Характеристики Форбуш понижений по данным эксперимента ПАМЕЛА тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, кандидат наук Лагойда Илья Алексеевич

• Лагойда Илья Алексеевич
• кандидат наук
• 2022

Оглавление диссертации кандидат наук Лагойда Илья Алексеевич

Введение

Глава 1. Космические лучи в гелиосфере

Введение

1.1 Солнце и солнечная активность

1.2 Характер движения частиц космических лучей в гелиосфере

1.3 Кратковременные вариации потоков космических лучей

Глава 2. Форбуш понижения в потоках космических лучей

Введение

2.1 Корональные выбросы масс и их свойства

2.2 Корональные выбросы масс в межпланетной среде

2.3 Механизмы генерации Форбуш понижений в потоках частиц космических лучей

2.4 Обзор научных исследований характеристик Форбуш понижений

Глава 3. Эксперимент ПАМЕЛА

Введение

3.1 Времяпролетная система

3.2 Магнитный спектрометр

3.3 Электромагнитный калориметр

3.4 Детектор С4 и нейтронный детектор

3.5 Триггерная система спектрометра ПАМЕЛА

Глава 4. Характеристики Форбуш понижений по данным космического эксперимента ПАМЕЛА

Введение

4.1 Восстановление потоков частиц космических лучей

4.2 Методика расчета амплитуд Форбуш понижений

4.3 Отбор событий

4.4 Корреляционный анализ амплитуд Форбуш понижений с основными характеристиками межпланетного пространства

4.5 Сравнение с данными нейтронных мониторов

4.6 Значимые Форбуш понижения 23-24 циклов солнечной активности

4.7 Анализ зависимостей амплитуд Форбуш понижений от жесткости частиц космических лучей

4.8 Анализ зависимостей времен восстановления Форбуш понижений от жесткости частиц космических лучей

Обсуждения и выводы

Список литературы

Приложение

Введение

Резкие уменьшения регистрируемой интенсивности галактических космических лучей (ГКЛ) впервые были зарегистрированы в 1937 году американским астрономом С. Е. Форбушем, с помощью ионизационных камер [1]. Данное явление получило название в честь своего первооткрывателя, и сегодня известно, как Форбуш понижение (ФП). Изначально предполагалось, что ФП связаны с геомагнитной активностью Земли. Однако, в 1954 году Д. А. Симпсон показал [2], что регистрируемые ФП, как и другие кратковременные вариации КЛ, имеют внеземную природу и являются откликом частиц космических лучей (КЛ) на различные процессы, происходящие на Солнце и его поверхности. Корональные выбросы массы (КВМ) с поверхности Солнца являются главной причиной ФП, регистрируемых научной аппаратурой. На сегодняшний день известно, что ФП не являются локальным эффектом, и были зарегистрированы спутниковой научной аппаратурой во всей гелиосфере на расстояниях до 100 а.е [3, 4].

КВМ представляет собой гигантскую движущуюся массу плазмы, включающую вмороженное в нее магнитное поле, и обладает специфической структурой [5]. Эта структура, распространяясь в межпланетном пространстве, искажает межпланетное магнитное поле, которое воздействует на частицы космических лучей, модулируя их потоки, что приводит к наблюдению эффекта их резкого уменьшения, то есть Форбуш понижения.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Характеристики Форбуш понижений по данным эксперимента ПАМЕЛА»

Актуальность

Практически все научные исследования, выполненные на сегодняшний день в

рамках изучения свойств ФП, основаны на данных наземных детекторов частиц

КЛ, таких как нейтронные мониторы [6, 7, 8, 70, 104, 110] и мюонные годоскопы

[9, 10, 64, 66, 102, 103]. Данная аппаратура регистрирует вторичную компоненту

КЛ, образовавшуюся после взаимодействия ГКЛ с атмосферой Земли. Поэтому

многие истинные характеристики ФП в космических лучах могут быть искажены

или утеряны после взаимодействия ГКЛ, модулированных структурой КВМ, с

атмосферой и магнитным полем Земли. Более того, эффект ФП наиболее сильно

4

проявляется в низкоэнергетической компоненте КЛ, в то время как жесткость геомагнитного обрезания для большинства наземных установок ^ 10 ГВ, и, следовательно, все характеристики ФП полученные с помощью наземной аппаратуры относятся к потокам КЛ в диапазоне жесткости ^ 10 ГВ. Этих противоречий и трудностей лишены прямые измерения потоков космических лучей вне атмосферы Земли в экспериментах на борту космических спутников. Современные космофизические эксперименты на орбите Земли, позволяют проводить длительные измерения в широком диапазоне энергий КЛ, а также исследовать проявление ФП для различных их компонент. Прямые исследования характеристик ФП, проводившиеся ранее, основаны на данных интегральных счетчиков, регистрирующих интегральные потоки частиц КЛ. Такие данные не позволяют изучать энергетические зависимости характеристик ФП. Более того, профили интенсивностей КЛ во время ФП, полученные такими приборами, зачастую сильно искажены возросшими потоками солнечных частиц, что в свою очередь также не позволяет достоверно судить об амплитудах и других характеристиках изучаемого эффекта.

На сегодняшний день не существует адекватной теории генерации ФП в потоках КЛ, нет так же однозначного понимания основных процессов, ответственных за их формирования. К главным трудностям, препятствующим созданию точной теоретической модели, можно отнести значительное количество физических процессов, вовлеченных в процесс формирования ФП в потоках КЛ, а также отсутствие экспериментальных данных о характеристиках ФП. Поэтому результаты прямых измерений характеристик ФП являются научно значимыми и актуальными. В частности, данная работа, основанная на экспериментальных данных, полученных в космофизическом эксперименте ПАМЕЛА, посвященная изучению ФП в потоках галактических протонов в интервале жесткостей от 0.7 до 20 ГВ, является одной из попыток экспериментального исследования характеристик и свойств ФП, наблюдавшихся в период проведения эксперимента ПАМЕЛА с 2006 по 2016 гг., а также их связи с КВМ.

Цели и задачи работы

Целью диссертационной работы является экспериментальное исследование характеристик Форбуш понижений в потоке галактических космических лучей. В рамках этого исследования были решены следующие задачи:

1. Отбор событий, связанных с ФП, собственно регистрация ФП в потоках галактических протонов, зарегистрированных спектрометром ПАМЕЛА с 2006 по 2015 гг. и построение их временных профилей. Одновременный отбор кандидатов КВМ, потенциально ответственных за формирование наблюдаемых ФП.

2. Установление связи с событиями КВМ, для отобранных событий ФП.

