纬向的宇宙射线调制依赖1 AU和行星际磁场极性修正

文摘

日球层内的宇宙射线强度差,能量低于30 GeV / nuc,取决于太阳活动和行星际磁场极性。这变化,称为太阳能灯,是描述使用一个2 d(半径和余纬度)派克蒙特卡罗方法求解输运方程,包括扩散、对流、磁漂移和绝热能量损失。因为整个运输强烈相关的行星际磁场(IMF)结构,更好的理解他的描述是必要的为了重现地球的宇宙射线强度,以及外部黄道平面。在这工作一个星际磁场模型包括标准描述黄道地区和极地校正。这种治疗的国际货币基金组织,实现HelMod蒙特卡罗代码(版本2.0),用于确定影响微分质子强度1盟和允许一个研究纬度梯度的质子强度,观察到在日球层内尤利西斯飞船在1995年期间,可以通过修改影响国际货币基金组织在极地地区。

1。介绍

太阳能灯,由于太阳活动,影响本地星际银河宇宙射线的光谱(LIS) (GCR)通常在能量低于30 GeV /诊断。这个过程,描述了帕克方程通过(例如,看到1,2和第四章的3]),起源于GCRs之间的相互作用与行星际磁场(IMF)及其违规行为。国际货币基金组织(IMF)的磁场在太阳风进行向外扩张。星际条件变化的函数大约持续11年的太阳活动周期。在一个太阳活动周期,最大活动发生时,IMF反向极性。因此,类似的太阳能极性条件发现几乎每一个22年(4]。HelMod蒙特卡罗代码1.5版本(例如,看到2]),国际货币基金组织(IMF)的“古典”描述,提出了帕克(5),实施与太阳磁场的极性修正建议随后在6,7]。这个国际货币基金组织内部使用HelMod [2]代码探讨太阳能灯观察到地球和部分占GCR纬度梯度,也就是说,这些观察到的尤利西斯航天器(8,9]。为了充分考虑的纬向梯度和纬度位置proton-intensity最低在1995年尤利西斯快速扫描,观察HelMod代码更新到版本2.0包括一个新的治疗所描述的并行和扩散系数(10]。在目前的配方,扩散张量只取决于平行分量的径向距离太阳,虽然独立于太阳能纬度。

2。行星际磁场

如今,我们知道有一个太阳风等离子体(SW)渗透到星际空间,构成了星际介质。在国际货币基金组织(IMF)模型的磁场线应该是嵌入在非相对论流粒子的西南,携带现场与他们进入星际空间,生产大型国际货币基金组织和日球层的结构。国际货币基金组织提出的“古典”描述最初由帕克(例如,看到2,5,11- - - - - -14和第四章的3])。他认为(我)一个常数太阳能旋转角速度(),(2)一个简单的球对称SW的排放,和(3)一个常数(或几乎接近一个常数)西南速度(在较大的径向距离()),例如,对于(是太阳半径),因为除了吗风速变化缓慢的距离。“古典”的国际货币基金组织可以解析地表示为15] 在哪里是一个系数,确定国际货币基金组织(IMF)极性并允许吗等于,国际货币基金组织在地球轨道的价值从美国航空航天局/戈达德宇航中心的全方位数据集通过OMNIWeb [16,17];和是单位向量组件在径向和方位方向,分别是余纬度(极角);是极角确定日球电流片的位置(高碳钢)[18];是亥维赛功能:因此,允许改变标志在高碳钢(上下两个区域18日球层);最后, 与螺旋角。在目前的模型被认为是独立于日面纬度和等于太阳赤道的恒星旋转。因此,帕克的大小字段

1989年(6),Jokipii哥打认为太阳表面,在哪里脚电场线的谎言,不是表面光滑,但颗粒湍流表面,改变随着时间的推移,特别是在极地地区。这种动荡可能导致footpoints极电场线的随机漫步,创建横向组件,造成时间偏离顺利帕克几何。的净效应是一个高度不规则的线和压缩领域。换句话说,意味着在两极磁场的大小大于在纯帕克的光滑磁场螺旋。Jokipii和哥打6]因此建议帕克螺旋场可以通过引入广义扰动参数这加剧了磁场强度的径向距离。这一修改国际货币基金组织(IMF)的大小,(3),成为[6] 国际货币基金组织获得的差异3)和(4)小于~ 1%余纬度(e。g,见图1(一)余纬度接近极地)和增加(例如,见图2 (2])。

