Мюонная диагностика корональных выбросов массы по данным координатно-трекового детектора УРАГАН тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, кандидат наук Астапов Иван Иванович

• Астапов Иван Иванович
• кандидат наук
• 2018

Оглавление диссертации кандидат наук Астапов Иван Иванович

ВВЕДЕНИЕ

РАЗДЕЛ 1. РЕГИСТРАЦИЯ ПОТОКА МЮОНОВ В ГОДОСКОПИЧЕСКОМ РЕЖИМЕ

1.1. Мюонный годоскоп УРАГАН

1.2. Формат экспериментальных данных

1.3. Барометрические и температурные поправки

1.4. Данные интенсивности потока мюона

1.5. Мюонографии

1.6. Асимптотические направления

1.7. Мюонографии в ОБЕ-системе

1.8. Локальная анизотропия

1.9. Экспериментальные данные МГ УРАГАН за 2007 - 2017 гг

РАЗДЕЛ 2. МЕТОДИКА ОПРЕДЕЛЕНИЯ ГЕОЭФФЕКТИВНОСТИ ГЕЛИОСФЕРНЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ

2.1. Отбор корональных выбросов массы

2.2. Выбор параметров для определения геоэффективности

2.3. Классификация корональных выбросов масс

РАЗДЕЛ 3. ВЛИЯНИЕ КВМ И ГЕОМАГНИТНЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ НА ПАРАМЕТРЫ ЛОКАЛЬНОЙ АНИЗОТРОПИИ ПОТОКА МЮОНОВ

3.1. Корреляции параметров локальной анизотропии с параметрами межпланетной среды

3.2. Примеры событий в период низкой солнечной активности

3.3. Анализ мюонографий в ОБЕ системе

3.4. Метод прогнозирования геомагнитных возмущений

Заключение. Основные результаты

Список литературы

ВВЕДЕНИЕ

Последовательность физических процессов, начинающихся на Солнце и в конечном счете затрагивающих деятельность человека на Земле и в Космосе, называется космической погодой. Солнечные вспышки, сопровождаемые выбросами массы солнечной замагниченной плазмы, создают возмущения, распространяющиеся в гелиосфере, в том числе по направлению к Земле, которые могут влиять на околоземную среду, космическую и наземную инфраструктуры. Геоэффективность солнечной активности (способность менять напряженность магнитного поля Земли) оценивается с помощью различных планетарных индексов Кр, Dst и др. [1], измеряемых на разных широтах на поверхности Земли. В частности, в интервале средних широт, используется индекс Кр или Dst, которые непосредственно связаны с изменением напряженности магнитного поля Земли. Между этими индексами существует простая связь. Спокойному состоянию магнитного поля соответствуют значения Кр < 3 или Dst ^ -30 нТл; для слабых возмущений - Кр « 4 или Dst« -30 нТл.

Существуют два основных типа возмущений межпланетной среды: спорадические и рекуррентные [2, 3, 4]. Первые обусловлены корональными выбросами массы (КВМ), которые при распространении от Солнца трансформируются в межпланетные магнитные облака (см., напр., [5, 6]); вторые - высокоскоростными потоками плазмы из корональных дыр, вращающихся вместе с Солнцем. Оба типа межпланетных возмущений способны вызвать отклик как в магнитосфере Земли, так и в вариациях космических лучей (КЛ). В ряде работ (например, [7, 8]) показано, что КВМ вызывают большие и асимметричные эффекты, которые характеризуются резкой и мощной модуляцией интенсивности КЛ, в то время как корональные дыры являются причиной более мелких эффектов с более симметричным и плавным профилем.

Корональный выброс массы распространяется и взаимодействует с межпланетной средой (солнечным ветром), образуя так называемый межпланетный корональный выброс массы, который может образовывать структуру, части которой отличаются своими магнитными свойствами, химическим составом частиц и другими параметрами. Такие части выбросов представляют собой оболочку (область быстрых турбулентных изменений магнитного поля) и магнитное облако или выбросы (области обедненной плотности и увеличенного магнитного поля) с опережающими межпланетными ударными волнами. Во время прохождения межпланетного КВМ могут формироваться ударные волны. Их взаимодействие с магнитным полем Земли вызывает ударные геомагнитные возмущения. Ударная волна, которая наиболее

близко предшествует геомагнитной буре, традиционно называется Storm Sudden Commencement - SSC.

Проблема изучения физических процессов в гелиосфере, связанных с солнечной активностью, заключается в том, что данные о возмущении межпланетного магнитного поля (ММП), связанные с распространением КВМ в пространстве от орбиты Меркурия до орбиты Земли, точнее, до точки либрации L1 (1.5 млн. км от орбиты Земли в направлении на Солнце), практически отсутствуют. В многочисленных работах показано, что на орбите Земли возмущения ММП появляются через 1-3 суток, в зависимости от скорости плазмы. В точке Лагранжа L1 находится аппаратура, расположенная на гелиостационарных космических аппаратах [9], которые фиксируют изменения свойств магнитного поля и солнечного ветра - Bt, Bz, n, Vsw и др. [10]. Эти данные служат прямым индикатором космической погоды в окрестностях Земли и являются краткосрочным предиктором (менее 1 часа до возникновения магнитосферных возмущений).

Возможность заблаговременного обнаружения геоэффективных возмущений ММП могут обеспечить первичные космические лучи, модуляции которых происходят в результате их взаимодействия с неоднородностями магнитного поля в солнечном ветре. Таким образом, информацию о состоянии межпланетной среды можно получить на основе анализа зарегистрированных вариаций КЛ. Влиянию возмущений ММП подвержены частицы КЛ в широком энергетическом диапазоне: от десятков кэВ до сотен ГэВ. Эти частицы регистрируются спутниковой (низкие энергии) и наземной аппаратурой (с энергиями от единиц до сотен ГэВ), что делает КЛ серьезным инструментом для исследования магнитных неоднородностей в возмущениях солнечного ветра.

Первичный поток космических лучей состоит в основном из протонов и ядер гелия. Вклад остальных ядер значительно уменьшается по мере увеличения их атомного номера. Энергетический спектр является довольно пологим в районе энергий

О

около 1 ГэВ и становится степенным выше 3 ГэВ как E". Когда эти первичные частицы

о

сталкиваются с наружной атмосферой, проходя ее слой толщиной около 100 г/см2 (высоты 15-25 км), они взаимодействуют с ядрами атомов азота и кислорода и в результате образуют вторичные космические лучи (рис. В.1). Среди этих вторичных частиц КЛ важное значение имеют мюоны (от первичных частиц с энергией ~ 50 ГэВ) и нейтроны (от первичных энергий КЛ ~ 10 ГэВ). Эти две основные компоненты вторичных КЛ регистрируются мюонными детекторами (часто называемыми мюонными телескопами) и нейтронными мониторами, соответственно. Нейтронные мониторы

являются интегральными детекторами (одновременно регистрируют частицы со всех направлений, близких к вертикальному, т.к. поток адронов вторичных КЛ резко падает с увеличением зенитного угла), в то время как мюонные телескопы являются многонаправленными детекторами частиц. Таким образом, наблюдения мюонов и нейтронов дополняют друг друга с точки зрения энергий первичных КЛ и их углового разрешения.