3. Измерение амплитуд, зарегистрированных ФП, в различных диапазонах жесткости частиц. Изучение их зависимости от жесткости частиц КЛ в диапазоне 0.8 - 12.8 ГВ.

4. Исследование корреляций амплитуд ФП с основными характеристиками межпланетной среды во время распространения КВМ, связанных с формированием наблюдаемых явлений: величиной модуля напряженности межпланетного магнитного поля B, скоростью солнечного ветра Усв и параметра - их произведения Усв'Б.

5. Изучение зависимостей времен восстановления интенсивности частиц КЛ во время ФП от их магнитной жесткости в диапазоне 0.8 - 12.8 ГВ.

6. Сопоставление характеристик ФП, измеренных в эксперименте, с величинами, полученными по данным наземных нейтронных мониторов.

Научная новизна работы.

На сегодняшний день большинство исследований, выполненных в рамках

изучения Форбуш понижений основаны на данных, полученных сетью наземных

нейтронных мониторов и мюонных годоскопов. Данная научная аппаратура

регистрирует вторичную компоненту космических лучей, образовавшуюся после

взаимодействия первичных космических лучей с атмосферой Земли. Более того,

6

данные нейтронных мониторов подвержены нежелательному вкладу от так называемого барометрического эффекта - вариаций атмосферного давления. Зависимости основных характеристик Форбуш понижений (амплитуда и время восстановления) от жесткости частиц космических лучей, полученные по данным установок, расположенных на поверхности Земли, относятся к энергетическому диапазону ~ 10 ГВ. Исследования Форбуш понижений, проводимые ранее на космических спутниках, осуществлялись интегральными сцинтилляционными счётчиками частиц космических лучей, регистрирующими потоки частиц с пороговыми энергиями от нескольких сотен МэВ. Такие счетчики не позволяли изучать характеристики Форбуш понижений, в различных диапазонах жесткости. Временные профили Форбуш понижений, полученные такими детекторами, подвержены нежелательному вкладу потоков солнечных энергетических частиц, искажающих реальные характеристики Форбуш понижений.

Научная новизна работы заключается в том, что для изучения характеристик Форбуш понижений впервые использовались данные о первичных потоках космических лучей, в диапазоне жесткости 0.8 - 20 ГВ, полученные спектрометром ПАМЕЛА с 2006 по 2014 г. Спектрометр ПАМЕЛА был запущен на орбиту Земли в июне 2006 года и был способен измерять потоки различных частиц и легких ядер космических лучей в диапазоне от нескольких сотен МэВ до нескольких сотен ГэВ. Из данных, полученных спектрометром ПАМЕЛА в период работы на орбите с 2006 по 2014 г., были отобраны события, связанные с Форбуш понижениями, амплитуда которых составила > 5 % для потока протонов (Я = 1.1 - 2.9 ГВ).

Впервые получены корреляционные зависимости амплитуд ФП для потока протонов в диапазоне жесткости 1.1 - 2.9 ГВ и характеристик межпланетного пространства, таких, как скорость солнечного ветра Усв, величина модуля напряженности межпланетного магнитного поля В, во время распространения КВМ, ответственных за формирование наблюдаемых ФП, а так же их нормированного произведения Усв-Б.

Впервые получены зависимости амплитуд ФП от жесткости частиц КЛ в потоках первичных космических лучей в диапазоне жесткости 0.8 - 12.9 ГВ, получен степенной закон зависимости амплитуды ФП от жесткости частиц Афп = СЯ где Афп - амплитуда ФП для выбранного интервала жесткости Я частиц КЛ, у - показатель степени, равный 0.4 ± 0.1, С - постоянный коэффициент, примерно равный 0.4 ± 0.1.

Впервые, с помощью прямых измерений на орбите Земли, установлено что время восстановления ФП зависит от жесткости частиц КЛ, а также от свойств корональных выбросов масс ответственных за формирование наблюдаемых ФП. Данная зависимость может быть описана степенным законом т = СЯ где т - время восстановления ФП для выбранного интервала жесткости Я частиц КЛ, у -показатель степени, лежащий в диапазоне 0.3 - 0.4, С - постоянный коэффициент, лежащий в диапазоне 8.2 - 8.3.

Впервые получен степенной закон распределения амплитуд ФП, вычисленных для первичного потока КЛ (Я = 1.1 - 2.9 ГВ) от времени распространения КВМ от Солнца до Земли, вида Афп = тСЗ-а , где Афп - амлитуда ФП для выбранного интервала жесткости частиц КЛ; показатель а близок к величине 2.5.

Впервые получены характеристики Форбуш понижений в первичных потоках ядер гелия.

Впервые установлено, что амплитуды ФП, полученные при прямых измерениях вне атмосферы для потока протонов КЛ, в среднем в четыре раза больше, чем амплитуды для тех же событий в потоках вторичных космических лучей, полученных по данным наземных нейтронных мониторов.

Научная и практическая значимость работы.

Результаты, полученные в данной работе, могут быть использованы для разработки и проверки существующих теоретических моделей ФП. Они также могут быть использованы при разработке моделей КВМ.

Одновременно их можно применить для калибровки показаний наземных нейтронных мониторов и мюонных годоскопов на реальные значения потоков первичных космических лучей.

Положения, выносимые на защиту

1. Корреляционные зависимости амплитуд ФП, вычисленных для потока космических протонов (Я = 1.1 - 2.9 ГВ), от основных характеристик межпланетного пространства: скорости солнечного ветра Усв, межпланетного магнитного поля В, а также их нормированного произведения Усв-Б, во время распространения КВМ.

2. Результаты анализа амплитуд ФП в потоках первичной компоненты КЛ. Закон распределения амплитуд ФП в зависимости от жесткости частиц КЛ Афп = С-Я"7, где Афп - амплитуда ФП для выбранного интервала жесткости R частиц КЛ, а у показатель степени, примерно равный 0.4 ± 0.1, С - постоянный коэффициент примерно равный 0.4 ± 0.1

3. Результаты сопоставления амплитуд ФП, полученных по данным внеатмосферного эксперимента ПАМЕЛА с данными полученными на поверхности Земли.

4. Результаты анализа амплитуд ФП и их зависимости от жесткости частиц КЛ и характеристик КВМ, связанных с формированием наблюдаемых ФП.

5. Результаты анализа времен восстановления ФП и их зависимости от жесткости частиц КЛ и характеристик КВМ, связанных с формированием наблюдаемых ФП.

