Геліосферна модуляція галактичних космічних променів під час великих сонячних мінімумів Минуле і майбутнє

Група фізики космічного середовища, кафедра метеорології, Університет Редінга, Редінг, Великобританія

Автор-кореспондент: М. Дж. Оуенс, Група фізики космічного середовища, Департамент метеорології, Університет Редінга, Ерлі Гейт, поштова скринька 243, Редінг RG6 6BB, Великобританія. ([email protected]) Шукайте більше статей цього автора

Підрозділ Оулу, Геофізична обсерваторія Соданкюля, Університет Оулу, Оулу, Фінляндія

Кафедра фізики Університету Оулу, Оулу, Фінляндія

Група фізики космічного середовища, кафедра метеорології, Університет Редінга, Редінг, Великобританія

Підрозділ Оулу, Геофізична обсерваторія Соданкюля, Університет Оулу, Оулу, Фінляндія

Кафедра фізики Університету Оулу, Оулу, Фінляндія

Група фізики космічного середовища, кафедра метеорології, Університет Редінга, Редінг, Великобританія

Анотація

[1] Потік галактичного космічного променя на Землі модулюється геліосферним магнітним полем. Потенціал геліосферної модуляції, Φ, під час великих сонячних мінімумів досліджується за допомогою моделі відкритого сонячного потоку (OSF) із джерелом OSF на основі числа сонячних плям, R та втрат OSF на нахилі геліосферного струму. Зміна домінування між джерелом та засобами втрат Φ змінюється в (анти) фазі з R під час сильних (слабких) циклів, за погодженням з Φ оцінками з записів ядра льоду в концентрації 10 Be, які знаходяться в фазі протягом більшої частини останніх 300 років, але антифазний під час мінімуму Маундера. Результати моделі вказують на «плоскі» цикли OSF, такі як сонячний цикл 20 - це результат тимчасового балансування джерела та втрат OSF протягом циклу. Таким чином, навіть якщо сонячна активність продовжує неухильно знижуватися, довгострокове падіння OSF через SC21 до SC23 може стати плато під час SC24, хоча знову з'явиться в SC25 із зворотним фазовим співвідношенням.

1. Вступ

[3] Під час мінімуму Маундера, великого сонячного мінімуму, який тривав приблизно з 1645 до 1700 р., Сонце добре спостерігалося професійними астрономами, але демонструвало надзвичайно мало сонячних плям [напр., Хойт і Шаттен, 1998; Вакеро, 2007]. Є дані, що сонячний цикл продовжувався протягом цього періоду, оскільки концентрація 10 Be показує приблизно 11-річну періодичність у крижаному ядрі Dye3 протягом усього [ Пиво та ін., 1998]. Однак варіація Маундера Мінімум 10 Be відповідає очікуваному циклу сонячних плям, всупереч очікуванням та подальшій поведінці [ Усоскін та ін., 2001]. Таким чином, дискутується, чи є цикл Maunder Мінімум 10 Be ефектом сонячної модуляції, чи результатом масштабної зміни осадження атмосферними опадами в результаті, наприклад, коливань Північної Атлантики [ Хейкіля та ін., 2009].

[4] Останні 5 або 6 сонячних циклів, що включає космічну еру, демонстрували вищі середні числа сонячних плям, ніж решта записів, що свідчить про великі сонячні максимуми (GSM) [ Соланки та ін., 2004], за погодженням з геомагнітним [ Локвуд та ін., 2009; Локвуд та Оуенс, 2011 р.] Та реконструкції ГМР HMF [ Маккрекен, 2007; Steinhilber та співавт., 2010]. Однак за останні 2 або 3 сонячні цикли сонячне магнітне поле зменшилось, припускаючи, що поточний GSM закінчується [ Абреу та ін., 2008; Локвуд та ін., 2009, 2012]. Згідно із записом GCR, близько 10% попередніх виходів з GSM призвели до мінімальних умов Maunder протягом 50 років [ Steinhilber et al., 2010 р .; Локвуд, 2010 р .; Барнард та ін., 2011].

[5] У цьому дослідженні ми використовуємо модель безперервності, щоб дослідити еволюцію ВМЧ через зменшуване сонячне магнітне поле і показати, що циклічні спостереження 10 Be під час мінімуму Маундера відповідають продовженню сонячного циклу, незважаючи на фазовий зсув. Потім ми використовуємо модель, щоб дослідити, як можуть розвиватися цикли 24 і 25 за різних сценаріїв циклу сонячних плям.

