ΕΠΙΔΡΑΣΗ ΤΩΝ ΕΚΤΟΞΕΥΣΕΩΝ ΣΤΕΜΜΑΤΙΚΟΥ ΥΛΙΚΟΥ ΣΤΗΝ ΔΙΑΜΟΡΦΩΣΗ ΤΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΚΑΤΑ

Transcript

1 ΕΘΝΙΚΟ ΚΑΙ ΚΑΠΟΔΙΣΤΡΙΑΚΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΑΘΗΝΩΝ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΤΟΜΕΑΣ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ, ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΜΗΧΑΝΙΚΗΣ ΕΡΕΥΝΗΤΙΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ Μ.Δ.Ε. ΕΠΙΔΡΑΣΗ ΤΩΝ ΕΚΤΟΞΕΥΣΕΩΝ ΣΤΕΜΜΑΤΙΚΟΥ ΥΛΙΚΟΥ ΣΤΗΝ ΔΙΑΜΟΡΦΩΣΗ ΤΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΚΑΤΑ ΤΟΝ 23 Ο ΚΑΙ 24 Ο ΗΛΙΑΚΟ ΚΥΚΛΟ ΠΑΟΥΡΗΣ ΕΥΑΓΓΕΛΟΣ Α.Μ.: Τριμελής Επιτροπή: Ελένη Χριστοπούλου Μαυρομιχαλάκη, Καθ. Τμήματος Φυσικής ΕΚΠΑ Κανάρης Τσίγκανος, Καθ. Τμήματος Φυσικής ΕΚΠΑ Ξενοφών Μουσάς, Καθ. Τμήματος Φυσικής ΕΚΠΑ ΑΘΗΝΑ 2013

2 ΕΘΝΙΚΟ ΚΑΙ ΚΑΠΟ ΙΣΤΡΙΑΚΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΑΘΗΝΩΝ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΤΟΜΕΑΣ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ, ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΜΗΧΑΝΙΚΗΣ ΕΡΕΥΝΗΤΙΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ Μ..Ε. ΕΠΙ ΡΑΣΗ ΤΩΝ ΕΚΤΟ ΟΞΕΥΣΕΩΝ ΣΤΕΜΜΑΤΙΚΟΥ ΥΛΙΚΟΥ Υ ΣΤΗΝ ΙΑΜΟΡΦΩΣΗ ΤΗ ΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΚΑΤ ΤΑ ΤΟΝ 23 Ο ΚΑΙ 24 Ο ΗΛΙΑΚΟ ΚΥΚΛΟ ΠΑΟ ΟΥΡΗΣ ΕΥΑΓΓΕΛΟΣ Α.Μ.: Τριμελής Επιτροπή: Ελένη Χριστοπούλου Μαυρομιχαλάκη, Καθ. Τμήματος Φυσικής ΕΚΠΑ Κανάρης Τσίγκανος, Καθ. Τμήματος Φυσικής ΕΚΠΑ Ξενοφών Μουσάς, Καθ. Τμήματος Φυσικής ΕΚΠΑ ΑΘΗΝΑ 2013

3 ~ 2 ~

4 ΠΡΟΛΟΓΟΣ Η Ερευνητική αυτή εργασία με θέμα: «ΕΠΙ ΡΑΣΗ ΤΩΝ ΕΚΤΟΞΕΥΣΕΩΝ ΣΤΕΜΜΑΤΙΚΟΥ ΥΛΙΚΟΥ ΣΤΗΝ ΙΑΜΟΡΦΩΣΗ ΤΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΚΑΤΑ ΤΟΝ 23 Ο ΚΑΙ 24 Ο ΗΛΙΑΚΟ ΚΥΚΛΟ» εκπονήθηκε στον Τομέα Πυρηνικής Φυσικής και Στοιχειωδών Σωματιδίων του Τμήματος Φυσικής του Πανεπιστημίου Αθηνών για την απόκτηση του Μεταπτυχιακού ιπλώματος Ειδίκευσης (Μ..Ε.) του Τομέα Αστροφυσικής, Αστρονομίας και Μηχανικής. Η εργασία αυτή ξεκίνησε στα πλαίσια του προπτυχιακού μαθήματος της Κοσμικής Ακτινοβολίας σε συνεργασία με την συνάδελφο Θεοδώρα Καραλίδη και την επίβλεψη της καθηγήτριας κ. Ελένης Μαυρομιχαλάκη, όπου τελικά προέκυψε και η πρώτη δημοσίευση στο ιεθνές Περιοδικό Solar Physics. Ακολούθησε σημαντική πρόοδος στο επίκαιρο αυτό θέμα βελτιώνοντας συνεχώς το πρότυπο της μακρόχρονης διαμόρφωσης της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας με αποτέλεσμα σειρά δημοσιεύσεων σε διεθνή επιστημονικά περιοδικά και παρουσιάσεων σε συνέδρια, τις οποίες και παραθέτουμε στο τέλος του τόμου. Από την θέση αυτή θα ήθελα να ευχαριστήσω την κύρια επιβλέπουσα της εργασίας αυτής, καθηγήτρια του Tμήματος Φυσικής του ΕΚΠΑ κα Eλένη Μαυρομιχαλάκη για την βοήθεια που μου παρείχε κατά την διάρκεια της συνεργασίας μας όλα αυτά τα χρόνια αλλά και για την στήριξη και την ώθηση που μου έδωσε αρκετές φορές δείχνοντας μου παράλληλα τον τρόπο, ερευνητικό και επιστημονικό, με τον οποίο πρέπει να εργάζεται κανείς. Επίσης, θα ήθελα να ευχαριστήσω και τα μέλη της τριμελούς επιτροπής, τους καθηγητές του Τμήματος Φυσικής του ΕΚΠΑ κ. Κανάρη Τσίγκανο και κ. Ξενοφώντα Μουσά. Τους ευχαριστώ θερμά αφού η διδασκαλία τους στα μαθήματά τους τα οποία και παρακολούθησα, πολλές φορές αποτέλεσαν αφορμή για να μελετήσω ζητήματα μερικά από τα οποία έπαιξαν σημαντικό ρόλο και στην παρούσα εργασία. Κατά τη διάρκεια των σπουδών μου, μου δόθηκε η ευκαιρία να συνεργαστώ με διακεκριμένους ερευνητές οι οποίοι μας παρείχαν δεδομένα και ιδέες και τους οποίους ευχαριστώ πολύ. Ενδεικτικά αναφέρω τους Drs Anatoly Belov, Victor Yanke και Eugenia Eroshenko της ερευνητικής ομάδας Κοσμικής Ακτινοβολίας του Ινστιτούτου Γεωμαγνητισμού, Ιονόσφαιρας και Ραδιοκυμάτων (IZMIRAN) της Ρωσικής Ακαδημίας Επιστημών για τα δεδομένα κοσμικής ακτινοβολίας των 10 GV που προέρχονται από όλους τους Σταθμούς Μετρητών Νετρονίων. Επίσης ευχαριστώ θερμά τον Prof. Karel Kudela του Ινστιτούτου Πειραματικής Φυσικής της Σλοβακικής Ακαδημίας Επιστημών, που μου έδωσε τη δυνατότητα να παρακολουθήσω το θερινό σχολείο με τίτλο: «International Space Weather Initiative 2011 Europe Summer School in Space Science», και να συζητήσω και να συνεργαστώ μαζί του αλλά και με τον διακεκριμένο επιστήμονα στις στεμματικές εκπομπές μάζας Prof. Nat Gopalswamy. Επίσης, θα ήθελα να ευχαριστήσω τον επίκ. Καθ. της Πολυτεχνικής σχολής του ημοκρίτειου Πανεπιστημίου Θράκης κ. Θεόδωρο Σαρρή για την ευκαιρία που μου έδωσε να ~ 3 ~

5 εργαστώ στο Ευρωπαϊκό Πρόγραμμα μελέτης της ανώτερης ατμόσφαιρας «Electrodynamics Study of the Upper Atmosphere in Support to Future MLTI Missions» και να εκπαιδευτώ σε σύγχρονες τεχνικές προσομοίωσης και λογισμικά. Επίσης θα ήθελα να ευχαριστήσω και τις ερευνητικές ομάδες οι οποίες έχουν επεξεργαστεί και παρέχουν στο διαδίκτυο δεδομένα των μετρητών νετρονίων ως επίσης και ηλιακών, διαπλανητικών και γήινων παραμέτρων που χρησιμοποιήθηκαν στην εργασία αυτή, όπως: NMDB, NOAA, SOHO/LASCO κλπ. Θα ήθελα επίσης να ευχαριστήσω την Ομάδα της Κοσμικής Ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου Αθήνας της οποίας είμαι μέλος, συμμετέχοντας και εγώ στην συνέχιση του σημαντικού ερευνητικού και διδακτικού έργου που πραγματοποιείται στο Σταθμό Κοσμικής Ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου της Αθήνας. Τέλος, θα ήταν πολύ σημαντική παράλειψη να μην ευχαριστήσω ορισμένους ανθρώπους η στήριξη των οποίων ήταν καθοριστική όλα αυτά τα χρόνια και όχι μόνο στα δύο έτη των Μεταπτυχιακών μου σπουδών. Ευχαριστώ θερμά την οικογένειά μου καθώς επίσης και την μέλλουσα σύζυγό μου για την στήριξη και την πίστη τους στο όραμά μου. ~ 4 ~

6 Abstract In this work the galactic cosmic ray modulation in relation to solar activity indices and heliospheric parameters during the years covering solar cycle 23, the solar minimum between cycles 23 and 24 and the ascending part of solar cycle 24 is studied. A new perspective of this contribution is that cosmic ray data from many ground-based neutron monitors were used. The proposed empirical relation gave much better results than those in previous works concerning the hysteresis effect. The proposed models obtained from a combination of solar activity indices and heliospheric parameters give a standard deviation of about 18% from previous empirical models to 6.5% from the best one, for all the cases which have been studied. The correlation coefficient between the cosmic ray variations and the sunspot number reached a value of r = 0.90 with a time lag of months. The best reproduction of the cosmic ray intensity is obtained by taking into account solar and interplanetary indices such as sunspot number, CME index, interplanetary magnetic field (IMF), and heliospheric current sheet (HCS) tilt. The standard deviation between the observed and calculated values from the best approximation is about 6.5 % for all of solar cycle 23; it also works very well during the different phases of the cycle (ascending, maximum and minimum phases). Moreover, the use of the cosmic ray intensity during the long minimum period between cycles 23 and 24 is of special interest and is discussed in terms of cosmic ray intensity modulation. As it is concerns the solar cycle 24 the standard deviation is about 4% with a time-lag between the cosmic ray intensity and solar activity of about 2 months in agreement with the theory of even and odd solar cycles. ~ 5 ~

7 ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΑ Εισαγωγή... 8 ΚΕΦΑΛΑΙΟ Ι Κοσμική Ακτινοβολία Σύντομη Ιστορική Αναδρομή Σύσταση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Ενεργειακό φάσμα των Κοσμικών Ακτίνων ΚΕΦΑΛΑΙΟ ΙΙ Ηλιακή ιαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Ηλιακή δραστηριότητα Ηλιακές Εκλάμψεις Εκτοξεύσεις Στεμματικού Υλικού ιαμόρφωση της έντασης της Κ.Α Μακρόχρονη ιαμόρφωση Εξομοίωση της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας ετής διαμόρφωση της Κ.Α Μειώσεις Forbush Μειώσεις Forbush από έκτακτα ηλιακά φαινόμενα Ιδιότητες των μειώσεων Forbush ήμερη διαμόρφωση Ημερήσια ανισοτροπία Ημι-ημερήσια μεταβολή Επίγειες επαυξήσεις της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας ΚEΦΑΛΑΙΟ ΙΙΙ Πειραματικές ιατάξεις Εισαγωγή Μετρητές Νετρονίων Αναλογικός Μετρητής Αερίου Επιβραδυντής Παραγωγός Σωματίων Ανακλαστήρας σωματίων Το παγκόσμιο δίκτυο μετρητών νετρονίων ~ 6 ~

8 3.3.1 Ο μετρητής νετρονίων της Αθήνας ίκτυα μετρητών νετρονίων και έρευνα Ανισοτροπίες των κοσμικών ακτίνων Η χρησιμότητα του δικτύου σταθμών νετρονίων ίκτυα μετρητών νετρονίων και συναγερμοί διαστημικού καιρού Αποστολή SOHO Στεμματογράφος LASCO Βάση εδομένων του LASCO CDAW ΚΕΦΑΛΑΙΟ IV Πειραματική ιαδικασία Εισαγωγή Συλλογή των δεδομένων Γενίκευση του προτύπου του Simpson για τον ηλιακό άνεμο Μία πρώτη προσέγγιση στον 23 ο ηλιακό κύκλο Ο είκτης Εκτοξεύσεων Στεμματικού Υλικού Το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης CMEs και διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Μελέτη του 24 ου ηλιακού κύκλου Χρονική υστέρηση για τον 24 ο ηλιακό κύκλο Εφαρμογή του μοντέλου στον 24 ο ηλιακό κύκλο ΣΥΜΠΕΡΑΣΜΑΤΑ ΠΡΟΟΠΤΙΚΕΣ ΠΑΡΑΡΤΗΜΑ είγμα Α: εδομένα των CMEs είγμα Β: εδομένα των CMEs με εύρος μεγαλύτερο των Βιβλιογραφία Κατάλογος ημοσιεύσεων και Ανακοινώσεις σε συνέδρια: ~ 7 ~

9 Εισαγωγή Είναι γνωστόν ότι κάθε μεταβολή της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας συναρτήσει του χώρου, χρόνου και ενέργειας αποτελεί την διαμόρφωση της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας. Η πλέον σημαντική είναι η Ηλιακή διαμόρφωση που προκαλείται στην κοσμική ακτινοβολία από τα έκτακτα φαινόμενα στον Ήλιο (ηλιακές εκλάμψεις, στεμματικές εκπομπές μάζας κλπ.) και είναι σωμάτια με ενέργειες <1GeV. Οι ηλιακές εκλάμψεις αλλά κυρίως οι εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού επηρεάζουν τον διαπλανητικό χώρο αλλάζοντας τις συνθήκες που επικρατούν συνήθως με αποτέλεσμα να δημιουργούνται γεωμαγνητικές καταιγίδες όταν φθάσουν στην Γη. Η εμφάνιση σέλαος σε χαμηλότερα γεωγραφικά πλάτη από ότι συνήθως ή πρόκληση καταστροφών σε δίκτυα μεταφοράς ηλεκτρικού ρεύματος, δίκτυα τηλεπικοινωνιών κλπ., όπως χαρακτηριστικά συνέβη το 1989 στον Καναδά, είναι κάποιες από τις άμεσες συνέπειες αυτών των φαινομένων. Επομένως τα φαινόμενα αυτά καθορίζουν και επηρεάζουν άμεσα τις γεωμαγνητικές συνθήκες, μέσω αλληλεπίδρασης με την γήινη μαγνητόσφαιρα και κατά συνέπεια επηρεάζουν τις κοσμικές ακτίνες οι οποίες προέρχονται από τον γαλαξιακό χώρο και διαμορφώνονται από αυτά τα φαινόμενα. Άρα η μελέτη της διαμόρφωσης της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον για την επιστημονική κοινότητα και συνεχώς διατυπώνονται μοντέλα για την εξήγηση του φαινομένου του οποίου ακόμη και δεν έχει γίνει πλήρως αντιληπτός ο μηχανισμός του (Potgieter, 1998; Nagashima and Morishita, 1980a; Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos, 1981). Αρχικά, χρησιμοποιήσαμε ένα εμπειρικό μοντέλο το οποίο και έχει δοκιμαστεί σε προηγούμενους ηλιακούς κύκλους με πολύ καλά αποτελέσματα. Συγκεκριμένα, οι Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos (1981) στηριζόμενοι σε μία γενίκευση του μοντέλου του Simpson (Simspon, 1963) για τον ηλιακό άνεμο η οποία είχε αποδειχτεί λίγο νωρίτερα από τους Nagashima and Morishita (1980a) στηριζόμενοι στην σφαιρικά συμμετρική θεωρία διάχυσης και μεταφοράς, έλαβαν υπόψη τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων, τον αριθμό των πρωτονικών γεγονότων και τον γεωμαγνητικό δείκτη Ap. Το μοντέλο αυτό είχε πολύ καλά αποτελέσματα σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. η οποία είχε παρατηρηθεί για τον 20 ο ηλιακό κύκλο. Το μοντέλο αυτό επεκτάθηκε στην συνέχεια λαμβάνοντας υπόψη και τον αριθμό των ρευμάτων ταχέως ηλιακού ανέμου προερχόμενα από τις στεμματικές οπές Mavromichalaki and Petropoulos (1984). Τα μοντέλα αυτά εφαρμόστηκαν με επιτυχία στους ηλιακούς κύκλους 20, 21 και 22. Στην εργασία αυτή επεκτείνουμε την προηγούμενη θεωρία εισάγοντας και τις εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού στην μελέτη μας, με εφαρμογή στον 23 ο ηλιακό κύκλο και στο ανοδικό τμήμα του 24 ου. Η εργασία δομείται από τέσσερα Κεφάλαια, την βιβλιογραφία, το Παράρτημα και τον Κατάλογο ημοσιεύσεων. ~ 8 ~

10 Αρχικά στο Κεφάλαιο I κάνουμε μία σύντομη ιστορική αναδρομή στην πορεία που ακολούθησε η επιστημονική κοινότητα από την πρώτη στιγμή που παρατηρήθηκε η κοσμική ακτινοβολία μέχρι τις πρόσφατες εξελίξεις στο χώρο. Επίσης, παραθέτουμε τα βασικά χαρακτηριστικά των κοσμικών όπως την σύσταση και το ενεργειακό τους φάσμα. Στο Κεφάλαιο II παραθέτουμε το θεωρητικό υπόβαθρο πάνω στο οποίο στηρίζουμε την μελέτη μας παραθέτοντας τα βασικά χαρακτηριστικά της ηλιακής δραστηριότητας η οποία επηρεάζει την διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας, το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης που παρατηρείται μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και της ηλιακής δραστηριότητας καθώς επίσης και μια αναφορά στο πρότυπο του Simpson, γενίκευση του οποίου εφαρμόζουμε στο Κεφάλαιο IV σχετικά με την προσέγγιση της διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. Στο Κεφάλαιο III παρουσιάζουμε τις βασικές πειραματικές διατάξεις στις οποίες και βασιστήκαμε για να πάρουμε τα δεδομένα μας, όπως τους μετρητές νετρονίων με αναφορά στον σταθμό νετρονίων της Αθήνας και του παγκόσμιου δικτύου καταμέτρησης. Επίσης, γίνεται αναφορά στην διαστημική αποστολή του SOHO και στο πείραμα LASCO αφού στην βάση δεδομένων του οποίου στηριχτήκαμε για την συλλογή των δεδομένων για τις CMEs ώστε να σχηματίσουμε με επιτυχία τον δείκτη για τις CMEs τον οποίο και συμπεριλάβαμε στα μοντέλα μας. Τέλος, στο Κεφάλαιο IV παραθέτουμε και το πιο σημαντικό μέρος της μελέτης μας αφού παρουσιάζουμε τα αποτελέσματά μας τα οποία και αφορούν την δημιουργία και θεμελίωση του δείκτη των CMEs, την μελέτη του φαινομένου της χρονικής υστέρησης για τον 23 ο και 24 ο ηλιακό κύκλο και την μελέτη των μοντέλων τα οποία και εφαρμόστηκαν λαμβάνοντας υπόψη διάφορες ηλιακές, ηλιοσφαιρικές και γεωμαγνητικές παραμέτρους αναζητώντας την καλύτερη προσέγγιση για την περίοδο αυτή. Στο τέλος της εργασίας παραθέτουμε την Βιβλιογραφία με πλήρεις αναφορές. Επίσης παρατίθεται Παράρτημα με τα χαρακτηριστικά των CMEs για το χρονικό διάστημα ως επίσης και για τις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30. Επίσης, παραθέτουμε Κατάλογο ημοσιεύσεων και Ανακοινώσεων σε συνέδρια. ~ 9 ~

11 Κεφάλαιο I Κοσμική Ακτινοβολία ΚΕΦΑΛΑΙΟ Ι Κοσμική Ακτινοβολία 1.1 Σύντομη Ιστορική Αναδρομή Με τον όρο Κοσμική Ακτινοβολία (Κ.Α.) εννοούμε σωματίδια πολύ υψηλών ενεργειών που προέρχονται από διάφορες περιοχές του Σύμπαντος των οποίων οι πηγές βρίσκονται σε πολύ μεγάλες αποστάσεις. Με τα τηλεσκόπια των Κοσμικών Ακτίνων μπορούμε να μετρήσουμε πρωτόνια, ηλεκτρόνια, σωμάτια-α αλλά και βαρύτερους πυρήνες, που είναι σταθερά πρωτογενή σωματίδια. Μέχρι και τις αρχές του 1900 ήταν έντονος ο προβληματισμός της επιστημονικής κοινότητας σχετικά με τα επίπεδα της ιονίζουσας ακτινοβολίας που παρατηρούσαν στην ατμόσφαιρα. Οι τότε θεωρίες προέβλεπαν ότι όσο απομακρύνεται κάποιος από την πηγή της ακτινοβολίας αυτής (θεωρούσαν ως πηγή την Γη) τόσο θα μειώνονταν η ένταση της ακτινοβολίας. Τα ηλεκτροσκόπια που είχαν χρησιμοποιηθεί νωρίτερα για τις προσεγγιστικές μετρήσεις της ακτινοβολίας έδειξαν ότι μπορεί στην πραγματικότητα οι τιμές τις ακτινοβολίας να είναι μεγαλύτερες καθώς αυξάνεται το υψόμετρο σε σχέση με τις αντίστοιχες μετρήσεις που γίνονται στο έδαφος κοντά στο επίπεδο της θάλασσας. Ο πρώτος που προσέγγισε το θέμα επιστημονικά ήταν ο Victor Francis Hess ( ) ο οποίος αρχικά βελτίωσε σημαντικά την ακρίβεια των μετρήσεων και στην συνέχεια τοποθέτησε τον εξοπλισμό αυτό σε ένα αερόστατο για να πραγματοποιήσει νέες μετρήσεις. Ο Hess πραγματοποίησε συστηματικές μετρήσεις της ακτινοβολίας συναρτήσει του υψομέτρου φτάνοντας ακόμη και σε ύψος 5.3 km, κατά την διετία Οι πτήσεις πραγματοποιήθηκαν τόσο κατά την διάρκεια της ημέρας όσο και της νύχτας με κίνδυνο για τον ίδιο. Τα αποτελέσματα της σχολαστικής δουλειάς του, δημοσιεύτηκαν στα πρακτικά της Ακαδημίας των Επιστημών της Βιέννης και έδειξαν αρχικά μία μείωση των επιπέδων της ακτινοβολίας στα πρώτα 1000 m. Μετά όμως από αυτό το όριο των 1000 m παρατηρήθηκε σημαντική αύξηση της ακτινοβολίας και συγκεκριμένα σε ύψος 5000 m τα επίπεδα της ακτινοβολίας ήταν διπλάσια από ότι οι αντίστοιχες μετρήσεις στο επίπεδο της θάλασσας. Το συμπέρασμά του ήταν ότι είχε μετρήσει μία ακτινοβολία η οποία προέρχεται από το διάστημα, κάτι το οποίο επιβεβαιώθηκε αργότερα από τον Robert Andrews Millikan ( ) ο οποίος και ονόμασε την ακτινοβολία αυτή «Κοσμική», λόγω της κοσμικής της προέλευσης. Για τα αποτελέσματα της εργασίας του ο Hess κέρδισε το βραβείο Nobel το Το 1933 ο Sir Arthur Holly Compton ( ) έδειξε ότι η ένταση της ακτινοβολίας εξαρτάται από το μαγνητικό πλάτος του τόπου όπου γίνονται οι μετρήσεις, παρατηρώντας μεγαλύτερες αποκλίσεις σε περιοχές που βρίσκονται κοντά στους μαγνητικούς πόλους και το αντίθετο σε περιοχές κοντά στον μαγνητικό ~ 10 ~

12 Κεφάλαιο I Κοσμική Ακτινοβολία ισημερινό. Αργότερα, το 1937, οι J. C. Street και E. C. Stevenson απέδειξαν την ύπαρξη των μιονίων, σωματίδια τα οποία είχαν ανακαλυφθεί ένα χρόνο νωρίτερα από τους Carl D. Anderson και Seth Neddermeyer στο πανεπιστήμιο του Caltech κατά την διάρκεια της μελέτης τους στην Κ.Α., τα οποία παρατηρούνται στην Γη μετά από συγκρούσεις των πρωτογενών σωματιδίων της Κ.Α. με βαρύτερους πυρήνες στοιχείων της ατμόσφαιρας. Το 1938, οι Pierre Auger ( ) και Roland Maze, πραγματοποίησαν μελέτες οι οποίες βασίστηκαν σε μια πειραματική διάταξη που κατασκεύασε ο Maze η οποία αποτελούταν από ανιχνευτές Κ.Α. σε απόσταση αρχικά 20m και στην συνέχεια 200m ο ένας από τον άλλο, απέδειξαν ότι ταυτόχρονη και απότομη αύξηση της έντασης της Κ.Α. η οποία παρατηρείται καλύπτοντας μια μεγάλη επιφάνεια από τους ανιχνευτές οφείλεται σε ένα και μόνο σωματίδιο το οποίο όμως έχει πολύ μεγάλη ενέργεια. Η σύγκρουση αυτή του σωματιδίου (συνήθως ένα πρωτόνιο) πολύ μεγάλης ενέργειας με ένα μόριο ή ένα βαρύτερο πυρήνα ενός στοιχείου της Γήινης ατμόσφαιρας προκαλεί στην συνέχεια έναν καταιγισμό σωματιδίων ο οποίος ξεκινά σε πολύ μεγάλο ύψος στην ατμόσφαιρα, της τάξης των 20km (ατμοσφαιρικός καταιγισμός - air shower). Αρκετά αργότερα το 1982, οι Sekido και Elliot, έδωσαν για πρώτη φορά σωστή εξήγηση σχετικά με το τι είναι η Κ.Α. λέγοντας ότι πρόκειται για πυρήνες, ιονισμένα άτομα, από το διάστημα τα οποία χτυπούν την ατμόσφαιρα, χρησιμοποιώντας και το γεγονός ότι τα σωματίδια αυτά δείχνουν ιδιαίτερη προτίμηση κατά την κίνησή τους προς τους πόλους της Γης, περιοχές όπου βρίσκονται πολύ κοντά στους μαγνητικούς πόλους. Οι τωρινές μελέτες εστιάζουν κυρίως στην βελτίωση των πειραματικών διατάξεων όπου κατασκευάζονται ανιχνευτές οι οποίοι καλύπτουν πολύ μεγάλες επιφάνειες (Auger Project) με σκοπό την ανίχνευση σωματιδίων πολύ μεγάλης ενέργειας (UHECRs Ultra High Energy Cosmic Rays) καθώς επίσης και σε διαστημικές αποστολές οι οποίες θα προσπαθήσουν να φωτίσουν ακόμη περισσότερο θέματα που αφορούν την προέλευση αλλά και την επιτάχυνση σωματιδίων σε τόσο υψηλές ενέργειες. Θέματα τα οποία απασχολούν την επιστημονική κοινότητα είναι πολλά και αφορούν φαινόμενα έκτακτα τα οποία σχετίζονται με την ηλιακή δραστηριότητα και την σύνδεσή τους με το περιβάλλον της Γης (μαγνητόσφαιρα, ανώτερη ατμόσφαιρα ιονόσφαιρα, επίδραση στον άνθρωπο κ.α.) διαμορφώνοντας αυτό που χαρακτηρίζεται ευρέως ως «Διαστημικός Καιρός». Το 2012 συμπληρώθηκαν 100 χρόνια από την πρώτη στιγμή όπου παρατηρήθηκαν οι Κοσμικές Ακτίνες από τον Hess. Με αφορμή την επετειακή χρονιά παρουσιάστηκαν στην επιστημονική κοινότητα ειδικοί θεματικοί τόμοι οι οποίοι φιλοξένησαν πλήθος δημοσιεύσεων στις οποίες παρουσιάζονται όλες οι τελευταίες εξελίξεις στον χώρο της Κ.Α. Στο τέλος της παρούσης εργασίας παραθέτουμε και την δική μας εργασία η οποία και παρουσιάστηκε στον τόμο: Cosmic Ray Variability: Century of Its Observations, Mavromichalaki H. and Paouris E., Long-Term Cosmic Ray Variability and the CME- Index, Advances in Astronomy, ~ 11 ~