Достоверность результатов

Достоверность результатов работы основана на надежности данных и многочисленных результатов, полученных в эксперименте ПАМЕЛА при измерении потоков частиц и античастиц в широком диапазоне энергий, и подтвержденных в других более поздних экспериментах, таких, как Ферми, АМС-2 и других; на использовании отработанных классических методов обработки данных и корреляционного анализа; на временных совпадениях результатов с данными наземных установок и экспериментов, в которых исследовались ФП и КВМ.

Структура и содержание диссертации

Диссертационная работа состоит из введения, 4 глав, заключения, списка использованной литературы (121 наименования). Ее объем составляет 119 страниц, включая список литературы, 70 рисунков, 12 таблиц.

Апробация работы

Основные результаты работы были представлены на следующих российских и международных конференциях и научных школах: International School of Space Science (2017, L'aquilla, Italy)

3rd international conference on particle physics and astrophysics ICPPA (2017, Moscow, Russia)

XXVI Европейский симпозиум по космическим лучам ECRS (2018, Барнаул, Россия)

The 2nd International Symposium on Cosmic Rays and Astrophysics ISCRA (2019, Moscow, Russia)

5th International Conference on Particle Physics and Astrophysics (2020, Moscow, Russia)

36 Всероссийская конференция по космическим лучам (2020, Москва, Россия)

Публикации

По теме диссертации опубликовано 6 печатных работ в рецензируемых изданиях в период с 2017 по 2021 гг., из которых 3 работы в журналах, включенных в перечень ВАК, и 3 работы в журналах, включенных в базы Web of Science и Scopus.

1. И. А. Лагойда, С. А. Воронов, В. В. Михайлов, М. Д. Нгобени. Энергетические зависимости основных характеристик Форбуш понижений по данным эксперимента ПАМЕЛА, 2021, Известия РАН. Серия Физическая, Т. 85. В. 11. С. 1618-1621. (Перечень ВАК)

2. Lagoida I. A., Voronov S. A., Mikhailov V. V. Rigidity dependences of the main characteristics of Forbush decreases. 2020, J. Phys.: Conf. Ser., V. 1690. P. 012009. (Web of Science и Scopus)

3. И. А. Лагойда, С. А. Воронов, В. В. Михайлов. Природа кратковременных вариаций потоков космических лучей. 2019, Физика элементарных частиц и атомного ядра, Т. 50. В. 6. С. 1077-1094. (Перечень ВАК)

4. Лагойда И. А., Воронов С. А., Михайлов В. В. Форбуш-понижения в потоках галактических космических лучей по данным эксперимента ПАМЕЛА //Известия Российской академии наук. Серия физическая. - 2019. - Т. 83. - №. 8. - С. 1070-1072. (Перечень ВАК)

5. Lagoida I. A., Voronov S. A., Mikhailov V. V. Characteristics of Forbush Decreases Measured by the PAMELA Instrument During 2006-2014, 2019, Physics of Atomic Nuclei. V. 82. N. 6. P. 750-753. (Web of Science и Scopus)

6. Lagoida I. A., Voronov S. A., Mikhailov V. V. Investigations of Forbush decreases in the PAMELA experiment, 2017, Phys.: Conf. Ser., V. 798. P. 012038. (Web of Science и Scopus)

Личный вклад автора в публикациях

Все результаты, полученные в работах, выполнены автором лично либо при его определяющем участии. В работе [1, 2] исследованы зависимости амплитуд и времен восстановления Форбуш понижений от жесткости частиц в первичных потоках частиц космических лучей. В работе [3] описана методика идентификации различных стадий структуры межпланетных корональных выбросов масс в окрестности Земли, вовремя Форбуш понижений. В работе [4] получены корреляционные зависимости амплитуд Форбуш понижений вычисленных в потоках первичных протонов ^ = 1.1 - 2.9 ГВ) от характеристик межпланетного пространства, таких как скорость солнечного ветра и значение модуля напряженности межпланетного магнитного поля. В работе [5] получены зависимости амплитуд Форбуш понижений от жесткости частиц космических лучей. В работе [6] опубликован временной профиль потоков первичных ядер гелия во время Форбуш понижения.

Глава 1. Космические лучи в гелиосфере

Введение

В промежутке между 1912 - 1914 гг., В. Гесс установил, что интенсивность радиационного излучения на высоте 5 км значительно больше, чем на поверхности Земли, что и стало первым экспериментальным подтверждением внеземного происхождения космических лучей [12]. Космические лучи - это заряженные частицы высоких энергий, которые образовавшись в дальнем космосе достигают Земли со всех направлений, двигаясь со скоростями близкими к скорости света.

Природа возникновения космических лучей является одной из основных нерешенных астрофизических проблем. Космические лучи высоких энергий вероятнее всего образуются во время взрывов сверхновых звезд - самого масштабного энергетического явления во Вселенной, а также ускоряются до высоких энергий в окрестностях различных объектов, расположенных во вселенной [13]. На сегодняшний день известно, что галактические космические лучи состоят в основном из протонов и ядер гелия (99 %), остальное приходится на долю тяжелых ядер, электронов, позитронов и др. Энергетический спектр частиц космических лучей характеризуется степенным законом почти для всех диапазонов энергий [14]:

^ (1 1)

Однако спектральный индекс незначительно изменяется в зависимости от рассматриваемых энергетических интервалов. Единственный участок, где энергетический спектр космический лучей не описывается степенным законом находится в районе энергий ~ 1 ГэВ.

Данная работа посвящена изучению кратковременных вариаций потоков КЛ, находящихся в этой энергетической области. Частицы КЛ с энергией ~ 1 ГэВ

сильно подвержены воздействию солнечной модуляции. Солнечная модуляция частиц КЛ, связана с физическими условиями внутри гелиосферы. Эти условия создаются солнечным магнитным полем и солнечным ветром и имеют 11 летний период, следовательно, формируют циклы солнечной активности. Циклы солнечной активности модулируют долговременные вариации потоков частиц КЛ, которые так же имеют 11 -летний период. В то время как кратковременные вариации потоков КЛ, к которым относятся Форбуш понижения (ФП), связаны с различными турбулентными процессами на поверхности Солнца. Мощность и частота таких процессов значительно возрастает во время максимумов циклов солнечной активности. Рассматриваемые в данной работе Форбуш понижения в потоках частиц КЛ проявляются в резком уменьшении регистрируемой интенсивности частиц КЛ в окрестности Земли и в межпланетном пространстве. Главными причинами ФП являются [15] корональные выбросы масс (КВМ) -огромные сгустки солнечной плазмы с вмороженным в нее магнитным полем, распространяющиеся в межпланетном пространстве со сверхзвуковыми скоростями.

1. 1. Солнце и солнечная активность.