在目前的治疗,日球层分为极地区域和一个赤道国际货币基金组织(IMF)应用的地区不同的描述。在赤道地区帕克的国际货币基金组织(IMF),方程(3),而在极地地区我们使用修改后的国际货币基金组织(IMF),允许在级(4) 在赤道地区那些余纬度。符号显示相应的极地。

为了有一个divergence-free磁场我们要求的扰动因素)必须 在哪里是该领域的最小扰动因素。摄动参数是离开余纬度的增加与减少。然而,在原来的工作,Jokipii和哥打6估计参数的值之间的和。

由于极地领域只有帕克的扰动场,这是一个合理的假设,流的磁场不越过赤道平面,因此,剩下的完全包含在太阳的半球注入。这允许一个估计可能的值的上限(见图1 (b))。目前,我们使用通过对比模拟与观测在地球轨道太阳周期23(看,部分5)。

3所示。传播模型

帕克在1965年(1)(见也,2),第四章的3),引用其中)治疗GCRs槽行星际空间的传播。他占了所谓的绝热能量损失,向外对流由于西南和漂移的影响。日心体系派克方程是表示(例如,看到2,19): 在哪里是单位的粒子的粒子的数密度动能当时,。是太阳风速度沿轴(20.),扩散张量对称的部分(1),漂移速度,考虑粒子的漂移由于大规模结构的磁场21- - - - - -23),最后, 在哪里GCR粒子的静止质量。(上学期的7)占绝热能量损失(1,24]。数密度有关微分强度((2,25),第四章的3]和引用其中): 在哪里GCR粒子的速度。

方程(7)是解决使用HelMod代码(见[的讨论2])。这种治疗(i),介绍了(10,26- - - - - -30.)和(2)决定了微分GCRs强度使用一组近似随机微分方程(sd),相当于提供了一种解决方案,从(7)。帕克之间的等价方程,这是一种福克尔普朗克方程,sd在[28,31日]。在目前的工作中,我们使用一个2 d(半径和余纬度)近似为粒子运输。模型包括太阳活动的影响在传播有效边界的日球层到地球的立场。

的二维近似的sd (7在日心球坐标 在哪里和是高斯分布随机数的零均值和标准差。确定可以找到sd的过程(2]。

在一个轴平行坐标系统的平均磁场和其他两个垂直于这个对称扩散张量的一部分(见例如,(32): 与描述扩散的扩散系数平行于磁场和平均水平和是描述扩散的扩散系数的平均磁场垂直于径向和极地方向,分别。在这工作施特劳斯和合作者提出的是,一个在10)(参见[33- - - - - -35): 在哪里2.1节的扩散parameter-described [2)——这取决于太阳活动和极性,是光速的粒子速度单位,全球之声表达的刚性粒子,最后,在非盟的日心距离太阳。

在当前的治疗,有一个径向依赖成正比吗,但没有纬度的依赖。麦当劳和合作者,36])说,(我)的空间相关性——一个提议可以影响纬向梯度在高纬度和(2)一致,最初建议(6]。此外,垂直扩散系数成正比与一个比对于这两个和坐标。后者章节中讨论价值5。

此外,实际的关系和月度平滑太阳黑子数目(SSN) (37values-discussed在2.1节的2)是目前使用最新更新的数据(38]。在[2),数据分为四组,分别为上行和下行阶段消极和积极的太阳磁场极性(表1)。必须说,每次最大磁场(即的符号。,参数(5)正好相反。更新后的实际之间的关系在和SSN值四个时期(从我到第四,列在表1) rms(均方根)值的百分比差异值用(13),(13 b),(13 c)和(13 d)从这些决定使用2.1节中讨论的过程的2从[]应用于数据38)是6.0%,10.1%,7.0%,和13.2%的我(提升阶段),二(下行阶段)、第三(与提升阶段)、第四(下行阶段),分别。

