Федеральноеагенство по образованию
Государственноеобразовательное учреждение
Высшегопрофессионального образования
«УРАЛЬСКИЙГОСУДАРСТВЕННЫЙ ПЕДАГОГИЧЕСКИЙ
УНИВЕРСИТЕТ»
Факультетфизический
Реферат
по предмету«Концепции современного естествознания»
Екатеринбург2009
Содержание
Введение
1. Солнце
1.1 Солнце как звезда
1.2 Общая структура Солнца
2. Внутреннее строение Солнца
3. Термоядерные реакции на Солнце
4. Фотосфера Солнца
5. Хромосфера Солнца
6. Солнечная корона
7. Вспышки, протуберанцы и корональные арки
8. Солнечные пятна
9. Солнечный ветер
10. Магнитное поле
10.1 Экспериментальные методы.
10.2. Вариации галактических космических лучей
10.3 Структура магнитосферы
10.4 Динамика магнитосферы
10.5 Магнитосферная суббуря
10.6 Полярные сияния
Заключение
Введение
На страницах научнойлитературы в последнее время часто встречается термин солнечно-земная физика,смысл которого каждый специалист понимает по-своему. Систематически используютэтот термин специалисты, занимающиеся физикой Солнца, геомагнитного поля,верхней атмосферы. Все больший интерес к солнечно-земной физикепроявляютметеорологи и климатологи, биологи и медики, гидрологи и океанологи,ботаники и зоологи. Нет единого мнения, является ли указанное научноенаправление возникшим недавно или исследования здесь продолжаются уже столетия.Ниже предложено определение солнечно-земной физики как совокупности наук иперечислены входящие в нее направления. Приведен некоторый перечень достижений:гипотез, разработок и открытий, которые отмечают известные вехи в истории этойсовокупности наук и дают определенное представление о круге рассматриваемых еюпроблем и задач. Описаны отличительные особенности солнечно-земной физики.Определение Солнечно-земная физика (в дальнейшем СЗФ) — это совокупность наук,изучающих явления и процессы, происходящие на Солнце, и воздействие Солнца наоколоземное космическое пространство и планету Земля. Солнце является основнымисточником гравитационной энергии всолнечнойсистеме и основным источникомэнергии, поступающей на Землю в волновом и корпускулярном излучении. Всеизменения в физическом режиме Солнца находят отражение в состоянии околоземногокосмического пространства и планеты Земля. СЗФ изучает законы и закономерностифизики Солнца и проявлений воздействия Солнца на околоземное пространство ипланету Земля с целью раскрытия сущности этих явлений, пониманияфундаментальных основ мироздания и обеспечения инженерной деятельности напланете и в ближнем космическом пространстве. Круг явлений и процессов,разыгрывающихся в околоземном пространстве, на планете и в ее оболочках подвоздействием Солнца, очень велик и разнообразен. Поэтому к числу научныхдисциплин, составляющих упомянутую совокупность, относятся теоретическаяфизика, физика плазмы, космическая физика, физика верхней атмосферы,геомагнетизм, метеорология, климатология, геотектоника и др. Истечениекорональной плазмы (солнечный ветер) играет определяющую роль в состоянииоколоземного космического пространства и магнитосферы. Процессы, происходящие вэтих областях, выдвигают много проблем, общих для физики Солнца, физикимагнитосферы, физики плазмы и астрофизики. Весьма многообразно воздействиесолнечного электромагнитного и корпускулярного излучения на атмосферу Земли.Излучение в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах определяет состояниеверхних слоев атмосферы: частично мезосферы на высотах более 65 км и термосферы (высоты 90-400 км). Вопросы и проблемы, возникающие при изучении этих областейпространства, относятся к физике плазмы, физике верхней атмосферы, радиофизикеи климатологии. В оптическом и, частично, инфракрасном диапазонах сосредоточенаосновная часть спектральной плотности излучения. Эта часть солнечной радиациитрансформируется при энергообмене в средней и нижней атмосфере. Энергообменявляется важнейшим фактором для общего течения процессов в нижней и среднейатмосфере, а значит и для множества частных гидрометеорологических явлений.