Рис. В.1. Регистрация адронной и мюонной компонент КЛ на поверхности Земли.

Из-за геометрии геомагнитного поля поверхности Земли достигают частицы КЛ с определенной пороговой жесткостью, которая обратно пропорциональна кривизне траектории заряженной частицы, пересекающей геомагнитное поле [11]. Поэтому жесткости первичных частиц КЛ, ответственных за генерацию частиц вторичных космических лучей, регистрируемых на поверхности, должны иметь значения, превышающие так называемую пороговую жесткость (или жесткость обрезания КЛ), которая описывает магнитную экранировку, обеспечиваемую геомагнитным полем, от прохождения через магнитосферу заряженных частиц КЛ [12]. Кроме того, из-за движения частиц в геомагнитном поле, каждый детектор на уровне Земли способен регистрировать частицы, образованные первичными КЛ, приходящими из ограниченного набора направлений в пространстве, которые образуют так называемый асимптотический конус приема [13]; сами направления называются асимптотическими направлениями. Еще одна характеристика движения заряженной частицы в магнитном поле, важная с точки зрения анализа воздействия ММП на вариации КЛ, это так называемый питч-угол, то есть угол между вектором скорости частиц и направлением магнитного поля.

Большинство первичных и вторичных частиц поглощается в атмосфере, где поток достигает максимума на высотах около 15 км, и далее уменьшается, пока не достигнет уровня наблюдения. Мюоны, образующиеся при распадах пионов, составляют основную часть частиц, регистрируемых на поверхности ~ 70%, а из оставшихся большинство составляют электроны и фотоны. Мюоны на уровне моря имеют среднюю энергию около 4 ГэВ и их интенсивность изменяется с зенитным углом как cos" 0 относительно вертикали. При этом, значение а зависит от многих параметров (высота над уровнем моря, широта и т.д.), но в среднем ~2.

Поток мюонов относительно постоянен на определенной высоте над уровнем моря и магнитной широте. Для него характерны суточные вариации и вариации, связанные с вращением Солнца (27-дневные вариации) на уровне 1%. Большие локальные эффекты могут быть вызваны изменениями местного атмосферного давления и температуры (определяющими плотность атмосферы) или облачным покровом. Изменения в более длительной шкале времени включают в себя 11-летний солнечный цикл, который может изменять поток до 15%, а также изменение магнитного поля Солнца каждые 22 года.

В дополнение к отмеченным выше периодическим изменениям наблюдаются более короткие непериодические изменения в интервалах от нескольких часов до нескольких дней. Одним из наиболее заметных результатов взаимодействия КЛ с солнечными возмущениями являются форбуш-понижения (ФП, или форбуш-эффект ФЭ), которые характеризуются уменьшением их потока до 25 - 30% в течение нескольких дней. Эти изменения в потоке космических лучей были впервые обнаружены С.Е. Форбушем в 1930-х годах [14].

В настоящее время основными инструментальными средствами изучения вариаций космических лучей на поверхности Земли являются нейтронные мониторы, объединенные в мировую сеть, включающую около 45 непрерывно работающих детекторов, и сеть многонаправленных мюонных телескопов - Global Muon Detector Network (GMDN). Основным методом выделения вариаций первичных космических лучей является метод глобальной съемки - GSM (Global Survey Method) [15, 16, 17]. Этот метод объединяет одновременные наземные наблюдения космических лучей на отдельных детекторах для получения основных характеристик вариаций космических лучей за пределами атмосферы и магнитосферы Земли. В данном методе вся сеть нейтронных мониторов используется как единый многоканальный прибор, где в роли каждого канала выступает станция, которая получает информацию из определенного конуса асимптотических направлений, а все каналы целиком перекрывают небесную

сферу. Аналогичный подход используется для анализа данных сети мюонных телескопов.

Мюонные детекторы имеют некоторые преимущества по сравнению с нейтронными мониторами из-за свойств мюонов. В частности, мюонные детекторы предназначены для изучения вариаций КЛ более высоких энергий, чем нейтронные мониторы. Мюоны имеют небольшие потери энергии и небольшое угловое смещение, позволяющее определять направления прихода первичных космических лучей. Таким образом, мюоны обеспечивают способ измерения потока первичных КЛ и его анизотропии с высокой точностью, что позволяет использовать анизотропию потока космических лучей для изучения структуры и динамики КВМ, распространяющихся в гелиосфере. Многонаправленные мюонные телескопы (ММТ) [18, 19, 20] и получившие в последнее время развитие мюонные годоскопы (МГ) [21, 22, 23, 24, 25] позволяют отслеживать вариации как интегральной интенсивности, так и интенсивности с различных направлений. Детекторы с высоким угловым разрешением позволяют локализовать ту область на небесной сфере, в которой наблюдается возмущение. Дополнительную информацию для анализа может дать исследование вариаций формы углового распределения потока мюонов. Мюонные годоскопы - координатно-трековые детекторы, обладающие широкой апертурой и высоким угловым и пространственным разрешением (~ 1 градус и 1 см), способные в режиме реального времени регистрировать пространственный поток КЛ в виде двумерных снимков-матриц одновременно со всех направлений небесной полусферы, качественно улучшили информативность получаемых данных и дали возможность измерять анизотропию космических лучей, вызванную нестационарными процессами в гелиосфере, с помощью одной установки и в одном месте наблюдения.

Создание новой экспериментальной базы позволило развить новое направление в системе солнечно-земных связей - мюонную диагностику, которая представляет собой совокупность экспериментальных методов удаленного мониторинга, основанных на одновременной регистрации потока мюонов в режиме реального времени со всех направлений небесной полусферы с целью изучения различных динамических процессов в гелиосфере, магнитосфере и атмосфере Земли [26, 27, 28, 29].

Методы мюонной диагностики получили свое развитие на созданном в НИЯУ МИФИ мюонном годоскопе УРАГАН [22, 23], имеющем рекордное для детекторов космических мюонов угловое и пространственное разрешение. В настоящее время это единственная в мире установка для исследования мюонной компоненты космических лучей на поверхности Земли в широком диапазоне зенитных углов, обладающая

необходимыми пространственно-угловыми характеристиками. Создание мюонного годоскопа УРАГАН позволило на новом уровне подойти к исследованию вариаций мюонов космических лучей во время гелиосферных возмущений. Высокая точность и достоверность угловой реконструкции и статистическая обеспеченность данных дали возможность перейти к решению актуальной задачи - разработке метода заблаговременного обнаружения геоэффективных корональных выбросов массы.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Мюонная диагностика корональных выбросов массы по данным координатно-трекового детектора УРАГАН»

Цель работы

Получение новых знаний о процессах развития возмущений в межпланетном пространстве, связанных с солнечной активностью, на основе изучения пространственно-угловых вариаций потока мюонов космических лучей на поверхности Земли, зарегистрированных мюонным годоскопом УРАГАН.

Научная новизна

- Впервые для изучения вариаций космических лучей, вызванных корональными выбросами масс, применен анализ непрерывных последовательностей матриц-мюонографий углового распределения космических лучей в системе GSE (geocentric solar ecliptic system), регистрируемых мюонным годоскопом УРАГАН в режиме реального времени. На разработанный способ анализа получен патент РФ на изобретение № 2446495.