4所示。在极地地区的磁场

部分2描述了国际货币基金组织后,帕克场与一个小地区的波兰人在这样一个字段修改。如前所述(见例如,(6,39- - - - - -43]),更好的繁殖所需的校正是磁场的复杂性在这些地区。

此外,尤利西斯航天器(见例如,(44- - - - - -46黄道平面外)探讨了日球层太阳能纬度太阳距离~ 1 ~ 5盟。通过这些观察,纬向梯度的存在质子强度可以确定的(例如,见图29和图5的8])。期间收集的数据纬度的快速扫描(从1994年9月到1995年8月)(a)展示近对称的纬向梯度与黄道面附近的最低最低的(b)向南转移,和(c)的强度在北极地区强度超过了南极。在[9)~ 0.3% /学位的纬向梯度质子与动能> 0.1 GeV估计。而在(8]分析能源扩展估算梯度~ 0.22% /学位与动能> 2 GeV质子。带电粒子的最小强度分离的两个半球发生日~ 10°蓝图赤道以南(9]。此外,一个独立的分析,考虑了地球和IMP8证实了一个重要的纬度的运动(~)向南偏移的强度最低9]兆电子伏质子。此外在[8),向南偏移约≈7°评估;这抵消强度最低的结果是独立于2 GeV粒子能量。最后,在[9),北极地区的强度观察到超过~ 6%为质子的南极强度兆电子伏。

使用当前HelMod代码(版本2.0),我们可以调查(i) GCR的纬向梯度强度造成太阳能灯和(2)极地的磁场结构,定义部分2,能够影响GCR光谱在黄道平面上。正如前面定义的,我们表示极地地区的振幅从极轴,和。三个地区,被调查。这些地区以外,之间的比例和在(5(见图)小于~ 1%1),因此,它确保两极和赤道地区之间的平稳过渡。本研究目的或我们考虑一个能源装箱接近那些在8]。刃仪器(47质子)收集的数据在三个“渠道”一个能量从0.038 GeV 2.0 GeV和两个粒子的动能GeV和分别GeV。连续的再分析收集到的数据允许作者细分0.25 - 2 GeV“通道”在三个中间的子信道的能量。由于目前的模型是优化的讨论2)与刚度大于1全球之声——粒子(例如,≈0.444 GeV),目前的结果比较只与相应的“通道”或“子信道”适合相应的能量范围(见表2)。

1非盟和太阳能余纬度的函数,质子的GCR强度图所示2。与尤利西斯的观察比较,调制强度的protons-resulting HelMod代码从调查(北),(南)。他们获得使用HelMod代码和使用能源垃圾箱报道表来选择2。在图2,纬向强度分布归一化强度对应的南极。引用错误包括统计和系统误差。分布是使用一个抛物线插值函数表示为 在哪里是归一化强度,纬度角(纬度角是什么),,,从拟合参数的确定过程。因此获得了拟合曲线连续线,如图所示2。此外,纬度位置的最小强度(),南北不对称强度的百分比(),最大和最小强度之间的差异百分比()也被确定的拟合程序和表中列出3,4,5,分别。(讨论的引用errors-following过程2)——派生不同拟合参数以获得参数的值两倍产生的一个最适合()。被定义为 与 在哪里的核心价值th纬向本的微分分布和强度这些错误包括实验和蒙特卡罗的不确定性。为,也就是说,假设修改极磁场和与《尤利西斯》的观察,我们发现一个通用的协议。的位置兼容在[错误有一个观察8)的值和。

HelMod代码允许一个调查的相关性的处理极地GCR的磁场对由此产生的调制。因此,纬度的归一化强度得到不含几(小)两极附近地区。这是决定从降低纬向空间相空间容许pseudo-particles(见[2]),纬向扩展的GCR粒子进入账户(),(),()。因此获得了纬向梯度而完整的纬度的扩展,(),在图3。图的检查3,一个可能导致这样的结论:GCR扩散极轴附近有一个很大的影响在纬向梯度内日球层。因此,国际货币基金组织(IMF)描述在极地地区为了繁殖相关观察调制GCR光谱。