13 Κεφάλαιο I Κοσμική Ακτινοβολία 1.2 Σύσταση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Η Κοσμική Ακτινοβολία αποτελείται από σωματίδια, η προέλευση των οποίων αποτελεί το βασικό κριτήριο για τον διαχωρισμό τους σε δύο μεγάλες κατηγορίες, την πρωτογενή Κ.Α. και την δευτερογενή Κ.Α. Η πρωτογενής Κ.Α. αφορά σωματίδια τα οποία προέρχονται από αστροφυσικές πηγές αποτελούμενη από ιόντα κατά 98% και από ηλεκτρόνια κατά 2%. Τα ιόντα με την σειρά τους αποτελούνται κατά 90% από πρωτόνια, κατά 9% από σωμάτια-α, πυρήνες ηλίου, και το υπόλοιπο 1% από βαρύτερους πυρήνες. Οι ενέργειες των σωματιδίων αυτών κυμαίνονται σε ένα πολύ ευρύ φάσμα από γίνει αναφορές και για ακόμη μεγαλύτερες ενέργειες ev-10 ev και πρόσφατα έχουν Εικόνα 1.1: Ένα σωμάτιο γαλαξιακής προέλευσης φθάνει στην Γήινη ατμόσφαιρα, συγκρούεται με ένα μόριο της ατμόσφαιρας και ένας ατμοσφαιρικός καταιγισμός ξεκινά (αριστερά), αμέσως δημιουργούνται τα σωμάτια της δευτερογενούς κοσμικής ακτινοβολίας (δεξιά). Η δευτερογενής Κ.Α. αφορά τα σωματίδια που παράγονται όταν ένα σωματίδιο της πρωτογενούς Κ.Α. συγκρούεται με ένα μόριο ή έναν πυρήνα στοιχείου της ατμόσφαιρας της Γης, δημιουργώντας έναν ατμοσφαιρικό καταιγισμό που αναφέραμε και νωρίτερα. Αρχικά από την σύγκρουση αυτή παράγονται πιόνια ~ 12 ~ 0, και τα οποία στην συνέχεια διασπώνται δίνοντας σωματίδια τα οποία τα κατατάσσουμε σε τρεις συνιστώσες. Έτσι, η δευτερογενής Κ.Α. αποτελείται από τις εξής συνιστώσες: α) την νουκλεονική συνιστώσα, η οποία αποτελείται κυρίως από πρωτόνια και νετρόνια β) την σκληρή ή μεσονική συνιστώσα, που αποτελείται κυρίως από μιόνια και είναι πολύ διεισδυτική και γ) την μαλακή ή ηλεκτρομαγνητική συνιστώσα, που αποτελείται από ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια και ακτίνες γ και είναι πολύ λιγότερο διεισδυτική από την

14 Κεφάλαιο I Κοσμική Ακτινοβολία μεσονική. Στο επίπεδο της θάλασσας η δευτερογενής Κ.Α. αποτελείται κατά 80% από μιόνια, 18% από ηλεκτρόνια και το υπόλοιπο 2 % είναι πρωτόνια και νετρόνια. 1.3 Ενεργειακό φάσμα των Κοσμικών Ακτίνων Το μεγαλύτερο ποσοστό σωματιδίων που ανιχνεύεται στη Γη είναι γαλαξιακής προέλευσης, γιατί τα μικρής ενέργειας σωματίδια όπως αυτά που προέρχονται από τον Ήλιο απορροφώνται από την ατμόσφαιρα και το γεωμαγνητικό πεδίο. Η ροή των Κ.Α. με ενέργεια μεγαλύτερη από 1GeV ελαττώνεται έντονα αυξανομένης της ενέργειας. Η σχέση που εκφράζει τη μεταβολή της έντασης J των Κ.Α. που οι ενέργειές τους υπερβαίνουν ένα ορισμένο κατώτερο όριο ενέργειας E, συναρτήσει της ενέργειας δίνει το ολοκληρωμένο ενεργειακό φάσμα. Αυτό ακολουθεί την εκθετική κατανομή της μορφής: J E k E (0.1) με k, σταθερές. Εικόνα 1.2: Η ροή των σωματιδίων Κ.Α. συναρτήσει της ενέργειάς τους. Λογαριθμίζοντας την σχ. 1.1 παίρνουμε το διάγραμμα της εικόνας 1.2, όπου η κλίση της ευθείας log J E f log E μεταβάλλονται οι ενέργειες των Κ.Α. από δίνει το. Η τιμή του μεταβάλλεται καθώς ev έως ~ 13 ~ ev. Από την μελέτη του

15 Κεφάλαιο I Κοσμική Ακτινοβολία ολοκληρωμένου ενεργειακού φάσματος προκύπτει ότι απαιτούνται διάφορα είδη ανιχνευτών για την μελέτη των Κ.Α. σε όλο το ενεργειακό φάσμα. Στις χαμηλές ενέργειες, όπου η ροή είναι μεγαλύτερη, τα πράγματα είναι πιο εύκολα καθώς στην ενεργειακή περιοχή του 1GeV περίπου 110 σωματίδια/δευτερόλεπτο (counts/s) περνούν από ένα τηλεσκόπιο που αποτελείται από δύο ανιχνευτές επιφανείας 100 απόσταση 20 2 cm σε 2 cm μεταξύ τους. Έτσι ένας μικρός ανιχνευτής στο όριο της ατμόσφαιρας προσαρμοσμένος σε ένα μπαλόνι ή ένα διαστημόπλοιο είναι αρκετός για τη λεπτομερειακή μελέτη της σύνθεσης των Κ.Α. στην περιοχή του 1GeV. Για την μελέτη Κ.Α. με ακόμη μεγαλύτερες ενέργειες απαιτούνται ανιχνευτές μεγάλων διαστάσεων εκτεθειμένοι για μεγάλα χρονικά διαστήματα στην επίδραση της ακτινοβολίας, ενδεικτικά αναφέρουμε ότι για σωματίδια ενέργειας ανά τετραγωνικό χιλιόμετρο ανά έτος και για ενέργεια τετραγωνικό χιλιόμετρο ανά αιώνα! ev καταμετρώνται 1 σωματίδιο ev, 1 σωματίδιο ανά Για μικρές και πολύ μεγάλες ενέργειες τα φάσματα είναι ειδικού ενδιαφέροντος π.χ. για αργά σχετικά σωματίδια με ενέργειες E 1GeV/πυρήνα το φάσμα δεν εκφράζεται i από την σχέση 1.1, γιατί η ροή παύει να αυξάνει όσο ελαττώνεται η ενέργεια. Η απουσία σωματιδίων πρωτογενούς Κ.Α. χαμηλών ενεργειών πλησίον της Γης ονομάζεται «κατώφλι» (cut-off) του φάσματος. Σωματίδια με ενέργειες E 1GeV/πυρήνα μπορούν να φθάσουν στη Γη μόνο σε μεγάλα γεωμαγνητικά πλάτη, σε περιοχές δηλ. κοντά στους πόλους. Τέτοια χαρακτηριστικά της ροής των Κ.Α. φαίνονται πιο καλά κατά τη μελέτη του διαφορικού ενεργειακού φάσματος. Διαφορίζοντας την σχέση 1.1 παίρνουμε το αντίστοιχο διαφορικό φάσμα, το οποίο δείχνει πως μεταβάλλεται η ένταση των σωματίων της Κ.Α. σε μια συγκεκριμένη ενεργειακή περιοχή μεταξύ ενέργειας E και E de : i 1 (0.2) dj E k E de Το διαφορικό ενεργειακό φάσμα για πρωτόνια κλπ. ως συνάρτηση της κινητικής ενέργειας ανά νουκλεόνιο δίνεται στην εικόνα 1.3. Το φάσμα δεν ακολουθεί Maxwellian κατανομή αλλά αναπαράγεται από δυναμικές ενεργειακές κατανομές. Πολλές και ενδιαφέρουσες παρατηρήσεις προκύπτουν από τη μελέτη του φάσματος. ~ 14 ~

16 Κεφάλαιο I Κοσμική Ακτινοβολία Εικόνα 1.3: Το διαφορικό φάσμα των σωματιδίων Κ.Α. συναρτήσει της ενέργειάς τους. Πρώτα από όλα παρατηρούμε ότι στις χαμηλές ενέργειες E 1GeV υπάρχει ένα κατώφλι (cut-off) και το φάσμα αποκλίνει από την μορφή της κατανομής που έχουμε στις υψηλότερες ενέργειες. Η ενέργεια και το σχήμα του κατωφλίου εξαρτάται από την φάση του ηλιακού κύκλου και έχει παρατηρηθεί ότι χαμηλές ροές ενεργειακών σωματιδίων χαμηλής ενέργειας έχουμε κατά το μέγιστο της ηλιακής δραστηριότητας, ενώ στην αντίθετη περίπτωση παρουσιάζονται αυξημένες ροές. Παρατηρούμε δηλ. μια έντονη εξάρτηση από την ηλιακή δραστηριότητα. Η εξάρτηση αυτή έγκειται στην αλληλεπίδραση και διάχυση των Κ.Α. από τον ηλιακό άνεμο κατά την πορεία τους προς την Γη. Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται ηλιακή διαμόρφωση (solar modulation) της ροής των Κ.Α. Παρατηρούμε ότι όσο πιο έντονη είναι η ηλιακή δραστηριότητα τόσο πιο έντονες είναι οι διαταραχές του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου που εμποδίζουν τη διάδοση των σωματιδίων χαμηλών ενεργειών E 1GeV ως την επιφάνεια της Γης. Στην προηγούμενη εικόνα η συνεχή γραμμή δίνει το αδιαμόρφωτο ενεργειακό φάσμα των πρωτονίων, το φάσμα δηλ. όπως αναμενόταν να είναι αν αγνοήσουμε την ηλιακή διαμόρφωση, όπως για παράδειγμα στον διαστρικό χώρο. Σπουδαίο χαρακτηριστικό κάθε διαδικασίας διαμόρφωσης είναι η εξάρτησή της από την μαγνητική δυσκαμψία, διότι οι αντιδράσεις των σωματιδίων με ενδοπλανητικά πεδία είναι η κύρια αιτία ανισοτροπιών. Η δυναμική φορτισμένου σωματιδίου μέσα σε μαγνητικό πεδίο εξαρτάται από ένα μέγεθος που ονομάζεται μαγνητική δυσκαμψία και ορίζεται ως: ~ 15 ~

17 Κεφάλαιο I Κοσμική Ακτινοβολία Pc R (0.3) Ze Όπου P η ρελατιβιστική ορμή και Ze το ηλεκτρικό φορτίο του σωματιδίου. Σωματίδια με διαφορετική μάζα και φορτίο αλλά με την ίδια δυσκαμψία έχουν την ίδια συμπεριφορά σε οποιαδήποτε διαμόρφωση μαγνητικού πεδίου. Αν εκφράσουμε τις ενέργειες των σωματιδίων σαν συνάρτηση της κινητικής τους ενέργειας ανά νουκλεόνιο τότε η μαγνητική δυσκαμψία δίνεται από την σχέση: A mp c R Z e (0.4) Όπου Α ο μαζικός και Ζ ο ατομικός αριθμός του σωματιδίου αφού η κινητική ενέργεια ενός σωματιδίου είναι ενδεικτική της ταχύτητάς του ή του συντελεστή Lorentz. Όπως φαίνεται από την τελευταία σχέση, για την ίδια κινητική ενέργεια η μαγνητική δυσκαμψία εξαρτάται από τον λόγο Α/Ζ. Ο λόγος αυτός είναι σχεδόν πάντα ίσος με 2 για στοιχεία μέχρι το Fe. Έτσι τα στοιχεία αυτά αναμένεται να παρουσιάζουν την ίδια συμπεριφορά και συνεπώς το ενεργειακό φάσμα. Λεπτομερέστεροι υπολογισμοί έδειξαν ότι ακόμα και σε ενεργειακές περιοχές όπου η ηλιακή διαμόρφωση είναι ισχυρή, οι σχετικές αφθονίες των διαφόρων στοιχείων παρουσιάζονται πολύ καλά από το λόγο των ροών των σωματιδίων. Στην εργασία αυτή θα μελετήσουμε την διαμόρφωση της Κ.Α. και συγκεκριμένα θα δείξουμε πως επηρεάζεται η διαμόρφωση αυτή από έκτακτα γεγονότα, όπως είναι οι στεμματικές εκπομπές μάζας (Coronal Mass Ejections CMEs). Θα δείξουμε επίσης πως διάφορα χαρακτηριστικά των CMEs, όπως η ταχύτητα του πλάσματος με την οποία εκτοξεύονται από τον Ήλιο, η επιτάχυνσή τους, το εύρος τους κ.α. επηρεάζουν με διαφορετικό τρόπο την διαμόρφωση αυτή. ~ 16 ~

18 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας ΚΕΦΑΛΑΙΟ ΙΙ Ηλιακή Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας 2.1 Ηλιακή δραστηριότητα Με τον όρο ηλιακή δραστηριότητα χαρακτηρίζουμε την κατάσταση του Ήλιου κατά την οποία παρατηρείται στην ατμόσφαιρά του εκδήλωση έκτακτων και βίαιων φαινομένων. Τα φαινόμενα αυτά εμφανίζονται σε δύο ζώνες εκατέρωθεν του ισημερινού του ηλίου, σε ηλιογραφικά πλάτη από 5 έως 40. Σχετίζονται με την ανάπτυξη πολύ ισχυρών μαγνητικών πεδίων πάνω στην επιφάνεια του, οι μαγνητικές γραμμές των οποίων βρίσκονται πολύ βαθύτερα, στην ζώνη μεταφοράς. Γενικά, ο κάθε σχηματισμός που εμφανίζεται σε κάθε μία από τις ζώνες της ατμόσφαιράς του αποτελεί συνέχεια ή απόρροια σχηματισμού της αμέσως προηγούμενης. Τα φαινόμενα που παρατηρούμε δεν παρουσιάζονται σε μόνιμη βάση, ούτε έχουν πάντα την ίδια ένταση. Έχουν περιοδικό χαρακτήρα και πολλές φορές οι μεταβολές τους είναι εκρηκτικές. Η περίοδος εμφάνισής τους, που είναι κατά μέσο όρο 11.6 χρόνια, ονομάζεται ηλιακός κύκλος ή κύκλος ηλιακής δράσης. Η μετάβαση από το ελάχιστο ενός κύκλου μέχρι το επόμενο ελάχιστο του επόμενου κύκλου είναι ευρύτερα γνωστός ως ενδεκαετής ηλιακός κύκλος (11ετής κύκλος). Εικόνα 2.1: Ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων για τον 23 ο ηλιακό κύκλο και τον 24 ο (μέχρι τώρα). Οι δύο καμπύλες (dot lines) αναφέρονται στην πρόβλεψη του μεγίστου για τον 24 ο ηλιακό κύκλο (Hathaway, NASA, 2013). ~ 17 ~

19 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Τα ποσά της ενέργειας που απελευθερώνονται κατά την διάρκεια του κύκλου, κυρίως κατά την διάρκεια του μεγίστου, είναι τεράστια και επηρεάζουν δραστικά τις μαγνητόσφαιρες των πλανητών δημιουργώντας φαινόμενα όπως π.χ. το Σέλας. Όσον αφορά την ένταση των φαινομένων, παρατηρούμε πολλές ακόμη περιοδικότητες εκτός της ενδεκαετούς άλλες με μικρότερη περίοδο και άλλες με μεγαλύτερη. Χαρακτηριστικά αναφέρουμε ότι ανάλογα με την περιοχή την οποία μελετούμε βλέπουμε και διαφορετικά φαινόμενα. Πιο συγκεκριμένα ένα φαινόμενο το οποίο βλέπουμε στην φωτόσφαιρα του ηλίου εμφανίζεται και σε υψηλότερα στρώματα όπως η χρωμόσφαιρα ή ακόμη και στο στέμμα, απλά με διαφορετικά χαρακτηριστικά. Αναφέρουμε ενδεικτικά ορισμένες ζώνες και φαινόμενα που παρατηρούμε: Φωτόσφαιρα: Φωτοσφαιρικοί πυρσοί, πόροι, κηλίδες Χρωμόσφαιρα: Λαμπρές εκτάσεις, χρωμοσφαιρικοί πυρσοί, νημάτια, νήματα, προεξοχές, εκλάμψεις Στέμμα: Στεμματικές οπές, ρεύματα ηλιακού ανέμου, πολικά φτερά, εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού. Παρατηρούμε ότι τα περισσότερα φαινόμενα που σχετίζονται με την ηλιακή δραστηριότητα οφείλουν την ύπαρξή τους στην αστάθεια των πολύ έντονων μαγνητικών πεδίων που αναπτύσσονται σε αυτά τα κέντρα δράσης. Είναι απολύτως λογικό να δούμε, πριν προχωρήσουμε στις ηλιακές εκλάμψεις και ειδικότερα στις εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού πάνω στις οποίες έχουμε βασίσει τον δείκτη μας, την θεωρητική βάση πάνω στην οποία ερμηνεύουμε, εν μέρει, αυτά τα μαγνητικά φαινόμενα. Η θεωρία που ερμηνεύει μια πληθώρα μαγνητικών φαινομένων που συμβαίνουν στον Ήλιο είναι η θεωρία που διατύπωσε ο Horace Welcome Babcock το 1961 (Babcock, 1961). Η θεωρία αυτή αποτελεί ουσιαστικά προέκταση της θεωρίας του Parker, τα σημαντικότερα σημεία της οποίας είναι: 1. Ο Ήλιος παρουσιάζεται σαν ένα ασθενές μαγνητικό δίπολο και όπως συμβαίνει σε κάθε δίπολο δυναμικές γραμμές ξεκινούν από τον ένα πόλο και καταλήγουν στον άλλο (βλ. Εικόνα 2.2 (a) ). Οι μαγνητικές δυναμικές γραμμές όμως δεν βρίσκονται μόνο στην ηλιακή ατμόσφαιρα αλλά όπως γνωρίζουμε ακολουθώντας τους ηλιακούς μεσημβρινούς βυθίζονται μέσα στη φωτόσφαιρα σε βάθος που φτάνει το ένα δέκατο της ηλιακής ακτίνας. Οι δυναμικές αυτές μαγνητικές γραμμές που βρίσκονται βυθισμένες μέσα στην ηλιακή μάζα συγκεντρώνουν κατά μήκος τους ηλιακό υλικό (κατά τον ίδιο τρόπο που μαζεύονται τα ρινίσματα του σιδήρου κατά μήκος των δυναμικών γραμμών ενός μαγνήτη που τον έχουμε τοποθετήσει πάνω σε μια επίπεδη επιφάνεια). Με τον τρόπο αυτό δεν έχουμε πλέον νοητές μαγνητικές γραμμές αλλά χονδρά «κορδόνια» ηλιακής μάζας τα οποία ακολουθούν πλέον τις μετακινήσεις αυτών των δυναμικών γραμμών (βλ. Εικόνα 2.2 (b) ). 2. Τα υλικά, πλέον, κορδόνια των μαγνητικών γραμμών είναι προσανατολισμένα κατά μήκος των ηλιακών μεσημβρινών και περιστρέφονται καθώς περιστρέφεται ο Ήλιος γύρω από τον άξονά του. Η περιστροφή όμως των ~ 18 ~

20 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας μαγνητικών κορδονιών υπακούει στους κανόνες της διαφορικής περιστροφής του Ηλίου. Αυτό σημαίνει ότι τα σημεία τους που βρίσκονται στον ισημερινό κινούνται πιο γρήγορα από τα αντίστοιχα σημεία τους που βρίσκονται στους πόλους. Έτσι καθώς περιστρέφεται ο Ήλιος η πυκνότητα των δυναμικών γραμμών κοντά στους πόλους θα είναι μεγαλύτερη από εκείνη στον ισημερινό. 3. Λόγω των φαινομένων που περιγράψαμε προηγουμένως δημιουργούνται δύο φαινόμενα τα οποία εξηγούν πολλά από τα μαγνητικά φαινόμενα που παρατηρούμε: Η εξώτατη περιοχή του εσωτερικού του Ηλίου είναι η ζώνη μεταφοράς. Στην περιοχή αυτή δημιουργούνται ανοδικά ρεύματα μεταφοράς που ανεβάζουν θερμή μάζα από το εσωτερικό του Ηλίου μέχρι την περιοχή της φωτόσφαιρας και στη συνέχεια αφού ψύχεται ξανακατεβαίνει προς τα κάτω (φαινόμενο της κοκκίασης). Τα κορδόνια των υλοποιημένων μαγνητικών δυναμικών γραμμών καθώς βρίσκονται μέσα σε αυτές τις περιοχές που το υλικό ανεβοκατεβαίνει περιελίσσονται σαν πλεξούδες και παραμορφώνονται από την διαφορική περιστροφή δημιουργώντας δομές οι οποίες ονομάζονται μαγνητικοί βρόχοι. Από αυτά που είδαμε γίνεται κατανοητό ότι γύρω από αυτούς τους μαγνητικούς βρόχους, που αποτελούν περιοχές με πολύ μεγάλη πυκνότητα μαγνητικών γραμμών, το τοπικό μαγνητικό πεδίο είναι πολύ ισχυρό. Όπως αναφέρθηκε προηγουμένως, οι μαγνητικοί βρόχοι είναι περιοχές μεγάλης πυκνότητας μαγνητικών γραμμών. Όταν όμως η πυκνότητα των μαγνητικών γραμμών είναι μεγάλη, η αντίστοιχη πυκνότητα της ύλης στην γύρω περιοχή, άρα και πάνω από τον βρόχο, γίνεται συνεχώς πιο μικρή. Αποτέλεσμα αυτού του φαινομένου είναι ο μαγνητικός βρόχος να ξεπετάγεται πάνω από την φωτόσφαιρα (αφού η ύλη πλέον μεταξύ βρόχου και ηλιακής επιφανείας είναι πολύ αραιή) δημιουργώντας ένα σημείο εξόδου και ένα σημείο εισόδου (βλ. Εικόνα 2.2 (c) και (d) ). Κατά μήκος αυτού του κομματιού του βρόχου, που ξεπετάγεται πάνω από την φωτόσφαιρα (βλ. Εικόνα 2.2 (e) ), υπάρχει μια ροή φορτισμένων σωματιδίων. Η ροή αυτή, όπως γνωρίζουμε από απλές αρχές του ηλεκτρισμού, δημιουργεί στα σημεία εξόδου και εισόδου του βρόχου που είναι περιοχές μαγνητικών πεδίων μεγάλης έντασης αντίθετη πολικότητα. ~ 19 ~

21 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Εικόνα 2.2: Σχηματική απεικόνιση της θεωρίας του Babcock. Τα διάφορα στάδια που περιγράψαμε νωρίτερα φαίνονται στις επιμέρους εικόνες (a) (i) (Dikpati and Gilman, 2007). Τα σημεία εισόδου και εξόδου των βρόχων είναι τα ζεύγη των κηλίδων και τα προηγούμενα φαινόμενα δικαιολογούν τα υψηλά μαγνητικά τους πεδία και τις αντίθετες πολικότητες (βλ. Εικόνα 2.2 (f) ). Επίσης, σύμφωνα με την θεωρία του Babcock κατανοούμε το γιατί οι κηλίδες πρωτοεμφανίζονται σε μεγάλα ηλιογραφικά πλάτη. Το φαινόμενο αυτό εξηγείται από το γεγονός ότι κοντά στους πόλους, λόγω της διαφορικής περιστροφής του Ήλιου, η πυκνότητα των μαγνητικών δυναμικών γραμμών αυξάνεται γρηγορότερα, άρα εκεί σχηματίζονται και οι πρώτες κηλίδες. Η θεωρία αυτή επίσης μπορεί να ερμηνεύσει και την αντιστροφή της μαγνητικής πολικότητας του Ηλίου ως εξής: στα ζεύγη των κηλίδων, αυτή η κηλίδα που βρίσκεται πιο κοντά στον ισημερινό έχει την πολικότητα του ημισφαιρίου στο οποίο ανήκει, ενώ η άλλη έχει την αντίθετη πολικότητα. Καθώς λοιπόν τα ζεύγη των κηλίδων με την πάροδο του χρόνου συγκλίνουν προς τον ισημερινό, συναντώνται οι μαγνητικές περιοχές των κηλίδων που έχουν αντίθετη πολικότητα την πολικότητα των ημισφαιρίων τους και κατά κάποιον ~ 20 ~

22 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας τρόπο εξουδετερώνονται. Έτσι με τον τρόπο αυτό παραμένουν τα πεδία των κηλίδων που έχουν αντίθετη πολικότητα από εκείνη των ημισφαιρίων, γεγονός που τελικά δημιουργεί την αναστροφή της πολικότητας του Ηλίου (βλ. Εικόνα 2.2 (f) έως (i) ). Φυσικά από την εποχή που διατυπώθηκε η θεωρία του Babcock, που είδαμε πόσα μαγνητικά φαινόμενα ερμηνεύει, έχουν αναπτυχθεί και άλλες θεωρίες όπως εκείνη της περιστροφικής ταλάντωσης του Ηλίου που ερμηνεύουν ικανοποιητικά το φαινόμενο της αλλαγής πολικότητας του Ηλίου. Φαινόμενα με ιδιαίτερο ενδιαφέρον για την εργασία μας αποτελούν τα έκτακτα και εκρηκτικά φαινόμενα, όπως οι εκλάμψεις και κυρίως οι CMEs. Τις δύο αυτές κατηγορίες γεγονότων που παρατηρούμε στον Ήλιο, περιγράφουμε συνοπτικά παρακάτω Ηλιακές Εκλάμψεις Το φαινόμενο των ηλιακών εκλάμψεων (flares) έχει την βάση του στη φωτόσφαιρα, στο σχηματισμό των ηλιακών κηλίδων. Από τις περιοχές που βρίσκονται κοντά σε δύο κηλίδες παρατηρείται, ενίοτε, έκρηξη με απότομη απελευθέρωση ενέργειας, η οποία έχει ως αποτέλεσμα την αιφνίδια αύξηση της λαμπρότητας στην περιοχή και την επιτάχυνση των σωματιδίων. Το γεγονός αυτό καταγράφεται σε όλα τα μήκη κύματος, και προκαλεί μεταξύ άλλων αυξήσεις στην ένταση της ραδιοακτινοβολίας και στα μετρικά μήκη κύματος όπου παρατηρούμε το στέμμα δημιουργώντας έτσι διάφορους τύπους ράδιοεξάρσεων (τύπου Ι, ΙΙ, ΙΙΙ και IV). Δηλαδή, καταγράφεται στα στρώματα από τη χρωμόσφαιρα και πάνω, ενώ σπανίως μπορεί να καταγραφεί και στην φωτόσφαιρα (δηλ. είναι ορατή και στο λευκό φως / εκλάμψεις λευκού φωτός). Αυτό συμβαίνει όταν η ενέργεια που απελευθερώνεται είναι πολύ μεγάλη και φθάνει να θερμάνει ακόμα και τα χαμηλά στρώματα της φωτόσφαιρας. Το φαινόμενο έχει ως αποτέλεσμα τη ροή σωματιδίων υψηλής ενέργειας πρωτονίων, ηλεκτρονίων και ελαφρών πυρήνων προς τον διαπλανητικό χώρο. Πρόκειται για σωμάτια που αναπτύσσουν σχετικιστικές ταχύτητες και συμβάλλουν στη δημιουργία της ηλιακής κοσμικής ακτινοβολίας. Άλλα φαινόμενα που μπορεί να συνοδεύουν την έκλαμψη, είναι η απελευθέρωση μεγάλων ποσών ενέργειας σε μικρό χρόνο, η αύξηση της θερμοκρασίας του πλάσματος, η εκτόξευση στεμματικού υλικού (CME) και η δημιουργία κρουστικών κυμάτων. Όλα αυτά προκαλούν αύξηση της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας σε όλο το φάσμα, μέχρι και τις ακτίνες γ Εκτοξεύσεις Στεμματικού Υλικού Πάνω από κέντρα δράσης δημιουργούνται πολλές φορές μαγνητικές φιάλες (flux tubes). Σε ορισμένες περιπτώσεις μια τέτοια φιάλη που έχει συνήθως μάζα και ενέργεια E erg ~ 21 ~ 16 m 10 gr, μπορεί να αποσπαστεί ολόκληρη. Όταν εκτινάσσεται από τον ήλιο, τότε δημιουργείται μία εκτόξευση στεμματικού υλικού ή όπως είναι ευρύτερα