Известная связь гидрометеорологического режима с общей циркуляцией атмосферы исвязь общей циркуляции атмосферы с солнечной деятельностью приводят к широкомураспространению физико-географических проявлений солнечной активности. Имеютместо систематические экзогенные явления. Появляющиеся здесь многочисленныезадачи и проблемы решаются в рамках метеорологии, климатологии, гидрологии ифизической географии. Обстоятельное изложение затронутых выше вопросов можнонайти в многочисленных обзорах и монографиях, таких как. Есть аргументированныеуказания, что солнечная активность может проявляться как геологический фактор.Эти проявления могут объясняться крупными вариациями экзогенных явлений,определяемых, в частности, метеорологическими процессами и палеоклиматическимиколебаниями (таяние или образование ледников). Это утверждение, описаниеподтверждающих его фактов и анализ соответствующих публикаций приведены в. СЗФявляется одной из древнейших совокупностей наук. Как только человек осозналсебя существом разумным, у него немедленно появилась масса вопросовотносительно окружающей среды, относительно окружающего мира. Что это за мир,где мы существуем, как он устроен, какие причинно-следственные связи имеютместо и как именно они действуют — какие законы управляют окружающей средой,как правильно описать состояние этой среды и как прогнозировать ее поведение?СЗФ и астрономия — сестры-близнецы, но задачи у этих наук разные, и развиваласькаждая из них своим путем. Вся история СЗФ это непрерывное взаимно догоняющее ивзаимно стимулирующее развитие фундаментальных и прикладных исследований.
Задачи
В настоящее время научноесообщество располагает глобальной сетью гидрометеорологических, магнитных,ионосферных, солнечных, сейсмических и других станций, обсерваторий иэкспедиций, выполняющих непрерывные наблюдения за состоянием электромагнитногополя Земли, состоянием атмосферы на различных высотных уровнях, солнечнойактивностью, сейсмической активностью и многими другими процессами и объектамиСЗФ. Упорядочение работы всех станций и обсерваторий в части программнаблюдений, первичной обработки получаемого материала, хранения и использованияэтих экспериментальных материалов было выполнено в ходе реализации рядамеждународных научных проектов, начиная с Международного Геофизического Года.Организованные в 1956-57гг. Международные Центры Данных имеют в настоящее времябольшие массивы материалов наблюдений и выполняют обмен этими материалами междуорганизациями-участниками наблюдательных программ. В последнее время такойобмен успешно выполняется в телекоммуникационной сети Интернет. Получаемыеэкспериментальные материалы используются различными научными учреждениями длявыполнения фундаментальных исследований и специальными организациями — прогностическими центрами — для нужд народного хозяйства.Гидрометеорологическими прогнозами различной срочности обеспечиваются городскиеи сельские регионы, прогнозами условий коротковолновой связи, условий работыбортовых и наземных технологических систем, ситуаций, представляющих угрозу длячеловеческой жизни или здоровья, обеспечиваются соответствующие организации ислужбы. В РФ обеспечение нужд народного хозяйства выполняет федеральная службапо гидрометеорологии и мониторингу окружающей среды. Исследования по СЗФпроводятся в настоящее время во многих научных учреждениях разных стран.Известное место в этих работах занимает Институт солнечно-земной физикиСибирского Отделения РАН. Созданный на базе старейшеймагнитно-метеорологической обсерватории России ИСЗФ СО РАН имеет теперь мощнуюэкспериментальную базу и выполняет обширную программу наблюдений и исследованийпо всем дисциплинам СЗФ. Изучен большой круг явлений и процессов на Солнце, вближнем космическом пространстве и атмосфере Земли. Предложены теоретическиеобъяснения и физические механизмы этих явлений, разработан ряд последовательноусложняющихся по объему учитываемых параметров и процессов моделей глобальногораспределения параметров системы Солнце-магнитосфера-ионосфера-атмосфера.