравнение модуляции решалось без учета дрейфов частиц, но когда стало ясно, что гелиосферное магнитное поле имеет значительную регулярную составляющую, началось интенсивное изучение дрейфов (Jokipii et al„ 1977).
Уравнение переноса для плотности частиц u(r,p,t) может быть записано следующим образом (Potgieter and Moraal, 1985)
^ = V.(*V,i-VH) + i(V.V)|.Ow)f СІ З ф
(1.7)
где V - скорость солнечного ветра и к - тензор диффузии. Уравнение (1.7) рассматривается в гелиоцентрической сферической системе координат (г,в,(р). Тензор диффузии чаще записывают в системе координат, в которой одна из осей параллельна среднему магнитному полю В, а две другие перпендикулярны В. Связь между компонентами тензора в двух названных выше системах координат можно найти в (Могааі, 1976). Если к представить в виде суммы симметричной и антисимметричной частей
= k(s) +к(А), (1.8)
где коэффициент диффузии Л-ц описывает диффузию, параллельную В; коэффициент к± - диффузию в плоскости, перпендикулярной В; а дрейфовый коэффициент кт определяет дрейф вдоль направления, заданного вектором В
0 0 ' *а 0 0 ' 'о 0 0 '
к = 0 к± кт = 0 к± 0 + 0 0 kj"
о -кт 1 ч 0 0 *х. 0 -кт
Vw х —, то уравнение (1.7) можно записать в виде В