23 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας γνωστή μια στεμματική εκτόξευση μάζας (Coronal Mass Ejection - CME). Στην περίπτωση αυτή το πλάσμα μαζί με το πρότερα σταθεροποιημένο μαγνητικό πεδίο της περιοχής στην οποία βρισκόταν, αποχωρίζεται από τον Ήλιο και εκτοξεύεται με ταχύτητα η οποία ποικίλει από μερικές εκατοντάδες km/s έως ακόμη και km/s. Η μαγνητική φιάλη που αποσπάται περιέχει ηλεκτρόνια, τα οποία λόγω του φαινομένου της σκέδασης ακτινοβολούν και έτσι η CME είναι φωτεινή. Εικόνα 2.3: Εκτόξευση στεμματικού υλικού η οποία παρατηρήθηκε στις 2 Δεκεμβρίου Στην περιοχή του σκοτεινού δίσκου στο κέντρο έχει τοποθετηθεί ο Ήλιος όπως παρατηρήθηκε την ίδια ακριβώς στιγμή. Καθώς μια CME προωθείται προς τα έξω οι διαστάσεις της αυξάνουν σε τέτοιο βαθμό ώστε να προκαλεί μεγάλη διαταραχή στις μαγνητικές δυναμικές γραμμές του ηλίου και να επιδρά στις μαγνητόσφαιρες των πλανητών σε μεγάλη έκταση και με μεγάλη σφοδρότητα. Το εκρηκτικό αυτό φαινόμενο φαίνεται να συνδέεται και με τις εκλάμψεις και τις εκρηκτικές προεξοχές αν και ακόμη το θέμα είναι ανοιχτό. Οι CMEs που εκτοξεύονται από κεντρική περιοχή του ηλιακού δίσκου και φαίνονται ουσιαστικά σαν σφαιρικοί σχηματισμοί οι οποίοι προέρχονται από ολόκληρο τον ηλιακό δίσκο και κατευθύνονται προς την Γη, ονομάζονται Halo CMEs. Υπάρχει επίσης η περίπτωση μετά την δημιουργία μιας CME να επακολουθεί και δεύτερη και τρίτη από το ίδιο κέντρο δράσης, γεγονός όχι παράξενο, αφού όταν λαμβάνει χώρα μια ηλιακή έκλαμψη τότε μπορεί να ενεργοποιηθεί όλη η γύρω περιοχή με αποτέλεσμα να δημιουργηθούν και άλλες εκλάμψεις, οι οποίες με την σειρά τους μπορεί να προκαλέσουν νέες εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού. 2.2 Διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. Η Κ.Α. παρουσιάζει μεγάλη ισοτροπία και σταθερότητα σε γαλαξιακή κλίμακα. Ο ήλιος όμως και ο ενδοπλανητικός χώρος από όπου περνά για να φθάσει στη Γη ασκούν μεγάλη επίδραση ακόμη και σε ηλιοκεντρικές αποστάσεις της τάξης των 10AU. Έτσι παρουσιάζονται ανισοτροπίες και μεταβολές τόσο στο ενεργειακό φάσμα όσο και στην ~ 22 ~

24 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας ένταση της Κ.Α. Όπως τα σεισμικά κύματα χρησιμεύουν για την μελέτη του εσωτερικού της Γης έτσι και η μελέτη των μεταβολών των Κ.Α. χρησιμεύει σαν ενεργός δειγματολήπτης για την έρευνα των ενδοπλανητικών μετεωρολογικών συνθηκών. Επίσης οι κινήσεις του ηλίου και της γης δημιουργούν αξιόλογες μεταβολές της έντασης της Κ.Α. συναρτήσει του χώρου και του χρόνου. Οι μεταβολές της Κ.Α. συναρτήσει του χώρου, του χρόνου και της ενέργειας ονομάζονται διαμόρφωση της Κ.Α. Η μελέτη των μεταβολών της Κ.Α. γίνεται από τις παρατηρήσεις των επίγειων σταθμών. Τότε η Γη χρησιμεύει ως διαστημόπλοιο που περιστρέφεται περί τον εαυτό του και μεταφέρει τους επίγειους μετρητές. Ο συνδυασμός της ατμόσφαιρας όπου γίνεται η ανάμειξη των πρωτογενών Κ.Α. και του γήινου μαγνητικού πεδίου με τους επίγειους μετρητές παρέχει ένα οπτικό σύστημα με πολλές συνιστώσες. Η μελέτη των χρονικών μεταβολών έχει προωθηθεί με άμεσες μετρήσεις του διαστήματος. Όπως έχουμε ήδη αναφέρει, σπουδαίο χαρακτηριστικό κάθε διαδικασίας διαμόρφωσης είναι η εξάρτησή της από την μαγνητική δυσκαμψία, διότι οι αντιδράσεις των σωματιδίων με ενδοπλανητικά πεδία είναι η κύρια αιτία ανισοτροπιών. Η σχέση της μεταβολής της έντασης της Κ.Α. ΔJ(R) και της μαγνητικής δυσκαμψίας R δίνει το φάσμα των μεταβολών. Ένας τύπος αυτού του φάσματος είναι: J R J R R (2.1) Όταν γ=0 έχουμε ίση απορρόφηση της έντασης για τα σωματίδια όλων των δυσκαμψιών. Οι μεταβολές διακρίνονται σε: Ισότροπες μεταβολές, όπως Ο ενδεκαετής ηλιακός κύκλος (μακρόχρονη διαμόρφωση) Η μείωση τύπου Forbush και 27-ήμερη διαμόρφωση και ανισότροπες μεταβολές, όπως Η ημερήσια μεταβολή Η ημιημερήσια μεταβολή και Οι μικρής κλίμακας μεταβολές 2.3 Μακρόχρονη Διαμόρφωση Κατά την διάρκεια του ηλιακού κύκλου συμβαίνουν μεταβολές των μέσων χαρακτηριστικών της Κ.Α. Αυτό οφείλεται στη μακρόχρονη διαμόρφωση (long-term modulation). Πρώτος ο Forbush το 1958 έδειξε ότι η Κ.Α. βρίσκεται σε αρνητική ~ 23 ~

25 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας συσχέτιση με τη δραστηριότητα του Ήλιου με μια χρονική υστέρηση αρκετών μηνών, ή 1-2 μηνών αν τη συγκρίνουμε με την γραμμή εκπομπής του ηλιακού στέμματος στα 5303 Å. Τελευταία έχουν βρεθεί και μεγαλύτερες τιμές του χρόνου υστέρησης. Το πλάτος της 11-ετούς περιοδικότητας της νουκλεονικής συνιστώσας της Κ.Α. είναι της τάξης του 20% για δυσκαμψίες μικρότερες του 1 GV και της μεσονικής είναι 5%. Όλες οι συνιστώσες παρουσιάζουν ανάλογη διαμόρφωση. Η μεγαλύτερη διαμόρφωση συμβαίνει στις χαμηλές ενέργειες ακόμα και στο ελάχιστο της ηλιακής δραστηριότητας. Η μείωση της έντασης της Κ.Α. οφείλεται σε μεταβολές της δομής του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου. Αυτό παρατηρείται διότι ο μαγνητικός θώρακας της ηλιόσφαιρας γίνεται λιγότερο διαπερατός, όταν το μαγνητικό πεδίο που φέρεται παγωμένο μέσα στο πλάσμα, είναι ισχυρότερο. Τούτο έχει σαν αποτέλεσμα τόσο λιγότερα σωμάτια να μπορούν να φθάσουν στην περιοχή της γης όσο η ηλιόσφαιρα καταλαμβάνει μεγαλύτερη έκταση. Ο μηχανισμός της 11-ετούς διαμόρφωσης δεν μπορεί να γίνει αντιληπτός κατά πλήρη τρόπο. Η θεωρία του ηλιακού ανέμου ερμηνεύει μόνο την μεταβολή του ηλιακού κύκλου. Βασικός μηχανισμός είναι ο μηχανισμός μεταφοράς-διάχυσης των Κ.Α. Σύμφωνα με αυτόν οι γαλαξιακές Κ.Α. μεταφέρουν τις μαγνητικές ανωμαλίες έξω από τον ήλιο με τον σταθερό ηλιακό άνεμο. Η πυκνότητα των Κ.Α. μέσα στο ηλιακό σύστημα προκύπτει από την ισορροπία μεταξύ της προς τα έξω μεταφοράς τους και της προς τα μέσα διάχυσής τους. Τότε ακόμα και στο ελάχιστο του ηλιακού κύκλου το παρατηρούμενο φάσμα δεν είναι το φάσμα των γαλαξιακών Κ.Α. Το γαλαξιακό φάσμα προσεγγίζεται από τα πειραματικά δεδομένα με τη βοήθεια ενός θεωρητικού προτύπου. Η εξάρτηση της μακρόχρονης διαμόρφωσης από την μαγνητική δυσκαμψία των σωματιδίων έχει μεγάλη σημασία για την επέκταση των παρατηρήσεων στο Γαλαξία. Λόγω της προς τα έξω κίνησης του ηλιακού ανέμου, η ροή των Κ.Α. ελαττώνεται σταδιακά καθώς ο ήλιος απομακρύνεται. Δηλαδή, υπάρχει μία βαθμίδα πυκνότητας και σύμφωνα με την θεωρία διάχυσης η συνάρτηση μεταβολής της πυκνότητας των Κ.Α. ανά μονάδα ακτινικής απόστασης από τον Ήλιο είναι: 1 3V r (2.2) Όπου V η ταχύτητα του ηλιακού ανέμου, υ η ταχύτητα του σωματιδίου και λ η μέση ελευθέρα διαδρομή των συγκρούσεων μεταξύ ενός σωματιδίου και ενός κέντρου σκέδασης. ~ 24 ~

26 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Ολοκληρώνοντας τη σχέση αυτή παίρνουμε το λόγο της παρατηρούμενης πυκνότητας nr () προς την πυκνότητα nr ( 0), όπου r 0 είναι το όριο της διαμορφωμένης περιοχής. Μια απλή έκφραση αυτού του λόγου είναι: nr () nr ( ) 0 ( D k) e (2.3) Όπου k ο συντελεστής διάχυσης που περιγράφει την κίνηση των σωματιδίων στα ηλιακά μαγνητικά πεδία που διαπερνούν τον διαπλανητικό χώρο και Dυ ποσότητα σχετική με την ταχύτητα του ηλιακού πλάσματος ανεξάρτητη από τις παραπάνω παραμέτρους, ενώ η απόλυτη τιμή της δεν έχει υπολογιστεί ακόμη πειραματικά. Αν στην εξίσωση 2.2 βάλουμε V 500 km / s, 0.05AU και c, τότε βρίσκουμε ότι στην τροχιά της γης η βαθμίδα πυκνότητας για σωματίδια με δυσκαμψία στην περιοχή των GV είναι 10% για κάθε αστρονομική μονάδα. Αν και οι μετρήσεις από δορυφόρους που εκτείνονται πέρα από 0.4 AU συμφωνούν με την αναμενόμενη τιμή, εντούτοις υπάρχουν διαφορετικά συμπεράσματα στα διάφορα πειράματα. Ο Charakchyan έδωσε την εξάρτηση της έντασης της Κ.Α. και των παραμέτρων της ηλιακής δραστηριότητας με την σχέση: I I e An 0 (2.4) Όπου n είναι ο αριθμός των ομάδων των ηλιακών κηλίδων και φ το μέσο ηλιογραφικό πλάτος αυτών των ομάδων. Αν οι παράμετροι Ι0 και Α είναι διαφορετικοί στις διάφορες ενεργειακές περιοχές, η προσαρμογή της σχέσης 2.4 ισχύει για μια μεγάλη περιοχή ενεργειών 0.1 E 15GeV nucleon. ~ 25 ~

27 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Εικόνα 2.4: Συσχέτιση της έντασης της Κοσμικής ακτινοβολίας με παραμέτρους της ηλιακής δραστηριότητας (Charakhchyan, 1977) σύμφωνα με μετρήσεις στο Muransk (μαύροι κύκλοι) και Mirny (ανοικτοί κύκλοι). Η γραμμοσκιασμένη περιοχή δείχνει την ένταση που αναμένεται από την σχέση (2.4) με παρατηρούμενες τιμές των n και φ. Συγκρίνοντας την καμπύλη της σχέσης (2.4) με στρατοσφαιρικά δεδομένα από το Muransk και Mirny η συμφωνία είναι πολύ ικανοποιητική εκτός από την περίοδο 1957 και 1958 και από το 1971 μέχρι 1973, όπου η αντισυσχέτιση μεταξύ του αριθμού των κηλίδων και της έντασης της Κ.Α. καταστρέφεται. Η σχέση αυτή και άλλες παρόμοιες δεν λαμβάνουν υπ όψη τις καθυστερήσεις των διαδικασιών στον διαπλανητικό χώρο σχετικά με τις διαδικασίες όπου νέες ενεργές περιοχές δημιουργούνται. Πρακτικά, τέτοιες καθυστερήσεις πράγματι συμβαίνουν, ώστε γνωρίζοντας το μέγεθος της καθυστέρησης και την ταχύτητα των διαταραχών του πλάσματος μπορούμε να υπολογίσουμε το μέγεθος της διαμορφωμένης περιοχής. Αφού όμως οι παράμετροι της ηλιακής δραστηριότητας οι υπεύθυνοι για την διαμόρφωση των Κ.Α. είναι αβέβαιοι, οι υπολογισμοί έχουν μεγάλες αποκλίσεις. Διάφοροι συγγραφείς τοποθετούν το όριο της διαμορφωμένης περιοχής από 10 ΑU μέχρι 100 ΑU. Σήμερα με τις μετρήσεις διαμόρφωσης στις ΑU εξάγεται ότι αξιοσημείωτη διαμόρφωση συμβαίνει πέρα από τις 22 ΑU τουλάχιστον στο ισημερινό επίπεδο του Ηλίου. Οι Lockwood και Webber αναφέρουν ότι η διαμορφωμένη περιοχή εκτείνεται κατ ελάχιστο στις 65 ΑU. Ο McDonald (1981) έδειξε μια καθαρή συσχέτιση των εντάσεων του γαλαξιακού H2 και He για την περιοχή MeV/nucleon στη 1AU (Helios 1 και 2) και 23 ΑU (Pioneer-10). Στις διαφορετικές αποστάσεις τα φαινόμενα είχαν την ίδια τάξη μεγέθους αλλά καθυστερούσαν ως προς το χρόνο σαν να διαδίδονταν οι διαταραχές από τον ήλιο με ταχύτητα 550 km/sec. Σ αυτή τη σύνδεση ο McDonald δίνει έμφαση στον πιθανό ρόλο των κυμάτων κρούσης των ηλιακών εκλάμψεων που μεταφέρονται από τον ηλιακό άνεμο σε μεγάλες αποστάσεις. ~ 26 ~

28 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Πραγματικά δεδομένα για τη δομή της διαμορφωμένης περιοχής δεν υπάρχουν. Η περιοχή αυτή μάλλον δεν είναι σφαιρική διότι η διαμόρφωση στα μεγάλα πλάτη είναι ασθενέστερη λόγω των χαμηλών διαταραχών και λόγω της ευθυγράμμισης των μεγάλης κλίμακας μαγνητικών πεδίων στην ακτινική διεύθυνση. Επίσης, υπάρχει διαφορά δραστηριότητας στο βόρειο και νότιο ημισφαίριο του ήλιου. Η εξίσωση (2.4) δεν λαμβάνει υπ όψη και το φαινόμενο της υστέρησης, δηλαδή τη διαφορά των εντάσεων στις αυξανόμενες και ελαττωμένες περιόδους στο ίδιο επίπεδο ηλιακής δραστηριότητας. Αυτό προκύπτει από τη διαφορά στα φάσματα των πρωτονίων και α-σωματιδίων με τη φάση του ηλιακού κύκλου. Αφού η ανάπτυξη των ηλιακών κηλίδων συνοδεύεται και από αύξηση των ρευμάτων του ηλιακού ανέμου στον διαπλανητικό χώρο είναι επόμενο ότι μεταβολές στο επίπεδο των διαταραχών του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου είναι η κύρια αιτία της 11-ετούς διαμόρφωσης της Κ.Α. Οι Charakhchyan et al. (1977) εξηγούν αυτά τα φαινόμενα σαν αποτέλεσμα του συνολικού μαγνητικού πεδίου που υφίσταται μεταβολή της πολικότητάς του στην εξεταζόμενη περιοχή. 2.4 Εξομοίωση της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας Όπως είναι γνωστό η διαμόρφωση της Κ.Α. συμβαίνει λόγω της αντίδρασης των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων με τα ρεύματα του πλάσματος που εκπέμπονται από τον ήλιο και μεταφέρονται με τα μαγνητικά πεδία με τη μορφή κανονικών μεγάλης κλίμακας πεδίων και τυχαίων μαγνητικών ανωμαλιών. Σωματίδια που έρχονται από τον Γαλαξία συναντούν αυτά τα ρεύματα και εκτρέπονται από τα διαπλανητικά μαγνητικά πεδία. Έτσι η ένταση των γαλαξιακών σωματιδίων μέσα στην ηλιόσφαιρα γίνεται μικρότερη από αυτήν του Γαλαξία. Η διαμόρφωση επομένως στηρίζεται σε διάφορους παράγοντες, όπως το μέγεθος και τη διεύθυνση των μαγνητικών πεδίων, το επίπεδο των μαγνητικών διαταραχών, την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου, το μέγεθος και το σχήμα της ηλιόσφαιρας. Η θεωρία μεταφοράς-διάχυσης και αδιαβατικής επιβράδυνσης των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων σε ένα σφαιρικά συμμετρικό ηλιακό άνεμο οδηγεί σε μια μακρόχρονη μεταβολή. Σύμφωνα με αυτό το πρότυπο οι διαμορφώσεις εξηγούνται καλώς θέτοντας κατάλληλες φυσικές καταστάσεις στη διαμορφωμένη περιοχή, αλλά δεν είναι τόσο σαφές πως οι καταστάσεις αυτές συνδέονται με τις ηλιακές δραστηριότητες. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία πολλοί ερευνητές (Nagashima and Morishita, 1980; Mavromichalaki et al., 1990) μελετώντας διάφορους ηλιακούς κύκλους έχουν δείξει ότι η διαμόρφωση της κοσμικής ακτινοβολίας μπορεί να περιγραφεί από την ακόλουθη ολοκληρωμένη εξίσωση, η οποία προκύπτει από την γενίκευση του προτύπου του Simpson (1960) για τον ηλιακό άνεμο. ~ 27 ~

29 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας I t I f r S t r dr (2.5) όπου Ι και I(t) είναι αντίστοιχα η γαλαξιακή (αδιαμόρφωτη) και διαμορφωμένη ένταση της Κ.Α., S(t-r) είναι η πηγαία συνάρτηση που αντιπροσωπεύει κάποιον κατάλληλο δείκτη ηλιακής δραστηριότητας στη χρονική στιγμή t-r r 0 και f(r) είναι η χαρακτηριστική συνάρτηση που εκφράζει τη χρονική εξάρτηση των ηλιακών διαταραχών που αντιπροσωπεύονται από την S(t-r). Στο Κεφάλαιο 4 θα παρουσιάσουμε εμπειρικά μοντέλα και τα αποτελέσματα από αυτή την ανάλυση ετής διαμόρφωση της Κ.Α. Είναι γνωστή η αντισυσχέτιση μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και της ηλιακής δραστηριότητας εκφρασμένη από διάφορους δείκτες, όπως ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων που θεωρείται το σύνηθες ίχνος της ηλιακής δραστηριότητας. Στην εικόνα 2.5 παρουσιάζεται αυτή η αντισυσχέτιση της έντασης της Κ.Α. στις ενέργειες των Μετρητών Νετρονίων με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων για τέσσερις ηλιακούς κύκλους (19, 20, 21 και 22). Εικόνα 2.5: Αντισυσχέτιση της έντασης της Κ.Α. στον σταθμό του Climax (2,96 GV) με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων για τους τέσσερεις τελευταίους ηλιακούς κύκλους (19, 20, 21, 22). Φαίνονται επίσης οι αντιστροφές πολικότητας του ηλιακού μαγνητικού πεδίου στον οριζόντιο άξονα. ~ 28 ~

30 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Διάφοροι ερευνητές έχουν σημειώσει διαφορές ανάμεσα στους άρτιους και περιττούς ηλιακούς κύκλους εκπεφρασμένους με τον αριθμό των κηλίδων και αναφέρονται σε 22-ετή μεταβολή της ηλιακής δραστηριότητας (Hale-cycle). Τελευταία μια σαφής διαφορετική συμπεριφορά μεταξύ άρτιων και περιττών κύκλων εμφανίζεται και στα δεδομένα των Μετρητών Νετρονίων που καλύπτουν σήμερα περισσότερους από τέσσερεις ηλιακούς κύκλους. Αυτή είναι μια πρώτη ένδειξη για την ύπαρξη μιας 22- ετούς περιοδικότητας στην ένταση της ΚΑ επί πλέον της γνωστής 11-ετούς μεταβολής. Στον πίνακα 2.1 παρουσιάζονται οι κυριότερες μορφολογικές διαφορές που εμφανίζονται στη διαμόρφωση της Κ.Α. σε άρτιους και περιττούς κύκλους (Mavromichalaki et al, 1996). Πίνακας 2.1 Βασικές διαφορές μεταξύ Άρτιων και Περιττών κύκλων Περιττοί Κύκλοι Άρτιοι Κύκλοι Ένα μέγιστο Δύο μέγιστα (Κύριο και δευτερεύον) Απότομη άνοδος και μέγιστο Η ροή γίνεται μεγάλη αμέσως μετά κοντά στο ελάχιστο του κύκλου το μέγιστο του κύκλου και παραμένει για μεγάλο χρονικό διάστημα Σχήμα τύπου Saddle Σχήμα τύπου Peak Μέγιστο τύπου Mesa Μέγιστο τύπου Point Αργή επαναφορά με διάρκεια 6-8 έτη Απότομη επαναφορά εντός 2-3 ετών Μεγάλη χρονική υστέρηση Μικρή χρονική υστέρηση Η χρονική υστέρηση σε μήνες της κοσμικής ακτινοβολίας σε σχέση με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων για τους κύκλους δίνεται στον πίνακα 2.2 όπου φαίνεται καθαρά η μεγάλη υστέρηση στους περιττούς κύκλους και η μικρή στους άρτιους κύκλους. Πίνακας 2.2 Χρονική υστέρηση μεταξύ Κοσμικής Ακτινοβολίας και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων για τους ηλιακούς κύκλους Ηλιακός Κύκλος Χρονική υστέρηση (Μήνες) Η διαφορετική συμπεριφορά μεταξύ άρτιων και περιττών ηλιακών κύκλων σχετίζεται με την αλλαγή της πολικότητας του ηλιακού μαγνητικού πεδίου που συμβαίνει γύρω στο ηλιακό μέγιστο (Εικόνα 2.5). Οι Otaola et al. (1985) έχουν δείξει ότι αυτή η συμπεριφορά οφείλεται στις διακριτές καταστάσεις που αντιστοιχούν στις παράλληλες και αντιπαράλληλες καταστάσεις της πολικότητας του ηλιακού πολικού μαγνητικού πεδίου ως προς το γαλαξιακό μαγνητικό πεδίο. Τούτο στηρίζεται στην ~ 29 ~

31 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας υπόθεση ότι όταν το πολικό μαγνητικό πεδίο του ήλιου είναι σχεδόν παράλληλο με το γαλαξιακό μαγνητικό πεδίο, οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες ειδικά αυτές με τις μικρές δυσκαμψίες, μπορούν να εισχωρήσουν πιο εύκολα στην ηλιόσφαιρα κατά μήκος της μαγνητικής δυναμικής γραμμής, σε σχέση με την αντιπαράλληλη κατάσταση των μαγνητικών πεδίων. Το πρότυπο της κλειστής και ανοικτής ηλιόσφαιρας (Ahluwalia, 1979) μπορεί να εξηγήσει αυτή τη συμπεριφορά της έντασης της ΚΑ. Σύμφωνα με αυτό δεχόμαστε ότι υπάρχει γαλαξιακός άνεμος στο ηλιακό σύστημα αφού το ηλιακό μας σύστημα κινείται με ταχύτητα 20 km/sec ως προς την ενδοαστρική ύλη, όπου το μαγνητικό πεδίο είναι 3μG (Heiles, 1976). Τότε το μαγνητικό πεδίο έχει μια σημαντική συνιστώσα ως προς το ηλιακό μαγνητικό δίπολο. Όταν έχουμε θετικό βόρειο πόλο του Ήλιου οδηγούμαστε σε ανοιχτή ηλιόσφαιρα που σημαίνει κατ ευθείαν εισδοχή κοσμικών ακτίνων στον ενδοαστρικό χώρο. Τότε οι ΚΑ εισχωρούν και σε μικρά ηλιογραφικά πλάτη ώστε η διάχυση παίζει ελάχιστο ρόλο στη μεταφορά τους μέχρι τη γη (άρτιοι κύκλοι). Αντίθετα ο αρνητικός βόρειος πόλος του Ήλιου οδηγεί σε κλειστή ηλιόσφαιρα, όπου οι κοσμικές ακτίνες εισέρχονται από το Ισημερινό επίπεδο του Ήλιου. Η διάχυση παίζει τότε σπουδαίο ρόλο (περιττοί κύκλοι). Αν το φαινόμενο της αλλαγής πολικότητας του ηλιακού πολικού μαγνητικού πεδίου υπερτίθεται στο φαινόμενο υστέρησης, η καμπύλη υστέρησης κατά τη διάρκεια ενός κύκλου αναλύεται σε δύο βρόχους. Οι άνω και κάτω βρόχοι αντίστοιχα αντιπροσωπεύουν τις παράλληλες και αντιπαράλληλες καταστάσεις της πολικότητας του γαλαξιακού μαγνητικού πεδίου. Καθώς όμως η αντιστροφή συμβαίνει γύρω από κάθε ηλιακό μέγιστο (Babcock, 1961) η μεταφορά από τον άνω στον κάτω βρόχο και αντίστροφα αναμένεται να συμβαίνει εναλλάξ κάθε 11 χρόνια. Αν χωρίσουμε την καμπύλη υστέρησης σε δύο τμήματα, στα ηλιακά ελάχιστα έτσι ώστε κάθε καμπύλη να αντιστοιχεί σε κάθε περίοδο του αριθμού του ηλιακού κύκλου, τότε οι μοιρασμένες καμπύλες περιγράφουν αντίστοιχα ευρύτερους και στενότερους βρόχους (Εικ. 2.7). ~ 30 ~

32 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Εικόνα 2.6: Σχηματική εξάρτηση από τον ηλιακό κύκλο των καμπυλών υστέρησης της έντασης της ΚΑ από την ηλιακή δραστηριότητα λόγω της αλλαγής της πολικότητας του ηλιακού μαγνητικού πεδίου [Nagashima and Mosrishita, 1980]. Οι παρατηρούμενες καμπύλες υστέρησης των τεσσάρων ηλιακών κύκλων (19, 20, 21, 22) από τα δεδομένα του Climax Μετρητή Νετρονίων (2.96 GV) δίδονται στο σχήμα 2.7. Οι αντιστροφές της πολικότητας από παράλληλη σε αντιπαράλληλη κατάσταση του μαγνητικού πεδίου και αντίστροφα φαίνονται καθαρά. Οι καμπύλες περιγράφουν ευρύτερους και στενότερους βρόχους στους περιττούς και άρτιους κύκλους αντίστοιχα. Εικόνα 2.7: Παρατηρούμενες καμπύλες υστέρησης για τους κύκλους 19, 20, 21 και 22. Χρησιμοποιώντας δεδομένα του σταθμού Climax [Μavromichalaki et al., 1997] (P: παράλληλη, A: αντιπαράλληλη, R: αντιστροφή) ~ 31 ~

33 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας 2.6 Μειώσεις Forbush Η μείωση κατά Forbush είναι μια βραχύχρονη μεταβολή της ΚΑ που ανακαλύφθηκε από τον Forbush και είναι φαινόμενο παγκοσμίου χρόνου (U.T.). Παρουσιάζεται με απότομη ελάττωση της έντασης της ΚΑ κατά τουλάχιστον 5% σε διάστημα λίγων ωρών μέχρι 2 μέρες και επάνοδο σε μερικές μέρες ή βδομάδες. Έχουν παρατηρηθεί μειώσεις και %. Η επαλληλία μερικών μειώσεων Forbush ονομάζεται καταιγίδα. Είναι συνυφασμένες συχνά με μαγνητικές καταιγίδες αλλά δεν είναι αμφιμονοσήμαντη η αντιστοιχία. Και τα δύο φαινόμενα εμφανίζονται 1-2 μέρες μετά από μια ηλιακή έκλαμψη. Είναι φαινόμενο εξωγήινης προέλευσης διότι εμφανίζεται και στους πολικούς σταθμούς. Οι διαφορές οφείλονται στο κατώφλι μαγνητικής δυσκαμψίας και στις ασυμπτωτικές διευθύνσεις των σταθμών. Εικόνα 2.8: Παράδειγμα μείωσης Forbush για το γεγονός του Σεπτεμβρίου Η μείωση Forbush οφείλεται σε μηχανισμό ανάλογο με την 11-ετή μεταβολή. Το μαγνητικό πεδίο που φέρεται παγωμένο στον ηλιακό άνεμο θωρακίζει μαγνητικά τη γη και τα φορτισμένα σωματίδια της γαλαξιακής Κ.Α. εκτρέπονται προς τα έξω. Η εκτροπή είναι τόσο μεγαλύτερη όσο εντονότερη είναι η εκπομπή του ηλιακού πλάσματος. Είναι αυξημένη κατά το μέγιστο της 11-ετούς περιόδου του ήλιου και κατά τις έκτακτες δραστηριότητες του ήλιου. Η διαφορά έγκειται στη χρονική διάρκεια των φαινομένων και στη γεωμετρική έκταση και μορφή τους στο χώρο του διαστήματος. ~ 32 ~