Получены убедительные доказательства определяющего влияния солнечных процессовна состояние околоземного пространства, магнитосферно-ионосферноговзаимодействия и метеорологических эффектов в ионосферных процессах. Созданыпредпосылки разработки единой модели физической системы Солнце-Земля. Внесензначительный вклад в развитие и становление СЗФ. Основной, фундаментальнойзадачей СЗФ является исследование на основе многолетних однородных наблюдений,явлений и процессов на поверхности Солнца, распространение потока солнечногоизлучения в спокойных и возмущенных условиях в пространстве на участке отСолнца до Земли и воздействие этого излучения на магнитосферу, атмосферу игидросферу; изучение магнитосферно-ионосферных взаимодействий, изучениеформирования и протекания процессов в атмосфере на всех высотных уровнях впланетарном масштабе, взаимодействия атмосферы и гидросферы, изучениеклиматообразующих факторов и процессов, формирующих погоду, исследованиеантропогенных влияний на окружающую среду и разработка соответствующихтеоретических вопросов. Это необходимо для обеспечения четкой и точнойинформацией об околоземном пространстве всех видов деятельности человека в этойсреде. Успехи и достижения в перечисленных областях СЗФ расширят нашипредставления о строении и эволюции Вселенной и окружающей среды, углубят иуточнят понимание единства физического мира, откроют новые ресурсы, сделаютпонятными процессы формирования погоды, климата и состояния ближнегокосмического пространства и будут способствовать развитию смежных научныхдисциплин.
1. Солнце
Солнце — центральное телонашей планетной системы, возникло около 4.7 млрд. лет тому назад вместе сдругими планетами.
1.1 Солнце как звезда
Солнце — ближайшая кЗемле звезда, является рядовой звездой нашей Галактики. Это карлик главнойпоследовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Принадлежит к спектральномуклассу G2V.
Ее физическиехарактеристики:
· Масса 1.989 1030 кг
· Радиус 696 тыс.км
· Температураповерхности 5780 K;
· Видимый радиус31'
· Угловой масштаб725км на 1"
· Средняя плотность1.41 кг/м3
· Светимость 3.851026 Вт
· Эффективнаятемпература 5779 К
· Период вращения(синодический) — от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов
· Ускорениесвободного падения в фотосфере 274 м/с2.
· Параболическаяскорость убегания 617.7км/с
· Среднеерасстояние от Земли (астрономическая еденица -а.е.) примерно 149.6 млн. км.
/>Солнечная постоянная — определяетсякак полное количество лучистой солнечной энергии, проходящей за единицу временичерез единицу площади, перпендикулярной направлению на Солнце и расположеннуюза пределами земной атмосферы
Умножая эту величину на площадь сферыс радиусом в 1 а. е., получим полное количество энергии, излучаемой Солнцем повсем направлениям в единицу времени, т.е. его болометрическую светимость. Онаравна 3,84* 1026 Дж/с, (3.8*•1033 эрг/с), или 3,8*•1026 Вт. Единичная площадкав фотосфере Солнца размером в 1 м2 излучает 63.1 МВт.
1.2 Общая структураСолнца
· энерговыделяющееядро (от центра до расстояния в четверть радиуса)
· область лучистойтеплопроводности (от 1/4 до 2/3 радиуса)
· конвективная зона(последняя треть радиуса)
Выше конвективной зоныначинаются непосредственно наблюдаемые внешние слои атмосферы Солнца.
Вращение Солнцапроисходит вокруг некоторой оси, перпендикулярной плоскости солнечногоэкватора.
Солнечный экваторобразует с плоскостью эклиптики угол в 7o15' и от него отсчитываютсягелиографические широты на Солнце. На экваторе линейная скорость вращенияСолнца составляет около 2 км/c.