5。与太阳活动周期期间观察23

HelMod模拟光谱的协议与观测太阳活动周期期间23通过定量比较研究使用(17)和(18)。然而,由于日球层的结构不同太阳活动在高、低两个时期分别进行了分析。

HelMod代码(2](版本2.0)允许我们研究微分强度调制(模拟)是如何影响(1)粒子漂移的影响,(2)极性增强扩散张量的极性方向(,如[48),最后,(3)的倾角值()计算的方法“R”和“L”模型(49]。这种分析还允许我们更好地估计国际货币基金组织(IMF)参数的值,描述了沿整个太阳周期调制。相关影响粒子漂移了通过抑制漂移速度(没有漂移近似),这也解释了假设磁漂移对流在太阳能极大值几乎完全抑制。微分强度计算的值1、8、10,也就是说,没有增强,表明在50),建议(2,48分别](在)和参考。此外,调制质子光谱来自LIS的归一化常数取决于实验的数据集和已经讨论了2])。此外,微分强度计算粒子在日球占太阳能纬度较低的地区。

期间太阳活动周期的高太阳活动23日,贝丝协作数据在1999年,2000年和2002年(见数据集(51])。太阳活动周期不是由高在太阳活动周期23日,贝丝,AMS,和帕梅拉合作数据,也就是说,贝丝- 1997 (51],ams - 1998 [52],PAMELA-2006/08 [53]。

下面描述的过程(2),获得的观测数据与从HelMod代码使用error-weighted均方根()的相对差异(实验数据之间的)()和微分模拟强度造成的()。每组实验数据和与上述近似和/或模型,我们确定数量 与 在哪里的平均能量th本微分强度分布和能量这些错误包括实验和蒙特卡洛的不确定性;后者占的泊松误差能量本。模拟不同强度与三次样条函数插值。调制结果不同的参数进行了研究从0,即nonmodified帕克国际货币基金组织(IMF),见图1 (b)- - - - - -,(从0.10到0.14)(从1到10)寻求一组参数设置最小化。在表6,平均的值(在百分比,%)列出低太阳活动时间。他们获得的能量范围(30岁以上GeV微分强度略(如果有的话)受到调制。)从444伏30 GeV使用" L "和" R "倾角模型和没有漂移近似和没有任何增强扩散张量的极性方向()。结果派生的增强扩散张量在极地方向显示和10获得一个值之一从1.5到3倍对此案没有增强(比较,标量近似呈现在2),也就是说,假设磁结构的扩散传播是独立,导致和平均~ 15%)。从检查表6可以的话,漂移机制会导致一个更好的协议与实验数据。此外“R”和“L”模型内倾斜角度都比较方法的精度(在讨论2])。的最小差异对实验数据时发生-0.13和“R”和“L”模型,与“L”模型稍微倾向于“R”。

在数据4,5,6、微分强度确定HelMod代码所示,贝丝- 1997的实验数据相比,ams - 1998和PAMELA-2006/08,分别;在这些数据中,虚线是李家的讨论(2]。这些调制强度计算的日球太阳能纬度较低的地区,使用,和与“L”模型。最后,可以的话,现在的代码,结合扩散和漂移机制,也适合描述调制效应时期的太阳活动不再是最大值。

在表7我们目前的平均(在百分比,%)太阳活动周期期间由高。模拟得到了微分强度的日球太阳能纬度较低的地区没有任何增强扩散张量的极性方向()。的模拟8和10导致比较与那些在桌子上7。然而,使用提供了一个更好的协议,实验数据较低的能量。从检查表7,一个人可以注意,“R”和“L”模型倾斜角度在方法的精度产生类似的结果。此外实验数据的最小差异时和与“L”模型稍微倾向于“R”。HelMod参数配置,最大限度地减少实验数据的差异,被发表在表8:一个可能的话,没有漂移近似(几乎)与一个漂移治疗贝丝- 2000和贝丝- 2002年收集的数据期间和之后的最大的太阳活动。显然,漂移的治疗需要以描述贝丝- 1999数据期间接近太阳最大。

在数据7,8,9、微分强度确定HelMod代码所示,与贝丝- 1999的实验数据相比,贝丝- 2000,和贝丝- 2002,分别;在这些数据中,虚线是李家的讨论(2]。这些调制强度计算的日球太阳能纬度较低的地区,使用独立的纬度和包括粒子漂移影响的倾角的值“L”模型。最后,得出结论,目前的代码结合扩散和漂移机制适合描述太阳活动(高的调制作用时间2,50,54]。