Солнце - это центральная звезда нашей планетной системы. Энергия,

генерируемая Солнцем, обеспечивает и поддерживает жизнь на Земле. Это

гигантский шар раскаленной плазмы, диаметр которого примерно в 110 раз больше,

диаметра Земли, а масса ~ 2 х 1030 кг, что соответствует 333000 масс Земли. Горение

Солнца поддерживается за счет процессов ядерного синтеза в солнечном ядре, в

основном за счет преобразования водорода в гелий. Солнечное ядро имеет

температуру более 15 • 10 6 К и простирается на расстояние 173 тыс. км. от центра

Солнца. По мере приближения к поверхности Солнца, температура солнечного

вещества постепенно уменьшается, в следствии чего процессы ядерного синтеза

прекращаются. Тепловая энергия, производимая ядерным синтезом, постепенно передается от ядра к видимой поверхности Солнца, называемой фотосферой. Солнечную структуру принято разделять на несколько зон [16]. Сразу за ядром, примерно на расстоянии половины солнечного радиуса от его центра, находится радиационная зона - высоко ионизированная солнечная плазма, температура которой может достигать 15^106 К. Это зона, где тепло переносится за счет рентгеновского и гамма излучения. Постепенно температура радиационной зоны падает, и достигает значений 2^106 К, переходя в конвективную зону. Несмотря на то, что это еще довольно большая температура, ее уже недостаточно для поддержания полной ионизации солнечного вещества, в частности тяжелых ядер. Эти ядра поглощают излучение, идущее от радиационной зоны. Поглощенное излучение трансформируется в тепловую энергию, поэтому вещество в нижних слоях конвективной зоны, нагревает ее верхние слои, в следствии чего происходят процессы конвекции или кипения. Разделяющий слой между радиационной и конвективной зонами называется тахоклином. Тахоклин - это область где предположительно генерируется солнечное магнитное поле. Фотосфера находится прямо над конвективной зоной и является источником видимого света от Солнца. Фотосфера относительно холодная по сравнению с остальной частью Солнца и имеет температуру всего 5700 К. Толщина фотосферы, по разным оценкам, находится в диапазоне 100 - 400 км. С увеличением расстояния, от солнечной поверхности, газ вокруг Солнца разряжается и формирует солнечную атмосферу. Атмосфера Солнца, состоит из нескольких слоев: хромосферы толщиной 2000 км, имеющей температуру около 20000 К, переходной области - тонкого слоя, в котором температура быстро поднимается до 10 6 К, и короны, температура которой может превосходить 2^106 К. Солнечная корона является внешней оболочкой Солнца, а ее толщина может достигать нескольких солнечных радиусов, в этой области формируется так называемый солнечный ветер.

Схематически структура Солнца представлена на рис. 1.1. Область пространства вокруг Солнца, в котором большинство физических процессов так или иначе подвержены влиянию солнечного ветра называется гелиосферой.

15

Структура гелиосферы изображена на рис. 1.2. Гелиосфера, движущаяся в межзвездном пространстве напоминает движение кометы, передняя часть которой подвержена сжатию, вследствие сопротивления межзвездного вещества, а задняя часть вытянута вдоль направления движения. Солнечный ветер распространяется в гелиосфере со сверхзвуковой скоростью. На расстояниях близких к 60 а.е. солнечный ветер замедляется, за счет взаимодействия с межзвездным веществом. Область, в которой скорость солнечного ветра опускается ниже звуковой скорости, называется терминальной ударной волной. На определенном этапе такого замедления достигается баланс давлений, создаваемых солнечным ветром и сопротивляющимся межзвездным веществом. Такую область равновесного давления принято называть гелиопауза [17]. Вещество межзвездной среды, двигаясь на встречу Солнцу, так же испытывает сопротивление со стороны солнечного ветра и постепенно замедляется. Аналогично терминальной ударной волне область, где скорость межзвездного вещества опускается ниже скорости звука, называется внешней ударной волной. Оболочка гелиосферы, включающая в себя терминальную и внешнюю ударные волны, называется гелиощитом. По разным оценкам толщина гелиощита, составляет ~ 10 - 100 а.е.

Рис. 1.1. Внутреннее строение Солнца и солнечной атмосферы [16].

16

Рис. 1.2. Структура гелиосферы. Гелиосфера разделена на четыре области: 1 — до терминальной ударной волны (сверхзвуковой солнечный ветер); 2 и 3 — гелиощит; 4 — межзвездное вещество [17].

Вещество солнечной короны должно подвергаться расширению, перемещаясь из области высокого давления в основании короны в область низкого давления в межпланетном пространстве. Этот процесс движения коронального вещества от высокого давления в солнечной короне в сторону низкого давления в межпланетном пространстве сегодня известен как солнечный ветер. В 1951 году, наблюдая за хвостами комет, Бирманн [18, 19] предположил, что их странная форма была обусловлена давлением солнечного излучения на молекулы в хвосте кометы, то есть газом, текущим наружу от Солнца. Он предположил, что этот газ течет радиально во всех направлениях от Солнца и должен был иметь скорости в диапазоне от 500 до 1500 км/с. В последствии солнечный ветер был зарегистрирован экспериментально, причем в зависимости от положения спутника относительно Солнца солнечный ветер присутствовал в двух состояниях: быстром и медленном (рис. 1.3).

Скорость (км/с )

Ю. Полюс

1000 I

Рис. 1.3. Быстрый и медленный солнечный ветер, по данным космического

эксперимента Улисс [20]

Как видно на рис. 1.3. солнечный ветер в межпланетном пространстве присутствует в двух составляющих: быстрой и медленной, характеризующихся средними скоростями Убыстр ~ 800 км/с и Vмeдп ~ 500 км/с соответственно. В космической плазме скорость звука определяется скоростью Альфвена [21]:

УА =

Ч

В2

(1.2)

РМ о

где В - амплитуда межпланетного магнитного поля, р - плотность частиц, -

магнитная постоянная. Подставляя значения р = 107 м-3 и В = 5 нТл, характерные

для межпланетной среды, получаем VA = 35 км/с, в то время как средняя скорость

солнечного ветра на расстоянии нескольких солнечных радиусов находится на

18

уровне ~ 400 км/с. Таким образом, солнечный ветер является плазмой, движущейся в межпланетном пространстве со сверхзвуковой скоростью.