Вращение Солнца обладаетважной особенностью: его угловая скорость, определяемая по перемещениям пятен,убывает по мере удаления от экватора в среднем по закону
ω=14.4o-2.7sin2φ,
где φ — гелиографическая широта, а ω — угол поворота за сутки. Соответствующийсидерический период (относительно неподвижных звезд) составляет около 25 днейна экваторе и достигает 30 дней вблизи полюсов. Земля движется вокруг Солнца вту же сторону, и период вращения Солнца относительно земного наблюдателя(синодический период) составляет почти 27 дней на экваторе и 32 дня у полюсов.
Ось вращения Солнцанаклонена к плоскости эклиптики, угол между плоскостью солнечного экватора иплоскостью эклиптики 7o 15', а долгота восходящего узла экватора Ω =73,667 + (t-1850)·0,01396°, где t-дата, выраженная в годах. Земля пересекаетплоскость солнечного экватора дважды в год: в начале июня и в конце декабря.
В течение первогополупериода она находится в южном полушарии по отношению к плоскости солнечногоэкватора, в течение второго — в северном. Средняя скорость вращения Земливокруг Солнца V = 30 км/с.
2. Внутреннее строениеСолнца
Солнце – раскаленныйгазовый шар, температура в центре которого очень высока, настолько, что таммогут происходить ядерные реакции. В центре Солнца температура достигает 15миллионов градусов, а давление в 200 миллиардов раз выше, чем у поверхности Земли.Солнце – сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Плотность идавление быстро нарастают вглубь; рост давления объясняется весом всехвышележащих слоев. В каждой внутренней точке Солнца выполняется условиегидростатического равновесия. Давление на любом расстоянии от центрауравновешивается гравитационным притяжением. Радиус Солнца приблизительно равен 696 000 км. В центральной области с радиусом примерно в треть солнечного ядрапроисходят ядерные реакции. Затем через зону лучистого переноса энергияизлучением переносится из внутренних областей Солнца к поверхности. И фотоны, инейтрино рождаются в зоне ядерных реакций в центре Солнца. Но если нейтриноочень слабо взаимодействуют с веществом и мгновенно свободно покидают Солнце,то фотоны многократно поглощаются и рассеиваются до тех пор, пока не достигнутвнешних, более прозрачных слоев атмосферы Солнца, которую называют фотосферой.Пока температура высока – больше 2 миллионов градусов, – энергия переноситсялучистой теплопроводностью, то есть фотонами. Зона непрозрачности,обусловленная рассеянием фотонов на электронах, простирается примерно дорасстояния 2/3R радиуса Солнца. При понижении температуры непрозрачность сильновозрастает, и диффузия фотонов длится около миллиона лет. Примерно с расстоянии2/3R находится конвективная зона. В этих слоях непрозрачность веществастановится настолько большой, что возникают крупномасштабные конвективныедвижения. Здесь начинается конвекция, то есть перемешивание горячих и холодныхслоев вещества. Время подъема конвективной ячейки сравнительно невелико –несколько десятков лет. В солнечной атмосфере распространяются акустическиеволны, подобные звуковым волнам в воздухе. В верхних слоях солнечной атмосферыволны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают солнечномувеществу часть механической энергии конвективных движений и производятнагревание газов последующих слоев атмосферы – хромосферы и короны. Врезультате верхние слои фотосферы с температурой около 4500 K оказываютсясамыми «холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газовбыстро растет. Всякая солнечная атмосфера постоянно колеблется. В нейраспространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами внесколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят спериодом около 5 минут. Внутренние части Солнца вращаются быстрее; особеннобыстро вращается ядро. Именно особенности такого вращения могут приводить квозникновению магнитного поля Солнца.