6。结论

在这种国际货币基金组织工作,帕克场及其极性改性相结合,。在极地,帕克国际货币基金组织(IMF)修改与另一个纬度的组件根据Jokipii提出和哥打6]。我们发现这个组件产生的最大摄动值,作为一个物理结果,流线条完全局限在太阳的半球注入。

IMF提议,然后,HelMod蒙特卡罗中使用代码来确定影响微分质子强度1 AU作为扩展的函数极地,采用修改后的磁场。我们发现一个极地包含在余纬度是一个确保一个非常平稳过渡到赤道的地区,允许复制定性和定量的纬度的概要GCR强度,和纬向倾斜转变对黄道平面。最后我们决定如何极地质子强度的扩散主要是负责任的纬向梯度观测到的日球层与尤利西斯飞船在1995年。

确认

k·库希望承认织女星授予机构项目2/0081/10支持。最后,作者承认使用美国航空航天局/戈达德宇航中心的空间物理数据设施OMNIWeb服务和全方位的数据。

引用

1. e . n .帕克”通过的高能带电粒子通过星际空间,”地球和空间科学,13卷,不。1,9-49,1965页。视图:谷歌学术搜索
2. p . Bobik g . Boella m . j . Boschini et al .,“系统调查的太阳能灯的银河质子太阳周期23使用蒙特卡罗方法与粒子和纬向dependencehe漂移影响,”《天体物理学杂志》上,第745卷,第132页,2012年。视图:谷歌学术搜索
3. c·勒罗伊和p·g . Rancoita辐射相互作用原理和检测问题,世界科学出版、河流边,新泽西,美国第3版,2011年版。
4. r·d·施特劳斯m . s .波特,美国e·s·费雷拉,“地面建模和基于太空的宇宙射线的观察,“太空研究的进步49卷,第407 - 392页,2012年。视图:谷歌学术搜索
5. e·n·帕克,“星际气体动力学和磁场”,《天体物理学杂志》上,第128卷,第664页,1958年。视图:谷歌学术搜索
6. j . r . Jokipii和j .哥打“极地日球磁场,”《地球物理研究快报》16卷,1 - 4,1989页。视图:谷歌学术搜索
7. 美国w·朗格激波边界效应acceleraion在宇宙射线helisphere[博士。论文)Potchestroom Potchestroom大学,南非,2004年。
8. b .希,w . Droge, p . Ferrando et al .,“空间变化> 40兆电子伏/ n核通量观测尤利西斯纬度快速扫描期间,“天文学和天体物理学,卷316,不。2、538 - 546年,1996页。视图:谷歌学术搜索
9. j·a·辛普森“尤利西斯宇宙射线调查从南部延伸到北极地区的太阳及日光层,”诺沃Cimento德拉公司Italiana di运动的C,19卷,不。6,935 - 943年,1996页。视图:谷歌学术搜索
10. r·d·施特劳斯布施,m . s .。波特和a .科普”建模银河的调制,威风凛凛的电子通过随机过程,”《天体物理学杂志通讯》上,,卷735,不。2、第83条,2011年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
11. e·n·帕克,”牛顿发展低密度的电离气体的动力学性质,“物理评论卷,107年,第933 - 924页,1957年。视图:谷歌学术搜索
12. e·n·帕克,“太阳微粒辐射的水动力理论和恒星风,“《天体物理学杂志》上,第132卷,第821页,1960年。视图:谷歌学术搜索
13. e·n·帕克,“突然扩张的电晕后大太阳耀斑和随之而来的磁场和宇宙射线的影响,“《天体物理学杂志》上,第133卷,第1014页,1961年。视图:谷歌学术搜索
14. e·n·帕克,星际的动力学过程Wiley-Interscience,纽约,纽约,美国,1963年。
15. m . Hattingh和r . A .汉堡”,一个新的模拟波浪中性表漂移模型”,太空研究的进步,16卷,不。9日,第216 - 213页,1995年。视图:谷歌学术搜索
16. j . h和n . e . Papitashvili王”太阳风和比较的空间尺度上每小时风和ACE等离子体和磁场数据,”地球物理研究杂志》上,卷110,不。2篇文章ID A02104 2005。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
17. NASA-OMNIweb,在线数据库,2012,http://omniweb.gsfc.nasa.gov/form/dx1.html。
18. j . r . Jokipii和托马斯b”,宇宙射线的漂移对传输的影响。由波浪IV-modulation星际电流片。”《天体物理学杂志》上卷,243年,第1122 - 1115页,1981年。视图:谷歌学术搜索