Рассматривая Солнце в диапазоне различных длин волн, можно обнаружить некоторые особенные структуры на его поверхности: солнечные пятна - темные области, где температура опускается до 3700 К, гранулы (пузыри), представляющие вершины конвективных ячеек, переносящих горячую плазму из конвективной зоны до поверхности, протуберанцы - огромные арки (выступы), состоящие из более плотной и холодной плазмы которые могут простираться на десятки тысяч километров над поверхностью Солнца (рис. 1.1). Количество пятен на Солнце также меняется с 11 летней периодичностью. Во время максимума цикла солнечной активности количество пятен на Солнце увеличивается и уменьшается во время минимума. Изменение количества солнечных пятен коррелирует с магнитной активностью Солнца (рис 1.4.). Амплитуда напряженности полярного магнитного поля становится близка к нулю во время максимума солнечной активности, и имеет максимальное значение во время минимума.

Потоки плазмы, исходящие с поверхности Солнца, вследствие вращения последнего вокруг своей оси, распространяются в среде по линиям, напоминающим спирали Архимеда [23]. Следовательно, магнитное поле, вмороженное в солнечный ветер, должно также иметь спиральную структуру. Согласно экспериментальным данным аппарата Улисс [24] межпланетное магнитное поле периодически меняет свое направление с идущего от Солнца на противоположное, при этом смена полярностей разделена промежутком с пониженной амплитудой магнитного поля относительно средних значений. Такое поведение определяется тем, что солнечное магнитное поле, в период минимума солнечной активности, имеет дипольную конфигурацию, при которой магнитные силовые линии в полярных областях уходят в бесконечность [25]. При этом ось магнитного диполя наклонена к оси вращения Солнца на угол, величина которого находится в диапазоне 10 - 30 градусов. Следовательно, по мере вращения Солнца вокруг своей оси Земля и спутники на орбите Земли оказываются то в области

северного магнитного полюса, то южного.

Рис. 1.4. Изменение амплитуды напряженности солнечного магнитного поля в полярных областях, измеренное солнечной обсерваторией Вилкокс [22]. Нормированное значение солнечных пятен (красная линия) включено

для сравнения.

Пространство, разделяющее области с противоположными направлениями магнитных силовых линий, получило название гелиосферного токового слоя. Магнитные силовые линии гелиосферного токового слоя замкнуты на Солнце и поэтому препятствуют свободному распространению солнечной плазмы в окружающее пространство. Вышеописанная структура солнечного магнитного поля отображается в различии скоростей солнечного ветра, регистрируемых на различных широтах, что и было зарегистрировано аппаратом Улисс (рис. 1.3).

Таким образом, дипольное солнечное магнитное поле в период минимума солнечной активности характеризуется двумя составляющими солнечного ветра -медленной и быстрой с усредненными скоростями 400 км/с и 800 км/с соответственно. Во время максимума солнечной активности дипольная структура солнечного магнитного поля сильно нарушается и приобретает вид, изображенный на рис. 1.5. В связи с этим в период максимума солнечной активности в окружающем пространстве доминирует медленный солнечный ветер, так как

большинство силовых линий магнитного поля замкнуты, следовательно, препятствуют распространению плазмы с поверхности Солнца.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Лагойда Илья Алексеевич, 2022 год

Список литературы

[1]. Forbush S. E. On the effects in cosmic-ray intensity observed during the recent magnetic storm //Physical Review. - 1937. - Т. 51. - №. 12. - С. 1108.

[2]. Simpson J. A. Cosmic-radiation intensity-time variations and their origin. III. The origin of 27-day variations //Physical Review. - 1954. - Т. 94. - №. 2. - С. 426.

[3]. Bothmer V. The effects of coronal mass ejections on galactic Rays in the high latitude heliosphere: Observations from Ulysses first Orbit. // Proc. 25th Intl. Cosmic Ray Conf. -1997. - Т. 1. - С. 333

[4]. Ahluwalia H. S., Ygbuhay R. C., Duldig M. L. Two intense Forbush decreases of solar activity cycle 22 //Advances in space research. - 2009. - Т. 44. - №. 1. - С. 58-63.

[5]. Kilpua E. K. J. et al. Geoeffective properties of solar transients and stream interaction regions //Space Science Reviews. - 2017. - Т. 212. - №. 3. - С. 1271-1314.

[6]. Cane H. V., Richardson I. G., Von Rosenvinge T. T. Cosmic ray decreases: 19641994 //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 1996. - Т. 101. - №. A10. -С. 21561-21572.

[7]. Jordan A. P. et al. Revisiting two-step Forbush decreases //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 2011. - Т. 116. - №. A11.

[8]. Kang J. et al. Forbush decreases observed by Daejeon neutron monitor //Advances in Space Research. - 2016. - Т. 57. - №. 3. - С. 912-918.

[9]. Badruddin B. et al. Forbush decreases and geomagnetic storms during a highly disturbed solar and interplanetary period, 4-10 September 2017 //Space Weather. - 2019.

- Т. 17. - №. 3. - С. 487-496.

[10]. Huang D. H. et al. Study on 2015 June 22 Forbush decrease with the muon telescope in Antarctic // arXiv preprint arXiv: 1710.00945. - 2017.

[11]. Barbashina N. S. et al. Study of Forbush effects by means of muon hodoscopes //arXiv preprint astro-ph/0701288. - 2007

[12]. Hess V. On the observations of the penetrating radiation during seven-balloon flights //arXiv preprint arXiv: 1808.02927. - 2018.

[13] Caprioli D. Cosmic-ray acceleration and propagation //arXiv preprint arXiv:1510.07042. - 2015.

[14] Gaisser T. K. The Cosmic-ray Spectrum: from the knee to the ankle //Journal of Physics: Conference Series. - IOP Publishing, 2006. - Т. 47. - №. 1. - С. 002.

[15]. Cane H. V. Coronal mass ejections and Forbush decreases //Cosmic rays and Earth.

- 2000. - С. 55-77.

[16]. Мирошниченко Л. И. Физика Солнца и солнечно-земных связей: учебное пособие // М.: Университетская книга, 2011.

[17]. Граница гелиосферы [Электорнный ресурс] // URL : https://testpilot.ru/espace/bibl/ziv/2005/4-granitsa.html

111

[18]. L. Biermann and A. Schlüter. Cosmic radiation and cosmic magnetic fields. ii. origin of cosmic magnetic fields. Physical Review, 82(6):863-868, 1951.

[19]. L. Biermann, B. Brosowski, and H. U. Schmidt. The interaction of the solar wind with a comet. Solar Physics, 1(2):254-284, 1967.

[20] McComas D. J., Elliott H. A., Schwadron N. A., Gosling J. T., Skoug R. M., Goldstein B. E., The three-dimensional solar wind around solar maximum // Geophys. Res. Lett. 2003. V. 30. № 10. P. 1517.

[21]. Chen F. F. Introduction to Plasma Physics and Controlled Fusion. Berlin: Springer. 2016.