3. Термоядерныереакции на Солнце
В 1935 году Ханс Бетевыдвинул гипотезу, что источником солнечной энергии может быть термоядернаяреакция превращения водорода в гелий. Именно за это Бете получил Нобелевскуюпремию в 1967 году. Химический состав Солнца примерно такой же, как и убольшинства других звезд. Примерно 75 % – это водород, 25 % – гелий и менее 1 %– все другие химические элементы (в основном, углерод, кислород, азот и т.д.).Сразу после рождения Вселенной «тяжелых» элементов не было совсем. Все они,т.е. элементы тяжелее гелия и даже многие альфа-частицы, образовались в ходе«горения» водорода в звездах при термоядерном синтезе. Характерное время жизнизвезды типа Солнца десять миллиардов лет. Основной источник энергии –протон-протонный цикл – очень медленная реакция (характерное время 7,9•109лет), так как обусловлена слабым взаимодействием. Каждую секунду Солнцеперерабатывает около 600 миллионов тонн водорода. Запасов ядерного топливахватит еще на пять миллиардов лет, после чего оно постепенно превратится вбелый карлик.
4. Фотосфера Солнца
Наблюдаемое излучениеСолнца возникает в его тонком внешнем слое, который называется фотосферой.Толщина этого слоя 0,001R = 700 км. В фотосфере образуется видимое излучениеСолнца, имеющее непрерывный спектр. «Видимая» поверхность Солнца определяетсятой глубиной в атмосфере, ниже которой она практически непрозрачна. Солнце –газовый шар, не имеющий четких границ. Однако мы видим его резко очерченнымпотому, что практически все излучение Солнца исходит из фотосферы. Видимый намисвет излучается отрицательными ионами водорода. Они же его и поглощают, поэтомус глубиной фотосфера быстро теряет прозрачность. На поверхности Солнца можноразглядеть много деталей. Вся фотосфера Солнца состоит из светлых зернышек,пузырьков. Эти зернышки называются гранулами. Размеры гранул невелики,1000–2000 км (около 1" дуги), расстояние между ними – 300–600 км. НаСолнце наблюдается одновременно около миллиона гранул. Каждая гранула существуетнесколько минут. Гранулы окружены темными промежутками, как бы сотами. Вгранулах вещество поднимается, а вокруг них – опускается. Грануляция –проявление конвекции в более глубоких слоях Солнца. Гранулы создают общий фон,на котором можно наблюдать несравненно более масштабные образования, такие, какпротуберанцы, факелы, солнечные пятна и др.
5. Хромосфера Солнца
Хромосфера Солнца виднатолько в моменты полных солнечных затмений. Луна полностью закрывает фотосферу,и хромосфера вспыхивает, как небольшое кольцо ярко-красного цвета, окруженноежемчужно-белой короной. Размеры хромосферы 10–15 тысяч километров, а плотностьвещества в сотни тысяч раз меньше, чем в фотосфере. Температура в хромосферебыстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов. Росттемпературы объясняется воздействием магнитных полей и волн, проникающих вхромосферу из зоны конвективных движений. На краю хромосферы наблюдаютсявыступающие язычки пламени – хромосферные спикулы, представляющие собоювытянутые столбики из уплотненного газа. Температура этих струй выше, чемтемпература фотосферы. Во время полного солнечного затмения можно получитьспектр хромосферы, который называется спектр вспышки. Он состоит из яркихэмиссионных линий водорода бальмеровской серии, гелия, ионизированного кальцияи других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения.
6. Солнечная корона
Самая внешняя, самаяразреженная и самая горячая часть солнечной атмосферы – корона. Онапрослеживается от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов.Несмотря на сильное гравитационное поле Солнца, это возможно благодаря огромнымскоростям движения частиц, составляющих корону. Корона имеет температуру околомиллиона градусов и состоит из высокоионизированного газа. Возможно, причинойтакой высокой температуры являются поверхностные выбросы солнечного вещества ввиде петель и арок. Миллионы колоссальных фонтанов переносят в корону вещество,нагретое в глубинных слоях Солнца. Яркость короны в миллионы раз меньше, чем фотосферы,поэтому корону можно видеть только во время полного солнечного затмения, либо спомощью коронографа. Наиболее яркую ее часть принято называть внутреннейкороной. Она удалена от поверхности Солнца на расстояние не более одногорадиуса. Внешняя корона Солнца имеет протяженные границы. Важной особенностьюкороны является ее лучистая структура. Корональные лучи имеют самуюразнообразную форму. С одиннадцатилетним циклом Солнца меняется общий видсолнечной короны. В эпоху минимума корона имеет округлую форму, она как бы«причесана». В эпоху максимума корональные лучи раскинуты во все стороны.