19. j . r . Jokipii e·h·利维和w·b·哈伯德“粒子漂移对宇宙射线的影响交通。一般性质,应用到太阳能灯,”《天体物理学杂志通讯》上,卷。213年,L85-L88, 1977页。视图:谷歌学术搜索
20. e . Marsch i埃克斯福特,和j·f·麦肯齐,“太阳风”动态的太阳艾德已经受理,b . n, 374 - 402年,2003页。视图:谷歌学术搜索
21. j . r . Jokipii e·h·利维,“影响粒子漂浮在银河宇宙射线的太阳能灯,”《天体物理学杂志通讯》上,卷。213年,L85-L88, 1977页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
22. m . s .波特和h里”,一个银河宇宙射线的调制,漂移模型”《天体物理学杂志》上,第294卷,第1部分,425 - 440年,1985页。视图:谷歌学术搜索
23. r . a .汉堡和m . Hattingh“稳态drift-dominated调制模型银河宇宙射线。”天体物理学和空间科学,卷230,不。1 - 2、375 - 382年,1995页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
24. j . r . Jokipii和e·n·帕克。,“On the convection, diffusion, and adiabatic deceleration of cosmic rays in the solar wind,”《天体物理学杂志》上,第160卷,第735页,1970年。视图:谷歌学术搜索
25. l·j·格里森i埃克斯福特,“银河宇宙射线的太阳能灯”,《天体物理学杂志》上,第154卷,第1011页,1968年。视图:谷歌学术搜索
26. s y Yamada Yanagita, t .吉田“随机的宇宙射线的太阳能灯的现象,“《地球物理研究快报25卷,第2356 - 2353页,1998年。视图:谷歌学术搜索
27. m . Gervasi p·g . Rancoita i g . Usoskin和g . a . Kovaltsov“蒙特卡罗方法银河宇宙射线传播在日球层,”核物理B,卷78,不。1 - 3,26-31,1999页。视图:谷歌学术搜索
28. m·张,“宇宙射线调制的马尔可夫随机过程理论”,《天体物理学杂志》上卷,513年,第420 - 409页,1999年。视图:谷歌学术搜索
29. k . Alanko-Huotari i g . Usoskin k . Mursula和g . a . Kovaltsov“随机模拟的宇宙射线调制包括波浪日球电流片,”地球物理研究杂志》上,卷112,不。8篇文章ID A08101 2007。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
30. c .贝聿铭j·w·比伯,r . A .汉堡和j . Clem”一般时间随机方法求解帕克的输运方程在球坐标,”地球物理研究杂志》上,卷115,不。12篇文章ID A12107 2010。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
31. c·w·加德纳手册的随机方法:物理、化学和自然科学施普林格,纽约,纽约,美国,1985年。
32. j . r . Jokipii”,在太阳风宇宙射线的传播,”地球物理与空间物理的评论卷。9日,27 - 87年,1971页。视图:谷歌学术搜索
33. i d·帕尔默,“星际运输系数低能量宇宙射线”,地球物理与空间物理的评论,20卷,第351 - 335页,1982年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
34. m . s .波特和s e·s·费雷拉太阳风激波对木星的调制和银河电子日”地球物理研究杂志》上第1089条,卷。107年,9页,2002。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
35. w . Droge”,与太阳高能粒子探测日球扩散系数”,太空研究的进步,35卷,不。4、532 - 542年,2005页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
36. f·b·麦克唐纳·Ferrando b .希et al .,“宇宙射线辐射的比较研究和纬向梯度内外日球层,”地球物理研究杂志》上,卷102,不。3、4643 - 4651年,1997页。视图:谷歌学术搜索
37. SIDC-team,”国际太阳黑子数,“月度报告在国际太阳黑子数,在线目录,1964 - 2010。视图:谷歌学术搜索