- Впервые показано, что в годы максимума солнечной активности суточные вариации локальной анизотропии потока мюонов космических лучей увеличиваются более чем в 2 раза по сравнению с периодом минимума активности Солнца.

- Впервые выявлено, что корреляции суточных отклонений проекций вектора локальной анизотропии AS и AE имеют циклическую форму, при этом, максимум отклонений относительно среднего значения соответствует северо-восточному направлению в околополуденные часы.

- Впервые предложены критерии и получены оценки вероятности появления геомагнитных возмущений по вариациям пространственно-углового распределения потока мюонов, регистрируемого в годоскопическом режиме.

Практическая значимость

Разработанные методы анализа данных по пространственно-угловым вариациям потока мюонов космических лучей во время гелиосферных возмущений будут

использованы для мониторинга и прогнозирования развития опасных процессов, происходящих в межпланетном пространстве, а также для оценки их геоэффективности.

Личный вклад

- Все работы по диссертации были выполнены лично автором, либо при его определяющем участии. Автором реализован оригинальный метод обнаружения гелиосферных возмущений на основе данных мюонного годоскопа УРАГАН, представляющих собой последовательность матриц-мюонографий верхней небесной полусферы, зарегистрированных в режиме реального времени.

- Автором проведены исследования геоэффективных и негеоэффективных корональных выбросов масс по данным об анизотропии потока мюонов космических лучей, регистрируемых в годоскопическом режиме.

- Автором разработана методика оценки вероятности возникновения геомагнитных возмущений за сутки-трое по данным мюонного годоскопа.

- Автор непосредственно участвовал в создании супермодулей мюонного годоскопа УРАГАН, проведении и обеспечении длительного эксперимента в период 2007 - 2017 гг.

- Автор внес определяющий вклад в оформление результатов в виде публикаций и научных докладов, а также в подготовку и оформление патента.

Автор защищает

- Среднесуточные вариации параметров вектора локальной анизотропии потока мюонов и их поведение в разные периоды солнечной активности, полученные на основе анализа 11-летних измерений на МГ УРАГАН в период 2007 - 2017 гг. Впервые показано, что амплитуда вариаций в годы максимума увеличиваются более чем в 2 раза по сравнению с периодом минимума.

- Корреляции усредненных суточных отклонений проекций вектора локальной анизотропии ^ и АЕ, которые имеют сложную циклическую форму с максимумом отклонений от среднего значения, соответствующим северо-восточному направлению в околополуденные часы.

- Корреляционные зависимости между характеристиками вектора относительной локальной анизотропии потока мюонов и параметрами гелиосферных и магнитосферных возмущений, которые показали сильную (коэффициент корреляции на уровне ~ 80%) зависимость от индукции межпланетного

магнитного поля, и менее сильную - от параметров геомагнитного поля (~ 65% для Kp и ~ 50% для Dst индексов).

- Результаты анализа геоэффективных и негеоэффективных корональных выбросов масс в периоды низкой и повышенной солнечной активности, который показал, что основной вклад в формирование анизотропии потока мюонов дают геоэффективные КВМ, при этом наблюдается повышение интенсивности потока КЛ более чем на 3а с угловым размером областей более 0.5 ср c направления на Солнце на долготах 0° - 45°, при этом на долготах 0° —90° наблюдается дефицит потока частиц более чем на 3а.

- Критерии оценки вероятности возникновения геомагнитных возмущений за сутки-трое по данным мюонного годоскопа УРАГАН, которые обеспечивают среднюю вероятность наблюдения магнитного возмущения на уровне ~ 60 % для бурь с Kp > 5 и ~ 64 % для бурь с Kp > 6.

Достоверность

- Экспериментальные результаты получены на трех независимо работающих однотипных супермодулях мюонного годоскопа УРАГАН, которые продемонстрировали хорошую идентичность всех наблюдаемых явлений. Мюонный годоскоп УРАГАН прошел метрологические испытания.

Апробация

Результаты работы были доложены на российских и международных конференциях: Международной молодежной научной конференции студентов, аспирантов и молодых ученых «Ломоносов» (2012, 2013), Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца "Солнечная и солнечно-земная физика" (2012), Научной сессии НИЯУ МИФИ (2012, 2014, 2015), Европейском симпозиуме по космическим лучам (ECRS 2012, 2016), Всероссийской конференции по космическим лучам (ВККЛ 2012, 2014, 2016), Научной ассамблее COSPAR (2014), Международной конференции по физике частиц и астрофизике (ICPPA 2015, 2016), Международном симпозиуме по космическим лучам и астрофизике (ISCRA 2017), Международной конференции CODATA 2017 "Global challenges and data-driven science", Международной конференции по космическим лучам (ICRC 2013, 2015), опубликованы в их трудах, а также в статьях в журналах: Известия РАН. Серия физическая [30, 31, 32], Геомагнетизм и аэрономия [33], Journal of Physics: Conference Series [29, 34,], Advances in Space Research [35, 36, 37], Proceedings of Science [38].

РАЗДЕЛ 1. РЕГИСТРАЦИЯ ПОТОКА МЮОНОВ В ГОДОСКОПИЧЕСКОМ РЕЖИМЕ 1.1. Мюонный годоскоп УРАГАН

Мюонный годоскоп УРАГАН (55.7° N 37.7° Е, 173 м н. у. м.) [23] - координатно-трековый детектор, обладающий высоким угловым и пространственным разрешением, был создан в НИЯУ МИФИ в 2005 - 2007 гг. С 2007 года годоскоп УРАГАН находится в режиме непрерывной экспозиции в течение 11 лет. Этот период охватывает окончание 23-го солнечного цикла в 2007-2008 гг., минимум солнечной активности в 2009 году, периоды увеличения активности в 2010-2011 годы, годы максимума солнечной активности 2012-2015 и уменьшение активности 24-го цикла 2016-2017 гг. На рисунке 1.1.1 представлена фотография мюонного годоскопа, расположенного в экспериментальном зале НОЦ НЕВОД.

Рис. 1.1.1. Фотография четырех СМ мюонного годоскопа УРАГАН.

Годоскоп состоит их четырех независимых супермодулей (СМ), представляющих собой сборки из восьми слоев газоразрядных трубок, продуваемых газовой смесью и оснащённых внешней двухкоординатной считывающей системой. В одном слое находится 20 камер, каждая из которых состоит из 16 трубок внутренними размерами 9 х 9 х 350 мм3, покрытых с внутренней стороны высокоомным резистивным графитовым катодом. Стримерный режим работы трубок обеспечивается подбором высокого напряжения и составом газовой смеси ^г + + ^пентан). С внешней стороны каждой сборки-слоя камер находятся 320Х и 288 У алюминиевых считывающих полосок фольги - стрипов, расположенных взаимно ортогонально и образующих координатную плоскость (Х-стрипы уложены параллельно анодным нитям трубок). Между координатными плоскостями проложены сплошные слои пенопласта толщиной

5 см, обернутые в заземленную алюминиевую фольгу (0.05 мм), играющую роль экрана для уменьшения уровня электромагнитных наводок и выравнивания потенциалов поверхностей экранов слоев стрипов. На рисунке 1.1.2 представлена схема взаимного расположения камер и считывающих стрипов, а также схема расположения плоскостей годоскопа.