7. Вспышки,протуберанцы и корональные арки
Часто, особенно когда наСолнце имеются большие группы пятен, в хромосфере возникают вспышки. Причинывспышек пока еще плохо изучены; по-видимому, они вызываются резким изменениеммагнитного поля в хромосфере. Энергия вспышки выделяется в вершине корональнойпетли, затем распространяется в сторону фотосферы, вызывая нагрев и испарениеболее холодных слоев. При этом излучение резко возрастает не только в видимойобласти спектра, но и в ультрафиолете, и в рентгеновской области спектра,увеличивается поток космических лучей. Вспышки вызывают изменения в магнитномполе Земли и могут даже повредить системы электроснабжения. Другим проявлениемсолнечной активности является появление плазменных образований в магнитном полесолнечной атмосферы – волокон. Если эти волокна видны на краю Солнца, то онинаблюдаются как протуберанцы. Протуберанцами называются огромные образования вкороне Солнца. Плотность и температура протуберанцев такая же, как и веществахромосферы, но на фоне горячей короны протуберанцы – холодные и плотныеобразования. Температура протуберанцев около 20 000 К. Некоторые из нихсуществуют в короне несколько месяцев, другие, появляющиеся рядом с пятнами,быстро движутся со скоростями около 100 км/с и существуют несколько недель.Отдельные протуберанцы движутся с еще большими скоростями и внезапновзрываются; они называются эруптивными.
8. Солнечные пятна
Пятна на Солнце –очевидный признак его активности. Это более холодные области фотосферы.Температура пятен около 3500 К, поэтому на ярком фоне фотосферы (с температуройоколо 6000 К) они кажутся темнее. Солнечные пятна имеют внутреннюю структуру:более темную центральную часть – ядро – и окружающую ее полутень. Солнечныепятна часто образуют группы, которые могут занимать значительную площадь насолнечном диске. Установлено, что пятна – места выхода в атмосферу сильныхмагнитных полей. Поля уменьшают поток энергии, исходящий из ядра, поэтому вместе их выхода на поверхность температура падает. Пятна обычно возникаютгруппами. Пятна на Солнце часто бывают окружены светлыми зонами, называемымифакелами. Они горячее атмосферы примерно на 2000 К и имеют ячеистую структуру(величина каждой ячейки – около 30 тысяч километров). Часто встречаютсяфакельные поля, внутри которых пятен нет. Факелы образуются в результатеконвекции из глубоких слоев Солнца. Они существуют недели и месяцы. В некоторыхфакельных полях между гранулами появляется черная точка, она начинает быстрорасти и на следующий день превращается в пятно с резкой границей. Через 3–4 днявокруг пятна образуется полутень. К десятому дню площадь пятна достигаетмаксимума, после этого оно начинает уменьшаться и, наконец, исчезает. В группепятен сначала исчезают самые мелкие пятна. Недалеко от пятен протягиваютсятемные нити длиной вплоть до сотен тысяч километров. Они представляют собойзоны нулевого магнитного поля и отделяют регионы с противоположной полярностью.В период минимума солнечной активности пятна появляются в средних широтах, впериоды максимума – около экватора. Около полюсов пятна практически ненаблюдаются. Цикл активности солнечных пятен имеет прямое отношение к земномуклимату.