[22]. The Wilcox Solar Observatory [Электронный ресурс] // URL: http: //wso. stanford.edu

[23]. Mathew J. O., Forsyth R. J., The Heliospheric Magnetic field // Liv. Rev. Sol. Phys. 2013. V. 10. № 1. P. 52.

[24]. Jones G. H., Rees A., Balogh A., Forsyth R.J., The draping of heliospheric magnetic fields upstream of coronal mass ejecta // Geophys. Res. Lett. 2002. V. 29. №2 1520. P. 11.

[25]. Gosling J. T., Pizzo J. V. Formation and Evolution of Corotating Interaction Regions and their Three Dimensional Structure. Space Sci. Rev., 1999. V. 89. P. 21.

[26]. Max Plank Institute for Solar system Research [Электорнный ресурс] // URL : https://www2.mps.mpg.de/en/aktuelles/pressenotizen/pressenotiz 20081127.html

[27]. Parker E. N. The passage of energetic charged particles through interplanetary space // Planetary and Space Science. V 13 (1). 1965. - P. 9.

[28]. Greenstadt E. W. Final Estimate of the Interplanetary Magnetic Field at 1 AU From Measurements made by Pioneer V in March and April, 1960 //The Astrophysical Journal. - 1966. - Т. 145. - С. 270.

[29]. Moraal H. Cosmic-ray modulation equations //Space Science Reviews. - 2013. - Т. 176. - №. 1-4. - С. 299-319.

[30]. Jokipii J. R. Cosmic-Ray Propagation. I. Charged Particles in Random Magnetic Field // Astrophys. J., 1966. V. 146. P. 480.

[31]. Shalci A. Nonlinear Cosmic Ray Diffusion Theories. Berlin: Springer. 2009.

[32]. Jokipii J. R., Levy H., Hubbard W. B. Effects of particle drifts on cosmic ray transport // Astrophys. J., 1977. V. 213. P. 861.

[33]. Isenberg P. A., Jokipii J. R. Gradient and curvature drifts in magnetic fields with arbitrary spatial variation // Astrophys. J., 1979. V. 234. P. 746.

[34]. Potgieter M. S., Moraal H. A drift model for the modulation of galactic cosmic rays //The Astrophysical Journal. - 1985. - Т. 294. - С. 425-440.

[35]. Pizzo J. V., The evolution of corotating Stream Fronts near the ecliptic plane in the Inner Solar System // J. Geophys. Res. 1991. V. 94. P. 5405.

[36] Gopalswamy N. History and development of coronal mass ejections as a key player in solar terrestrial relationship //Geoscience Letters. - 2016. - Т. 3. - №. 1. - С. 1-18.

112

[37]. Gopalswamy N., Coronal mass ejections and Solar radio emissions // Austrian Academy of Sciences Press. Proceedings of the 7th International Workshop. 2011. P. 325

[38]. Chen P. F. Coronal mass ejections: Models and their observational basis // Liv. Rev. Sol. Phys. 2011. V. 8. № 1. P. 1.

[39]. Gibson S. E. Solar prominences: theory and models //Living reviews in solar physics. - 2018. - Т. 15. - №. 1. - С. 1-39.

[40]. Pikelner S. B. Fundamentals of cosmic electrodynamics. M.: Fizmatlit. 1961.

[41]. Webb D. F., Howard T. A. Coronal mass ejections: Observations // Liv. Rev. Sol. Phys. 2012. V. 9. № 3. P. 27.

[42]. Лагойда И. A., Воронов С. A., Михайлов В. В. Природа кратковременных вариаций потоков космических лучей //Физика элементарных частиц и атомного ядра. - 2019. - Т. 50. - №. 6. - С. 1077А1094.

[43]. Vourlidas A., Buzasi D., Howard R.A., Esfandiari, E. Mass and energy properties of LASCO CMEs, in Solar Variability: From Core to Outer Frontiers // Proceedings of the 10th European Solar Physics Meeting, Prague, Czech Republic, 2002. P. 91.

[44]. Gopalswamy N., Mikic Z., Maia D. et al. The pre-CME Sun // Space Sci. Rev., 2006b. V 123. P 303.

[45]. Webb D. F., Howard T. A. Coronal Mass Ejections: Observations // Living Rev. Solar Phys., 2012. V 9. P. 3.

[46]. Zhang J., Cheng X. On the Three-Part Structure of Coronal Mass Ejections Before and During the Eruption //Solar Heliospheric and Interplanetary Environment (SHINE 2011). - 2011. - С. 33.

[47]. Gopalswamy N. et al. Coronal mass ejections from sunspot and non-sunspot regions // Magnetic Coupling between the Interior and Atmosphere of the Sun. - Springer, Berlin, Heidelberg, 2010. - С. 289.

[48]. Domingo V., Fleck B., Poland A. I. SOHO: the solar and heliospheric observatory //Space Science Reviews. - 1995. - Т. 72. - №. 1. - С. 81.

[49]. ACE Level 2 (Verified) Data [Электронный ресурс] // URL: http://www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/level2/

[50]. Kilpua E., Koskinen H. E. J., Pulkkinen T. I. Coronal mass ejections and their sheath regions in interplanetary space // Living Reviews in Solar Physics. - 2017. - Т. 14. - №. 1. - С. 1-83.

[51]. Zurbuchen T. H., Richardson I. G. In-situ solar wind and magnetic field signatures of interplanetary coronal mass ejections //Coronal mass ejections. - 2006. - С. 31-43.

[52]. Gopalswamy N. Properties of interplanetary coronal mass ejections //Space Science Reviews. - 2006. - Т. 124. - №. 1-4. - С. 145-168.

[53]. Cane H. V., Richardson I. G., Wibberenz G. Helios 1 and 2 observations of particle decreases, ejecta, and magnetic clouds //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 1997. - Т. 102. - №. A4. - С. 7075-7086.

113

[54]. Wibberenz G., Cane H. V., Richardson I. G. Two-step forbush decreases in the inner solar system and their relevance for models of transient disturbances // International Cosmic Ray Conference. - 1997. - T. 1. - C. 397.

[55]. Vanhoefer, O.: 1996, Master's Thesis, University of Kiel.

[56]. Wibberenz G. et al. Transient effects and disturbed conditions //Space science reviews. - 1998. - T. 83. - №. 1. - C. 309-348.

[57]. Chih P. P., Lee M. A. A perturbation approach to cosmic ray transients in interplanetary space //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 1986. - T. 91. - №. A3. - C. 2903-2913.