Рис. 1.1.2. Схема супермодуля мюонного годоскопа УРАГАН.

При прохождении заряженной частицы через объем трубки формируется локальный разряд, который индуцирует электрический импульс на стрипах, считываемый регистрирующей системой годоскопа. Триггерным сигналом является срабатывание 4-х или более плоскостей (Х-стрипы) в течение 250 нс, что с 99 % эффективностью идентифицирует прохождение мюона [23].

Энергетический порог регистрации мюонов зависит от зенитного угла и варьируется от 200 до 400 МэВ в зависимости от толщины вещества стен и крыши,

окружающих разные супермодули [39]. Синхронизация всех СМ обеспечивается c помощью модулей GLONASS/GPS. Собственное время сервера детектора сверяется с мировым временем (иТ) при помощи системы глобального позиционирования (GLONASS/GPS) и периодически проводится коррекция внутреннего времени. Темп

л

счета одного супермодуля составляет 1700 - 1800 с1. Темп счета реконструированных

л

треков мюонов ~ 1300 с-1. Процесс экспозиции делится на равные одноминутные интервалы, в течение которых осуществляется мониторинг регистрирующих каналов (2 с), собственно регистрация (около 54 с) и передача одноминутных данных кадра в бинарном виде. Данные мониторинга включают в себя результаты тестирования схем последовательного считывания данных, измерения интенсивности шумов плоскостей СМ, распределение сработавших каналов и оценки эффективности регистрации треков частиц плоскостями. «Живое» время 1-минутного кадра составляет 53-54 с и зависит от темпа счета СМ. Таким образом, общее время работы представляет собой сумму «живых» времен одноминутных кадров общей измерительной экспозиции [37]. Созданная аппаратура позволяет регистрировать мюоны в диапазоне зенитных углов 0° - 80° и в режиме реального времени реконструировать треки частиц с угловой точностью ~ 1° [23].

1.2. Формат экспериментальных данных

На рисунке 1.2.1 приведен пример отклика одного из супермодулей при прохождении одиночного мюона. Параметры трека, а именно два проекционных угла вх и ву, восстанавливаются в режиме реального времени с помощью программного обеспечения, алгоритм реконструкции которого основан на методе гистограммирования в проекционных плоскостях XZ и YZ [23].

Рис. 1.2.1. Отклик супермодуля годоскопа на прохождение одиночного мюона.

Угловые распределения треков, зарегистрированных в течение 1 -минутных интервалов, накапливаются в трех типах двоичных массивов-матриц с размерами 90 х 90 ячеек: по зенитным и азимутальным углам Ма = [в,, ф], по проекционным углам Мра = [вх, ву], по тангенсам проекционных углов Mtg = ^двх, tgвyj]. Каждая матрица представляет собой угловое распределение мюонов, измеренное в течение

одноминутного интервала. Последовательность таких матриц дает уникальную возможность изучить временное изменение угловых распределений мюонов. На рисунке 1.2.2 представлена одноминутная матрица Мра. Такая матрица содержит 70 -80 тысяч реконструированных событий. Получаемые данные записываются на жесткий диск и передаются в локальную сеть экспериментального комплекса. Такой массив данных представляет собой «мюонный снимок» верхней полусферы (ограниченной апертурой детектора).

.90°

Рис. 1.2.2. Одноминутная матрица данных.

В настоящее время в режим непрерывного мониторинга процессов в гелиосфере включены три супермодуля мюонного годоскопа УРАГАН (СМ1, СМ3, СМ4). СМ2 используется главным образом для тестирования и калибровки различных типов детекторов, регистрирующих заряженные частицы. Исходя из поставленной задачи, матрицы могут суммироваться по бинам, тем самым увеличивая время экспозиции кадра. Для анализа гелиосферных событий и процессов в магнитосфере Земли используются часовые данные, так как эти процессы развиваются относительно медленно. Такие временные интервалы экспозиции угловых матриц обеспечивают статистическую точность измерения вариаций вторичных космических лучей во всех угловых ячейках на уровне ~0.1%. При анализе вариаций, связанных с процессами в атмосфере, формируются временные ряды матриц, суммированные за пятиминутные интервалы. Тем самым, решаются сразу две задачи: независимое слежение за процессами в гелиосфере, околоземном пространстве и процессами, происходящими в атмосфере Земли, а также эффективное разделение вариаций локального (атмосферного) и глобального (внеатмосферного) происхождения [37].

На центральном компьютере системы сбора и анализа данных детектора осуществляется обработка данных мюонного годоскопа в режиме реального времени. Формируются временные ряды усредненных за одну минуту и 60 минут значений

атмосферного давления, темпа счёта реконструированных треков (внутри рабочего объёма, без барометрической и температурной коррекции) и "живого" времени. Эти ряды хранятся в одно- и 60-минутных суточных файлах в текстовом виде. Каждые 5 минут и в начале каждого часа осуществляется дополнительная обработка, для которой используются данные от трёх супермодулей (СМ1, СМ3 и СМ4), данные СМ2 могут быть использованы по необходимости. Результатами дополнительной обработки являются:

■ временные ряды угловых распределений по 5- и 60-минутным матрицам

Ma_5 и Ma_60;

■ временные ряды характеристик угловых распределений и фурье-анализа по 5-минутным матрицам Mtg_5;

■ временные ряды угловых распределений 60-минутных матриц Mtg_60;

■ временные ряды результатов вейвлет-анализа 5-, 10- и 60-минутных темпов счёта и характеристик анизотропии угловых распределений;

■ файлы изображений 5- и 60-минутных матриц вариаций угловых распределений Mtg_5 в лабораторной и GSE (geocentric solar ecliptic system);

■ файлы изображений графиков полученных временных рядов и параметров их частотных характеристик.

1.3. Барометрические и температурные поправки

Изменения состояния атмосферы приводят к модуляции потока мюонов на поверхности Земли. Вариации КЛ, имеющие внеатмосферное происхождение, оказываются такого же порядка, что и атмосферные. Поэтому для изучения внеатмосферных эффектов необходимо вводить поправки на изменения состояния атмосферы [37]:

Mcor = M + AMT +AMP, (1.1)

где AMT и AM - корректирующие матрицы для температурного и барометрического эффектов соответственно.

Барометрический коэффициент B определяется для каждой ячейки трех типов матриц Ba, Bpa и Btg. Например, барометрические поправки AMP угловой матрицы Mtg для i-го кадра и L-го СМ экспериментальной серии вычисляются, используя формулу:

(AMP )L = Bg• (Po - P) • (he)i , (1.2)

где: P0 - среднее значение давления за длительный промежуток времени ( ~ 993 мбар); Pi - среднее значение давления, измеренное в течение «живого»

времени (t]jve) и Btg L - матрица барометрических коэффициентов [с мбар ] для

всех 90^90 угловых ячеек /-го супермодуля в переменных (tg6x,tg6y). Здесь L - номер супермодуля МГ УРАГАН.