34 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Μειώσεις Forbush από έκτακτα ηλιακά φαινόμενα Είναι γνωστό σήμερα ότι οι μειώσεις Forbush σχετίζονται έντονα με τις ηλιακές εκλάμψεις. Μια ηλιακή έκλαμψη συμβαίνει όταν εκλύεται ξαφνικά η μαγνητική ενέργεια που έχει συγκεντρωθεί στην ηλιακή ατμόσφαιρα. Τότε εκλύεται ακτινοβολία σχεδόν σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, από τα ραδιοκύματα μέχρι τις ακτίνες Χ και γ. Σωματίδια όπως πρωτόνια, ηλεκτρόνια και βαρείς πυρήνες θερμαίνονται και επιταχύνονται στην ηλιακή ατμόσφαιρα. Η ενέργεια που εκλύεται είναι της τάξης του erg/s που μπορεί να φθάσει και μέχρι erg/s. Συνήθως συμβαίνουν σε τρία στάδια που διαρκούν από μερικά δευτερόλεπτα μέχρι μια ώρα. Η συχνότητά τους συνδέεται με τον ενδεκαετή κύκλο του ήλιου, καθόσον οι ενεργές περιοχές (active regions) από τις οποίες παράγονται, είναι μικρές και λίγες στο ελάχιστο της ηλιακής δραστηριότητας. Οι στεμματικές εκπομπές μάζας είναι τεράστιες περιοχές αερίου συνδεδεμένο με μαγνητικές γραμμές που εκτοξεύονται από τον Ήλιο σε διάρκεια μερικών ωρών. Το αέριο βρίσκεται σε κατάσταση πλάσματος και αποτελείται κυρίως από υδρογόνο, ένα μικρό ποσοστό ηλίου και πολύ μικρές ποσότητες βαρύτερων στοιχείων. Συνδέονται συχνά με τις ηλιακές εκρήξεις και τις προεξοχές (prominence eruptions) αν και μπορούν να συμβούν και χωρίς αυτές τις διαδικασίες. Σε περιόδους μέγιστης ηλιακής δραστηριότητας έχουμε 2 με 3 CMEs κάθε μέρα, ενώ στο ελάχιστο περίπου μια στη βδομάδα καταστρέφουν τη φυσιολογική ροή του ηλιακού ανέμου και προκαλούν διαταραχές στη Γη. Από το 1996, οι γνώσεις μας για τις CMEs έχουν εμπλουτισθεί με τις μετρήσεις του στεμματογράφου LASCO από το SOHO. Πάντως τα χαρακτηριστικά τους συμφωνούν με προηγούμενες παρατηρήσεις στεμματογράφων (St. Cyr et al., 1997). Οι ηλιακές εκλάμψεις προκαλούν μεταβολές της ραδιοακτινοβολίας του ήλιου που ονομάζονται ραδιοεξάρσεις (radio bursts). Οι ραδιοεξάρσεις σήμερα κατατάσσονται σε τέσσερις τύπους (Ι, ΙΙ, ΙΙΙ, ΙV) ανάλογα με την συχνότητα τους και διαρκούν από μερικά δευτερόλεπτα ως λίγα λεπτά. Σχεδόν όλες οι ραδιοεξάρσεις τύπου ΙΙ σχετίζονται με στεμματικές εκπομπές μάζας. Επίσης οι ηλιακές εκλάμψεις που συνοδεύονται από ραδιοεξάρσεις τύπου ΙΙ ή και ΙV σχετίζονται με μειώσεις Forbush. Στα δύο τρίτα των απλών μειώσεων Forbush, οι ηλιακές εκλάμψεις που προκαλούν αυτές εμφανίζονται δύο με τρεις μέρες προν από αυτές. O Harang (1968) κατέληξε ότι απλές μειώσεις Forbush παράγονται από μια μόνο έκλαμψη μέσω της εκπομπής νέφους σωματιδίων. Ιδιαίτερο ενδιαφέρον σήμερα αποτελούν οι ισχυρές εκλάμψεις που καταγράφονται από τους Μετρητές Νετρονίων. Οι εκλάμψεις αυτές δίνουν μεγάλα πρωτονικά γεγονότα στην τροχιά της γης, μερικά των οποίων καταγράφονται σαν αυξήσεις της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας στους σταθμούς μεγάλου πλάτους και ονομάζονται GLEs. Ένα παράδειγμα φαίνεται στην εικόνα 2.8. Το έτος 2001, μέγιστο του 23 ου ηλιακού κύκλου, καταγράφηκαν τέσσερα γεγονότα (15 Απριλίου, 18 Απριλίου, 4 Νοεμβρίου και 26 Δεκεμβρίου). Τα γεγονότα αυτά συνήθως συνοδεύονται με μεγάλες μειώσεις Forbush. ~ 33 ~

35 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Εικόνα 2.9: Οι μεγάλες επαυξήσεις της έντασης της Κ.Α. της 15ης και 18ης Απριλίου 2001(GLE60 και GLE61). Σήμερα η μείωση Forbush ορίζεται σαν ένα ηλιοσφαιρικό φαινόμενο που περιλαμβάνει μεταβολές της πυκνότητας και της ανισοτροπίας των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων που προκαλούνται από διαδιδόμενες διαταραχές του ηλιακού ανέμου μεγάλης κλίμακας. Διακρίνονται δύο βασικοί τύποι μειώσεων: Μη περιοδικές μειώσεις (non-recurrent decreases) που οφείλονται σε παροδικά διαπλανητικά γεγονότα σχετιζόμενα με CMEs από τον ήλιο. Παρουσιάζουν μια ξαφνική έναρξη, φθάνουν στο μέγιστο περίπου σε μια μέρα και έχουν μια πιο σταδιακή επαναφορά. Σποραδικές μειώσεις (recurrent decreases) (Lockwood, 1971) που έχουν και πιο σταδιακή έναρξη, είναι πιο συμμετρικές στο προφίλ και σχετίζονται με ηλιακό άνεμο μεγάλης ταχύτητας. Ιστορικά, όλες οι μικρής τάξης μειώσεις ονομάζονται "Μειώσεις Forbush". Πάντως πολλοί ερευνητές χρησιμοποιούν αυτήν την έκφραση μόνο για μη περιοδικές μεταβολές που σχετίζονται με παροδικές διαταραχές του ηλιακού ανέμου. Ένα παράδειγμα μιας κλασσικής μείωσης Forbush από τρεις Μετρητές Νετρονίων με όμοιες αποκρίσεις (Deep River, Kerguelen, Mt. Welligton) και τοποθετημένους στο ίδιο γεωγραφικό μήκος ~ 34 ~

36 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας δίνεται στην εικόνα Παρατηρούμε την παρουσία δύο βημάτων (steps) που το πρώτο εμφανίζεται στην τυρβώδη περιοχή του πεδίου που δημιουργείται πίσω από το μέτωπο κρούσης (shock) που δημιουργεί η γρήγορη εκπομπή μάζας (ejecta) στο μέσο πίσω από αυτό. Μέσα στην εκπομπή αυτή συμβαίνει επίσης μια μείωση της πυκνότητας της κοσμικής ακτινοβολίας λόγω της γεωμετρίας των κλειστών δυναμικών γραμμών. Εικόνα 2.10: Μια τυπική μορφή μείωσης Forbush. Πολλοί ερευνητές πρόσφατα συνδέουν τις μειώσεις Forbush με δύο συνιστώσες, χωρίς όμως να μπορούν να διατυπωθούν θεωρητικά πρότυπα στηριζόμενα στο γεγονός ότι υπάρχουν δύο διαφορετικοί φυσικοί μηχανισμοί που προκαλούν τις μειώσεις Forbush, όπως το δημιουργούμενο διαπλανητικό μέτωπο κρούσης και η διαπλανητική εκπομπή μάζας. Η μεγάλης κλίμακας δομή μιας εκπομπής και του συνοδευόμενου μετώπου κρούσης και η απόκριση της διερχόμενης κοσμικής ακτινοβολίας δίνεται στην εικόνα Μια μικρή ενεργητική εκπομπή που δεν δημιουργεί μέτωπο κρούσης προκαλεί μόνο μιας συνιστώσας ελάττωση μικρής διάρκειας καθώς περνάει την εκπομπή. Αυτές οι μειώσεις είναι πολύ μικρές για να παρατηρηθούν από τους Μετρητές Νετρονίων. Όταν τα μέτωπα κρούσης έχουν μεγαλύτερη έκταση από την εκπομπή είναι δυνατόν να διασχίσουν το μέτωπο κρούσης, αλλά όχι την εκπομπή, όπου εμφανίζεται γεγονός λόγω του μετώπου κρούσης. Η εκπομπή ωθεί τον προηγούμενο ηλιακό άνεμο, συμπιέζει και θερμαίνει αυτόν και οι ίδιες δυναμικές γραμμές περιτυλίγονται γύρω από την εκπομπή. Αυτό οδηγεί σε ασύμμετρη δομή που είναι υπεύθυνη για την ασυμμετρία ~ 35 ~

37 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας στα μεγέθη και την παρουσία μειώσεων Forbush σαν συνάρτηση του μήκους του συνοδευόμενου ηλιακού γεγονότος. Εικόνα 2.11: Μεγάλης κλίμακας δομή μιας γρήγορης εκπομπής (ejecta) και ενός μετώπου κρούσης (shock) Φαίνονται δύο διαδρομές με διαφορετικά αποτελέσματα. Ο χρόνος του περάσματος του μετώπου κρούσης δηλώνεται με S και οι χρόνοι έναρξης και τέλους του περάσματος της εκπομπής δηλώνονται με Τ1 και Τ2. Έτσι οι μειώσεις Forbush της ΚΑ που σχετίζονται με στεμματικές εκπομπές μάζας, είναι τριών ειδών: αυτές που συνοδεύονται από μέτωπα κρούσης και εκπομπές μάζας, αυτές που συνοδεύονται μόνο από μέτωπα κρούσης και αυτές που συνοδεύονται μόνο από εκπομπές μάζας. Η πλειονότητα (80%) των απλών μειώσεων μεγαλύτερων από 4% είναι του τύπου μέτωπο κρούσης και εκπομπής μάζας (Cane, 2000). Μόνο πολύ ενεργητικές CMEs δημιουργούν μέτωπα κρούσης, τα οποία είναι αρκετά ισχυρά για να προκαλούν ουσιαστικές μειώσεις της κοσμικής ακτινοβολίας. Τότε τα μέτωπα κρούσης δημιουργούν μεγάλες αυξήσεις ενεργητικών ηλιακών σωματιδίων (Solar energetic particles-seps). Τα ενεργητικά σωματίδια αποτελούν επιβεβαίωση ότι η μείωση της ΚΑ προήλθε από μέτωπο κρούσης από στεμματική εκπομπή μάζας και όχι από περιστρεφόμενο ρεύμα ηλιακού ανέμου. Αυτοί οι δύο τύποι ελαττώσεων εμφανίζονται ίδιοι, καθότι οι τοπικές συνθήκες του ηλιακού ανέμου είναι ίδιες. Πάντως τα περιστρεφόμενα ρεύματα δεν προκαλούν μετρήσιμες αυξήσεις σωματιδίων πάνω από 20 MeV amu 1 στην 1 A.U. Αντίθετα ενεργητικές στεμματικές εκπομπές μάζας συνδέονται με ενεργητικά ηλιακά σωματίδια (Kahler et al., 1987) και η έναρξη του γεγονότος συμβαίνει συνήθως μέσα σε μια ώρα από την συνοδευόμενη ηλιακή έκλαμψη. ~ 36 ~

38 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Ιδιότητες των μειώσεων Forbush Γενικά οι μειώσεις Forbush εμφανίζουν τις παρακάτω ιδιότητες: Προηγείται μικρή μείωση (1-3%) (προμείωση) που συμβαίνει 3-18 μέρες πριν την κύρια φάση του γεγονότος. Πριν τη μείωση υπάρχει προαύξηση (1-2%) που προέρχεται από την ανάκλαση ΚΑ στο ωστικό κύμα του ΗΑ. Η ανάληψη ακολουθεί εκθετική μορφή, ενίοτε ευθεία I t I0e tr (2.6) όπου ΔI(t) η μείωση σε χρόνο t, ΔIο μείωση σε χρόνο 0 και r σταθερά χρόνου αναλήψεως. Ταχύτερη ανάληψη έχουν τα φαινόμενα με μεγάλο Kp που προέρχονται από εκλάμψεις πλησίον του κεντρικού μεσημβρινού του ήλιου. Υπάρχουν επίσης φαινόμενα με χρόνο ανάληψης r. Το μέγεθος της μείωσης Forbush εξαρτάται από τη φάση του ηλιακού κύκλου. Οι σταθμοί που ανιχνεύουν σωμάτια μικρής ενέργειας παρουσιάζουν μεγαλύτερη μείωση σε μέγεθος και διάρκεια. Υπάρχουν μειώσεις Forbush που επαναλαμβάνονται μετά από 27-μέρες ήμερη διαμόρφωση Η 27-ήμερη διαμόρφωση οφείλεται στην 27-ήμερη συνοδική περίοδο του ήλιου σε σχέση με τη γη. Το Ε.Μ.Π. περιστρέφεται με τον ήλιο και επειδή δεν έχει αζιμουθιακή ισοτροπία η γη βρίσκεται σε περιοχές με μεταβαλλόμενες μετά του αζιμουθίου ιδιότητες του μαγνητικού πεδίου με αποτέλεσμα μεταβολή της επίγειας ΚΑ. Σαν πηγές έχει δραστήριες περιοχές του ήλιου (μονοπολικές μαγνητικές περιοχές) που έχουν χρόνο ζωής πολύ μεγαλύτερο της συνοδικής περιόδου του ήλιου, οπότε οι ίδιες μαγνητικές συνθήκες στο διαπλανητικό διάστημα εμφανίζονται με περιοδικότητα 27-ημερών. Αυτό συμβαίνει σε ήρεμες περιοχές του ήλιου που στερούνται από έκτακτη δραστηριότητα. Το πλάτος κύμανσης της 27-ήμερης μεταβολής είναι περίπου 5%. Πολλές φορές όμως διπλασιάζεται. Μια τυπική 27-ήμερη μεταβολή που διήρκεσε 18 συνοδικές περιόδους παρατηρήθηκε από 27 Αυγούστου Δεκεμβρίου Για την ανάλυση χρησιμοποιείται η μέθοδος της υπέρθεσης εποχών (Superposed epochs ή Chree analysis), η μέθοδος της αυτοσυσχέτισης (autocorrelation), της φασματικής ανάλυσης κ.λ.π. ~ 37 ~

39 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας 2.8 Ημερήσια ανισοτροπία Από το 1938 έχει αναφερθεί η ύπαρξη ενός μεγίστου στην ένταση της ΚΑ κατά τις πρώτες απογευματινές ώρες. Στην αρχή υπήρχε σύγχυση με τους μετεωρολογικούς παράγοντες. Η ίδρυση όμως του δικτύου Μετρητών Νετρονίων και άλλων μετρητών υπογείων, όπως επίσης και οι μετρήσεις του διαστήματος βοήθησαν στην κατανόηση της φύσης αυτής της μεταβολής. Είναι μεταβολή περιοδικότητας 24 hr. Είναι μεταβολή τοπικού χρόνου. Εξάγουμε συμπεράσματα για την ανισοτροπία της πρωτογενούς ΚΑ από την οποία προήλθε η ημερήσια μεταβολή στη γη. Η ανισοτροπία έχει μεταβλητό χαρακτήρα και τα μέσα ετήσια χαρακτηριστικά παρουσιάζουν εντυπωσιακή συσχέτιση με τον 11-ετή κύκλο. Το μέσο πλάτος της ημερήσιας ανισοτροπίας είναι 0.4 % και μπορεί να φθάσει το 1.5%. Η διεύθυνση της μέγιστης έντασης είναι η 18:00hr ως προς τη γραμμή γης-ηλίου. Το σπειροειδές μαγνητικό πεδίο περιστρέφεται γύρω από την ήλιο σαν ένα σώμα με αυτόν και έτσι αναταράσσει το αέριο των ισοτροπικών Κ.Α. με μια ταχύτητα μερικών εκατοντάδων km/sec. Εφ όσον η ταχύτητα αυτή είναι μεγαλύτερη από την ταχύτητα κίνησης της γης, η ένταση από την διεύθυνση 90ο Α της γραμμής Γης-Ηλίου είναι αυξημένη (εικόνα 2.12). Εικόνα 2.12: Σχηματική παράσταση του μηχανισμού που παράγει την ηλιακή ημερήσια μεταβολή (αριστερά). 24- ωρών μεταβολή της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας (δεξιά). Η ημερήσια μεταβολή παριστάνεται με ένα άνυσμα μήκους αναλόγου προς το πλάτος και με διεύθυνση αντίστοιχη με την μέγιστη ένταση. Αυτό το άνυσμα παριστάνει ανισοτροπία χώρου. Σε μια ανάλυση κατά Fourier η πρώτη αρμονική είναι η ημερήσια, η δεύτερη αρμονική είναι η ημιημερήσια και τελευταία έχει παρατηρηθεί και τριημερήσια ~ 38 ~

40 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας συνιστώσα. Η απόκλιση της ροής από τη μέση ημερήσια τιμή σε χρόνο t θεωρείται μεταβλητή και δίνεται από την εξίσωση. N t acos t sin t (2.7) Όπου t σε μοίρες και a, b συντελεστές Fourier πρώτης τάξης. Η εξίσωση μετασχηματίζεται sin N t A t (2.8) Όπου a Asin και b cos. Έτσι το ΔΝ(t) παίρνει τη μέγιστη τιμή Α σε χρόνο tm όπου (tm+ε)=π/2. Στο σχήμα φαίνεται η αρμονική απεικόνιση της ημερήσιας μεταβολής σε ωρολογιακό διάγραμμα (clock diagram). Εικόνα 2.13: Αρμονική απεικόνιση της ημερήσιας μεταβολής. Τη μέση ημερήσια μεταβολή μπορούμε να παραστήσουμε επίσης με το χρόνο της μέγιστης έντασης (Τmax) και της ελάχιστης έντασης (Τmin) της Κ.Α. σε κάθε μέρα. Έτσι έχουμε την κατανομή των πηγών ή των καταβόθρων στις διάφορες διευθύνσεις. Ένα ~ 39 ~

41 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας ενδιαφέρον φαινόμενο είναι η αύξηση του πλάτους και συγχρόνως η μετατόπιση της φάσης επί σειρά ημερών κατά τη διάρκεια τόσο διαταραγμένων όσο και ήσυχων περιόδων (large amplitude wave trains). Διάφοροι ερευνητές έχουν συμπεράνει ότι κατά τη διάρκεια κυματικών τραίνων μεγάλου μήκους η ανισοτροπία μπορεί να προέλθει από αυξήσεις ή ελαττώσεις της έντασης της ΚΑ κατά τη μέση διεύθυνση του πεδίου και κατά τη διεύθυνση εκ περιστροφής. Τελευταία δείχθηκε ότι μπορούμε να έχουμε πηγές ή καταβόθρες κοσμικές ακτίνες και σε άλλες διευθύνσεις, όπως των hr και 4.00 hr αντίστοιχα. Η θεωρία μεταφοράς-διάχυσης όπως έχει επεκταθεί σήμερα και στις γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες δίνει μια ικανοποιητική εξήγηση στις μεταβολές και τη ποικιλία των χρόνων της μέγιστης έντασης της αυξημένης ημερήσιας ανισοτροπίας. Το άνυσμα της διάχυσης ακολουθεί τη διεύθυνση του ανύσματος του μαγνητικού πεδίου στο επίπεδο της εκλειπτικής, εκτός από τις ημέρες που χαρακτηρίζονται από αλλαγή μαγνητικών τομέων. Διατηρεί μάλιστα τη διεύθυνση της hr (anti-garden hose direction) και όταν το μαγνητικό πεδίο αλλάζει πολικότητα. Η μετατόπιση του χρόνου της μέγιστης έντασης της ημερήσιας ανισοτροπίας προς μικρότερες ώρες μπορεί να προέλθει είτε από την αύξηση του ανύσματος μεταφοράς είτε από την ελάττωση του ανύσματος διάχυσης Ημι-ημερήσια μεταβολή Είναι μεταβολή περιοδικότητας 12 ωρών. Δεν έχει αποδειχθεί πλήρως η εξωγήινη προέλευση. Τα κυριότερα χαρακτηριστικά της είναι: Το ετήσιο πλάτος της ημερήσιας ανισοτροπίας στον διαπλανητικό χώρο είναι 0.11±0.02% με μέγιστο τη διεύθυνση της 3.00 hr που είναι κάθετη στη διεύθυνση του μέσου ανύσματος του ΕΜΠ. Το πλάτος και η φάση της είναι χρονικά ανεξάρτητες. Η ανισοτροπία εξαρτάται από τη μαγνητική δυσκαμψία κατά το νόμο R γ όπου γ ο ενεργειακός εκθέτης με τιμές 1.0±0.1. Η παρατηρούμενη ημιημερήσια συνιστώσα στους ισημερινούς σταθμούς θα είναι μεγαλύτερη από την παρατηρούμενη στους σταθμούς ψηλού και μέσου πλάτους. Το πλάτος της ανισοτροπίας εξαρτάται από το cos 4 Λ, όπου n 2 και Λ το μέσο ασυμπτωτικό πλάτος του σταθμού. Τα πειραματικά δεδομένα δείχνουν μια σαφή εξάρτηση από το cos 2 Λ. Οι πειραματικές παρατηρήσεις δείχνουν ότι υπάρχει ένα άνω όριο μαγνητικής δυσκαμψίας Rmax πέραν του οποίου τα σωματίδια δεν δείχνουν ημιημερήσια ανισοτροπία. Οι Rao και Agrawal υπολογίζουν ότι είναι Pmax =200 GV για το Η ημιημερήσια μεταβολή προέρχεται από μια βαθμίδα πυκνοτήτων των σωματιδίων σ ένα επίπεδο κάθετο στο επίπεδο της εκλειπτικής. Οπότε ένας επίγειος μετρητής σωματιδίων που κοιτάζει κατά μήκος των δυναμικών γραμμών του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (garden-hose direction) μετρά ροή χαρακτηριστική του ισημερινού επιπέδου του ήλιου. Αντίθετα ο μετρητής που κοιτάζει σε διεύθυνση κάθετο προ το ~ 40 ~

42 Κεφάλαιο II Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας μαγνητικό πεδίο μετρά σωμάτια που φθάνουν από ψηλότερα ηλιογραφικά πλάτη. Αυτά υφίστανται μικρότερη διαμόρφωση από τα σωμάτια του ισημερινού επιπέδου του ήλιου λόγω της σπειροειδούς μορφής του μαγνητικού πεδίου. Όσο μεγαλύτερη είναι η ενέργεια των σωματιδίων, τόσο μεγαλύτερο το ηλιογραφικό πλάτος που προέρχονται. Συνεπώς η θετική βαθμίδα πυκνότητας των κοσμικών ακτίνων με το αυξανόμενο ηλιογραφικό πλάτος δίνει ένα ημιημερήσιο μέγιστο με διεύθυνση κάθετη στη διεύθυνση του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου. Αυτό προκύπτει από το ότι η γη καθώς περιστρέφεται περί τον άξονά της κατά τη διάρκεια μιας μέρας μετρά την ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας δύο φορές κατά μήκος και δύο φορές κάθετα προς τη διεύθυνση του μαγνητικού πεδίου. 2.9 Επίγειες επαυξήσεις της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας Ως επίγεια επαύξηση της Κ.Α. (Ground Level Enhancement GLE) ορίζεται η μικρής διάρκειας απότομη αύξηση στον ρυθμό καταμέτρησης των σωματιδίων της Κ.Α. από επίγειους ανιχνευτές (Belov et al., 2005). Τα σωματίδια αυτά πρέπει να έχουν ενέργειες τουλάχιστον 500 MeV ώστε να φθάσουν στη γήινη μαγνητόσφαιρα και να καταγραφούν από επίγειους μετρητές ως δευτερογενής Κ.Α. (Simpson, 2000). Περίπου το 15% των πρωτονικών γεγονότων (SEPs) είναι GLEs. Το χρονικό προφίλ των GLEs αποτελείται από μία απότομη αύξηση στην επί τοις εκατό μεταβολή της έντασης της Κ.Α. σε μικρό χρονικό διάστημα (μερικά λεπτά) ενώ η επαναφορά γίνεται σε διάστημα μερικών ωρών. Αποτελούν πολύ σπάνια γεγονότα με αποτέλεσμα να παρατηρούμε ανά δεκαετία. Στην εικόνα 2.14 παρουσιάζεται η απότομη μεταβολή της έντασης της Κ.Α. για το γεγονός GLE-69. Τα γεγονότα αυτά καταγράφονται σε λίστες με όνομα GLE-XX όπου XX είναι ο αύξων αριθμός τους. Το τελευταίο καταγεγραμμένο GLE είναι το γεγονός GLE-71 το οποίο παρατηρήθηκε στις 17 Μαΐου 2012 με ποσοστό μεταβολής της έντασης της Κ.Α. 16%. Εικόνα 2.14: Το χρονικό προφίλ του GLE-69 το οποίο σημειώθηκε στις 20 Ιανουαρίου 2005 (Plainaki et al., 2006). Η ποσοστιαία αύξηση της έντασης της Κ.Α. ήταν η δεύτερη μεγαλύτερη όλων των γεγονότων και ήταν ίση με 269%. ~ 41 ~

43 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις ΚEΦΑΛΑΙΟ ΙΙΙ Πειραματικές Διατάξεις 3.1 Εισαγωγή Τα τελευταία 60 χρόνια έχει σημειωθεί μεγάλη πρόοδος στις πειραματικές ανιχνευτικές διατάξεις καταμέτρησης της κοσμικής ακτινοβολίας ως επίσης και στις διατάξεις παρακολούθησης ηλιακών, διαπλανητικών και γήινων παραμέτρων με πλήθος διατάξεων επίγειων αλλά και τοποθετημένων σε διαστημόπλοια. Οι μετρητές νετρονίων είναι πλέον ακριβείς και αξιόπιστοι και αυτό έχει ως αποτέλεσμα την ανάπτυξη πειραμάτων όπως τα πειράματα High Resolution Fly's Eye και το Pierre Auger Cosmic Ray Observatory τα οποία έχουν σκοπό να φωτίσουν ζητήματα όπως η επιτάχυνση σωματιδίων σε πολύ μεγάλες ενέργειες αλλά και η παρατήρησή τους αφού πρόκειται για εξαιρετικά σπάνια σωματίδια. Για την μελέτη της διαμόρφωσης της κοσμικής ακτινοβολίας χρειάζονται επιπλέον δεδομένα ηλιακής προέλευσης στα οποία έχουμε πλέον πρόσβαση με διαστημικές αποστολές, όπως το SOHO, το SDO κ.α. 3.2 Μετρητές Νετρονίων Ο μετρητής νετρονίων αποτελεί το πιο διαδεδομένο όργανο επίγειας καταμέτρησης της κοσμικής ακτινοβολίας. Έχοντας ήδη κλείσει περισσότερα από 50 χρόνια λειτουργίας, οι μετρητές νετρονίων παρέχουν στην επιστημονική κοινότητα τον πιο αποτελεσματικό τρόπο καταμέτρησης της κοσμικής ακτινοβολίας στην περιοχή δυσκαμψιών του πρωτογενούς κοσμικού φάσματος από 1 GV μέχρι 15 GV (Mavromichalaki, 2010). Ένας μετρητής νετρονίων καταγράφει ως επί το πλείστον δευτερογενή νετρόνια τα οποία αποτελούν προϊόντα ατμοσφαιρικών καταιγισμών (Moraal, 2000). Υπάρχουν δύο κύριες κατηγορίες μετρητών νετρονίων, (α) τύπου IGY και (β) τύπου ΝΜ64. Ως επίγεια μετρητικά συστήματα έχουν αρκετά πλεονεκτήματα έναντι των αντίστοιχων δορυφορικών (Belov et al., 2004): 1. Διαθέτουν μεγάλη ανιχνευτική επιφάνεια. 2. Είναι τοποθετημένοι στο έδαφος. 3. Έχουν μεγάλη σταθερότητα στις μετρήσεις τους. 4. Καλύπτουν το υψηλότερο τμήμα του πρωτογενούς ενεργειακού φάσματος. 5. Έχουν υψηλούς ρυθμούς καταγραφής σωματίων 6. Το σύνολο των μετρητών νετρονίων αποτελεί ένα εκτεταμένο δίκτυο. Ένας μετρητής νετρονίων αποτελείται από έναν αναλογικό απαριθμητή αερίου (gas-filled proportional counter), ο οποίος περιβάλλεται από ένα σύστημα τριών τμημάτων: (I) τον επιβραδυντή των νετρονίων (moderator), (II) τον παραγωγό σωματίων (lead producer) (μολύβι) και (III) τον ανακλαστήρα σωματίων (reflector) (Εικόνα 3.1). Τα νετρόνια επιβραδύνονται από υλικά με χαμηλό ατομικό αριθμό και ~ 42 ~