[58]. Maricic D. et al. Kinematics of interacting ICMEs and related Forbush decrease: case study //Solar physics. - 2014. - T. 289. - №. 1. - C. 351-368.

[59]. Yermolaev Y. I. et al. Dynamics of large-scale solar wind streams obtained by the double superposed epoch analysis //Journal of Geophysical Research: Space Physics. -2015. - T. 120. - №. 9. - C. 7094-7106.

[60]. Cane H. V. et al. Cosmic ray decreases and shock structure: A multispacecraft study //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 1994. - T. 99. - №. A11. - C. 2142921441.

[61]. Fan C. Y., Meyer P., Simpson J. A. Rapid reduction of cosmic-radiation intensity measured in interplanetary space //Physical Review Letters. - 1960. - T. 5. - №. 6. - C. 269.

[62]. Arunbabu K. P. et al. High-rigidity Forbush decreases: due to CMEs or shocks? //Astronomy & Astrophysics. - 2013. - T. 555. - C. A139.

[63]. Ifedili S. O. The two-step Forbush decrease: An empirical model //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 2004. - T. 109. - №. A2.

[64]. Dumbovic M. et al. Cosmic ray modulation by different types of solar wind disturbances //Astronomy & Astrophysics. - 2012. - T. 538. - C. A28.

[65]. Chilingarian A., Bostanjyan N. On the relation of the Forbush decreases detected by ASEC monitors during the 23rd solar activity cycle with ICME parameters //Advances in Space Research. - 2010. - T. 45. - №. 5. - C. 614-621.

[66]. Calogovic J. et al. Cosmic ray modulation by corotating interaction regions //Proceedings of the International Astronomical Union. - 2008. - T. 4. - №. S257. - C. 425-427.

[67]. Lockwood J. A., Webber W. R., Jokipii J. R. Characteristic recovery times of Forbush-type decreases in the cosmic radiation: 1. Observations at Earth at different energies //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 1986. - T. 91. - №. A3. -C. 2851-2857.

[68]. Mulder M. S., Moraal H. The effect of gradient and curvature drift on cosmic-ray Forbush decreases //The Astrophysical Journal. - 1986. - T. 303. - C. L75-L78.

[69]. Usoskin I. G. et al. Forbush decreases of cosmic rays: Energy dependence of the recovery phase //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 2008. - Т. 113. - №. A7.

[70]. Zhao L. L., Zhang H. Transient galactic cosmic-ray modulation during solar cycle 24: A comparative study of two prominent Forbush decrease events //The Astrophysical Journal. - 2016. - Т. 827. - №. 1. - С. 13.

[71]. Maghrabi A., Almutayri M. Atmospheric effect on cosmic ray muons at high cutoff rigidity station //Advances in Astronomy. - 2016. - Т. 2016.

[72]. Kobelev P. G. et al. Barometric effect of neutron component of cosmic rays at Antarctic station Mirny //Solar-Terrestrial Physics. - 2016. - Т. 2. - №. 1. - С. 97-102.

[73]. Picozza P. et al. PAMELA-A payload for antimatter matter exploration and light-nuclei astrophysics //Astroparticle physics. - 2007. - Т. 27. - №. 4. - С. 296-315.

[74]. Orsi S. et al. PAMELA: A payload for antimatter matter exploration and light nuclei astrophysics //Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. - 2007. - Т. 580. -№. 2. - С. 880-883.

[75]. Boezio M. et al. The PAMELA space experiment: First year of operation //Journal of Physics: Conference Series. - IOP Publishing, 2008. - Т. 110. - №. 6. - С. 062002.

[76]. Adriani O. et al. Ten years of PAMELA in space //La Rivista del Nuovo Cimento. - 2017. - Т. 40. - №. 10. - С. 473-522.

[77]. Casolino M. et al. Launch of the space experiment PAMELA //Advances in Space Research. - 2008. - Т. 42. - №. 3. - С. 455-466.

[78]. Pearce M. The status of the PAMELA experiment //Nuclear Physics B-Proceedings Supplements. - 2002. - Т. 113. - №. 1-3. - С. 314-321.

[79]. Майоров А. Г. Потоки изотопов легких антиядер в первичных космических лучах : дис. - Национальный исследовательский ядерный университет , 2012.

[80]. Orsi S. et al. The anticoincidence shield of the PAMELA space experiment //Advances in Space Research. - 2006. - Т. 37. - №. 10. - С. 1853-1856.

[81]. Колдобский С. А. Спектры дейтронной компоненты космического излучения в окрестности Земли: дис. - Национальный исследовательский ядерный университет МИФИ, 2015.

[82]. Pla-Dalmau A., Bross A. D., Mellott K. L. Low-cost extruded plastic scintillator // Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. - 2001. - Т. 466. - №. 3. - С. 482491.

[83]. Osteria G. et al. The ToF and Trigger electronics of the PAMELA experiment //Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. - 2004. - Т. 518. - №. 1-2. - С. 161-163.

[84]. Osteria G. et al. The time-of-flight system of the PAMELA experiment on satellite //Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. - 2004. - Т. 535. - №. 1-2. - С. 152-157.

[85]. Adriani O. et al. The magnetic spectrometer of the PAMELA satellite experiment //Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. - 2003. - Т. 511. - №. 1-2. - С. 72

[86]. Adriani O. et al. A powerful tracking detector for cosmic rays: the magnetic spectrometer of the PAMELA satellite experiment //Nuclear Physics B-Proceedings Supplements. - 2003. - Т. 125. - С. 308-312.

[87]. Boezio M. et al. A high granularity imaging calorimeter for cosmic-ray physics //Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. - 2002. - Т. 487. - №. 3. - С. 407422.

[88]. Борисов С. В. и др. Определение направления прилета частиц в "расширенной" апертуре прибора ПАМЕЛА с помощью позиционно-чувствительного калориметра //Приборы и техника эксперимента. - 2013. - №. 1. -С. 5-5.

[89]. PAMELA COLLABORATION. et al. About separation of hadron and electromagnetic cascades in the PAMELA calorimeter //International Journal of Modern Physics A. - 2005. - Т. 20. - №. 29. - С. 6745-6748.

[90]. Malvezzi V., PAMELA COLLABORATION. Performance of neutron detector and bottom trigger scintillator of the space instrument PAMELA //Astroparticle, Particle And Space Physics, Detectors And Medical Physics Applications. - 2006. - С. 957-961.

[91]. Stozhkov Y. I. The in-flight performance of the PAMELA neutron detector //International Cosmic Ray Conference. - 2008. - Т. 2. - С. 325-328.

[92]. Russo S. et al. Technical features of the Time-of-Flight system for the PAMELA experiment in space //Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. - 2007. - Т. 572. -№. 1. - С. 495-497.