Коррекция на температурный эффект рассчитывается с учетом температурного профиля атмосферы [40]:

AMT = M0 WT(hk,в)АГ(h)Ah/100%, (1.3)

k

где M0 - усредненная за длительный период матрица Ma; WT(hk,6) -

1 1

дифференциальные по высоте температурные коэффициенты (ДТК, %-атм -К^') для зенитного угла 6 и высоты hk [41], hk- глубина k-го слоя атмосферы, Ah=0.05 атм, AT(hk) = TsMA(hk) - T(hk) - изменение высотного хода температуры, T(hk)- температура на глубине hk, TsMA(hk) - температура стандартной модели атмосферы на высоте hk [42]. Для учета температурного эффекта используются данные о температурном профиле атмосферы над Москвой, полученные из Центральной аэрологической обсерватории (ЦАО, Долгопрудный) и рассчитанные по модели GDAS (Глобальная система ассимиляции данных). Коррекция на температурный эффект вводится в данные УРАГАН в автономном режиме с задержкой, которая требуется для получения данных о температурном профиле атмосферы и расчета дифференциальных температурных коэффициентов.

1.4. Данные интенсивности потока мюона

По данным трех супермодулей МГ УРАГАН формируются ряды данных интегральной интенсивности зарегистрированных мюонов. На рис. 1.4.1 представлены вариации для каждого супермодуля, скорректированные на атмосферное давление.

last it onth, 1 hour SM 1 J RA GAN data 4 V Y /V

last it ont^ 1 hour SM3 J RAG AN data Л

N i **

У V AJ /V

last it DITlt К 1 hourSM4 J RA GAN data *

—]—I—|—I—|—I—|—I—|—I—|—I—|—I—|—I—|—I—|—I—I I I—I—I ■ I—I—г-1—I 1 I 1—I 1 I 1—Г-1—I—1—Г-1—I—1—Г-1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1—Н

26 01 02 03 04 05 06 07 08 09 10 11 12 13 14 15 16 17 16 19 20 21 22 23 24 25 26 27 26 29 2016-Маг

Рис. 1.4.1. Раздельные данные трех супермодулей УРАГАН, нормированные и скорректированные на атмосферное давление.

Отклонения темпов счета супермодулей вычисляются относительно следующих значений темпов счета: 1450 с-1, 1412 с-1 и 1414 с-1 для СМ1, СМ3 и СМ4 соответственно. Барометрические коэффициенты (В) темпов счета для супермодулей СМ1, СМ3 и СМ4 составляют: -2.79 мбар-1с-1, -2.55 мбар-1с-1 и -2.58 мбар-1с-1, соответственно. Статистическая погрешность 5-минутных значений отклонений от среднего темпа счета по трем супермодулям составляет ~0.1%, а для 60-минутных значений: ~0.03% - для среднего по трем СМ темпа счета и ~0.05% - по супермодулям в отдельности. Средний темп счёта по трём супермодулям формируется следующим образом [37]:

j =J 1 ' t1ive + J3 ' tfh/e + J4 ' tl

4

4 tlive

t + t3 + t4 live live live

(1.4)

где J, J, J - темпы счёта СМ1, СМ3 и СМ4 с барометрической коррекцией, t^e, 13

live

and t„ve - «живые» времена для СМ1, СМ3 и СМ4. На рис. 1.4.2 представлены графики

относительных вариаций (5-минутных за последние 24 часа и 60-минутных за последние 30 суток) темпа счета реконструированных треков, усредненные по трем СМ и скорректированные на барометрический эффект.

0.8 0.6 0.4 0.2

О--0.2 -0.4

last day, S nln U RAG AM data updated 2018 Mar 29 07 ■.25 LIT

<

к \Л 1

1 I Л 1, WWll Ju/l Д it 1 111 . Jin A Ж Mil* iU riA

f1Щ MAr ' I1 VI If-

08:00 10:00 12:00 14:00 16:00 18:00 20:00 22:00 00:00 02:00 04:00 06:00 2D IB-Mar-29

hour U RAG AN rlfil" 1

26 01 02 03 04 06 07 08 09 10 11 12 13 14 15 16 17 16 19 20 21 22 23 24 25 26 27 26 29 2018-Маг

Рис. 1.4.2. Усредненные данные супермодулей УРАГАН, нормированные и скорректированные на атмосферное давление.

1.5. Мюонографии

Для анализа гелиосферных возмущений наиболее удобно использовать проекционную тангенциальную матрицу отклонений Мд, полученных относительно средних значений, определенных по суточной статистике измерений, что обеспечивает сглаживание медленных трендов и суточных колебаний интенсивности потока мюонов,

обусловленных вращением Земли. Такая матрица получила название мюонография. Для получения мюонографий вычисляются относительные отклонения интенсивностей регистрируемого потока мюонов в единицах статистических погрешностей. На рисунке 1.5.1 показано графическое представление (мюонография) матрицы изменений углового распределения событий за последний час экспозиции МГ УРАГАН (текущая матрица) по отношению к нормировочной матрице, полученной по данным за предшествующие 24 часа, в единицах статистических погрешностей. Статистическая обеспеченность матрицы ~ 5*106 событий. Тонкими линиями указаны направления север-юг и запад-восток; кругами выделены зенитные углы 30°, 45°, 60° и 75°. Максимальное значение зенитного угла было выбрано равным 75°. Шкала показывает отклонения от среднего в единицах среднеквадратичных отклонений. Помимо этого для каждой матрицы выводится необходимая служебная информация, а именно, начало и конец интервала времени, среднее атмосферное давление, значение отклонения от средней интегральной интенсивности (5), длина вектора относительной анизотропии потока мюонов (г, указан в значениях относительно нормировочной матрицы, деленный на статистическую ошибку) и направление (ф), указывающее на направление увеличения потока мюонов [43].

Рис. 1.5.1. Мюонография 60-минутной матрицы Mtg. Внешняя окружность ограничивает ячейки матрицы с зенитными углами 75° и менее. Внутренние окружности соответствуют зенитным углам 30°, 45° и 60°.

Чтобы сформировать эту мюонографию, производятся дополнительные расчеты [37]:

- Мд м - матрица, полученная суммированием по трем СМ и по минутным матрицам за интервал времени А1 (5- или 60-минут): М(д м = ^^М(д L .

М I

- М^д - нормировочная матрица, полученная суммированием по трем СМ и по минутным матрицам за предыдущие 24 часа: М^ = . .

24Л I

- м - сумма для трех СМ «живых» времен одноминутных кадров ( 1ье) за

временной интервал М: ^_м = .

м I

- - полное «живое» время одноминутных кадров в течение предшествующих 24 часов: С = .

24Л I

- Ры - атмосферное давление, усредненное за предыдущие 24 часа. Барометрическая коррекция значений в матрицах вводится перед суммированием по СМ, используя барометрические коэффициенты для каждой ячейки матрицы:

(М™м) = Мд , + В, . (Ро -Р). м, (1.5)

где L - номер СМ; 1ье_м - «живое» время L-го СМ за интервал экспозиции А^ (Мм). - скорректированная на атмосферное давление матрица; Б[_ - матрица

л л

барометрических коэффициентов [с мбар ]; Р - усредненное за текущий интервал At атмосферное давление [мбар].