44 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις κατόπιν πολλαπλασιάζονται από το υλικό του παραγωγού σωματίων που περιβάλλει τους μετρητές. Πολλά πειράματα έχουν πραγματοποιηθεί προκειμένου να βρεθεί το βέλτιστο πρότυπο κατασκευής ενός μετρητή νετρονίων τύπου IGY ή NM64. Ο σχεδιασμός και η λειτουργία καθενός από τα τμήματα που συνιστούν ένα μετρητή νετρονίων περιγράφονται παρακάτω. Εικόνα 3.1: Η δομή ενός μετρητή νετρονίων (Clem, 2004) Αναλογικός Μετρητής Αερίου Οι μετρητές νετρονίων πρέπει να είναι κατασκευασμένοι με τέτοιο τρόπο ώστε να ανιχνεύουν κυρίως νετρόνια. Τα ελεύθερα νετρόνια όμως δεν είναι δυνατό να ιονίσουν ή να διεγείρουν τα άτομα. Αλληλεπιδρούν με την ύλη κυρίως δια μέσου των συγκρούσεών τους με τα άτομα ή τους πυρήνες. Τα προϊόντα των πυρηνικών αντιδράσεων που πραγματοποιούν τα νετρόνια μέσο της διάχυσης (scattering) ή της απορρόφησης (absorption) είναι αυτά που έχουν φορτίο και έτσι μπορούν να ανιχνευτούν και να καταγραφούν. Καθοριστικής σημασίας για τους μετρητές αυτούς είναι η μικροσκοπική ενεργή διατομή (σ) των πυρήνων, η οποία αποτελεί την ενεργό επιφάνεια ενός πυρήνα τη στιγμή που βομβαρδίζεται από το νετρόνιο κατά τη συγκεκριμένη αντίδραση. Εξαρτάται από το είδος του πυρήνα, όπως επίσης και από την ενέργεια του προσπίπτοντος νετρονίου και εκφράζει την πιθανότητα αλληλεπίδρασης τους. Στην περίπτωση των αναλογικών απαριθμητών των μετρητών νετρονίων (gas-filled proportional counter), προκειμένου να παρατηρήσει κανείς παλμούς πρέπει να πραγματοποιηθεί σημαντική ενίσχυση του σήματος. Κατά τη διάρκεια που η τάση αυξάνεται, τα επιταχυνόμενα ηλεκτρόνια δύνανται να πραγματοποιήσουν ανελαστικές συγκρούσεις και να ιονίσουν τα ουδέτερα άτομα της ύλης. Η ταχεία ενίσχυση δια μέσου των δευτερογενών ιονισμών ονομάζεται χιονοστιβάδα (avalanche). Παρά το γεγονός ότι υπάρχει ένας μεγάλος αριθμός δευτερογενών γεγονότων που αντιστοιχούν σε κάθε πρωτογενές ιόν, ο αναλογικός απαριθμητής λειτουργεί με τέτοιο τρόπο ώστε να θεωρεί ότι ο αριθμός των δευτερογενών γεγονότων είναι ανάλογος με τον αριθμό των πρωτογενών γεγονότων. Το ύψος του εξαγόμενου παλμού είναι ανάλογο της ενέργειας που εναποτίθεται δια μέσου της ακτινοβολίας που εκπέμπεται μετά τον πρωτογενή ιονισμό. Η ενεργός απόδοση καταγραφής των νετρονίων (effective efficiency) ~ 43 ~

45 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις εξαρτάται από την ενέργειά τους. Συγκεκριμένα η απόδοση για την καταγραφή νετρονίων ενέργειας E σε ένα μετρητή πάχους d, ο οποίος περιέχει N άτομα ανά μονάδα όγκου υλικού απορροφητή ενεργού διατομής ( E) είναι: Efficiency f [1 exp( N d)] (3.1) Ο όρος 1 exp( N d) δίνει το ποσοστό των πρωτογενών νετρονίων που απορροφώνται από το μετρητή, ενώ ο πολλαπλασιαστικός παράγοντας f δίνει το ποσοστό αυτών των σωματίων που συνεισφέρουν στον παλμό που εξέρχεται από τον ανιχνευτή. Στους μετρητές αερίου ο παράγοντας f είναι πολύ κοντά στην μονάδα, με αποτέλεσμα η απόδοσή τους να καθορίζεται αποκλειστικά από τον αριθμό των πυρήνων που απορροφούν τα νετρόνια κατά το πέρασμα τους μέσα από τον ανιχνευτή. Με κριτήριο την ενέργειά τους, τα νετρόνια κατατάσσονται σε 6 κατηγορίες: ψυχρά, θερμικά, επιθερμικά, βραδέα, ενδιάμεσα και ταχέως κινούμενα νετρόνια (Kruger, 2006). Τα ψυχρά, τα θερμικά και τα επιθερμικά νετρόνια έχουν ενεργό διατομή πυρηνικής αλληλεπίδρασης ανάλογη της ποσότητας 1/ 2 1/ E ή 1/, όπου E, η ενέργεια και η ταχύτητά τους αντίστοιχα. Όταν τα νετρόνια υψηλής ενέργειας διαδίδονται μέσα από την ύλη, η ταχύτητά τους ελαττώνεται εξαιτίας των συγκρούσεων που λαμβάνουν χώρα. Ύστερα από έναν αριθμό συγκρούσεων με πυρήνες, οι ενέργειες των νετρονίων γίνονται θερμικές, δηλαδή περίπου ev στους 20 0 C. Για την ανίχνευση των νετρονίων χρησιμοποιείται το ισότοπο 10 B. Οι ανιχνευτές των βραδέων και των θερμικών νετρονίων περιέχουν BF 3 και η λειτουργία τους στηρίζεται στις αντιδράσεις (Hatton, 1971): B n Li He Li He MeV (94%) (3.2) 10 7 * B n Li He 2.78 MeV (6%) (3.3) Όπως φαίνεται από την αντίδραση (3.2), το Li παράγεται κατά το μεγαλύτερο ποσοστό του σε διεγερμένη κατάσταση και κατόπιν αποδιεγείρεται εκλύοντας στο περιβάλλον ενέργεια 0.48 MeV. Το φυσικό βόριο B αποτελείται κατά 20% από 10 B και κατά 80% από 11 B. Το 10 B έχει μεγάλη ενεργό διατομή (3820 barns για θερμικά νετρόνια) συγκριτικά με το φυσικό βόριο, για το οποίο η αντίστοιχη τιμή είναι 755 barns (1 barn~10-24 cm 2 ). Επομένως, το να εμπλουτίσει κανείς το αέριο με ισότοπα 10 B έχει ~ 44 ~

46 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις ουσιαστική επίδραση στην αύξηση της αποδοτικότητας του ανιχνευτή. Οι μετρητές νετρονίων χρησιμοποιούν αναλογικούς μετρητές γεμισμένους με 10 BF 3 εμπλουτισμένο με 10 B κατά 96%, σε πίεση 0.25 atm, οι οποίοι ονομάζονται BP28 Chalk River Neutron Counters επειδή κατασκευάστηκαν στο Chalk River του Καναδά το 1959 (Hatton and Carmichael, 1964). Η ενεργός διάμετρος για τους μετρητές IGY είναι μόλις το της μέσης ελεύθερης διαδρομής των θερμικών νετρονίων μέσα στο βόριο. Αντιθέτως για τους μετρητές snm64 η ενεργός διάμετρος είναι το της μέσης ελεύθερης διαδρομής των θερμικών νετρονίων μέσα στο βόριο. Σύμφωνα με τα στοιχεία αυτά οι Hatton και Carmichael υπολόγισαν ότι οι μετρητές super ΝΜ64 είναι 1.37 πιο αποδοτικοί από τους μετρητές IGY (Hatton and Carmichael, 1964). Καθώς ένα νετρόνιο αντιδρά με έναν πυρήνα 10 B, παράγονται ενεργητικά ιόντα 4 He και 7 Li, τα οποία απορροφούν ηλεκτρόνια από τα ουδέτερα άτομα του μετρητή, παράγοντας φορτίο. Ένα λεπτό καλώδιο τοποθετημένο κατά μήκος του κεντρικού άξονα του μετρητή συνδέεται με έναν ενισχυτή (preamplifier) και έναν διευκρινιστή (discriminator). Το φορτίο ανιχνεύεται από τον ενισχυτή και καταγράφεται ως μία μέτρηση. Στους αναλογικούς ανιχνευτές το πλάτος του παλμού εξαιτίας των παραγόμενων ακτίνων γ είναι μικρό σε σχέση με το πλάτος εξαιτίας της ανίχνευσης των νετρονίων. Στους αναλογικούς ανιχνευτές το πλάτος των παραγόμενων παλμών ακτινοβολίας γ είναι σχετικά μικρό αν συγκριθεί με το πλάτος των παλμών που παράγονται από την ανίχνευση των νετρονίων. Περίπου το 6 % των νετρονίων συλλαμβάνεται από τα άτομα του 10 B. Εκ κατασκευής, ο μετρητής νετρονίων επιβάλλει ένα όριο για την επίτευξη καταγραφής. Συγκεκριμένα, επιτυχής είναι η καταγραφή εκείνη για την οποία τα νετρόνια που εισέρχονται στον μετρητή έχουν ενέργεια που κυμαίνεται από 0.84 ΜeV μέχρι και 2.5 ΜeV. Υπάρχουν επίσης γεγονότα κατά τα οποία περισσότερα από ένα νετρόνια συλλαμβάνονται από τους μετρητές. Αν ο νεκρός χρόνος μεταξύ των καταγραφών είναι πολύ μικρότερος από το μέσο χρόνο ζωής ενός νετρονίου τότε ένα σημαντικό ποσοστό της εισερχόμενης στον ανιχνευτή κοσμικής ακτινοβολίας μπορεί να προκαλέσει περισσότερα από ένα γεγονός. Η συνθήκη αυτή ικανοποιείται δεδομένου ότι ο μέσος χρόνος ζωής ενός νετρονίου είναι 300 μs ενώ ο νεκρός χρόνος καταγραφής είναι περίπου 20 μs. Έτσι κάθε γεγονός μπορεί και καταγράφεται χωριστά. Ο ρυθμός καταγραφής στους μετρητές νετρονίων προκύπτει ότι είναι μεγαλύτερος από την εμφάνιση στατιστικά ανεξάρτητων γεγονότων κοσμικής ακτινοβολίας (Hatton and Carmichael, 1964). Μετά το 1990 οι αναλογικοί απαριθμητές αερίου κάποιων μετρητών νετρονίων χρησιμοποιούν το 3 He. Το αέριο αυτό δεν είχε χρησιμοποιηθεί νωρίτερα εξαιτίας του ~ 45 ~

47 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις υψηλού οικονομικού κόστους (Stoker et al., 2000). Η αντίστοιχη εξώθερμη αντίδραση που λαμβάνει χώρα είναι: He n H p 0.765MeV (3.4) 3 3 Η θερμότητα που εκλύεται στο περιβάλλον είναι μικρότερη από αυτή στην περίπτωση των μετρητών 10 BF 3 όμως η ενεργή διατομή είναι μεγαλύτερη (~5330 barns για θερμικά νετρόνια). Το ήλιο μπορεί να βρίσκεται σε μεγάλη πίεση και η ηλεκτρική τάση να είναι αρκετά μικρή (μικρότερη από 1500V στο ηλεκτρόδιο). Η απορρόφηση των νετρονίων σε ένα ανιχνευτή ηλίου είναι μεγαλύτερη από ό,τι στην περίπτωση ενός ανιχνευτή τριφθοριούχου βορίου ίδιου μήκους σε ίδια πίεση, π.χ. για μετρητή μήκους 10 cm, σε πίεση 1 atm, η απορρόφηση είναι 75% για το 3 He και 62% για το 10 BF 3 (Egelstaff, 1965). Πρόσφατα, η προσπάθεια εγκατάστασης μετρητών που χρησιμοποιούν στην Ανταρκτική (Storini et al, 2008) αποδείχθηκε επιτυχής, αφού κατάφεραν να καταγράψουν την ιδιαίτερη διακύμανση της έντασης των κοσμικών ακτίνων τον Ιούλιο του Οι αναλογικοί μετρητές αερίου είναι πιο αποδοτικοί για την περίπτωση θερμικών νετρονίων. Μπορούν όμως να σηματοδοτήσουν και την ύπαρξη ενεργητικών νετρονίων, αν περιβληθούν από ένα στρώμα υλικού που περιέχει υδρογόνο, όπως παραφίνη (paraffin wax) ή πολυαιθυλένιο. Σε αυτήν την περίπτωση οι ελαστικές κρούσεις των ενεργητικών νετρονίων με τους πυρήνες του υδρογόνου προκαλούν την επιβράδυνσή τους μέχρι το όριο των θερμικών ενεργειών όπου είναι δυνατόν κατόπιν να καταγραφούν αποδοτικά από τους μετρητές. 3 He Επιβραδυντής Η διαδικασία με την οποία η ενέργεια ενός νετρονίου μειώνεται μέχρι να γίνει θερμική ονομάζεται θερμαλισμός (thermalisation) ή μετριασμός (moderation). Ένας καλός επιβραδυντής (moderator) ελαττώνει την ταχύτητα των νετρονίων μετά από έναν μικρό αριθμό συγκρούσεων και δεν τα απορροφά σε μεγάλο ποσοστό. Κάθε ανιχνευτής αερίου σε έναν μετρητή νετρονίων περιβάλλεται από έναν εσωτερικό επιβραδυντή. Ως επιβραδυντές χρησιμοποιούνται συνήθως υλικά με μικρό ατομικό αριθμό A (συνήθως περιέχουν υδρογόνο ή παραφίνη ή νερό και πολυαιθυλένιο). Το ποσοστό ενεργειακής απώλειας ανά ελαστική κρούση νετρονίου-ατόμου ελαττώνεται καθώς αυξάνεται ο ατομικός αριθμός του υλικού de E 4cos 2 A (1 A) ~ 46 ~ 2 (3.5)

48 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις όπου είναι η γωνία ανάκρουσης του πυρήνα. Η αλληλεπίδραση κατά την κρούση μεταφέρει ένα μέρος της κινητικής ενέργειας του νετρονίου στον πυρήνα. Το μήκος της ελεύθερης διαδρομής μεταξύ δύο διαδοχικών ελαστικών κρούσεων ενός νετρονίου κινούμενου ανάμεσα σε πυρήνες υδρογόνου είναι ~ 1 cm όταν η ενέργειά του είναι 1MeV. Ο μέσος αριθμός κρούσεων που απαιτείται για να θερμαλιστεί ένα νετρόνιο αρχικής κινητικής ενέργειας, κινούμενο μέσα σε παραφίνη, είναι 20. Το πάχος του επιβραδυντή παραφίνης, στην περίπτωση ενός μετρητή IGY είναι 3.7cm, εντός του επιβραδυντή πολυαιθυλενίου, στην περίπτωση ενός μετρητή super NM64 2cm. Προκειμένου να καταγράφονται από τον ανιχνευτή μεγάλες εντάσεις, είναι απαραίτητο να είναι αυξημένο το πλήθος των νετρονίων που φτάνει στον επιβραδυντή και κατόπιν στον μετρητή αερίου. Για το λόγο αυτό ο επιβραδυντής περιβάλλεται από ένα στρώμα το οποίο δρα ως παραγωγός σωματίων Παραγωγός Σωματίων Όταν υπο-ατομικά σωμάτια, όπως πρωτόνια και νετρόνια, συγκρούονται ή αλληλεπιδρούν με τον πυρήνα ενός ατόμου, π.χ. μολύβδου, τότε λαμβάνει χώρα το φαινόμενο του βομβαρδισμού (spallation). Ο πυρήνας του ατόμου εκπέμπει διάφορα δευτερογενή σωμάτια ανάμεσα στα οποία και πολλά νετρόνια. Η διαδικασία εκπομπής των νετρονίων πραγματοποιείται σε δύο διαδοχικά στάδια: (α) κατά τη σύγκρουση νουκλεονίου-νουκλεονίου μεταξύ των πρωτογενών σωματίων και των νουκλεονίων των πυρήνων-στόχων (target nuclei) και (β) κατά την αποδιέγερση των θυγατρικών διεγερμένων πυρήνων. Στην περίπτωση ενός μετρητή IGY ο παραγωγός σωματίων αποτελείται από κατακόρυφα τούβλα μολύβδου. Σην περίπτωση ενός μετρητή NM64 μολύβδινοι σωλήνες περιβάλλουν τον μετρητή, ενώ μολύβι υπάρχει και μεταξύ των διαφορετικών μετρητών. Το υλικό αυτό επιλέχθηκε διότι έχει μεγάλο ατομικό αριθμό με αποτέλεσμα οι πυρήνες-στόχοι να είναι μεγάλοι προκαλώντας έτσι την παραγωγή πολλών νουκλεονίων εξάτμισης. Ο ρυθμός παραγωγής των σωματίων είναι 0,7 ~ A για νουκλεόνια αρχικής ενέργειας MeV και ελαττώνεται για μεγαλύτερες ενέργειες (Clem and Dorman, 2000). Το μολύβι έχει επίσης σχετικά μικρή ενεργός διατομή θερμικής απορρόφησης (~0.17 barn). Ο μέσος αριθμός νετρονίων με ενέργεια μέσα στο εύρος στο οποίο είναι ευαίσθητος ο ανιχνευτής παραγόμενα ταυτόχρονα από το βομβαρδισμό ενός πυρήνα-στόχου από ένα νετρόνιο ονομάζεται πολλαπλότητα v (multiplicity). Σύμφωνα με τους Bieber et al. (2001) η πολλαπλότητα ακολουθεί νόμο δύναμης ως προς την ενέργεια του αρχικού νετρονίου: ~ 47 ~

49 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις v E GeV 0,4 25 ( ) (3.6) Ανακλαστήρας σωματίων Είναι απαραίτητο για έναν μετρητή νετρονίων να προστατεύεται από το περιβάλλον. Για το λόγο αυτό ο παραγωγός σωματίων περικλείεται από έναν ανακλαστήρα ο οποίος απορροφά και ανακλά τα ανεπιθύμητα νετρόνια χαμηλής ενέργειας του περιβάλλοντος. Ο σκοπός του ανακλαστήρα είναι επίσης να μετριάζει τις ενέργειες των νετρονίων που ανακλά. Έτσι κατασκευάζεται από ένα υλικό που περιέχει υδρογόνο, π.χ. παραφίνη ή πολυαιθυλένιο. Ο ανακλαστήρας έχει σχήμα ορθογώνιου κουτιού το οποίο περικλείει τα υπόλοιπα τμήματα του μετρητή. Στους μετρητές NM64 χρησιμοποιείται το πολυαιθυλένιο, ενώ στους μετρητές IGY η παραφίνη. 3.3 Το παγκόσμιο δίκτυο μετρητών νετρονίων Οι μετρητές νετρονίων είναι σύγχρονα όργανα που είναι τοποθετημένα σε διαφορετικά σημεία πάνω στη Γη. Κάθε μετρητής νετρονίων καταμετρά πρωτογενή κοσμική ακτινοβολία με ενέργεια και μαγνητική δυσκαμψία πάνω από ένα ορισμένο κατώφλι και που έρχεται από ορισμένες διευθύνσεις. Αφού αυτές οι παράμετροι εξαρτώνται κυρίως από την θέση του μετρητή πάνω στη Γη, τα δίκτυα μετρητών νετρονίων παρέχουν την δυνατότητα εξαγωγής πληροφοριών από τα δεδομένα τους, όπως για το ενεργειακό φάσμα και τις διευθύνσεις διάδοσης των πρωτογενών σωματιδίων. Επίσης μας δίνουν την δυνατότητα να χρησιμοποιήσουμε τους μετρητές νετρονίων για συναγερμούς διαστημικού καιρού. Αυτό απαιτεί μια βάση δεδομένων σε πραγματικό χρόνο, όπως το NMDB Ο μετρητής νετρονίων της Αθήνας Ο σταθμός κοσμικής ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου της Αθήνας μπήκε σε λειτουργία το Νοέμβριο του 2000 μετά από πολλά χρόνια διακοπής. Ο σταθμός μεταφέρθηκε στην Πανεπιστημιούπολη της Αθήνας, επεκτάθηκε σε έξι κανάλια και λειτούργησε με την πιο σύγχρονη τεχνολογία χάρις στις συντονισμένες προσπάθειες των ομάδων κοσμικής ακτινοβολίας του Τομέα Πυρηνικής Φυσικής και Στοιχειωδών Σωματιδίων του Τμήματος Φυσικής του Πανεπιστημίου της Αθήνας (καθ. Ε. Μαυρομιχαλάκη) και της αντίστοιχης ομάδας του Ινστιτούτου Γήινου Μαγνητισμού, Ιονόσφαιρας και Ραδιοκυμάτων της Ρωσικής Ακαδημίας Επιστημών (Drs.V. Yanke, A. Belov, E. Eroshenko). Ο σταθμός αυτός συνδέθηκε με το Παγκόσμιο Δίκτυο Μετρητών Νετρονίων με παροχή real-time δεδομένων, έτσι ώστε να εκπληρώνει όλες τις ~ 48 ~

50 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις σύγχρονες απαιτήσεις παρουσίασης δεδομένων και να είναι εύκολη και άμεση η χρήση τους στους διάφορους κλάδους της Διαστημικής έρευνας. Ο νέος σταθμός κοσμικής ακτινοβολίας είναι τοποθετημένος σε ειδικά κατασκευασμένο χώρο στην οροφή του κτιρίου Φυσικής στην Πανεπιστημιούπολη του Εθνικού και Καποδιστριακού Πανεπιστημίου Αθηνών σε ύψος 260m πάνω από την επιφάνεια της θάλασσας. Εικόνα 3.2: Ο σταθμός Κοσμικής Ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου Αθηνών. Έχει κατακόρυφο κατώφλι μαγνητικής δυσκαμψίας 8.53GV και είναι μοναδικός στην περιοχή των Βαλκανίων και της Ανατολικής Μεσογείου Θάλασσας. Το ανιχνευτικό σύστημα αποτελείται από έξι αναλογικούς απαριθμητές τύπου ΒP28 Chalk River Canada που περιέχουν BF3 εμπλουτισμένο με το ισότοπο Β10. Εικόνα 3.3: Η ανιχνευτική διάταξη του σταθμού ( ~ 49 ~

51 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Τα νετρόνια περνούν από πλάκες πολυαιθυλενίου και ειδική μολύβδινη θωράκιση που μετριάζει τις ενέργειές τους. Στη συνέχεια αντιδρούν με τριφθοριούχο βόριο, δίνοντας διεγερμένο λίθιο και σωμάτια-α. Εικόνα 3.4: Η αντίδραση καταγραφής στους απαριθμητές του σταθμού. Η καταγραφή των σωματίων-α από τους απαριθμητές δίνει τη ροή των νετρονίων. Μια λεπτομερής μελέτη των μεταβολών της κοσμικής ακτινοβολίας και των συνθηκών του Διαστημικού καιρού απαιτεί σύγκριση των δεδομένων ενός αριθμού σταθμών μεγάλης δυσκαμψίας με εξαιρετικής ποιότητας δεδομένα. Ο σταθμός της Αθήνας είναι ο πρώτος μικρού πλάτους και ο έκτος ανάμεσα στο παγκόσμιο δίκτυο Μετρητών Νετρονίων που παρέχει δεδομένα πραγματικού χρόνου. Η πρώτη σελίδα του Web Site του σταθμού δίνεται στην εικόνα 3.5 ( H ανάπτυξη αυτής της μεθόδου παρουσίασης των δεδομένων ξεκίνησε από το 1997 από το σταθμό της Μόσχας και έχει πολλά πλεονεκτήματα για τις μελέτες του Διαστημικού καιρού. Εικόνα 3.5: Η αρχική σελίδα του σταθμού νετρονίων της Αθήνας ( ~ 50 ~

52 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Ο εκσυγχρονισμός του συστήματος καταγραφής του μετρητή νετρονίων της Αθήνας και η ταυτόχρονη επεξεργασία των δεδομένων σε πραγματικό χρόνο είναι πολύ σημαντική, καθώς σήμερα όλο και περισσότερα πειραματικά δεδομένα εμφανίζονται στο Διαδίκτυο σε πραγματικό χρόνο. Το σχηματικό διάγραμμα του συστήματος φαίνεται στην εικόνα 3.6, όπου οι έξι ξεχωριστοί ανιχνευτές νετρονίων συνδέονται με το σύστημα καταγραφής με ειδικούς προενισχυτές και διευκρινιστές μεγάλης σταθερότητας που κατασκευάστηκαν στο Πανεπιστήμιο της Αθήνας από τον τεχνικό Σωτήριο Τάτση και εγκαταστάθηκαν και στο σταθμό της Μόσχας και σε άλλους συνεργαζόμενους σταθμούς. Το σύστημα αυτό καταγράφει επίσης θερμοκρασία και ατμοσφαιρική πίεση με αισθητήρες MPX4115A της εταιρείας MOTOROLA που παρέχουν μετρήσεις μεγάλης ακρίβειας και σταθερότητας και αποτελούν πρωτοτυπία των μεταπτυχιακών φοιτητών μας Χ. Σαρλάνη και Γ. Σουβατζόγλου. Το σύνολο των μετρήσεων συλλέγεται με κατάλληλες ψηφιακές κάρτες σε τοπικό δίκτυο υπολογιστών. Αναπτύχθηκαν και λειτουργούν προγράμματα αυτόματης επεξεργασίας των μετρήσεων σε πραγματικό χρόνο. Εγκαταστάθηκε επίσης και λειτουργεί σε εικοσιτετράωρη βάση Web Server και FTP Server ο οποίος προβάλλει τα αποτελέσματα των μετρήσεων στο διαδίκτυο προκειμένου να χρησιμοποιούνται σε παγκόσμιο επίπεδο. Διαγράμματα μηνιαίων, ημερήσιων, ωριαίων και 1-min διορθωμένων με την πίεση τιμών της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας δίδονται στο Διαδίκτυο μέσω του Server. Εικόνα 3.6: Διάγραμμα λειτουργίας του σταθμού κοσμικής ακτινοβολίας της Αθήνας. Η ανάλυση γίνεται σε κάθε ανιχνευτή ξεχωριστά με τη βοήθεια ενός προγράμματος επεξεργασίας των πρωταρχικών δεδομένων και υπολογισμό της ποιότητας αυτών για κάθε κανάλι. Ειδικό πρόγραμμα βασισμένο σε αλγόριθμο επιτρέπει τον υπολογισμό της απόδοσης για κάθε κανάλι θέτοντας εκτός λειτουργίας κανάλια και διορθώνοντας δεδομένα αυτών των καναλιών. Επίσης υπολογίζονται τα στατιστικά σφάλματα από τα ~ 51 ~

53 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις χαρακτηριστικά κάθε καναλιού και ολόκληρου του ανιχνευτικού συστήματος. Αλλαγή στην ηλεκτρονική στάθμη δύο καναλιών επιφέρει μεταβολές της απόδοσης αυτών. Το τελικό όμως αποτέλεσμα είναι σωστό λόγω της αυτόματης διόρθωσης. Η διαδικασία του ελέγχου και της έκδοσης των δεδομένων είναι ιδιαίτερα σημαντική για την παρουσία δεδομένων σε πραγματικό χρόνο, όπου οι απαιτήσεις για την ποιότητα των δεδομένων είναι εξαιρετικά μεγάλη. Η παρουσίαση των δεδομένων σε πραγματικό χρόνο και η ταυτόχρονη επεξεργασία δίνει την ευκαιρία για: Έλεγχο της ποιότητας των δεδομένων Κατευθείαν σύγκριση με άλλους σταθμούς κοσμικής ακτινοβολίας Έλεγχο και διόρθωση των μεταβολών των οργάνων Διόρθωση για μετεωρολογικούς παράγοντες Αυτόματο έλεγχο όλων των καναλιών Ο νέος σταθμός κοσμικής ακτινοβολίας της Αθήνας φαίνεται να έχει πολλές δυνατότητες και μπορεί να χρησιμοποιηθεί για διδακτικούς, επιστημονικούς και ερευνητικούς σκοπούς. Οι παρατηρήσεις του σταθμού της Αθήνας στα πλαίσια του Παγκοσμίου Δικτύου Μετρητών Νετρονίων θα βοηθήσουν στην καλύτερη απεικόνιση της γήινης ατμόσφαιρας και Ηλιόσφαιρας στην περιοχή των Βαλκανίων και της Ανατολικής Μεσογείου θάλασσας, καθότι είναι μοναδικός στην περιοχή αυτή. Καλύπτει μεγάλο ενεργειακό κενό (8.53 GV) από το σταθμό της Ρώμης (6.32GV) μέχρι το σταθμό του ESOI (10.80GV). Είναι σταθμός σε μικρό υψόμετρο και μεγάλο κατώφλι δυσκαμψίας απαραίτητος για τη μελέτη των ανισοτροπιών της ΚΑ (11-ετής και 22-ετών μεταβολές, 27 ημερών, Forbush effects κ.λ.π.) Είναι δυνατόν να προσδιοριστεί το ενεργειακό όριο των σωματιδίων στα μεγάλα πρωτονικά γεγονότα, δεδομένου ότι το άνω όριο των σωματιδίων που επιταχύνονται στον ήλιο κυμαίνεται από 5-10GeV πολύ κοντά στην ελάχιστη ενέργεια των σωματιδίων που καταγράφονται στην Αθήνα. Είναι μεταξύ των 10 σταθμών κοσμικής ακτινοβολίας που μπορεί να χρησιμοποιηθεί για την καταγραφή και μελέτη των ηλιακών νετρονίων (Solar neutron enhancements) και με ορισμένες επεκτάσεις μπορεί να χρησιμοποιηθεί για πρόγνωση καταιγίδας ηλιακών σωματιδίων (GLEs). Μια σπουδαία εφαρμογή του σταθμού είναι ότι δύναται να χρησιμοποιηθεί για τη διόρθωση δεδομένων άλλων σταθμών από την επίδραση του χιονιού, η οποία μπορεί να εισάγει σφάλμα 4-5% στις μετρήσεις. Επίσης στα τέσσερα χρόνια ανελλιπούς λειτουργίας του σταθμού μαγνητοσφαιρικά γεγονότα που είναι αποτέλεσμα μαγνητικών καταιγίδων καταγράφονται στο σταθμό της Αθήνας με το μεγαλύτερο πλάτος από όλους τους σταθμούς της Γης, όπως το γεγονός της 20 ης Νοεμβρίου 2003, της 29ης Μαρτίου 2001 κλπ. Πέρα από τις παραπάνω εφαρμογές η ανάλυση των δεδομένων της κοσμικής ακτινοβολίας σε πραγματικό χρόνο θα είναι χρήσιμη για πρόγνωση φαινομένων του διαστήματος που είναι επικίνδυνα για τα ηλεκτρονικά των δορυφόρων, ~ 52 ~

