Dr Agnieszka Gil-Świderska
Instytut Matematyki i Fizyki, Uniwersytet Przyrodniczo-Humanistyczny w Siedlcach

Transport cząstek galaktycznego promieniowania kosmicznego w heliosferze przebiega pod wpływem nieustannie ekspandującego od Słońca wiatru słonecznego z wmrożonym weń polem magnetycznym. Modulacja promieniowania kosmicznego w heliosferze zachodzi głównie na skutek czterech podstawowych procesów: dyfuzji, konwekcji, dryfu oraz zmian energii cząstek promieniowania kosmicznego pod wpływem interakcji z wiatrem słonecznym. Do opisu zagadnień słonecznej modulacji promieniowania kosmicznego w różnych skalach czasowych (22-letnia, 11-letnia, 27-dniowa czy dobowa zmienność) wykorzystuje się równania transportu Parkera (1965). Jest to pięciowymiarowe (trzy zmienne przestrzenne, czas oraz energia cząstek promieniowania kosmicznego) równanie różniczkowe cząstkowe II rzędu typu parabolicznego. Tak wyrażone równanie transportu nie jest rozwiązywalne w sposób analityczny, jedynie na drodze analizy numerycznej.

Intensywność wtórnego promieniowania kosmicznego docierającego do Ziemi jest rejestrowana od końca lat pięćdziesiątych ubiegłego wieku za pomocą światowej sieci monitorów neutronowych Wielką zaletę matematycznego modelowania procesów transportu cząstek promieniowania kosmicznego w heliosferze stanowi możliwość porównania wyników rozwiązania przybliżonego poprzez porównanie z rezultatami eksperymentalnymi.
W niniejszej pracy szczególna uwaga skierowana jest ku problematyce 27-dniowej zmienności natężenia galaktycznego promieniowania kosmicznego, która jest związana z obrotem Słońca wokół własnej osi.