Матрица угловых вариаций темпа счета Мд_5 в терминах среднеквадратичных отклонений вычисляется следующим образом:

и _ Mtg_ М - М!д • м / Се

М*д-5= I N N ' (1)

у!М(д ' ^1Ые_ дt / tlive

где предполагается, что деление производится ячейка на ячейку. Матрица для А1 = 60 минут представлена на рисунке 1.5.1.

Дальнейшая процедура трансформации полученной мюонографии в удобную для анализа форму включает несколько последовательных шагов.

N

Первым шагом является сглаживание матриц Мд и М1д с использованием

двумерного гауссова фильтра низких частот с радиусом RF для более удобного графического представления полученного за углового распределения [37]:

Msm.. = tg _ i, j к, j -i f m l ,m - Mtg _ l,m -

mn _ sm = к ,j -I f, T l ,m • MN Mtg _l,m >

QJ = (к ,j )2 -I mn l ,m - (flm )2 l ,m (li,J )

к, =

(1.7)

' I" tg _ I \ I ,j I > I ,m

1

' J I fu'

I ,m

где f,J = exp

(I _ i )2 + (m _ j )Л

2R2F ,

и Qn является матрицей дисперсий значений ячеек,

используемых для сглаживания. Для фильтрации матриц выбрано значение Rp=2 [37]. Таким образом, сглаженная матрица вариаций М{д-3 (см. (1.6)) может быть записана в

следующем виде:

Msm _MN _ sm -t / tN м _ Mtg Mtg tlive_At 1 tlive

Mtg_S= . N ' (18)

Qn . t J1N

\¡Q tlive _ At 1 tli

4ive

Следующий шаг - коррекция формы углового распределения, чтобы дать возможность выявить более мелкие детали мюонографий, в случае, когда происходят значительно большие изменения в текущем и нормализованном распределении. С достаточной точностью зенитное угловое распределение мюонов описывается следующим выражением:

Ma = C - cosae-MdQ, (1.9)

tlive

где Ma - матрица углового распределения потока мюонов, записанная в течение tive;

л л

C - нормировочный коэффициент (с ср ); а - показатель степени при косинусе; Mein - матрица, содержащая в каждой ячейке телесный угол, соответствующий определенной ячейке матрицы Ma. Показатель степени а отражает энергетическое распределение мюонов и геометрический фактор детектора. Коэффициент C отражает интегральную интенсивность потока. Если провести аппроксимацию угловых распределений текущей и нормировочной MN с использованием (1.6) и получить для них коэффициенты (С, а) и (CN, aN) соответственно, то можно привести форму

нормировочного распределения в соответствие с формой текущего распределения. Коэффициент преобразования формы углового распределения е\

С■СОБа в

в(в) =

а

CN■cos Nв

(1.10)

Принимая во внимание выражения (1.9) и (1.10), скорректированная на форму углового распределения матрица вариаций может быть записана следующим образом:

-е(в) ■ м■ г//ие / !цуе

-, (1.11)

Mcor Mtg _s

■t / fN

4ive At 4ive

Предполагается, что каждая ячейка умножается на значение е(д), связанное с зенитным углом ячейки, а матричное деление выполняется для каждой ячейки.

На рисунке 1.5.2 представлены примеры сглаженной (слева) и скорректированной на форму углового распределения мюонов (справа) мюонографии, полученной для текущей часовой матрицы, приведенной на рис. 1.5.1. Хорошо видно, что после коррекции на форму углового распределения анизотропия, вызванная суточной вариацией потока мюонов, исчезла. При этом остальные особенности матрицы сохранились.

1 hour URAGAN data S Щ ^ 1 hour URAGAN corrected data S

Рис. 1.5.2. Мюонографии часовой матрицы вариаций потока мюонов, нормированной и сглаженной (слева), а также скорректированной на форму углового распределения (справа).

1.6. Асимптотические направления

Для преобразования мюонографий потока мюонов в угловое распределение родительских протонов на границе магнитопаузы разработана процедура трансформации матриц вариаций углового распределения потока мюонов в лабораторной системе координат, наблюдаемых на уровне детектора, на границу магнитопаузы в систему координат GSE (geocentric solar ecliptic system). При этом предполагается, что мюоны сохраняют направления родивших их космических лучей. Для каждой угловой ячейки матрицы были рассчитаны асимптотические направления частиц с учетом пороговой энергии (~ 0.3 ГэВ), направления трека мюона в детекторе и энергии протона в зоне генерации. На рисунке 1.6.1 изображена зависимость расчетных средних энергий протонов КЛ на уровне генерации мюонов [37]. Из рисунка видно, что средняя энергия протонов, дающих основной вклад в регистрируемый поток мюонов, степенным образом зависит от cose и существенно возрастает при зенитных углах выше 45°.

Зенитный угол в°

Рис. 1.6.1 Зависимость расчетной средней энергии протона в зоне генерации

мюонов от зенитного угла.

На рисунке 1.6.2 показаны асимптотические направления протонов со средними по спектру энергиями для мюонов, регистрируемых под зенитными углами 30°, 45°, 60° и 75°. Из рисунка видно, что первичные протоны, дающие вклад в вертикальный поток мюонов на границе магнитосферы приходят к Земле несколько юго-восточнее. В результате предварительного расчета асимптотических направлений были получены

две таблицы соответствий зенитных и азимутальных углов в лабораторной системе координат (в, ф)аь зенитным и азимутальным углам в системе координат GEO (geographic coordinate system): (в, y)GEO [37, 44].

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Астапов Иван Иванович, 2018 год

Список литературы

[1] P.N.Mayaud, 1980. Derivation, Meaning, and Use of Geomagnetic Indices, Geophysical Monograph 22. Washington, DC: American Geophysical Union.

[2] A.V. Belov. Forbush effects and their connection with solar, interplanetary and geomagnetic phenomena. Proc. IAU Symp. 2009. V. 257. P. 439-450.

[3] H.V. Cane, I.G. Richardson, T.T. von Rosenvinge. Cosmic ray decreases: 1964-1994. J. Geophys. Res. 1996. V. 101, p. 21561-21572.

[4] I.G. Richardson, H.V. Cane. Near-Earth interplanetary coronal mass ejections during solar cycle 23 (1996-2009): catalog and summary of properties. Solar Phys. 2010. V. V 264, p. 189-237.

[5] V. Bothmer, A. Zhukov. The Sun as the prime source of space weather. Space Weather - Physics and Effects. Ed. by V. Bothmer and I.A. Daglis. Springer. 2007. P. 31-102.

[6] N. Gopalswamy. Coronal mass ejections and space weather. Climate and Weather of the Sun-Earth system (CAWSES): selected papers from the 2007 Kyoto Symposium. Ed. by T. Tsuda, R. Fujii, K. Shibata, and M.A. Geller. TERRAPUB, Tokyo. 2009. P. 77-120.

[7] H.V. Cane. Coronal mass ejections and Forbush decreases. Space Sci. Rev. 2000. V. 93, p. 55-77.

[8] I.G. Richardson. Energetic particles and corotating interaction regions in the solar wind. Space Sci. Rev. 2004. V. 111, p. 267-376.