38. i . g . Usoskin g . a . Bazilevskaya, g . a . Kovaltsov”太阳能灯自1936年以来,宇宙射线参数重构从地面中子监测器和电离室,“地球物理研究杂志》上,卷116,不。2篇文章ID A02104 2011。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
39. a . Balogh e·j·史密斯,b . t . Tsurutani d·萨斯伍德j . r . j .福赛斯和t . s .霍波利,“日球磁场的南极地区太阳,”科学,卷268,不。5213年,第1010 - 1007页,1995年。视图:谷歌学术搜索
40. h·里,“太阳附近的质子调制连续minimim时期太阳周期,”国际宇宙射线会议学报》上》第六卷,140页,1990年。视图:谷歌学术搜索
41. c·w·史密斯和j·w·比伯,“太阳周期变化的行星际磁场的螺旋,”《天体物理学杂志通讯》上,,卷370,不。1,第441 - 435页,1991。视图:谷歌学术搜索
42. l . a . Fisk”运动的footpoints日球在太阳磁场线:对在日面纬度高,复发性高能粒子事件”地球物理研究杂志》卷,101年,第15554 - 15547页,1996年。视图:谷歌学术搜索
43. m . Hitge和r . a .汉堡”,宇宙射线调制Fisk-type日球磁场和太阳风latitude-dependent速度,”太空研究的进步,45卷,不。1,18-27,2010页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
44. t·r·桑德森r·g·马斯登k . p .文策尔,a . Balogh r·j·福赛斯和b·e·戈尔茨坦”在第一次尤利西斯极地高纬度地区观察高能离子通过,”空间科学评论,卷72,不。1 - 2、291 - 296年,1995页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
45. r·g·马斯登“太阳能最大的3 d日球层,”太平洋的天文学会的出版物卷,113年,第130 - 129页,2001年。视图:谷歌学术搜索
46. a . Balogh r·g·马斯登和e·j·史密斯,太阳附近的日球层。尤利西斯的角度来看施普林格,纽约,纽约,美国,2001年。
47. b·希m . s .波特,p . Ferrando“银河宇宙射线的太阳能灯:3 d日球层,”太空研究的进步,19卷,不。5,795 - 804年,1997页。视图:谷歌学术搜索
48. m . s .波特,”日球调制的宇宙射线质子:作用增强垂直扩散时期最低太阳能灯,”地球物理研究杂志》上,卷105,不。8,18295 - 18303年,2000页。视图:谷歌学术搜索
49. j . t . Hoeksema”的大规模结构日球电流片在《尤利西斯》的时代,“空间科学评论,卷72,不。1 - 2、137 - 148年,1995页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
50. e·s·费雷拉和m . s .波特,”长期的宇宙射线在日球层调制,”《天体物理学杂志》上卷,603年,第752 - 744页,2004年。视图:谷歌学术搜索
51. y Shikaze s Orito s . Haino et al .,“0.2 -20 GeV / n宇宙射线的测量质子和氦与贝丝光谱仪光谱从1997年到2002年,“天体粒子物理学,28卷,不。1,第167 - 154页,2007。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
52. m . Aguilar j . Alcaraz, j . Allaby“阿尔法磁谱仪(AMS)在国际空间站:一部分I-results从航天飞机的试飞,”物理的报告卷,366年,第405 - 331页,2002年。视图:谷歌学术搜索
53. o . Adriani g . c . Barbarino g . a . Bazilevskaya et al .,”帕梅拉测量宇宙射线的质子和氦谱。”科学,卷332,不。6025年,第72 - 69页,2011年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
54. d . c . Ndiitwani s e·s·费雷拉,m . s .。波特和b·希”造型宇宙线强度沿尤利西斯轨迹,“编年史Geophysicae,23卷,不。3、1061 - 1070年,2005页。视图:谷歌学术搜索

版权

版权©2013 p . Bobik et al。这是一个开放的分布式下文章知识共享归属许可,它允许无限制的使用、分配和复制在任何媒介,提供最初的工作是正确引用。