54 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις όπως επίσης για την ανθρώπινη υγεία και την τεχνολογία πάνω στη γη. Ουσιαστική πρόοδος προς την κατεύθυνση αυτή αναμένεται από τις μετρήσεις δικτύων Μετρητών Νετρονίων μεγάλου πλάτους. Την πρωτοβουλία αυτή κατόπιν συμφωνίας με τους άλλους συνεργαζόμενους σταθμούς ανέλαβε η ομάδα μας και εγκατέστησε στο σταθμό της Αθήνας το Παγκόσμιο Δίκτυο Μετρητών Νετρονίων πραγματικού χρόνου με σκοπό την πρόβλεψη φαινομένων του Διαστημικού καιρού Δίκτυα μετρητών νετρονίων και έρευνα Μελέτες των δεδομένων των μετρητών νετρονίων έχουν δείξει ότι σε κάθε σταθμό ο ρυθμός καταμέτρησης ποικίλει ανάλογα με τον ηλιακό κύκλο. Αυτό είναι το φαινόμενο της ηλιακής διαμόρφωσης των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων. Για να ερευνήσουμε την προέλευση αυτού του φαινομένου, δεν μπορούμε να βασιστούμε στο ρυθμό καταμέτρησης ενός μόνο μετρητή νετρονίων πρέπει να εξάγουμε την ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας σαν συνάρτηση της ενέργειας ή της δυσκαμψίας του σωματιδίου. Αφού κάθε μετρητής είναι ευαίσθητος στις πρωτογενείς κοσμικές ακτίνες πάνω από ένα χαμηλό κατώφλι δυσκαμψίας (ή ενέργειας), που εξαρτάται από τη θέση του πάνω στη Γη, και κυρίως το πλάτος στο οποίο βρίσκεται, μπορούμε να συνδυάσουμε δεδομένα από σταθμούς σε διαφορετικά πλάτη, από τους πολικούς μέχρι αυτούς που βρίσκονται στον ισημερινό. Στον πίνακα που ακολουθεί βλέπουμε το σύνολο των σταθμών νετρονίων και τα βασικά τους χαρακτηριστικά, όπως γεωγραφικό πλάτος και μήκος, κατώφλι μαγνητικής δυσκαμψίας και το υψόμετρο στο οποίο βρίσκονται. ~ 53 ~

55 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Πίνακας 3.1 Οι μετρητές νετρονίων του παγκοσμίου δικτύου καταμέτρησης και τα βασικά τους χαρακτηριστικά NM Station Abbrev. Geographic Geographic Cut-off rigidity Altitude (m) latitude longitude (GV) Almaty AATB Apatity APTY Athens ATHN Baksan BKSN Calgary CALG Cape Schmidt CAPS Climax CLMX Erevan ERVN ESOI-TAU ESOI Fortsmith FSMT Haleakala HLEA Hermanus HRMS Inuvik INVK Irkutsk IRKT Jungfraujoch JUNG Jungfraujoch-1 JUN Kerguelen KERG Kiel KIEL Kiev KIEV Lomnicky Stit LMKS McMurdo MCMD Magadan MGDN Mexico City MXCO Moscow MOSC Nain NAIN Newark NWRK Nor-Amberd NANM Norilsk NRLK Novosibirsk NVBK Oulu OULU Peawanuck PWNK Potchefstroom PTFM Rome ROME Sanae SNAE South Pole SOPO Terre Adelie TERA Thule THUL Tibet TIBT Tixie Bay TXBY Yakutsk YKTK Ανισοτροπίες των κοσμικών ακτίνων Το δίκτυο σε υψηλά πλάτη είναι απαραίτητο για την μέτρηση ανισοτροπιών που σχετίζονται με παροδικά γεγονότα κοσμικών ακτίνων, όπως γεγονότα ηλιακών ενεργητικών σωματιδίων ή γεγονότα Forbush. Αν οι σταθμοί είναι τοποθετημένοι σε συγκρίσιμα γεωμαγνητικά πλάτη, το κατώφλι δυσκαμψίας τους θα είναι παρόμοιο και ~ 54 ~

56 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις όποια διαφορά παρουσιάζουν στον ρυθμό καταμέτρησης θα οφείλεται στην διαφορετική διεύθυνση άφιξης των πρωτογενών κοσμικών ακτίνων. Αυτό φαίνεται από παρατηρήσεις του γεγονότος στις 20 Ιανουαρίου 2005 από 2 μετρητές νετρονίων που δεν διαφέρουν τόσο πολύ οι δυσκαμψίες κατωφλίου. Η αρχική κορυφή είναι πολύ πιο έντονη στο σταθμό Terre Adélie παρά στον σταθμό στο Kerguelen Island, γιατί κατά την διάρκεια του συγκεκριμένου γεγονότος τα πρώτα ενεργητικά σωματίδια προσέκρουσαν στην γήινη μαγνητόσφαιρα νότια, λόγω ενός ασυνήθιστου προσανατολισμού του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου. Εικόνα 3.7: Η καταγραφή άφιξης πρωτογενών κοσμικών ακτίνων για διαφορετικούς σταθμούς νετρονίων μας δείχνει που φτάνουν πρώτα τα ενεργητικά σωματίδια λόγω του προσανατολισμού του γήινου μαγνητικού πεδίου Η χρησιμότητα του δικτύου σταθμών νετρονίων Οι μετρητές νετρονίων είναι σύγχρονα όργανα τοποθετημένα σε διαφορετικά σημεία πάνω στη Γη. Ο υψηλός ρυθμός καταμέτρησης, συγκριτικά με τους ανιχνευτές στο διάστημα, είναι το μεγάλο πλεονέκτημα των μετρητών νετρονίων. Αυτό επιτρέπει στους σταθμούς να παρατηρούν πολλές μικρές και βραχυπρόθεσμες αλλαγές στην ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας (μεγέθους 0.5% περίπου), οι οποίες δεν καταγράφονται από τους ανιχνευτές στο διάστημα. Επίσης, σε αντίθεση με τους ανιχνευτές που βρίσκονται στο διάστημα, οι μετρητές νετρονίων δεν μπορούν να επηρεαστούν από έντονες εκρήξεις ηλιακών ενεργητικών σωματιδίων. Άλλο ένα πλεονέκτημα των μετρητών νετρονίων είναι η μακρόχρονη αξιοπιστία τους και η αυτόματη απόκτηση των δεδομένων. Το γεωμαγνητικό πεδίο επιδρά με δυο τρόπους, που είναι καθορισμένοι για κάθε τοποθεσία πάνω στη Γη: ένα χαμηλό κατώφλι δυσκαμψίας, κάτω από το οποίο τα σωματίδια που έρχονται από το διάστημα δεν μπορούν να φθάσουν στην ατμόσφαιρα πάνω από τον μετρητή νετρονίων, ένα στενό κώνο διευθύνσεων, μέσα στον οποίο οι πρωτογενείς κοσμικές ακτίνες πρέπει να προσκρούουν πάνω στην μαγνητόσφαιρα ώστε να φθάσουν στον μετρητή νετρονίων. ~ 55 ~

57 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Εικόνα 3.8: Το παγκόσμιο δίκτυο Σταθμών Μετρητών Νετρονίων ( Λόγω αυτών των ιδιαιτεροτήτων, ένα δίκτυο σταθμών μετρητών νετρονίων που είναι τοποθετημένοι σε διαφορετικές τοποθεσίες είναι απαραίτητο να δίνει την ροή των φορτισμένων σωματιδίων που φθάνουν στην μαγνητόσφαιρα συναρτήσει και της διεύθυνσης άφιξης και της δυσκαμψίας ή της ενέργειας. Ο συνδυασμός του παγκοσμίου δικτύου μετρητών νετρονίων μαζί με την ατμόσφαιρα της Γης και την μαγνητόσφαιρα μπορεί να θεωρηθεί σαν ένα μοναδικό όργανο με ανάλυση ως προς τις διευθύνσεις και τις ενέργειες. Γι αυτό και οι μετρητές νετρονίων έχουν ιστορικά κατασκευαστεί με ένα συγκεκριμένο σχεδιασμό. Η χρήση όλων των σταθμών σαν έναν πολύ-κατευθυντήριο ανιχνευτή κάνει και την ακρίβεια πιο υψηλή (< 0.1% για ωριαία δεδομένα) σε σχέση με ένα απλό όργανο. Ο παραπάνω χάρτης δείχνει την κατανομή των μετρητών νετρονίων σε όλη τη Γη Δίκτυα μετρητών νετρονίων και συναγερμοί διαστημικού καιρού Τα δίκτυα των μετρητών νετρονίων είναι σημαντικά για να εξάγουμε όσο το δυνατόν περισσότερες επιστημονικές πληροφορίες από τις μετρήσεις τους. Αλλά τα δίκτυα είναι επίσης απαραίτητα για την χρήση των μετρητών νετρονίων στους συναγερμούς διαστημικού καιρού, αφού συνδέονται με ηλιακά ενεργητικά σωματίδια ή στεμματικές εκτοξεύσεις μάζας που κατευθύνονται προς την Γη. Η αυξημένη ροή ενεργητικών σωματιδίων από τον Ήλιο (solar energetic particles- SEP) είναι μια μεγάλη ενόχληση για τον εξοπλισμό των διαστημόπλοιων ή άλλων τεχνολογιών, για ραδιοεπικοινωνίες στις πολικές περιοχές και επίσης για επανδρωμένες ~ 56 ~

58 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις διαστημικές πτήσεις. Καθώς η τεχνολογία στο διάστημα παίζει ένα ολοένα και μεγαλύτερο ρόλο, είναι αναγκαίο να αναπτυχθούν εργαλεία για την πρόγνωση αυτών των γεγονότων. Τα ηλιακά πρωτόνια κοσμικών ακτίνων και πιθανώς τα νετρόνια είναι, εκτός από τα ηλεκτρόνια υψηλής ενέργειας, τα πιο γρήγορα σωματίδια που θα φθάσουν στη Γη κατά την διάρκεια ενός τέτοιου γεγονότος. Δεν είναι πάρα πολλά και γι αυτό δεν είναι από μόνα τους μεγάλη απειλή. Σηματοδοτούν όμως την άφιξη ενός μεγάλου αριθμούν πρωτονίων και ιόντων χαμηλής ενέργειας. Και αφού οι ηλιακές κοσμικές ακτίνες παράγονται πάντα σε μεγάλα γεγονότα, όπου ο αριθμός πρωτονίων και ιόντων χαμηλών ενεργειών είναι από τους πιο μεγάλους, τα δίκτυα μετρητών νετρονίων μπορούν να χρησιμοποιηθούν ώστε να αναπτύξουν προειδοποιητικά συστήματα πραγματικού χρόνου, συναγερμούς SEP. Υπάρχουν δύο θεμελιώδεις απαιτήσεις για να γίνει κάτι τέτοιο: αξιόπιστη πρόβλεψη των γεγονότων και αποφυγή λανθασμένων συναγερμών. Το πόσο σημαντικά είναι τα δεδομένα πραγματικού χρόνου από τους μετρητές νετρονίων δικαιολογεί και το πρόγραμμα NMDB. Στα πλαίσια αυτού του προγράμματος αναπτύσσουμε ένα τέτοιο προειδοποιητικό σύστημα χρησιμοποιώντας δεδομένα από τουλάχιστον 3 μετρητές νετρονίων σε υψηλά πλάτη, αφού αυτοί είναι οι πιο ευαίσθητοι λόγω του χαμηλού κατωφλίου δυσκαμψίας, και τα συνδυάζουμε με δεδομένα μαλακών ακτίνων Χ από δορυφόρους ώστε να ελέγξουμε αν κάποια έκλαμψη είναι σε εξέλιξη. Όταν σε κάποιο μετρητή ο ρυθμός καταμέτρησης ξεπεράσει τον μέσο ρυθμό για πολλές συνεχόμενες μετρήσεις του 1 λεπτού, τότε δίνεται συναγερμός σταθμού. Μια επίγεια επαύξηση θεωρείται ότι ξεκινάει όταν τουλάχιστον 3 σταθμοί βρίσκονται στην κατάσταση συναγερμού και όταν ένα κανάλι ακτίνων Χ δείχνει ότι μια έκλαμψη ξεκινάει. ~ 57 ~

59 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις 3.4 Αποστολή SOHO Τα δεδομένα για τις εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού (CMEs) έχουν ληφθεί από την βάση δεδομένων της αποστολής SOHO Solar and Heliospheric Observatory, η οποία είναι αποτέλεσμα της συνεργασίας της NASA και της ESA με σκοπό την μελέτη του Ηλίου, από τον πυρήνα μέχρι τις εξώτατες περιοχές του στέμματος και του ηλιακού ανέμου. Εικόνα 3.9: Το διαστημόπλοιο SOHO κατά την διάρκεια των τελευταίων ελέγχων λίγο πριν την εκτόξευση. Το όργανο παρατήρησης LASCO φαίνεται εντός του πλαισίου με κίτρινο χρώμα. Η εκτόξευση του διαστημοπλοίου πραγματοποιήθηκε στις 2 Δεκεμβρίου 1995 με την βοήθεια ενός πυραύλου τύπου Atlas II-AS (AC-121). Βρίσκεται σε τροχιά γύρω από τον Ήλιο στο πρώτο σημείο ευσταθούς ισορροπίας Lagrange L1, ανάμεσα στην Γη και τον Ήλιο σε απόσταση περίπου km από την Γη, απόσταση τετραπλάσια περίπου της απόστασης Γης-Σελήνης, στην κατεύθυνση του Ηλίου, με αποτέλεσμα να παρατηρεί συνεχώς τον Ήλιο. Η αποστολή σχεδιάστηκε αρχικά με ελάχιστο χρόνο ζωής 2 έτη. Η μεγάλη επιτυχία της αποστολής όμως είχε ως συνέπεια την επέκταση του χρόνου λειτουργίας πέντε φορές κατά τα έτη 1997, 2002, 2006, 2008 και Το όφελος από τις επεκτάσεις αυτές ~ 58 ~

60 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις ήταν η μελέτη του Ήλιου για έναν ολόκληρο ηλιακό κύκλο (τον 23 ο ) και μέχρι σήμερα έχει παρατηρήσει τον Ήλιο και κατά το πρώτο μισό του 24 ου ηλιακού κύκλου. Το διαστημόπλοιο φέρει 12 πειραματικές διατάξεις για την μελέτη του Ηλίου, για την δημιουργία των οποίων εργάστηκαν 29 Πανεπιστήμια και ερευνητικά κέντρα σε 15 χώρες. Τα 9 πειράματα καθοδηγούνται από Ευρωπαίους ερευνητές και τα υπόλοιπα 3 από Αμερικανούς ερευνητές, περισσότεροι από 1500 επιστήμονες σε χώρες από όλο τον κόσμο εμπλέκονται άμεσα με τα όργανα παρατήρησης του SOHO ή έχουν χρησιμοποιήσει δεδομένα της αποστολής στα ερευνητικά τους προγράμματα. Οι πειραματικές διατάξεις που φέρει το διαστημόπλοιο είναι επιγραμματικά: 1. Coronal Diagnostic Spectrometer (CDS), 2. Charge, Element, and Isotope Analysis System (CELIAS), 3. Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle Analyzer (COSTEP), 4. Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT), 5. Energetic and Relativistic Nuclei and Electron experiment (ERNE), 6. Global Oscillations at Low Frequencies (GOLF), 7. Large Angle and Spectrometric Coronograph (LASCO), 8. Michelson Doppler Imager/Solar Oscillations Investigation (MDI/SOI), 9. Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation (SUMER), 10. Solar Wind Anisotropies (SWAN), 11. UltraViolet Coronograph Spectrometer (UVCS), 12. Variability of Solar Irradiance and Gravity Oscillations (VIRGO). Τα δεδομένα για τις εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού προέρχονται από την διάταξη LASCO - Large Angle and Spectrometric Coronagraph. ~ 59 ~

61 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Στεμματογράφος LASCO Το όργανο παρατήρησης LASCO (Brueckner et al., 1995) αποτελείται από τρεις στεμματογράφους (C1, C2 και C3) με αποτέλεσμα την παρατήρηση του στέμματος του Ηλίου με εύρος από 1.1 μέχρι 32 ηλιακές ακτίνες. Η βασική αρχή λειτουργίας ενός στεμματογράφου είναι η δημιουργία μιας τεχνητής «έκλειψης» του ηλίου όπου με κατάλληλο σκίαστρο (occulter) κρύβεται ο ηλιακός δίσκος και έτσι αποκαλύπτεται και μπορεί να παρατηρηθεί η περιοχή του στέμματος. Στην εικόνα 3.10 βλέπουμε τον στεμματογράφο LASCO ο οποίος βρίσκεται πάνω στο διαστημόπλοιο SOHO. Εικόνα 3.10: Το όργανο παρατήρησης LASCO το οποίο αποτελείται από τους στεμματογράφους C1 (πάνω και δεξιά), C2 (πάνω και αριστερά) και C3 (κάτω). Φαίνονται οι μηχανισμοί για το άνοιγμα και το κλείσιμο των θυρών προστασίας (οι ασημένιοι δίσκοι στο εμπρόσθιο τμήμα του οργάνου). Στην εικόνα 3.11 βλέπουμε τα βασικά χαρακτηριστικά μιας τυπικής εικόνας όπου λαμβάνει ο στεμματογράφος LASCO C3. Ο σκοτεινός δίσκος (occulter) κρύβει τον δίσκο του Ηλίου επιτρέποντας έτσι την παρατήρηση της περιοχής του στέμματος αφού σε αντίθετη περίπτωση, η φωτεινότητα του Ήλιου η οποία είναι πολλαπλάσια της αντίστοιχης του στέμματος, η παρατήρηση δεν θα ήταν δυνατή. Βλέπουμε επίσης τον βραχίονα στήριξης του δίσκου (occulter pylon), τα ταχέως κινούμενα σωματίδια τα οποία προέρχονται από τις στεμματικές οπές (coronal streamers) καθώς επίσης και τους αστέρες που εντοπίζονται στο υπόβαθρο. Το πραγματικό μέγεθος του Ηλίου αναπαρίσταται με τον λευκό κύκλο στο κέντρο του σκοτεινού δίσκου. ~ 60 ~

62 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Εικόνα 3.11: Μια εικόνα παρατήρησης του Ηλιακού στέμματος από τον στεματογράφο C3. Το μεγάλο εύρος παρατήρησης από 1.1 μέχρι 32 ηλιακές ακτίνες των στεμματογράφων δίνει την δυνατότητα παρατήρησης του στέμματος και των φαινομένων που παρατηρούνται με πολύ μεγάλη ευκρίνεια. Αναλυτικά, ο C1 παρατηρεί το στέμμα του Ηλίου από 1.1 μέχρι 3 ηλιακές ακτίνες, ο C2 από 2 μέχρι 6 ηλιακές ακτίνες και ο C3 από 3.7 μέχρι 32 ηλιακές ακτίνες. Στην εικόνα 3.4 βλέπουμε τον ήλιο και τις διάφορες εικόνες από το σύνολο των στεμματογράφων με πλήθος λεπτομερειών ανάλογα με το εύρος τους. Εικόνα 3.12: Μια εικόνα παρατήρησης του Ήλιου και του Ηλιακού στέμματος από το όργανο EIT και το σύνολο των στεμματογράφων του LASCO στις 17 Απριλίου ~ 61 ~

63 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Κατά την διάρκεια των πρώτων 18 μηνών της αποστολής και οι τρείς στεμματογράφοι είχαν άριστη λειτουργία στέλνοντας εικόνες της περιοχής του στέμματος. Το 1998 ένα λάθος στις εντολές που στέλνονταν στο διαστημόπλοιο είχε ως αποτέλεσμα να χαθεί η επικοινωνία με το σκάφος για αρκετές εβδομάδες. Το σκάφος έχασε ενέργεια με αποτέλεσμα τα όργανα παρατήρησης να κλείσουν. Μετά από αρκετές εβδομάδες και σε συνδυασμό με συντονισμένες προσπάθειες της ομάδας του SOHO το σκάφος εντοπίστηκε και ξεκίνησε μία διαδικασία ενεργοποίησης όλων των συστημάτων με αργό και σταθερό ρυθμό εξασφαλίζοντας έτσι την άριστη λειτουργία του σκάφους. Ενώ όλα τα όργανα παρατήρησης επανήλθαν υπήρξε ένα πρόβλημα σχετικά με τον στεμματογράφο C1 ο οποίος και δεν λειτούργησε ξανά. Από τότε μέχρι και σήμερα όλα τα δεδομένα προέρχονται από τους άλλους δύο στεμματογράφους C2 και C3. ~ 62 ~

64 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Βάση Δεδομένων του LASCO CDAW Στην παρούσα μελέτη χρησιμοποιούμε την βάση δεδομένων από την αποστολή του SOHO και συγκεκριμένα του πειράματος LASCO, στην οποία μπορούμε να έχουμε πρόσβαση σε διάφορες παραμέτρους οι οποίες χαρακτηρίζουν τις CMEs. Λεπτομέρειες σχετικά με την λίστα αυτή μπορούμε να βρούμε στην εργασία των Gopalswamy et al. (2009). Μία τυπική μορφή της βάσης αυτής έχει την μορφή που φαίνεται στην εικόνα 3.13: Εικόνα 3.13: Η εικόνα που συναντά κάποιος ο οποίος επισκέπτεται την βάση δεδομένων του LASCO, όπου μπορεί να επιλέξει τον μήνα που τον ενδιαφέρει (πρώτη εικόνα) σχετικά με κάποιο γεγονός ώστε στην συνέχεια να δει λεπτομερώς όλα τα γεγονότα και τις αντίστοιχες παραμέτρους (δεύτερη εικόνα). ~ 63 ~

65 Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Στην συνέχεια επιλέγοντας τον αντίστοιχο μήνα μπορούμε πλέον να δούμε όλες τις πληροφορίες σε σχέση με τις CMEs που καταγράφηκαν την αντίστοιχη χρονική περίοδο. Αναλυτικά οι πληροφορίες στις οποίες έχουμε πρόσβαση είναι: η ημερομηνία και η ώρα (U.T.) που παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το γεγονός από τον στεμματογράφο C2, CPA Central Position Angle (deg), η γωνία οι πλευρές της οποίας τοποθετούνται ως εξής, η πρώτη στην ημιευθεία που συνδέει το κέντρο του ήλιου με τον βόρειο πόλο του και η δεύτερη τοποθετείται στο μέσο της CME (είναι η διχοτόμος του εύρους της CME), με φορά μέτρησης αντίθετη των δεικτών του ρολογιού, σύμφωνα με την εικόνα: Angular width (deg), το εύρος της CME, Linear speed (km/s), η γραμμική ταχύτητα με την οποία φαίνεται να απομακρύνεται από τον ήλιο, 2 nd order speed at final height (km/s), η ταχύτητα έτσι όπως προκύπτει από μη γραμμική συσχέτιση δευτέρου βαθμού σύμφωνα με την κίνηση της CME για όσο χρονικό διάστημα αυτή παρατηρείται από τον στεμματογράφο C2 μέχρι την τελευταία θέση, 2 nd order speed at 20 sun radius (km/s), όμοια με την προηγούμενη απλά τώρα η μέτρηση γίνεται για δεδομένη απόσταση που είναι ίση με 20 ηλιακές ακτίνες και όχι την τελευταία παρατηρούμενη όπως πριν, Accelaration (m/s 2 ), η επιτάχυνση της CME, Mass (g), η μάζα της CME, Kinetic energy (erg), η κινητική ενέργεια της CME, Στην επόμενη στήλη είναι διαθέσιμες εικόνες, γραφικές παραστάσεις και βίντεο σχετικά με την αντίστοιχη CME, Remarks, σχόλια σχετικά με το γεγονός όπως poor event κλπ. Στην παρούσα εργασία μελετούμε κυρίως το σύνολο των CMEs για κάθε μήνα (Nc), την μέση τιμή της γραμμικής τους ταχύτητας για όλα τα γεγονότα την αντίστοιχη χρονική περίοδο (Vp) αλλά και το εύρος τους (width). ~ 64 ~

66 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία ΚΕΦΑΛΑΙΟ IV Πειραματική Διαδικασία 4.1 Εισαγωγή Οι παρατηρήσεις των Κοσμικών Ακτίνων άρχισαν ουσιαστικά να καταγράφονται με συστηματικό τρόπο κατά τα μέσα της δεκαετίας του Σχεδόν ταυτόχρονα ξεκίνησε και μια προσπάθεια για την μελέτη της διαμόρφωσης της Κ.Α. αλλά και των παραμέτρων οι οποίες την επηρεάζουν (Forbush, 1958, Nagashima and Morishita, 1980a, Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos, 1981). Αρχικά όλα τα δεδομένα προέρχονταν από επίγειους σταθμούς καταμέτρησης της έντασης της Κ.Α. και μόνο μετά την δεκαετία του 1960 έκαναν την πρώτη τους εμφάνιση πειραματικές διατάξεις οι οποίες και τοποθετήθηκαν πάνω σε διαστημόπλοια με στόχο την απευθείας παρατήρηση των κοσμικών ακτίνων στο διαπλανητικό χώρο σε ένα πολύ μεγαλύτερο εύρος ενεργειών. Πάραυτα το μεγαλύτερο μέρος των δεδομένων τα οποία και χρησιμοποιούνται ευρέως σε διάφορες ερευνητικές εργασίες προέρχονται από το παγκόσμιο δίκτυο μετρητών νετρονίων, αφού η Γη αποτελεί τον μεγαλύτερο ανιχνευτή και λόγω της παρουσίας της ισχυρής της μαγνητόσφαιρας μας παρέχει την δυνατότητα μετρήσεων υψηλής ακρίβειας περισσότεροι από 50 σταθμοί καταμέτρησης με μεγάλο εύρος του κατωφλίου μαγνητικής δυσκαμψίας (Belov, 2000) βρίσκονται διασκορπισμένοι σε όλη την επιφάνεια της. Επίσης, οι μετρήσεις που γίνονται στην Γη έχουν το πλεονέκτημα ότι γίνονται όλες ταυτόχρονα στην ίδια απόσταση από τον Ήλιο, καλύπτοντας έτσι έξι ηλιακούς κύκλους και τρεις ηλιακούς μαγνητικούς κύκλους (Belov, 2000) από την εποχή που άρχισαν οι μετρήσεις έως σήμερα. Η ένταση της Κ.Α. έτσι όπως παρατηρείται από την Γη αλλά και στην τροχιά της Γης, παρουσιάζει μία περιοδικότητα 11 ετών και βρίσκεται σε αντισυσχέτιση με την ηλιακή δραστηριότητα, παρουσιάζοντας ορισμένες φορές έντονη χρονική υστέρηση. Το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης μελετήθηκε αρχικά από τον Forbush (Forbush, 1958) και στην συνέχεια από αρκετούς ερευνητές (Pomerantz and Dugal, 1974, Perko and Fisk, 1983). Αρκετές επιστημονικές ομάδες προσπάθησαν να εκφράσουν την διαμόρφωση της Κ.Α. μέσω κατάλληλων ηλιακών αλλά και γεωμαγνητικών παραμέτρων, όπως ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων από τους Nagashima and Morishita (1980a), ο αριθμός των ηλιακών εκλάμψεων από τον Hatton (1980) και ο γεωμαγνητικός δείκτης από τους Chirkov and Kuzmin (1979). Άλλοι ερευνητές όπως οι Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos (1981) and Nagashima and Morishita (1980b) έλαβαν υπόψη την ταυτόχρονη συνεισφορά από περισσότερες από μία παραμέτρους (ηλιακές ή γεωμαγνητικές) κατά την μελέτη της διαμόρφωσης. Οι Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos (1981) στηριζόμενοι σε μία γενίκευση του μοντέλου του Simpson (Simpson, 1963) για τον ηλιακό άνεμο η οποία είχε αποδειχτεί λίγο νωρίτερα από τους Nagashima and Morishita ~ 65 ~