[9] Advanced Composition Explorer (ACE) (29.03.2018): http://www.srl.caltech.edu/ACE/

[10] OMNI data (29.03.2018): http://omniweb.gsfc.nasa.gov

[11] B. Rossi. Cosmic Rays, New York, McGraw-Hill, 1964, p. 55.

[12] J.E. Humble, M.A. Shea, D.F. Smart. Sensitivity of cosmic ray trajectory calculations to geomagnetic field model representations. Phys. Earth Planet. Inter. 1985. V. 37, p. 12.

[13] C. Plainaki, H. Mavromichalaki, A. Belov, E. Eroshenko, and V. Yanke. Neutron monitor asymptotic directions of viewing during the event of 13 December 2006. Advances in Space Research. 2009. V. 43, p. 518-522.

[14] S.E. Forbush. On world-wide changes in cosmic-ray intensity. Phys. Rev. 1938. V. 54(12), p. 975-988.

[15] Г.Ф. Крымский, A.M. Алтухов, А.И. Кузьмин, Г.В. Скрипин. Новый метод исследования анизотропии космических лучей. Исследование по геомагнетизму и аэрономии. М.: Наука. 1966. 105 с.

[16] K. Nagashima, S. Sakakibara, K. Murakami, I. Morishita. Response and yield functions of neutron monitor, Galactic cosmic-ray spectrum and its solar modulation, derived from all the available world-wide surveys. Nuovo Cimento C. 1989. V. 12 (2), p. 173209.

[17] A.V. Belov, Ya.L. Blokh, L.I. Dorman, E.A. Eroshenko, O.I. Inozemtseva, N.S. Kaminer. Anisotropy and time-dependent changes in the spectrum of cosmic-ray intensity variations during August, 1972. AN USSR, Izv., Ser. Fiz. 1974. V. 38, p. 1867-1875.

[18] Z. Fujii. Nagoya Multi-Directional Muon Telescope, Cosmic-Ray Research Section, Solar-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University, Nagoya, 2011, 464-8601 Japan.

[19] T. Kuwabara, J.W. Bieber, J. Clem, P. Evenson, R. Pyle, K. Munakata, S. Yasue, C. Kato, S. Akahane, M. Koyama, Z. Fujii, M.L. Duldig, J.E. Humble, M.R. Silva, N.B. Trivedi, W.D. Gonzalez, and N.J. Schuch. Real-time cosmic ray monitoring system for space weather. Space weather. 2006. V. 4, s08001, doi:10.1029/2005sw000204.

[20] Y. Okazaki, A. Fushishita, T. Narumi, C. Kato, S. Yasue, T. Kuwabara, J.W. Bieber, P. Evenson, M.R. Da Silva, A. Dal Lago, N.J. Schuch, Z. Fujii, M.L. Duldig, J.E. Humble, I. Sabbah, J. Ko'ta, and K. Munakata. Drift effects and the cosmic ray density gradient in a solar rotation period: first observation with the global muon detector network (GMDN). The Astrophysical Journal. 2008. V. 681. p. 693-707.

[21] В.В. Борог, А.Ю. Буринский, В. В. Дронов. Мюонный годоскоп для исследования солнечно-земных связей в области энергий больше 10 ГэВ. Изв. РАН, сер. физ. 1995, Т. 59, № 4, с.191-194.

[22] Н.С. Барбашина, Р.П. Кокоулин, К.Г. Компаниец, Дж. Маннокки, А.А. Петрухин, О. Сааведра, Д.А. Тимашков, Дж. Тринкеро, Д.В. Чернов, В.В. Шутенко, И.И. Яшин. Широкоапертурный мюонный детектор для диагностики атмосферы и магнитосферы Земли. Изв. РАН, сер. физ., т. 71, № 7, 2007, с. 1072-1074.

[23] Н.С. Барбашина, Р.П. Кокоулин, К.Г. Компаниец, Дж. Маннокки, А.А. Петрухин, О. Сааведра, Д.А. Тимашков, Дж. Тринкеро, Д.В. Чернов, В.В. Шутенко, И.И. Яшин. Широкоапертурный мюонный годоскоп большой площади УРАГАН. Приборы и техника эксперимента, 2008, № 2, с. 26-32.

[24] F. Jansen, K.Munakata, M.L. Duldig, and R. Hippler. Muon Detectors - the realtime, ground based forecast of geomagnetic storms in Europe, ESA Space Weather

Workshop: Looking towards a European Space Weather Programme, 2001, ESA WPP-144, 6 p.

[25] Н.В. Ампилогов, И.И. Астапов, Н.С. Барбашина, В.В. Борог, А.Н. Дмитриева, К.Г. Компаниец, А.А. Петрухин, Д.А. Тимашков, Д.В. Чернов, В.В. Шутенко, И.И. Яшин. Новый мюонный годоскоп для мониторинга гелиосферных и атмосферных возмущений. Краткие сообщения по физике ФИАН. 2010. № 7. с. 43-46.

[26] Н.С. Барбашина, В.В. Борог, А.Н. Дмитриева, Р.П. Кокоулин, К.Г. Компаниец, А.А. Петрухин, Д.А. Тимашков, В.В. Шутенко, И.И. Яшин. Мюонная диагностика атмосферы и магнитосферы Земли. Изв. РАН, сер. физ. 2007. Т. 71, № 7, с. 10691071.

[27] В.В. Шутенко, Н.С. Барбашина, К.Г. Компаниец, А.А. Петрухин, Д.А. Тимашков, И.И. Яшин. Наблюдение гелиосферных возмущений в мюонной компоненте космических лучей. Изв. РАН, сер. физ. 2009. Т. 73, № 3, с. 364-367.

[28] Н.С. Барбашина, А.Н. Дмитриева, К.Г. Компаниец, А.С. Михайленко,

A.А. Петрухин, Д.А. Тимашков, С.С. Хохлов, В.В. Шутенко, Е.И. Яковлева, И.И. Яшин. Исследование динамики глобальных возмущений магнитосферы Земли с помощью мюонных детекторов. Краткие сообщения по физике ФИАН. 2010. № 6, с. 3-5.

[29] I.I. Astapov, N.S. Barbashina, A.N. Dmitrieva, Yu.N. Mishutina, A.A. Petrukhin, V.V. Shutenko, E.I. Yakovleva, I.I. Yashin. Study of heliospheric disturbances on the basis of cosmic ray muon flux anisotropy. J. Phys.: Conf. Ser. 2013. V. 409 012196, 4 p. DOI: 10.1088/1742-6596/409/1/012196.

[30] И.И. Астапов, Н.С. Барбашина, А.Н. Дмитриева, Ю.Н. Мишутина, А.А. Петрухин,

B.В. Шутенко, Е.И. Яковлева, И.И. Яшин. Анализ анизотропии потока мюонов по данным мюонного годоскопа УРАГАН во время гелиосферных возмущений. Изв. РАН, сер. физ. 2013. Т. 77. № 5. с. 593-595. DOI: 10.7868/S0367676513050062.

