ВВЕДЕНИЕМюонные телескопы для исследования вариаций космических лучей (КЛ) появились значительно раньше нейтронных мониторов [Дорман, 1975]. Однако впоследствии нейтронные мониторы, вытеснив существующие мюонные телескопы, стали основными приборами мировой сети станций КЛ. Одной из причин были трудно учитываемые атмосферные эффекты мюонных телескопов. Для нейтронного монитора они сводились к легко учитываемому барометрическому эффекту, поскольку температурный эффект практически отсутствовал. В последние годы интерес к мюонным телескопам значительно возрос. Это объясняется рядом отличительных особенностей мюонной компоненты:высокая статистическая точность регистрации (по сравнению с нейтронной компонентой);возможность создания на станциях КЛ многоканальных комплексов, обеспечивающих регистрацию различных компонент вторичных КЛ;слабая зависимость интенсивности от угла к зениту по сравнению с нейтронной компонентой, что позволяет реализовать широкий набор направлений регистрации мюонов вплоть до зенитного угла 90°.Кратко можно очертить круг основных задач, решение которых базируется также на данных мюонных телескопов:оценка параметров энергетического спектра модуляции потока КЛ в межпланетном пространстве;определение анизотропии и градиентов КЛ с энергией 1–200 ГэВ с целью разработки методов диагностики межпланетной среды по данным наземных наблюдений КЛ;анализ атмосферных процессов по данным глобальной интенсивности общей ионизующей компоненты (электричество атмосферы, КЛ, температурный режим атмосферы и др.).Мюонные телескопы на газоразрядных счетчиках Гейгера–Мюллера были созданы в период МГГ [Блох, 1961; Иноземцева, 1961]. К сожалению, уже на начальном этапе исследований выяснилось, что статистическая точность приборов недостаточна для решения поставленных задач [Шепли, 1969]. В скором времени они были вытеснены телескопами на пластических сцинтилляторах и больших пропорциональных счетчиках, включающими:сцинтилляционный телескоп ИЗМИРАН [Либин и др., 1975];сцинтилляционный телескоп в Нагойе [Naga-shima, 1978];сцинтилляционный телескоп ТЕМП-МИФИ [Borog, 2001];сцинтилляционный телескоп бразильско-японского проекта в Sao Martinho [Munakato, 2001];Якутский подземный комплекс [Григорьев и др., 2007];Новосибирский многоканальный наблюдательный комплекс [Янчуковский, 2010].Однако проблема учета температурного эффекта мюонов в атмосфере осталась не до конца решенной. Температурный эффект мюонов обусловлен изменениями температуры всех слоев атмосферы. Интегральный метод учета эффекта [Дорман, 1972] предусматривает знание распределения плотности температурного коэффициента для мюонов в атмосфере непосредственно для каждой экспериментальной установки. При теоретических расчетах температурных коэффициентов [Дорман, 1972; Беркова и др., 2009; Дмитриева и др., 2009] используются различные приближения и поэтому результаты сложно применять при введении поправок на вариации температуры атмосферы. Ранее [Тясто, 1961; Dubinsky, 1962] делались попытки оценки температурных коэффициентов для мюонов с использованием методов многофакторной регрессии. К сожалению, применение этих методов в подобных задачах некорректно. Этим объясняется низкая точность полученных результатов. Экспериментально оценить распределение плотности температурных коэффициентов также сложно, поскольку вариации температуры различных слоев атмосферы коррелированы. В связи с этим были использованы методы факторного анализа [Pearson, 1901; Sylvester, 1889]. Для исследования температурного эффекта интенсивности мюонов в атмосфере рассмотрены три метода: регрессия на главные компоненты (РГК) [Jolliffe, 2002; Gorban et al., 2007], методы проекций на латентные структуры (ПЛС-1 и ПЛС-2) [Эсбенсен, 2005; Померанцев, 2014].