[93]. Space Weather Prediction Center [Электронный ресурс] // URL: https://www.swpc.noaa. gov/products/solar-cycle-progression

[94]. Adriani O. et al. PAMELA measurements of cosmic-ray proton and helium spectra //Science. - 2011. - Т. 332. - №. 6025. - С. 69-72.

[96]. Zyla P. A. et al. (Particle Data Group) // Prog. Theor. Exp. Phys. - 2020. - C. 083C01.

[97]. Munini R. et al. Evidence of energy and charge sign dependence of the recovery time for the 2006 December Forbush event measured by the PAMELA experiment //The Astrophysical Journal. - 2018. - Т. 853. - №. 1. - С. 76.

116

[98]. Bongi M. Data analysis of cosmic rays at ground level with the PAMELA experiment : дис. - PhD thesis, Florence University and INFN, 2005.

[99]. Lagoida I. A., Voronov S. A., Mikhailov V. V. Investigations of Forbush decreases in the PAMELA experiment // Journal of Physics: Conference Series. - IOP Publishing, 2017. - Т. 798. - №. 1. - С. 012038.

[100]. Лагойда И. А., Воронов С. А., Михайлов В. В. Форбуш-понижения в потоках галактических космических лучей по данным эксперимента ПАМЕЛА //Известия Российской академии наук. Серия физическая. -2019. - Т. 83. - №. 8. -С. 1070-1072.

[101]. База данных OMNI [Электронный ресурс] // URL: https://omniweb.gsfc.nasa.gov/

[102]. Fushishita A. et al. Precursors of the Forbush decrease on 2006 December 14 observed with the Global Muon Detector Network (GMDN) //The Astrophysical Journal. - 2010. - Т. 715. - №. 2. - С. 1239.

[103]. Munakata K. et al. Precursors of geomagnetic storms observed by the muon detector network //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 2000. - Т. 105. -№. A12. - С. 27457-27468.

[104]. Belov A. V. et al. Search for predictors of Forbush decreases //International Cosmic Ray Conference. - 1995. - Т. 4. - С. 888.

[105]. Papailiou M. et al. Precursor effects in different cases of Forbush decreases //Solar Physics. - 2012. - Т. 276. - №. 1. - С. 337-350.

[106]. Richardson I. G., Wibberenz G., Cane H. V. The relationship between recurring cosmic ray depressions and corotating solar wind streams at< 1 AU: IMP 8 and Helios 1 and 2 anticoincidence guard rate observations //Journal of Geophysical Research: Space Physics. - 1996. - Т. 101. - №. A6. - С. 13483-13496.

[107]. Richardson I. G., Cane H. V. Near-earth solar wind flows and related geomagnetic activity during more than four solar cycles (1963-2011) //Journal of Space Weather and Space Climate. - 2012. - Т. 2. - С. A02.

[108]. Richardson I. G., Cane H. V. Galactic cosmic ray intensity response to interplanetary coronal mass ejections/magnetic clouds in 1995-2009 //Solar Physics. -2011. - Т. 270. - №. 2. - С. 609-627.

[109]. Dumbovic M. et al. Cosmic ray modulation by solar wind disturbances //Astronomy & Astrophysics. - 2011. - Т. 531. - С. A91.

[110]. Belov A. V. et al. What determines the magnitude of Forbush decreases? //Advances in Space Research. - 2001. - Т. 27. - №. 3. - С. 625-630.

[111]. Alanko K. M. et al. Effective energy of neutron monitors //International Cosmic Ray Conference. - 2003. - Т. 7. - С. 3901.

[112]. Penna R. F., Quillen A. C. Decay of interplanetary coronal mass ejections and Forbush decrease recovery times //Journal of Geophysical Research: Space Physics. -2005. - Т. 110. - №. A9.

[113] Earth directed ICME catalogue [Электронный ресурс] // URL: http s: //wind. nasa.gov/ICMEindex .php

[114]. Oh S. Y., Yi Y. A simultaneous Forbush decrease associated with an earthward coronal mass ejection observed by STEREO //Solar Physics. - 2012. - Т. 280. - №. 1. -С. 197-204.

[115] Lagoida I., Voronov S., Mikhailov V. Characteristics of Forbush Decreases Measured by the PAMELA Instrument During 2006-2014 //Physics of Atomic Nuclei. -2019. - Т. 82. - №. 6. - С. 750-753.

[116]. Lagoida I. A., Voronov S. A., Mikhailov V. V. Rigidity dependences of the main characteristics of Forbush decreases //Journal of Physics: Conference Series. - IOP Publishing, 2020. - Т. 1690. - №. 1. - С. 012009.

[117]. И. А. Лагойда, С. А. Воронов, В. В. Михайлов, М. Д. Нгобени. Энергетические зависимости основных характеристик Форбуш понижений по данным эксперимента ПАМЕЛА // Известия РАН. Серия Физическая. - 2021. - Т. 85. - В. 11. - С. 1618-1621.

[118]. Wawrzynczak A., Alania M. V. Modeling and data analysis of a Forbush decrease //Advances in space research. - 2010. - Т. 45. - №. 5. - С. 622-631.

[119]. Le Roux J. A., Potgieter M. S. The simulation of Forbush decreases with time-dependent cosmic-ray modulation models of varying complexity //Astronomy and Astrophysics. - 1991. - Т. 243. - С. 531-545.

[120]. Luo X. et al. A numerical study of Forbush decreases with a 3D cosmic-ray modulation model based on an SDE approach //The Astrophysical Journal. - 2017. - Т. 839. - №. 1. - С. 53.

[121]. Luo X. et al. A study of electron Forbush decreases with a 3D SDE numerical model //The Astrophysical Journal. - 2018. - Т. 860. - №. 2. - С. 160.

Приложение 1. Характеристики значимых Форбуш понижений в потоках первичных протонов (Я = 1.1 - 12.8 ГВ) и ядер гелия (Я = 1 - 15.6 ГВ).

Таблица 1. Характеристики значимых ФП по данным эксперимента ПАМЕЛА

Дата минимума ФП Амплитуда в потоке протонов,% Амплитуда в потоке ядер гелия, % ТСЗ, сутки

28.02.2012 10.5 ± 2.0 11.3 ± 3.5 ~ 2.7

03.09.2012 15.5±3.0 16.1±5.0 ~ 3.3

30.09.2012 11±3 13.0±4.2 ~ 2.7

13.04.2013 14.5±3.1 15.0±4.5 ~ 2.6

21.04.2014 14±3.4 15.5±5.0 ~ 2.1