[31] И.И. Яшин, Н.В. Ампилогов, И.И. Астапов, Н.С. Барбашина, В.В. Борог, А.Н. Дмитриева, Р.П. Кокоулин, К.Г. Компаниец, Дж. Маннокки, А.С. Михайленко, А.А. Петрухин, О. Сааведра, Дж. Тринкеро, В.В. Шутенко, Е.И. Яковлева. Мюонная диагностика: современный статус. Изв. РАН, сер. физ. 2013. Т. 77. № 5. c. 621-624. DOI: 10.7868/S0367676513050542.

[32] И.И. Астапов, Н.С. Барбашина, В.В. Борог, И.С. Веселовский, Н.В. Осетрова, А.А. Петрухин, В.В. Шутенко, И.И. Яшин. Исследование геоэффективных и

негеоэффективных КВМ по данным МГ УРАГАН. Изв. РАН, сер.физ. 2017. Т. 81, № 2, с. 202-205. DOI: 10.7868/S0367676517020041.

[33] В.В. Шутенко, И.И. Астапов, Н.С. Барбашина, А.Н. Дмитриева, Р.П. Кокоулин, К.Г. Компаниец, А.А. Петрухин, И.И. Яшин. Долговременные вариации углового распределения потока мюонов. Геомагнетизм и аэрономия. 2013. Т. 53. № 5. c. 611-619. DOI: 10.7868/S0016794013050155.

[34] V.V. Shutenko, I.I. Astapov, N.S. Barbashina, A.N. Dmitrieva, R.P. Kokoulin, K.G. Kompaniets, A.A. Petrukhin, I.I. Yashin. Search of predictors of geoeffective heliospheric events by means of muon hodoscope URAGAN. J. Phys.: Conf. Ser. 2016.V. 675, 032033 (4 pages). DOI:10.1088/1742-6596/675/3/032033.

[35] I.I. Astapov, N.S. Barbashina, A.A. Petrukhin, V.V. Shutenko, IS. Veselovsky. Powerful non-geoeffective interplanetary disturbance of July 2012 observed by muon hodoscope URAGAN. Advances in Space Research. 2015. V. 56 (12), p. 2833-2838. DOI:10.1016/j.asr.2015.03.002.

[36] I.I. Astapov, N.S. Barbashina, A.N. Dmitrieva, R.P. Kokoulin, A.A. Petrukhin, V.V. Shutenko, E.I. Yakovleva, I.I. Yashin. Local anisotropy of muon flux - the basis of the method of muon diagnostics of extra-terrestrial space. Advances in Space Research. 2015. V, 56 (12), p. 2713-2718. DOI: 10.1016/j.asr.2015.05.039.

[37] I.I. Yashin, I.I. Astapov, N.S. Barbashina, V.V. Borog, A.N. Dmitrieva, R.P. Kokoulin, K.G. Kompaniets, A.A. Petrukhin, V.V. Shutenko, E.I. Yakovleva. Real-time data of muon hodoscope URAGAN. Advances in Space Research. 2015. V. 56 (12), p. 26932705. doi:10.1016/j.asr.2015.06.003.

[38] N.S. Barbashina, I.I. Astapov, N.V. Osetrova, A.A. Petrukhin, V.V. Shutenko, I.S. Veselovsky. Non-geoeffective interplanetary distrurbances observed by muon hodoscope URAGAN. Proceedings of Science. Volume 30-July-2015, 2015, Article number 134. 34th International Cosmic Ray Conference, ICRC 2015; Code 123460.

[39] А.Н. Дмитриева, Н.В. Ампилогов, И.И. Астапов, Н.С. Барбашина, А.А. Ковыляева, В.В. Шутенко, Е.И. Яковлева. Вариации энергетического спектра первичных космических лучей в 2007-2015 гг. по данным мюонного годоскопа УРАГАН. Изв. РАН, сер. физ. 2017. Т. 81, № 2, с. 176-178. DOI: 10.7868/S036767651702017X.

[40] Л.И. Дорман, "Метеорологические эффекты космических лучей". М.: Наука, 1972.

[41] A.N. Dmitrieva, R.P. Kokoulin, A.A. Petrukhin, D.A. Timashkov. Corrections for temperature effect for ground-based muon hodoscopes. Astropart. Phys. 2011. V. 34 (6), p. 401-411.

[42] Yu.A. Glagolev, Handbook on the physical parameters of the atmosphere. Leningrad: Gidrometeoizdat, 1970.

[43] Н.С Барбашина. Методика исследования форбуш-эффектов в потоке мюонов космических лучей, регистрируемых в годоскопическом режиме. Диссертация на соискание ученой степени к.ф.-м.н. НИЯУ МИФИ, 2013.

[44] В.В. Шутенко, Н.С. Барбашина, К.Г. Компаниец, А.А. Петрухин, Д.А. Тимашков, И.И. Яшин. Наблюдение гелиосферных возмущений в мюонной компоненте космических лучей. Изв. РАН, сер. физ. 2009. Т. 73. № 3. c. 364-367.

[45] CXFORM: Coordinate transformation package for IDL and C (28.03.2018): https://spdf.sci.gsfc.nasa.gov/pub/software/old/selected software from nssdc/coordin ate transform/

[46] А.И. Кобзарь. Прикладная математическая статистика. Для инженеров и научных работников. М.: ФИЗМАТЛИТ. 2006.

[47] CACTus CME list (29.03.2018): http://sidc.oma.be/cactus/catalog.php

[48] E. Robbrecht and D. Berghmans. Automated recognition of coronal mass ejections (CMEs) in near-real-time data. Astronomy and Astrophysics. 2004. V. 425 (3), p. 10971106 DOI: 10.1051/0004-6361:20041302

[49] Brussels International Sunspot Number (28.03.2018): http://www.sidc.be/silso/datafiles

[50] I.I. Astapov, N.S. Barbashina, V.V. Borog, I.S. Veselovsky, N.V. Osetrova, A.A. Petrukhin, V.V. Shutenko. Investigation of muon flux anisotropy during CME. XXV European Cosmic Ray Symposium, Turin, Sept. 4-9 2016. eConf C16-09-04.3 arXiv: 1701.00070.

[51] И.Н. Мягкова, Ю.С. Шугай, И.С. Веселовский, О.С. Яковчук. Сравнительный анализ влияния рекуррентных высокоскоростных поток солнечного ветра на радиационное состояние околоземного космического пространства в апреле-июле 2010 года. Астрономический вестник. 2013. Т. 47 (2), с 141-155.

[52] C.A. Loewe, G.W. Prolss. Classification and mean behavior of magnetic storms. Journal of geophysical research. 1997. V. 102, №. A7, p.14.209-14.213.

[53] The Wilcox Solar Observatory (28.03.2018): http://wso.stanford.edu

[54] А.А. Абунин, М.А. Абунина, А.В. Белов и др. Форбуш-эффекты с внезапным и постепенным началом. Геомагнетизм и аэрономия. 2012. Т. 52 (3), с. 313-320.

[55] GOES Satellite Network (28.03.2018): ftp://ftp.swpc.noaa.gov/pub

[56] И.И. Астапов, Н.С. Барбашина, В.В. Борог, Р.П. Кокоулин, К.Г. Компаниец, А.А. Петрухин, В.В. Шутенко, И.И. Яшин. Способ обнаружения гелиосферных возмущений. Патент РФ на изобретение № 2446495 от 27 марта 2012 г.