67 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία (1980a) στηριζόμενοι στην σφαιρικά συμμετρική θεωρία διάχυσης και μεταφοράς, έλαβαν υπόψη τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων, τον αριθμό των πρωτονικών γεγονότων και τον γεωμαγνητικό δείκτη Ap. Το μοντέλο αυτό είχε πολύ καλά αποτελέσματα σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. η οποία είχε παρατηρηθεί για τον 20 ο ηλιακό κύκλο. Το μοντέλο αυτό επεκτάθηκε στην συνέχεια λαμβάνοντας υπόψη και τον αριθμό των ρευμάτων ταχέως ηλιακού ανέμου προερχόμενα από τις στεμματικές οπές Mavromichalaki and Petropoulos (1984). Η διαμόρφωση των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων στην περιοχή της ηλιόσφαιρας χρησιμοποιώντας θεωρητικές αλλά και εμπειρικές προσεγγίσεις είναι επιτυχής και αναπτύχθηκε πολύ γρήγορα (Potgieter, 1998). Ωστόσο μια επαρκής περιγραφή των επιπτώσεων της ηλιόσφαιρας στην Κ.Α. φαίνεται πως αποτελεί ακόμη ένα δύσκολο εγχείρημα. Για να είναι επαρκής μια τέτοια προσέγγιση θα πρέπει τα θεωρητικά μοντέλα να λαμβάνουν υπόψη το σύνθετο σχήμα και την δυναμική του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος, την κατανομή σε σχέση με το ηλιογραφικό πλάτος της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου, τα όρια μεταξύ αργών αλλά και ταχέως κινούμενων ρευμάτων του ηλιακού ανέμου, των διαφόρων σποραδικών αλλά και επαναλαμβανομένων δομών καθώς επίσης και ο ρόλος του κρουστικού κύματος και της ηλιόπαυσης. Οι Exarhos and Moussas (1999) υπολόγισαν το μαγνητικό πεδίο στην περιοχή του ηλιοσφαιρικού κρουστικού κύματος και μελέτησαν τις επιπτώσεις από τις χρονικές μεταβολές του πεδίου στις γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες και στην διαμόρφωση της Κ.Α. ξεκινώντας από το μοντέλο του Parker (Parker, 1958) και χρησιμοποιώντας μετρήσεις από διαστημόπλοια που βρίσκονταν στο επίπεδο της εκλειπτικής κοντά στην Γη, δηλ. σε σταθερή περίπου απόσταση ίση με 1 AU. Οι Morishita and Sakakibara (1999) υπολόγισαν το μέγεθος της ηλιόσφαιρας χρησιμοποιώντας την μακρά διαμόρφωση της Κ.Α. με δεδομένα από τους μετρητές νετρονίων. Οι Usoskin et al. (2002) χρησιμοποιώντας δεδομένα των ηλιακών κηλίδων δημιούργησαν τις ανοικτές περιοχές μαγνητικής ροής και τις χρησιμοποίησαν ως δεδομένα σε υπολογισμούς θεωρώντας σφαιρικά συμμετρική σχεδόν σταθερή ηλιόσφαιρα και υπολόγισαν την ένταση των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων στην τροχιά της Γης. Αυτή η υπολογιζόμενη ένταση της Κ.Α. αποτελεί μια πολύ καλή προσέγγιση συγκρινόμενη με τις μετρήσεις των μετρητών νετρονίων κατά τα τελευταία 50 έτη. Πρόσφατα, μια προσπάθεια ξεκίνησε ώστε να βρεθεί η σχέση μεταξύ της διαμόρφωσης της Κ.Α. και του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF), με το οποίο γνωρίζουμε ότι υπάρχει πολύ σημαντική συσχέτιση (Cane et al., 1999, Belov, 2000). Η σχέση μεταξύ των διακυμάνσεων της έντασης των κοσμικών ακτίνων και του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου για μικρό χρονικό διάστημα είναι γνωστή κατά την διάρκεια των μειώσεων Forbush (Cane, 1993). Οι Kudela et al. (2000), έδειξαν ότι οι μεταβολές του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου οι οποίες σχετίζονται με τις μειώσεις Forbush μπορούν να ταξινομηθούν σε τρεις κατηγορίες καθώς επίσης δεν γίνεται να αγνοηθεί ο ρόλος του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου αφού είναι πολύ στενά ~ 66 ~

68 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία συνδεδεμένο με τις αυξομειώσεις της έντασης της Κ.Α. Αυτό το σκεπτικό μας οδήγησε στην χρήση του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου στα μοντέλα διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. είτε αντικαθιστώντας κάποια άλλη παράμετρο είτε συμμετέχοντας μαζί με τις υπόλοιπες παραμέτρους στο μοντέλο. Επιπλέον το ηλιοσφαιρικό φύλλο ρεύματος (HCS) οδηγεί σε μια μετατόπιση, κυρίως στην ακτινική διεύθυνση, η οποία διευκολύνει την πρόσβαση των κοσμικών ακτίνων στην ηλιόσφαιρα. Το γεγονός αυτό καθιστά την μελέτη του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος επιτακτική για την μελέτη της διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. Οι Belov et al., (2001), έδειξαν ότι η κλίση του φύλλου ρεύματος σε συνδυασμό και με άλλες ηλιακές και ηλιοσφαιρικές παραμέτρους μπορεί να ερμηνεύσει επιτυχώς τις διακυμάνσεις της έντασης της Κ.Α. για τους δύο προηγούμενους ηλιακούς κύκλους όπου και δοκιμάστηκε, ιδιαίτερα κατά την περίοδο του ηλιακού μεγίστου. Επιπροσθέτως, από το 1996, έχουμε υψηλής ποιότητας δεδομένα σχετικά με τις εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού λόγω της αποστολής του SOHO. Αρκετοί ερευνητές άρχισαν αμέσως την μελέτη της συσχέτισης μεταξύ των γεγονότων αυτών και της σύνδεσης με τις μεταβολές στα επίπεδα της Κ.Α. Σύμφωνα με μερικούς από αυτούς δεν φαίνεται οι CMEs να επηρεάζουν την διαμόρφωση της Κ.Α. (e.g. Cane, 2000), οι περισσότεροι όμως συγκλίνουν στην άποψη ότι οι CMEs αποτελούν σημαντικό παράγοντα για την μελέτη της διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. (e.g. Newkirk, Hundhausen and Pizzo, 1981, Cliver and Ling, 2001). Στην εργασία μας θα αναδείξουμε το γεγονός αυτό του ρόλου δηλαδή των CMEs στην διαμόρφωση της Κ.Α. καθώς επίσης και την χρήση κατάλληλου δείκτη για τις CMEs και την εισαγωγή του στα μοντέλα διαμόρφωσης της Κ.Α. ~ 67 ~

69 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία 4.2 Συλλογή των δεδομένων Στην εργασία αυτή λαμβάνουμε υπόψη όλες τις παραμέτρους τις οποίες παρουσιάσαμε νωρίτερα αφού αναφέραμε και συγκεκριμένες εργασίες στις οποίες αναδείχτηκε ο ρόλος τους για την διαμόρφωση της Κ.Α. Για την μοντελοποίηση της διαμόρφωσης της Κ.Α. χρειαζόμαστε τις μηνιαίες τιμές από τις εξής παραμέτρους: ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων (Rz), ο γεωμαγνητικός δείκτης (Ap), το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο (IMF), η κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS) και ο δείκτης των CMEs (Pi) Δεδομένα για τις ηλιακές κηλίδες και για τον γεωμαγνητικό δείκτη πήραμε από το ΝΟΑΑ National Geophysical Data Center (ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/index.html), για το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο από την βάση δεδομένων του OMNI Goddard Space Flight Center ( για την κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος από το Wilcox Solar Observatory του Stanford - ( και δεδομένα για τις εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού από την βάση δεδομένων του διαστημοπλοίου SOHO Solar and Heliospheric Observatory ( Τα δεδομένα της Κ.Α. προέρχονται από διάφορους σταθμούς καταμέτρησης όπως της Αθήνας, της Μόσχας, της Ούλου και από το Lomnicky Stit της Σλοβακίας. Εικόνα 4.1: Χρονοσειρές των δεδομένων που χρησιμοποιήσαμε στην μελέτη μας. ~ 68 ~

70 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία 4.3 Γενίκευση του προτύπου του Simpson για τον ηλιακό άνεμο Όπως έχουμε ήδη αναφέρει στην ενότητα 2.6 θα χρησιμοποιήσουμε στην μελέτη μας μία γενίκευση του προτύπου του Simpson για τον ηλιακό άνεμο (Simpson, 1963). Η θεωρία μεταφοράς-διάχυσης και αδιαβατικής επιβράδυνσης των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων σε ένα σφαιρικά συμμετρικό ηλιακό άνεμο οδηγεί σε μια μακρόχρονη μεταβολή. Σύμφωνα με αυτό το πρότυπο οι διαμορφώσεις εξηγούνται καλώς θέτοντας κατάλληλες φυσικές καταστάσεις στη διαμορφωμένη περιοχή, αλλά δεν είναι τόσο σαφές πως οι καταστάσεις αυτές συνδέονται με τις ηλιακές δραστηριότητες. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία πολλοί ερευνητές (Nagashima and Morishita, 1980; Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos, 1981 και άλλοι) μελετώντας διάφορους ηλιακούς κύκλους έχουν δείξει ότι η διαμόρφωση της κοσμικής ακτινοβολίας μπορεί να περιγραφεί από την ακόλουθη ολοκληρωμένη εξίσωση, η οποία προκύπτει από την γενίκευση του προτύπου του Simpson για τον ηλιακό άνεμο. (4.1) I t I f r S t r dr όπου Ι και I(t) είναι αντίστοιχα η γαλαξιακή (αδιαμόρφωτη) και διαμορφωμένη ένταση της Κ.Α., S(t-r) είναι η πηγαία συνάρτηση που αντιπροσωπεύει κάποιον κατάλληλο δείκτη ηλιακής δραστηριότητας στη χρονική στιγμή t-r r 0 και f(r) είναι η χαρακτηριστική συνάρτηση που εκφράζει τη χρονική εξάρτηση των ηλιακών διαταραχών που αντιπροσωπεύονται από την S(t-r). Σύμφωνα λοιπόν με την εξίσωση 4.1 η διαμορφωμένη ένταση της Κ.Α. εκφράζεται με την βοήθεια μιας σταθεράς C η οποία εξαρτάται γραμμικά από την ενέργεια κατωφλίου για κάθε σταθμό και του αθροίσματος μερικών συναρτήσεων-πηγών οι οποίες έχουν επιλεγεί κατάλληλα μέσα από ένα σύνολο ηλιακών, ηλιοσφαιρικών και γεωμαγνητικών παραμέτρων, σύμφωνα με την σχέση: 3 I C 10 a1 X a2y a3z a4w (4.2) Όπου C είναι μία σταθερά, X,Y,Z και W είναι οι επιλεγμένες συναρτήσεις πηγής για τις οποίες έχει υπολογιστεί το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. και αi (i=1,2,3,4) είναι συντελεστές οι τιμές των οποίων έχουν υπολογιστεί με την μέθοδο RMS Root Mean Square σύμφωνα με την οποία επιτυγχάνουμε την μικρότερη τιμή τυπικής απόκλισης μεταξύ των παρατηρούμενων και των υπολογιζόμενων τιμών της έντασης της Κ.Α. από το μοντέλο (εξ. 4.1). ~ 69 ~

71 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Η σταθερά C υπολογίζεται από την γραμμική συσχέτιση μεταξύ των τιμών της μαγνητικής δυσκαμψίας για τον κάθε σταθμό-μετρητή νετρονίων σύμφωνα με την σχέση: C P [GV] (4.3) Όπου P είναι η τιμή της μαγνητικής δυσκαμψίας για τον κάθε σταθμό (Mavromichalaki, Marmatsouri and Vassilaki, 1990). Αρχικά το μοντέλο το οποίο παρουσιάστηκε στην εργασία των Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos (1981) είχε την μορφή: I C KR N Ap (4.4) p 12 Όπου K είναι ένας όρος ο οποίος σχετίζεται με την διάχυση των κοσμικών ακτίνων και υπολογίζεται για τον κάθε σταθμό ξεχωριστά, R είναι ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων, N p είναι ο αριθμός των πρωτονικών γεγονότων και Ap είναι ο γεωμαγνητικός δείκτης. Το μοντέλο αυτό βασίστηκε σε δεδομένα των οποίων οι τιμές ήταν ημιετήσιες δίνοντας πολύ καλά αποτελέσματα με τιμές τυπικής απόκλισης που κυμαίνονταν μεταξύ 5% και 9% μεταξύ των υπολογιζόμενων τιμών από το μοντέλο και των παρατηρούμενων τιμών της έντασης της Κ.Α. Η πολύ χαμηλή τιμή της τυπικής απόκλισης οφείλεται και στο γεγονός ότι οι τιμές ήταν ημιετήσιες με αποτέλεσμα την εξομάλυνση των αυξομειώσεων της έντασης της Κ.Α. όπως φαίνεται και στην εικόνα που ακολουθεί. ~ 70 ~

72 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Εικόνα 4.2: Η 11-ετής μεταβολή της έντασης της Κ.Α. για κάθε σταθμό έτσι όπως υπολογίστηκε στην εργασία των Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos, (1981). Η συνεχής γραμμή αντιστοιχεί στις τιμές της Κ.Α. που παρατηρήθηκαν ενώ η διακεκομμένη αντιστοιχεί στις τιμές που υπολογίστηκαν από το μοντέλο Εξίσωση 4.4. Η μελέτη αυτή ανέδειξε αποτελέσματα τα οποία για πρώτη φορά επιβεβαίωναν την θεωρητική προσέγγιση της διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. έτσι όπως παρουσιάστηκε με βάση το μοντέλο του Simpson για τον ηλιακό άνεμο όπου, η θεωρία μεταφοράς-διάχυσης και αδιαβατικής επιβράδυνσης των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων σε ένα σφαιρικά συμμετρικό ηλιακό άνεμο οδηγεί σε μια μακρόχρονη μεταβολή. Το μοντέλο αυτό στην συνέχεια επεκτάθηκε λαμβάνοντας υπόψη οι Mavromichalaki and Petropoulos, (1984) και τα ρεύματα ταχέως ηλιακού ανέμου που προέρχονται από στεμματικές οπές. Τα μοντέλα αυτά επεκτάθηκαν αργότερα καλύπτοντας εκτός από τον ηλιακό κύκλο 20 και τους ηλιακούς κύκλους 21 και 22 με πολύ ικανοποιητικά αποτελέσματα (Mavromichalaki, Marmatsouri and Vassilaki, 1995, Marmatsouri, Vassilaki, Mavromichalaki and Petropoulos, 1995). ~ 71 ~

73 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία 4.4 Μία πρώτη προσέγγιση στον 23 ο ηλιακό κύκλο Το επόμενο βήμα στην προηγούμενη ανάλυση αποτελεί η επέκταση του μοντέλου και στον 23 ο ηλιακό κύκλο. Η μελέτη αυτή παρουσιάστηκε για πρώτη φορά στο συνέδριο της Ελληνικής Αστρονομικής Εταιρείας το οποίο πραγματοποιήθηκε στο Ληξούρι της Κεφαλονιάς τον Σεπτέμβριο του 2005 (Mavromichalaki, Paouris and Karalidi, 2006). Το προτεινόμενο μοντέλο το οποίο είχε βασιστεί στην γενίκευση του προτύπου του Simpson που περιγράψαμε νωρίτερα είχε την μορφή: 3 I C Rz 0.5 Nf 0.1 Ap (4.5) Όπου οι υπολογιζόμενες μηνιαίες τιμές της έντασης της Κ.Α. I προκύπτουν από μία εμπειρική σχέση η οποία χρησιμοποιεί ως συναρτήσεις-πηγές τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων, τον αριθμό των ηλιακών εκλάμψεων και τις τιμές του γεωμαγνητικού δείκτη Ap (Mavromichalaki, Paouris and Karalidi, 2006). Η σύγκριση μεταξύ των υπολογιζόμενων τιμών από την σχέση 4.4 και των πειραματικών δεδομένων από τους σταθμούς της Μόσχας και της Ούλου για την περίοδο Ιανουαρίου 1996 Δεκεμβρίου 2005 έδωσε καλά αποτελέσματα με τιμή για την τυπική απόκλιση, μεταξύ των παρατηρούμενων τιμών και τον υπολογιζόμενων από την προηγούμενη σχέση, περίπου 18%. Συγκεκριμένα στην ανοδική και καθοδική φάση του κύκλου η τυπική απόκλιση είναι ακόμη καλύτερη, της τάξης του 12%. Εικόνα 4.3: Οι παρατηρούμενες τιμές Κ.Α. (Oulu) και οι υπολογιζόμενες από την εξίσωση 4.4. Φαίνονται και οι διαφορές μεταξύ των τιμών με τις μεγαλύτερες αποκλίσεις στην περίοδο του ηλιακού μεγίστου (Mavromichalaki et al., 2006). ~ 72 ~

74 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Από την γραφική παράσταση βλέπουμε ότι το μοντέλο παρουσιάζει αρκετές αδυναμίες για την εφαρμογή στον 23 ο ηλιακό κύκλο, ο οποίος χαρακτηρίστηκε από έντονα φαινόμενα τα οποία συνδύασαν ταυτόχρονα πολύ ισχυρές ηλιακές εκλάμψεις, CMEs με πολύ μεγάλες ταχύτητες οι οποίες ήταν Earth directed καθώς επίσης και από φαινόμενα GLE, χαρακτηριστικά αναφέρουμε τον Ιανουάριο του 2005 και τα γεγονότα των Οκτωβρίου-Νοεμβρίου Τα γεγονότα αυτά δεν βρίσκονταν κοντά στο ηλιακό μέγιστο και βλέπουμε ότι το μοντέλο δεν μπορεί να δώσει ικανοποιητικές τιμές στις περιόδους αυτές. Αντίθετα, βλέπουμε ότι το μοντέλο παρουσιάζει ελάχιστο το οποίο βρίσκεται στο ηλιακό μέγιστο δίχως όμως να ταυτίζεται με το πραγματικό ελάχιστο της έντασης της Κ.Α. το οποίο και εντοπίζεται στην περίοδο Οκτωβρίου-Νοεμβρίου Από την συγκεκριμένη μελέτη φάνηκε ότι χρειάζεται μία καλύτερη προσέγγιση ως προς τα γεγονότα τα οποία είναι έκτακτα και βίαια όπως οι CMEs των οποίων ο ρυθμός εμφάνισης είναι μεγαλύτερος κατά την περίοδο του ηλιακού μεγίστου και αντίστοιχα μικρότερος κατά την περίοδο του ηλιακού ελαχίστου. Η συσχέτιση αυτή με τον ρυθμό εμφάνισής τους φαίνεται και από την μεγάλη διαφορά που παρατηρήθηκε για την τυπική απόκλιση όπου κατά το μέγιστο η τυπική απόκλιση ξεπερνά το 20%, αποτέλεσμα το οποίο κρίνεται αναμενόμενο αφού τα φαινόμενα αυτά δεν μπορούν να προσεγγιστούν μόνο από τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων (Rz) και τον αριθμό των εκλάμψεων (Nf). ~ 73 ~

75 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία 4.5 Ο Δείκτης Εκτοξεύσεων Στεμματικού Υλικού Η ανάγκη αυτή για βελτίωση του μοντέλου μας οδήγησε στην δημιουργία μιας νέας παραμέτρου η οποία διαμορφώνεται με βάση δύο στοιχεία των δεδομένων των CMEs, τον μηνιαίο αριθμό των CMEs (Nc) και την μέση τιμή της ταχύτητας (Vp) με την οποία εκτοξεύονται από τον Ήλιο, σύμφωνα με την σχέση: P Nc Vp (4.6) i Οι συντελεστές α και β υπολογίζονται με την μέθοδο της γραμμικής συσχέτισης μεταξύ των τιμών του δείκτη Pi και των τιμών της Κ.Α. Συγκεκριμένα παράγουμε τις τιμές του δείκτη για όλους τους συνδυασμούς των α και β από έως , για τους οποίους ισχύει 1 και, 0, η καλύτερη τιμή της συσχέτισης μεταξύ των εξεταζόμενων τιμών, μεταξύ των τιμών του δείκτη για τις CMEs και της παρατηρούμενης έντασης της Κ.Α., (Pi - CR) μας δείχνει και πιο είναι το καλύτερο δείγμα τιμών για τον δείκτη ώστε να χρησιμοποιήσουμε στα μοντέλα μας. Από την πρώτη στιγμή τα αποτελέσματα της συσχέτισης μεταξύ των τιμών του δείκτη με την Κ.Α. ήταν πολύ καλά με τιμές για τον συντελεστή συσχέτισης περίπου r 0.82 (Pearson Correlation Coefficient) και τιμές για τους συντελεστές α και β αντίστοιχα 0.35 και Σημειώνουμε ότι για την προηγούμενη μελέτη που αναφέραμε (παρ. 4.4) ο συντελεστής συσχέτισης μεταξύ της Κ.Α. και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων ήταν με χρονική υστέρηση περίπου 14 μήνες, ενώ για τον δείκτη των CMEs δεν παρατηρήσαμε καθόλου χρονική υστέρηση, κάτι αναμενόμενο αφού μελετούμε μία παράμετρο η οποία αφορά εκρηκτικά φαινόμενα που συμβαίνουν στον ήλιο και φθάνουν άμεσα στην Γη (Earth directed CMEs) εντός 1-2 ημερών, οπότε δεν έχει και φυσικό νόημα η χρονική υστέρηση. Το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης παρουσιάζεται αναλυτικά στην επόμενη ενότητα (παρ. 4.6). Στην συνέχεια της μελέτης με την βοήθεια της νέας παραμέτρου για τις CMEs (Paouris, 2007) δείξαμε ότι αν θεωρήσουμε ότι η ενέργεια που έχει συσσωρευτεί στην περιοχή ενός κέντρου δράσης λόγω των πολύ ισχυρών μαγνητικών πεδίων (μαγνητική ενέργεια) μετατρέπεται όλη σε κινητική ενέργεια της εκτινασσόμενης CME ισχύει: 2 B 1 2 V 8 (4.6) 2 ~ 74 ~

76 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Όπου Β η ένταση του μαγνητικού πεδίου του κέντρου δράσης, και ρv η ορμή της CME. Με βάση αυτή την θεώρηση μια νέα προσέγγιση για τον δείκτη των CMEs έγινε σύμφωνα με την σχέση: P Nc Vp 2 i (4.7) Όπου η συνεισφορά του όρου της μέσης ταχύτητας γίνεται πλέον με βάση το τετράγωνο του όρου και όχι με την πρώτη δύναμη όπως στην εξίσωση 4.5. Τα αποτελέσματα της μελέτης αυτής για την περίοδο έδειξαν βελτίωση των δεδομένων με συντελεστή συσχέτισης r Οι τιμές των συντελεστών α και β ήταν αντίστοιχα 0.68 και Η ίδια προσέγγιση εξετάστηκε για το σύνολο των δεδομένων, μέχρι το 2012, έδειξε όμως ότι ο συντελεστής συσχέτισης μειώθηκε αρκετά εξαιτίας κυρίως της αύξησης του αριθμού των CMEs ιδιαίτερα μετά το 2007 και ενώ ο 23 ος ηλιακός κύκλος βρισκόταν κοντά στο ελάχιστό του. Το γεγονός αυτό ήταν ιδιαίτερα ασυνήθιστο αφού βρισκόμασταν κοντά στο ηλιακό ελάχιστο μεταξύ των ηλιακών κύκλων 23 και 24, οπότε το αντίθετο θα έπρεπε να παρατηρηθεί, αφού κοντά στο ηλιακό ελάχιστο έχουμε μείωση του ρυθμού των CMEs (Gopalswamy, 2006). Σύμφωνα με συνομιλία που είχαμε με τον υπεύθυνο του προγράμματος παρατήρησης των CMEs του διαστημοπλοίου SOHO, Nat Gopalswamy, η αύξηση αυτή των CMEs ιδιαίτερα μετά το 2007, αύξηση η οποία σχετίζεται κυρίως με την μεγάλη αύξηση του αριθμού των στενών CMEs (narrow CMEs), οφείλεται στην εξοικείωση των ανθρώπων που καταγράφουν τις CMEs και κυρίως των στενών CMEs. Οι στενού εύρους CMEs, με εύρος (width) μικρότερο των 30, είναι αρκετά δύσκολο να εντοπιστούν αφού η γεωμετρία τους στον χώρο τις κάνει να φαίνονται περισσότερο ως πίδακες με αποτέλεσμα το προσωπικό που ασχολείται με την καταγραφή τους να γίνεται πιο έμπειρο με το πέρασμα των ετών κάτι το οποίο αποτυπώθηκε στον κατάλογο του LASCO - CDAW από το 2007, κυρίως, και μετά. Τα τελευταία χρόνια όλο και περισσότεροι ερευνητές εμπιστέυονται τις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 μοιρών και όχι τόσο το σύνολο των CMEs (Yashiro, Michalek and Gopalswamy, 2008, Gopalswamy, 2010). Στην εικόνα που ακολουθεί (4.4) φαίνεται ξεκάθαρα το γεγονός αυτό. ~ 75 ~

77 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Εικόνα 4.4: Στην εικόνα φαίνεται ξεκάθαρα μία αύξηση των στενών CMEs από το 2007 μέχρι σήμερα. Η διαφορά που παρατηρείται μεταξύ των δύο γραμμών μας δίνει τον αριθμό των στενών CMEs οι οποίες παρουσιάζουν ιδιαίτερη αύξηση κυρίως μετά το (Paouris, 2012b) Το γεγονός αυτό οδήγησε σε μία νέα μελέτη του συνόλου πλέον των CMEs χρησιμοποιώντας πλέον ως κριτήριο το εύρος τους (angular width). Η μελέτη αυτή δημοσιεύτηκε με τίτλο Ineffectiveness of narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation, Paouris, Στην εργασία αυτή μελετήσαμε το σύνολο των διαθέσιμων δεδομένων για τις CMEs από τον Ιανουάριο 1996 μέχρι τον Οκτώβριο του Χρησιμοποιήσαμε ως βασικό κριτήριο το εύρος τους και φτιάξαμε δύο βάσεις δεδομένων Α και Β. Στο δείγμα Α έχουμε δεδομένα από το σύνολο των CMEs όπου παραθέτουμε τον μηνιαίο αριθμό των γεγονότων και την μέση τιμή της ταχύτητας τους ενώ στο δείγμα Β έχουμε δεδομένα όπως αυτά προκύπτουν με βάση CMEs εύρους μεγαλύτερου των 30. Στο τέλος της παρούσης εργασίας παραθέτουμε παράρτημα στο οποίο έχουμε αναλυτικά τα δεδομένα αυτά έχοντας επεκτείνει την λίστα αυτή μέχρι σήμερα. Στην εργασία αυτή η συσχέτιση έγινε συγκρίνοντας κάθε φορά τον μηνιαίο αριθμό των CMEs και την μέση ταχύτητα σε σχέση τόσο με την ένταση της Κ.Α. όσο και με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων και για τα δύο προαναφερθέντα δείγματα Α και Β. Τα αποτελέσματα φαίνονται στον παρακάτω πίνακα: ~ 76 ~

78 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Πίνακας 4.1: Συντελεστές συσχέτισης Pearson (r) και Spearman (ρ) μεταξύ των μεταβλητών και της Κ.Α. αλλά και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων για τα δύο δείγματα Α και Β Παράμετροι Κοσμική Ακτινοβολία Αριθμός Ηλιακών Κηλίδων (r) (ρ) (r) (ρ) Nc (Δείγμα Α) Nc (Δείγμα Β) Vp (Δείγμα Α) Vp (Δείγμα Β) Pi-index (Δείγμα Α) Pi-index (Δείγμα Β) Από τον προηγούμενο πίνακα φαίνεται ότι η συσχέτιση μεταξύ του αριθμού των CMEs και της έντασης της Κ.Α. βελτιώνεται πάρα πολύ όταν χρησιμοποιούμε τις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 (Δείγμα Β). Επίσης, η βελτίωση είναι ακόμη μεγαλύτερη αν συσχετίσουμε τον αριθμό τους με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων την στιγμή που μεταξύ Κ.Α. και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων θεωρείται η καλύτερη δυνατή και έχει μελετηθεί για περίπου 50 έτη (Forbush, 1958), (Nagashima and Morishita, 1980a), αφού ο ήλιος επηρεάζει κυρίως όπως έχουμε αναφέρει την διαμόρφωση των γαλαξιακών Κ.Α. Οι τιμές που βρίσκουμε μεταξύ του δείκτη και των ηλιακών κηλίδων είναι πολύ κοντά στις μέγιστες τιμές που βρίσκουμε μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων. Στην εργασία που αναφέραμε και νωρίτερα (Paouris, 2012b) παρουσιάσαμε τον δείκτη με μία διαφορετική σχέση ώστε να είναι μία παράμετρος χωρίς διαστάσεις. Στην εξίσωση 4.5 η μηνιαία μέση τιμή της ταχύτητάς τους (Vp ) έχει μονάδες μέτρησης m/ s με αποτέλεσμα και ο δείκτης να προκύπτει ως μέγεθος με μονάδες μέτρησης ταχύτητας. Για να απαλλαγούμε από οποιουδήποτε τύπου μονάδων μέτρησης εφαρμόσαμε με επιτυχία την σχέση: Vp Nc Pi (4.8) Vp Nc max max Όπου Vp max και Nc max είναι οι αντίστοιχες μέγιστες τιμές της μέσης ταχύτητάς τους και του αριθμού των CMEs για το σύνολο της εξεταζόμενης χρονικής περιόδου. Η μέθοδος της κανονικοποίησης που εφαρμόσαμε είχε ως αποτέλεσμα να οριστεί ένας δείκτης αδιάστατος και ο οποίος μπορεί να χρησιμοποιηθεί σε οποιοδήποτε μοντέλο ~ 77 ~