9. Солнечный ветер
Солнце являетсяисточником постоянного потока частиц. Нейтрино, электроны, протоны,альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра все вместе составляюткорпускулярное излучение Солнца. Значительная часть этого излученияпредставляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы, так называемыйсолнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоев солнечной атмосферы –солнечной короны. Вблизи Земли его скорость составляет обычно 400–500 км/с.Поток заряженных частиц выбрасывается из Солнца через корональные дыры –области в атмосфере Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитнымполем. Солнце вращается с периодом 27 суток. Траектории движения частицсолнечного ветра, движущихся вдоль линий индукции магнитного поля, имеютспиральную структуру, обусловленную вращением Солнца. В результате вращенияСолнца геометрической формой потока солнечного ветра будет архимедова спираль.В дни солнечных бурь солнечный ветер резко усиливается. Он вызывает полярныесияния и магнитные бури на Земле, а космонавтам не следует в это время выходитьв открытый космос. Под воздействием солнечного ветра хвосты комет всегданаправлены в сторону от Солнца. Солнце – мощный источник радиоизлучения. Вмежпланетное пространство проникают сантиметровые радиоволны, которые излучаетхромосфера, и более длинные волны, излучаемые короной.
10. Магнитное поле
Геоэффективность СВ, т.е.эффективность передачи энергии СВ в магнитосферу Земли зависит от ориентацииММП и максимальна при отрицательной, южной ориентации и при больших величинахBz. Если ситуация Bz>0 сохраняется больше 30-60 минут, можно с большойвероятностью ожидать развитие магнитосферной суббури. В возмущенном солнечномветре отмечается несколько типов крупномасштабной конфигурации ММП — секторнаяструктура, магнитные петли и пр.
10.1 Экспериментальныеметоды
Первые прямые измерениясолнечного ветра были сделаны на советском космическом корабле в 1959 году(К.И. Грингауз) простой ионной ловушкой. В дальнейшем начали использоватьдетекторы частиц с все более лучшим энергетическим, временным ипространственным разрешением.
10.2 Вариациигалактических космических лучей
Гелиосфера, изменчивостькоторой обусловлена процессами на Солнце, в свою очередь влияет на временное ипространственное распределение интенсивности галактических космических лучей.Влияние это проявляется в виде вариаций космических лучей, регистрируемыхприборами, установленными на мировой сети станций космических лучей,космических аппаратах, спутниках и аэростатах.
Выделим следующие классывариаций в порядке убывания периода: 11-летние вариации, связанные ссоответствующей цикличностью солнечной активности. Интенсивность космическихлучей в годы максимума солнечной активности на ниже, чем в минимуме. Амплитудавариаций — от 10-50% в зависимости от энергетического диапазона и точкинаблюдения регистрирующего прибора.
Двухлетние, годовые исезонные вариации имеют меньшую амплитуду и отражают изменения солнечнойактивности, положения орбиты Земли относительно плоскости эклиптики и наклоназемной оси.
27-дневные вариацииобусловлены неоднородностью долготного распределения активных образований наСолнце и соответствующей секторной структурой солнечного ветра.
Форбуш-эффект, понижениеинтенсивности ГКЛ во время магнитных бурь. Главной причиной являетсяэкранирование Земли (и, соответственно, наземной регистрирующей аппаратуры)магнитными полями скоростных потоков солнечного ветра. Амплитуда эффекта можетдостигать 50%.
Суточные вариации связаныс анизотропией прихода ГКЛ к Земле, которая в свою очередь создается структуроймагнитных полей гелиосферы. Амплитуда суточных вариаций — несколько процентов.На приведенном выше рисунке видна изменчивость амплитуды и фазы суточныхвариаций.
Физические процессы,вызывающие перечисленные выше эффекты модуляции космических лучей известны.
Это прежде всего диффузиязаряженных космических лучей на неоднородностях магнитного поля солнечноговетра. Кроме того, регулярная составляющая магнитного поля приводит к эффектучастичной канализации траекторий частиц вдоль силовых линий, создаваяанизотропию. И, наконец, электрические поля, связанные с движением вмороженногомагнитного поля спокойного солнечного ветра и усиленные на фронтах скоростныхпотоков, меняют энергию заряженных частиц.