2. Моделювання потенціалу геліосферної модуляції

[6] Відкритий сонячний потік (OSF), загальний беззнаковий магнітний потік, що пронизує геліоцентричну сферу на висоті сонячного вітру, можна оцінити за допомогою обох екстраполяцій спостережуваного фотосферного магнітного поля [ Ван і Шилі, 1995] та на основі вимірювань HMF in situ [наприклад., Оуенс та ін., 2008а; Локвуд та Оуенс, 2009]. Соланки та ін. [2000] змоделював зміну сонячного циклу в OSF як вихідний термін, S, який, як передбачається, відповідає числу сонячних плям (R), і термін втрат, L, що дозволяє OSF спадати із заданими константами часу. Оуенс і Локвуд [2012] використовував спостережуваний OSF і спостережений R, щоб показати дробовий рівень втрат OSF (χ) був по суті циклічним протягом останнього століття і уважно стежив за зміною кута нахилу шару геліосферного струму (HCS). Втрата OSF в регіонах із великим нахилом HCS узгоджується із спостереженнями за корональними припливами та руйнуючимися петлями [ Шилі та Ван, 2001]. Нахилений HCS дозволяє диференціальному обертанню змушувати OSF з протилежною полярністю, що призводить до втрати OSF через повторне підключення [наприклад., Оуенс та ін., 2011а].

[7] Для вивчення ефекту спадаючого сонячного магнітного поля на малюнку 1 (перший рядок) показано змодельоване варіаційне значення R із використанням спостережуваних середніх коливань протягом циклів 12–23 [ Оуенс та ін., 2011b], з амплітудою, лінійно збільшеною вниз і вгору. Часи максимальної кількості сонячних плям, ТР., показані тут і на малюнку 1 (четвертий ряд) у вигляді вертикальних червоних ліній, із затіненими ділянками, що показують R в межах 80% від максимуму циклу. На малюнку 1 (другий рядок) показано середнє відхилення в χ за цикли 12–23 [ Оуенс і Локвуд, 2012], лінійно масштабований у 1,74 разів, щоб відповідати зміні кута нахилу HCS. Варіація нахилу HCS є більш асиметричною, ніж варіація R, з більш різким підйомом, попереднім піком та більш тривалим спадом. Зміни HCS вважаються однаковими для кожного циклу, який відповідає першому порядку [ Оуенс і Локвуд, 2012], але деталі варіації HCS можуть бути важливими для отриманого OSF, як обговорювалось у Розділі 4.

[8] Варіації нахилу R та HCS використовуються як основа для термінів джерела та збитків OSF таким же чином, як Оуенс і Локвуд [2012], а саме використання = a(Р. + Р.0) та L = χOSF, де a = 1 × 10 12 Вт CR −1 (CR = Carrington Rotation) та Р.0 = 10. The Р.0 термін дає виробництво OSF навіть у періоди Р. = 0, як пропонується швидкістю викиду корональної маси при Р. = 0 протягом останнього мінімуму сонячної плями [ Оуенс та ін., 2008b]. Отримані варіації OSF та Φ показані на малюнках 1 (третій ряд) та 1 (четвертий ряд) відповідно. Φ обчислюється з нахилу OSF та HCS [ Аланко ‐ Уотарі та ін., 2007]. Часи максимум Φ, ТΦ, показані тут і на малюнку 1 (перший рядок) у вигляді вертикальних синіх ліній, із затіненими областями, що показують час, коли Φ знаходиться в межах 80% від пікового значення циклу.

[9] Для циклів з піком R, Р.МАКС.,> 75 (цикли 1–4 та 14–18 графіку), варіація is знаходиться у наближеній фазі з R. Однак, як Р.MAX падає приблизно до 60, варіація OSF згладжується, а Φ досягає піку пізніше в циклі. (Точний поріг, при якому це відбувається, буде залежати від параметрів OSF та форми джерела та умов втрат.) Подальший крок вниз, Р.MAX≈ 40 дає OSF в антифазі з R, що, в свою чергу, дає плоску варіацію. ДляР.МАКС. [10] Під час великих мінімумів, подібних до амплітуди варіації Φ значно зменшується, незважаючи на відносно високу амплітуду варіації OSF. Це тому, що Аланко ‐ Уотарі та ін. [2007] форма для Φ призводить до поєднання нахилу HCS та OSF під час високого R, але скасування під час низького R. Отже, сигнал сонячної модуляції повинен бути важче виявити в записах 10 Be під час мінімальних мінімумів. І навпаки, нижчий Φ призведе до вищих потоків GCR на Землі, що призведе до підвищеного виробництва 10 Be, а отже, слабший сигнал сонячної модуляції все ще може бути виявлений. Крім того, Аланко ‐ Уотарі та ін. [2007] співвідношення базується на спостереженнях космічної ери, тому нахил HCS може не скасувати зміну OSF в однаковій мірі під час великих сонячних мінімумів.