79 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία σχετικό με την διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. ή γενικότερα του Διαστημικού Καιρού. Εικόνα 4.5: Στην εικόνα βλέπουμε την ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας [10GV] (πάνω) και τον δείκτη των CMEs έτσι όπως προκύπτει χρησιμοποιώντας το σύνολο των CMEs (μαύρη γραμμή) και τις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 (κόκκινη γραμμή). Στην τελευταία μας εργασία (Mavromichalaki and Paouris, 2012), παρουσιάσαμε και την συσχέτιση μεταξύ του δείκτη των CMEs και των δύο ηλιοσφαιρικών παραμέτρων όπως του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF) και του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS), με πολύ υψηλές τιμές του δείκτη συσχέτισης r 0.83 και r 0.76 αντίστοιχα, βλέπουμε έτσι την συσχέτιση μεταξύ των CMEs και του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου με ενίσχυση της άποψης ότι και οι CMEs επηρεάζουν την διαμόρφωση του IMF. ~ 78 ~

80 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία 4.6 Το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης Η ενδεκαετής διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. παρουσιάζει χρονική υστέρηση σε σχέση με την ηλιακή δραστηριότητα γεγονός το οποίο έχει μελετηθεί από πολλούς ερευνητές στο παρελθόν (Moraal, 1976), (Mavromichalaki and Petropoulos, 1984), (Mavromichalaki, Marmatsouri and Vassilaki, 1990), (Mavromichalaki, Paouris and Karalidi, 2006). Η μελέτη της χρονικής υστέρησης γίνεται με χρήση της μεθόδου της γραμμικής συσχέτισης μεταξύ των τιμών της έντασης της Κ.Α. που παρατηρείται από τους μετρητές νετρονίων και των τιμών των διαφόρων, ηλιακών, ηλιοσφαιρικών και γεωμαγνητικών παραμέτρων. Για τον υπολογισμό της χρονικής υστέρησης μεταξύ των τιμών της κάθε παραμέτρου και των τιμών της έντασης της Κ.Α. υπολογίζουμε τον συντελεστή συσχέτισης (Pearson cross-correlation coefficient) από 0 μήνες έως 30 μήνες για το σύνολο της χρονοσειράς των δεδομένων. Η μέγιστη τιμή του συντελεστή συσχέτισης μεταξύ των τιμών της έντασης της Κ.Α. και των τιμών της εξεταζόμενης παραμέτρου για το σύνολο των δοκιμών μας δείχνει την χρονική υστέρηση σε μήνες. Στην εικόνα 4.6 παρουσιάζουμε ένα ενδεικτικό παράδειγμα της μεθόδου που χρησιμοποιούμε. Στο παράδειγμα αυτό έχουμε θεωρήσει δύο χρονοσειρές δεδομένων Test1 και Test2 και μελετούμε το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης από 0 έως 10 μήνες. Εικόνα 4.6: Στην εικόνα βλέπουμε ένα στιγμιότυπο της διαδικασίας που περιγράφουμε στην συνέχεια. ~ 79 ~

81 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Στην μέθοδο αυτή οι τιμές της παραμέτρου Test1 παραμένουν σταθερές και μετά οι τιμές της παραμέτρου Test2 μεταβάλλονται ως εξής: στην δεύτερη στήλη έχουμε την πλήρη χρονοσειρά που αντιστοιχεί σε χρονική υστέρηση 0 μηνών, στην επόμενη στήλη η τιμή i 2 γίνεται πρώτη και αντιστοιχεί σε χρονική υστέρηση 1 μήνα, στην επόμενη στήλη η τιμή i 3 γίνεται πλέον πρώτη κ.ο.κ. μέχρι την τελευταία. Βλέπουμε ότι η χρονοσειρά για την εξεταζόμενη παράμετρο Test2 μετατοπίζεται προς τα πάνω αφαιρώντας πάντα την εκάστοτε πρώτη τιμή με τις υπόλοιπες να κρατούν την διαδοχική σειρά τους. Στην συνέχεια για κάθε συνδυασμό της πρώτης στήλης (Test1) με κάθε επόμενη (Test2 0 months, Test2 1 month, Test2 2 months, etc.) υπολογίζουμε τον συντελεστή συσχέτισης. Οι τιμές που βρήκαμε για το παράδειγμά μας παρουσιάζονται στον πίνακα που ακολουθεί. Πίνακας 4.2: Συντελεστής συσχέτισης Pearson (r) μεταξύ των μεταβλητών Test1 και Test2 για τον υπολογισμό της χρονικής υστέρησης Cross-correlation coefficient r Test1 Test2 (0 months) Test1 Test2 (1 month) Test1 Test2 (2 months) Test1 Test2 (3 months) Test1 Test2 (4 months) Test1 Test2 (5 months) Test1 Test2 (6 months) Test1 Test2 (7 months) Test1 Test2 (8 months) - Test1 Test2 (9 months) - Test1 Test2 (10 months) - Από τις τιμές του συντελεστή συσχέτισης στον προηγούμενο πίνακα βλέπουμε ότι η μέγιστη τιμή του συντελεστή αντιστοιχεί στο δείγμα με 2 μήνες χρονική υστέρηση με τιμή r Αρχικά βλέπουμε ότι οι τιμές αυξάνονται μέχρι την μέγιστη τιμή και στην συνέχεια μειώνονται μέχρι μία τιμή πολύ κοντά στο μηδέν. Μετά την τιμή αυτή που αντιστοιχεί σε υστέρηση 7 μηνών δεν χρειαζόμαστε τις υπόλοιπες τιμές αφού πλέον το δείγμα έχει αλλάξει συμπεριφορά και πλέον μπορεί να έχουμε είτε αύξηση πάλι των τιμών είτε αλλαγή και από θετική συσχέτιση των δύο δειγμάτων r 0 να έχουμε πλέον αρνητική συσχέτιση r 0 και οι δύο όμως περιπτώσεις απορρίπτονται αφού τα αποτελέσματα οφείλονται στον μικρό αριθμό σύγκρισης των δειγμάτων και όχι σε πραγματικά αποτελέσματα. Η διαδικασία που περιγράψαμε νωρίτερα εφαρμόζεται για κάθε παράμετρο ηλιακή, ηλιοσφαιρική ή γεωμαγνητική σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. επεκτείνοντας την διαδικασία αυτή στους 30 μήνες. Χρησιμοποιώντας λοιπόν δεδομένα της Κ.Α. αλλά και ~ 80 ~

82 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία των υπολοιπων παραμέτρων παρουσιάζουμε στην εικόνα που ακολουθεί τις μέγιστες τιμές του συντελεστή συσχέτισης καθώς και την χρονική υστέρηση σε μήνες. Εικόνα 4.7: Στην εικόνα αυτή παρουσιάζουμε τα αποτελέσματα των συντελεστών συσχέτισης και την αντίστοιχη χρονική υστέρηση σε μήνες για κάθε παράμετρο που εξετάστηκε (Paouris et al., 2012a) Στην εικόνα 4.7 βλέπουμε την σύγκριση μεταξύ των τιμών που είχαμε υπολογίσει για τον συντελεστή συσχέτισης και την αντίστοιχη χρονική υστέρηση σε μήνες στην εργασία μας Mavromichalaki, Paouris and Karalidi (2007) (Paper I) και των τιμών που υπολογίσαμε στην τελευταία εργασία μας Paouris et al., (2012) (This work). Η πολύ υψηλή τιμή της αντισυσχέτισης r 0 μεταξύ της ηλιακής δραστηριότητας (του αριθμού των ηλιακών κηλίδων) και της έντασης της Κ.Α. η οποία και στις δύο εργασίες έχει παραπλήσιες τιμές επαληθεύει την χρονική υστέρηση που είχαμε υπολογίσει μεταξύ της ηλιακής δραστηριότητας και της Κ.Α. στους μήνες. Η πρώτη φορά όπου παρουσιάστηκε το αποτέλεσμα αυτό είχε προκύψει με τιμές μέχρι το 2006 και ενώ ο 23 ος ηλιακός κύκλος δεν είχε ολοκληρωθεί ακόμη. Βελτίωση της τιμής του συντελεστή συσχέτισης παρατηρούμε για το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο (IMF) καθώς επίσης και αλλαγή στην τιμή της χρονικής υστέρησης. Ένα ακόμη σημαντικό αποτέλεσμα από την σύγκριση αυτή είναι η επαλήθευση των τιμών για τον δείκτη των CMEs τόσο για τον συντελεστή συσχέτισης όσο και για την χρονική υστέρηση η οποία ήταν και επαληθεύτηκε στους 0 μήνες, το οποίο ήταν αναμενόμενο όπως περιγράψαμε και στην ενότητα 4.5. Για το ηλιοσφαιρικό φύλλο ρεύματος (HCS) επαληθεύσαμε την τιμή του συντελεστή συσχέτισης βρήκαμε όμως διαφορετική τιμή για την χρονική υστέρηση. Οι Belov et al. (2001) είχαν δείξει ότι υπάρχει πολύ καλή συμφωνία των αποτελεσμάτων της συσχέτισης μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και των τιμών της κλίσης του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος ειδικά κατά τις περιόδους όπου έχουμε την ίδια πολικότητα του ηλιακού μαγνητικού πεδίου, μελέτη η οποία έγινε για όλα τα δεδομένα ~ 81 ~

83 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία της Κ.Α. που προέρχονται από μετρήσεις των σταθμών νετρονίων από το Όπως και στην περίπτωση του IMF έτσι και στην περίπτωση του (HCS) η ολοκλήρωση του 23 ου ηλιακού κύκλου μπορεί να μας δώσει ασφαλή συμπεράσματα αφού και οι δύο παράμετροι σχετίζονται με το φαινόμενο της αλλαγής της πολικότητας του μαγνητικού πεδίου του ήλιου και οποιαδήποτε μελέτη κατά την διάρκεια του κύκλου εμπεριέχει μεγάλα σφάλματα. Σχετικά με τον αριθμό των ηλιακών εκλάμψεων (Nf) και του γεωμαγνητικού δείκτη (Ap) βλέπουμε ότι επαληθεύονται οι τιμές για την χρονική υστέρηση και έχουμε επίσης και βελτίωση των τιμών του συντελεστή συσχέτισης. Ο δείκτης των εκλάμψεων (flare index) παρουσιάζει μεγάλη βελτίωση όσο αφορά τον συντελεστή συσχέτισης και επαληθεύεται επίσης η χρονική υστέρηση στους 15 μήνες, τιμή πολύ κοντά σε αυτήν που υπολογίσαμε για τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων κάτι αναμενόμενο αφού οι περισσότερες εκλάμψεις ακολουθούν τον ηλιακό κύκλο άρα θα παρουσιάζουν και παρόμοια συμπεριφορά. Μεγάλη απόκλιση παρατηρούμε για τον αριθμό των CMEs τόσο σε σχέση με τον συντελεστή συσχέτισης όσο και για την χρονική υστέρηση. Το γεγονός αυτό όπως έχουμε ήδη εξηγήσει στην ενότητα 4.5 οφείλεται στην μεγάλη αύξηση των στενών CMEs οι οποίες όμως δεν συνοδεύτηκαν από φαινόμενα τα οποία θα μπορούσαν να επηρεάσουν την διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. (Paouris, 2012b). Στην εικόνα 4.8 βλέπουμε την γραφική απεικόνιση των συντελεστών συσχέτισης σε σχέση με την χρονική υστέρηση για κάθε παράμετρο. Είναι πολύ σημαντικό το γεγονός ότι για τις ηλιακές παραμέτρους όπως ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων, ο αριθμός των εκλάμψεων και ο δείκτης των εκλάμψεων η χρονική υστέρηση είναι αρκετά μεγάλη αγγίζοντας την τιμή των μηνών. Ιδιαίτερα για τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων η χρονική υστέρηση για τους άρτιους ηλιακούς κύκλους 20 και 22 ήταν περίπου 2-4 μήνες, ενώ για τους περιττούς ηλιακούς κύκλους 21 και 23 η χρονική υστέρηση βρέθηκε 16 και 14 μήνες αντίστοιχα. Επαληθεύοντας έτσι τον διαχωρισμό που παρατηρείται μεταξύ άρτιων και περιττών ηλιακών κύκλων γεγονός το οποίο σχετίζεται με την αλλαγή της πολικότητας του ηλιακού μαγνητικού πεδίου όπως αναφέραμε και στην ενότητα 2.5 (Nagashima and Morishita, 1980; Mavromichalaki and Petropoulos, 1987; Mavromichalaki, Belehaki and Rafios, 1998). Η περαιτέρω μελέτη της χρονικής υστέρησης ώστε να επαληθεύσουμε τα προηγούμενα αποτελέσματα συνεχίστηκε παράγοντας τους βρόχους υστέρησης μεταξύ των δεδομένων της Κ.Α. και των δεδομένων για κάθε παράμετρο. Τους βρόχους υστέρησης βλέπουμε στην εικόνα 4.9. Στην δεξιά στήλη βλέπουμε τους βρόχους οι οποίοι δημιουργούνται από τις τιμές της έντασης της Κ.Α. έτσι όπως υπολογίζονται στην εργασία μας Paouris et al. (2012), ενώ στην αριστερή στήλη έτσι όπως προκύπτουν από τις παρατηρούμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. από τους σταθμούς νετρονίων. ~ 82 ~

84 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Εικόνα 4.8: Στην εικόνα αυτή παρουσιάζουμε τις γραφικές παραστάσεις των συντελεστών συσχέτισης σε σχέση με την χρονική υστέρηση για κάθε παράμετρο που μελετήσαμε. Παρουσιάζουμε και τα αντίστοιχα σφάλματα. (Paouris et al., 2012a) ~ 83 ~

85 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Εικόνα 4.9: Οι βρόχοι υστέρησης των τιμών της Κ.Α. από δεδομένα των 10 GV (αριστερά) και των διαμορφωμένων τιμών της Κ.Α. έτσι όπως υπολογίστηκαν από το μοντέλο σε σχέση με την εκάστοτε παράμετρο όπως τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων (Rz), τον αριθμό των ηλιακών εκλάμψεων (Nf), τον δείκτη των CMEs (Pi), του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF) και της κλίσης του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS). (Paouris et al., 2012a) ~ 84 ~

86 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Παρατηρούμε ότι οι βρόχοι υστέρησης για τις ηλιακές παραμέτρους όπως ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων και ο αριθμός των ηλιακών εκλάμψεων είναι πιο κυκλικοί σε σχέση με τις άλλες παραμέτρους. Αυτό επιβεβαιώνει απόλυτα τα προηγούμενα αποτελέσματα για μεγάλη τιμή χρονικής υστέρησης που βρήκαμε από την μέθοδο της γραμμικής συσχέτισης. Τα διαγράμματα αυτά επιβεβαιώνουν και την ασυμμετρία που παρατηρείται μεταξύ άρτιων και περιττών κύκλων που ήδη έχουμε αναφέρει στην ενότητα 2.5 (Mavromichalaki, Belehaki and Rafios, 1998). Όπως έχουν δείξει οι Nagashima and Morishita (1980), αν το φαινόμενο της αλλαγής της πολικότητας προβληθεί πάνω στους βρόχους υστέρησης τότε οι βρόχοι υστέρησης χωρίζονται σε δύο βρόχους οι οποίοι αντιστοιχούν ο κάθε ένας σε μία παράλληλη και μία αντιπαράλληλη κατάσταση σε σχέση με την πολικότητα του ηλιακού μαγνητικού πεδίου. Επειδή η αλλαγή της πολικότητας ολοκληρώνεται μερικά χρόνια μετά το ηλιακό μέγιστο, η μετάβαση από τον ένα βρόχο στον άλλο αναμένεται κάθε 11 περίπου χρόνια (Otaola, Perez-Enriquez and Valdes-Galicia, 1985). Κάθε βρόχος υστέρησης που παρουσιάζουμε στην εικόνα 4.7 αντιστοιχεί σε δύο καμπύλες, μία παράλληλη με την φορά του ηλιακού μαγνητικού πεδίου κατά τα έτη και μία αντιπαράλληλη κατά τα έτη σύμφωνα και με τις ημερομηνίες που σημειώνουμε στο διάγραμμα για το HCS. Η μετάβαση από την παράλληλη στην αντιπαράλληλη κατάσταση κατά τα έτη συμβαίνει κατά την αντιστροφή της πολικότητας που αναφέραμε και νωρίτερα (Kane, 2006). Πιο συγκεκριμένα αυτή η μεταβολή έγινε τον Ιούνιο του 2001, που ταυτίζεται με το μισό της συνολικής διάρκειας για την αντιστροφή αυτή. Επίσης, είναι πολύ σημαντική η σύγκριση μεταξύ των βρόχων για τον δείκτη των CMEs και του IMF παρουσιάζοντας όμοια συμπεριφορά γεγονός που επαληθεύει την θεώρηση ότι οι CMEs παίζουν καθοριστικό ρόλο στην διαμόρφωση του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου και κατ` επέκταση στην διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. Στα διαγράμματα φαίνεται και η περίοδος του παρατεταμένου ηλιακού ελαχίστου κατά τα έτη ~ 85 ~

87 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία 4.7 CMEs και διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Όπως αναφέρθηκε ανωτέρω (εξ. 4.5) ένα μοντέλο διαμόρφωσης το οποίο βασίζεται μόνο στον αριθμό των ηλιακών κηλίδων, στον αριθμό των εκλάμψεων και στον γεωμαγνητικό δείκτη Ap, παρουσίασε καλά αποτελέσματα στην προσέγγιση του 23 ου ηλιακού κύκλου με αποκλίσεις όμως στην καθοδική φάση του ηλιακού κύκλου ιδιαίτερα κατά το έτος 2003 που συνοδεύτηκε από αρκετά έκτακτα και βίαια φαινόμενα. Στην συνέχεια (Mavromichalaki, Paouris and Karalidi, 2007) έγινε μία προσπάθεια να συμπεριλάβουμε πλέον και τον μηνιαίο αριθμό των CMEs δηλ. μία παράμετρο η οποία σχετίζεται με έκτακτα φαινόμενα που επηρεάζουν άμεσα την διαμόρφωση της Κ.Α. όπως είναι οι CMEs. Στην μελέτη αυτή είδαμε ότι η καλύτερη προσέγγιση της διαμόρφωσης της Κ.Α. έγινε με χρήση των εξής παραμέτρων: του αριθμού των ηλιακών κηλίδων, του μηνιαίου αριθμού των CMEs, του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος και του γεωμαγνητικού δείκτη Ap, σύμφωνα με την σχέση: 3 I C Ap 3.13 Rz 0.80 Nc 2.88 HCS (4.9) Η προσέγγιση αυτή έδωσε πολύ καλύτερα αποτελέσματα σε σχέση με την προηγούμενη. Συγκεκριμένα η μελέτη πραγματοποιήθηκε για το σύνολο της περιόδου αλλά μελετήσαμε και ξεχωριστά την κάθε περίοδο του ηλιακού κύκλου. Ειδικότερα η ανάλυση έγινε και για τις τρεις περιόδους του ηλιακού κύκλου, για την ανοδική φάση , για την περίοδο του ηλιακού μεγίστου και για την καθοδική φάση του κύκλου Η τυπική απόκλιση μεταξύ των παρατηρούμενων τιμών και τον υπολογιζόμενων από την εξ. 4.9 ήταν 4.52% για την ανοδική φάση, 11.85% για το ηλιακό μέγιστο και 11.47% για την καθοδική φάση αντίστοιχα. Για το σύνολο της εξεταζόμενης περιόδου η τυπική απόκλιση ήταν 10.76% πολύ καλύτερη από την προηγούμενη προσέγγιση. Η βελτίωση αυτή οφείλεται κυρίως στην συμβολή των δύο παραμέτρων: του μηνιαίου αριθμού των CMEs όπου αντικαταστάθηκε ο αριθμός των εκλάμψεων δίνοντας έτσι καλύτερη προσέγγιση στα έκτακτα και βίαια γεγονότα που επηρεάζουν άμεσα την διαμόρφωση της Κ.Α. και του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος που επηρεάζει τον χώρο της ηλιόσφαιρας και όπως ήδη έχουμε αναφέρει την διαμόρφωση της Κ.Α. ~ 86 ~

88 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Εικόνα 4.10: Γραφική απεικόνιση των τιμών της διαμόρφωσης της Κ.Α. κατά τα έτη Η συνεχής γραμμή αντιστοιχεί στις παρατηρούμενες τιμές από τον σταθμό της Μόσχας, ενώ η διακεκομμένη γραμμή αντιστοιχεί στις τιμές όπως υπολογίζονται από την εξ. 4.9 (Mavromichalaki et al., 2007). Από την εικόνα 4.10 φαίνεται και πάλι αδυναμία του μοντέλου στην προσέγγιση των πραγματικών τιμών και ιδιαίτερα σε περιόδους όπου είχαμε έντονη ηλιακή δραστηριότητα με μεγάλης έντασης εκλάμψεις αλλά και HALO CMEs όπως τον Οκτώβριο-Νοέμβριο Φαίνεται ξεκάθαρα ότι το πραγματικό ελάχιστο της έντασης της Κ.Α. που παρατηρήθηκε κατά τους μήνες Οκτώβριο-Νοέμβριο 2003 δεν προσεγγίζεται με επιτυχία από το μοντέλο το οποίο δίνει ελάχιστο των επιπέδων της Κ.Α. μέσα στο 2001, περίοδος η οποία ταυτίζεται με το ηλιακό μέγιστο. Από την προσέγγιση αυτή είχαμε σημαντική βελτίωση του μοντέλου σε σχέση με την προηγούμενη προσέγγιση όμως έπρεπε να συνεχίσουμε την μελέτη ώστε να βελτιώσουμε τις αδυναμίες του μοντέλου κυρίως σε περιόδους έκτακτων φαινομένων. Η βελτίωση αυτή επιτεύχθηκε (Paouris et al., 2012) χρησιμοποιώντας δεδομένα της Κ.Α. τα οποία προέρχονται από το σύνολο των επίγειων σταθμών με χρήση της μεθόδου GSM δίνοντας δεδομένα τα οποία αντιστοιχούν τελικά στην διαμόρφωση της Κ.Α. στα όρια της ατμόσφαιρας με κατώφλι τα 10GV (Belov et al., 1999). Επίσης, αντικαταστήσαμε τον αριθμό των CMEs (Nc) με τον δείκτη Pi, προσεγγίζοντας τελικά με επιτυχία ακόμη και τις περιόδους των πολύ έκτακτων περιόδων με αποτέλεσμα τελικά το παρατηρούμενο ελάχιστο της έντασης της Κ.Α. να ταυτίζεται με το αντίστοιχο ελάχιστο όπως προκύπτει από το νεότερο μοντέλο. ~ 87 ~

89 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Στην περίπτωση αυτή οι υπολογιζόμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. προσδιορίστηκαν λαμβάνοντας υπόψη τις εξής παραμέτρους: τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων (Rz), του δείκτη των CMEs (Pi), του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF) και του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS) σύμφωνα με την σχέση: I C Rz P IMF HCS (4.10) i Η προσέγγιση αυτή έδωσε για πρώτη φορά τυπική απόκλιση μεταξύ των υπολογιζόμενων και των παρατηρούμενων τιμών της έντασης της Κ.Α. για το σύνολο της εξεταζόμενης περιόδου , αρκετά κάτω από 10%, για την ακρίβεια ήταν 7.15%. Συγκεκριμένα, κατά την ανοδική φάση του κύκλου (Ιαν Απρ. 1999) η τυπική απόκλιση ήταν 5.17%, στο μέγιστο (Μάιος 1999 Δεκ. 2002) ήταν 9.53% που αποτελεί την καλύτερη προσέγγιση μέχρι εκείνη την στιγμή για την ιδιαίτερη περίοδο του ηλιακού μεγίστου και ενώ η προηγούμενη καλύτερη τιμή για την αντίστοιχη περίοδο ήταν 11.85%. Κατά την καθοδική φάση του κύκλου (Ιαν 2003 Δεκ, 2006) η τυπική απόκλιση ήταν 7.61% και για την περίοδο του παρατεταμένου ελαχίστου κατά την περίοδο Ιαν Μαρ ήταν 2.88%. Η πολύ μεγάλη βελτίωση που παρατηρήσαμε οφείλεται σε συνδυασμό παραμέτρων όπως: Η διατήρηση στο μοντέλο του αριθμού των ηλιακών κηλίδων, χαρακτηριστικό της ηλιακής δραστηριότητας που καθορίζει την διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α., Η εισαγωγή πλέον στο μοντέλο μιας παραμέτρου, όπως ο δείκτης των CMEs, που μας δίνει την δυνατότητα να εισάγουμε στο μοντέλο μας την επίδραση ορισμένων έκτακτων και πολύ βίαιων γεγονότων τα οποία συμβαίνουν στον Ήλιο, με αποδεδειγμένα (όπως είδαμε νωρίτερα, ενότητες 4.5 και 4.6) πολύ υψηλή αντισυσχέτιση μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και των τιμών του δείκτη. Όπως έχουμε δείξει οι τιμές του δείκτη βασίζονται σε ένα συνδυασμό τόσο του μηνιαίου αριθμού των γεγονότων όσο όμως και της ταχύτητάς τους, έτσι κρίνεται ορθή και η αντικατάσταση από το μοντέλο του αριθμού των CMEs όπως φαίνεται και από τα αποτελέσματα, Στο νέο αυτό μοντέλο, αντικαταστήσαμε τον γεωμαγνητικό δείκτη (Ap), με την ταυτόχρονη εισαγωγή πλέον των δύο πολύ σημαντικών παραμέτρων όπως την κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS) και του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF) με πολύ υψηλή τιμή του συντελεστή συσχέτισης με την ένταση της Κ.Α. Αναφέραμε νωρίτερα και πλήθος ερευνητικών εργασιών οι οποίες αναφέρουν τον σημαντικό ρόλο των παραμέτρων αυτών στην Κ.Α., ~ 88 ~

90 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία Σε αυτή την μελέτη δεν χρησιμοποιήσαμε δεδομένα από έναν ή δύο σταθμούς καταμέτρησης νετρονίων αλλά χρησιμοποιώντας δεδομένα τα οποία έχουν παραχθεί με την μέθοδο της παγκοσμίου επισκόπησης (GSM), τα δεδομένα αυτά είναι αποτέλεσμα της χρήσης των δεδομένων από όλους τους επίγειους αλλά και δορυφορικούς μετρητές νετρονίων, με κατώφλι μαγνητικής δυσκαμψίας που αντιστοιχεί σε 10 GV. Με τους λόγους που αναφέρουμε παραπάνω εξηγούμε την μεγάλη βελτίωση του μοντέλου σε σχέση με όλες τις προηγούμενες προσπάθειες. Στην εικόνα που ακολουθεί βλέπουμε και την γραφική απεικόνιση μεταξύ των υπολογιζόμενων τιμών και των τιμών της έντασης της Κ.Α. των 10GV. Εικόνα 4.11: Οι παρατηρούμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. των 10GV και των υπολογιζόμενων τιμών από την εξ (Paouris et al., 2012a) Το μοντέλο αυτό εκτός των πολύ ικανοποιητικών τιμών τυπικής απόκλισης μεταξύ παρατηρούμενων και υπολογιζόμενων τιμών πέτυχε να προσεγγίσει και το πραγματικό ελάχιστο της Κ.Α. κάτι το οποίο επιτεύχθηκε για πρώτη φορά. Στην τελευταία εργασία μας, Mavromichalaki and Paouris (2012), μελετήσαμε την επίδραση των CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 μοιρών και όχι το σύνολο των CMEs, απορρίπτοντας έτσι από το δείγμα τις στενές CMEs (narrow CMEs). Στην προσέγγιση αυτή διατηρήσαμε την μορφή του προηγούμενου μοντέλου (εξ. 4.10) αλλάζοντας μόνο ~ 89 ~

91 Κεφάλαιο IV Πειραματική Διαδικασία τον δείκτη των CMEs σύμφωνα με την ανάλυση που περιγράψαμε και νωρίτερα (ενότητα 4.5). Η εξίσωση του μοντέλου είχε την μορφή: I C Rz P IMF HCS (4.11) i Όπου πλέον ο δείκτης Pi βασίζεται στις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 μοιρών. Στην εικόνα που ακολουθεί βλέπουμε την πολύ καλή προσέγγιση, μεταξύ των υπολογιζόμενων και παρατηρούμενων τιμών για την ένταση της Κ.Α. Εικόνα 4.12: Οι παρατηρούμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. και των υπολογιζόμενων τιμών από την εξ χρησιμοποιώντας όμως CMEs με εύρος μεγαλύτερο από 30 μοίρες. (Mavromichalaki and Paouris, 2012) Τα αποτελέσματα από την προηγούμενη μελέτη ήταν ακόμη καλύτερα κατεβάζοντας την τιμή της τυπικής απόκλισης για πρώτη φορά κάτω από 7%, συγκεκριμένα ήταν 6.63% κατά την διάρκεια του 23 ου ηλιακού κύκλου. ~ 90 ~