Эффекты торможения илиускорения невелики и могут быть выявлены на низкоэнергичном участке спектракосмических лучей. Подробно о вариациях космических лучей см. на странице,созданной С.И. Свертиловым.
10.3 Структурамагнитосферы
Магнитосферой Землиназовем окружающее ее космическое пространство, на состояние которого влияетмагнитное поле Земли. Структура магнитосферы определяется взаимодействиеммагнитного поля Земли с солнечным ветром.
/>Магнитноеполе. На обращеннойк Солнцу стороне поток заряженных частиц солнечного ветра встречаетсопротивление магнитного поля Земли, в результате образуется две границы — плазменная граница, головная ударная волна и магнитопауза за которой начинаетсясобственно магнитосфера. Эти две границы разделенны переходной областью.
Собственно магнитосферу принятоделить на внутреннюю, где определяющим является влияние магнитного поляземного диполя и внешнюю, где магнитное поле задается преимущественновнешними источниками, токами, текущими по границам и внутри магнитосферы. Ввозмущенное время важную роль играет переходная область, где наблюдаетсядинамическая конкуренция полей внутренних и внешних источников.
Структура магнитного полянаименее возмущена вблизи Земли. Здесь силовые линии имеют дипольный характер,плотность энергии магнитного поля намного выше плотности энергии захваченныхчастиц. Дальше от Земли, уже в максимуме внешнего пояса конфигурациязначительно отличается от дипольной, силовые линии поджаты с дневной стороны ивытянуты на ночной. Переход от квазидипольной к хвостовой конфигурации в большинствемоделей магнитосферы имеет плавный характер, однако в реальных условиях,особенно в возмущенные периоды, существует резкая граница, для которойхарактерны быстрые движения в радиальном направлении и которая может бытьнеоднородна в азимутальном (поперек хвоста) направлении.
На дневной стороне важнымструктурным образованием является касп, или, точнее, два каспа, магнитныеворонки в северном и южном полушарии, открытые для проникновения частицсолнечного ветра.
В хвостовой части кмагнитопаузе примыкает мантия, затем идут доли хвоста, разделенные нейтральнойплоскостью. Силовые линии магнитного поля, направленные в противоположныестороны вблизи нейтральной плоскости подходят близко друг к другу, создаваяпредпосылки для пересоединения силовых линий. Повидимому пересоединеение играетважную роль в динамике частиц в хвосте магнитосферы во время возмущений.
Плазма. Структуры и границы в магнитосфереопределяются не только магнитным полем, но и популяциям плазмы и энергичныхчастиц. Ближе к Земле располагается облако плазмы, именуемое плазмосферой.Здесь частицы плазмы вращаются вместе с Землей, увлекаемые электрическим полемкоротации. Граница плазмосферы нессиметрична — на вечерней стороне онаотдаляется от Земли, образуя вечерний выступ или рог. Граница резко очерченаплазмопаузой — областью пониженной плотности плазмы. Дальше от Земли плотностьплазмы снова растет, но это уже новое образование, плазменный слой, широкаяплоская поверхность, простирающаяся далеко вдоль хвоста магнитосферы вплоть доорбиты Луны. Ближняя к Земле область плазменного слоя лежащая на замкнутыхквазидипольных силовых линиях мангнитного поля и перекрывающаяся с областямизахвата и квазизахвата энергичных частиц, называется центральным плазменнымслоем. Его граница с хвостовой частью плазменного слоя проходит на расстоянии7-20 Re в зависимости от уровня магнитной активности.
На восточной и западнойграницах плазменного слоя, примыкающих к границе магнитосферы, выделяютпограничный плазменный слой.
Радиационные пояса. Магнитосфера Земли являетсярезервуаром энергичных частиц, электронов и ионов, преимущественно протонов.Частицы встречаются во всех частях магнитосферы, однако можно выделить областиустойчивого захвата — внутренний и внешний радиационные пояса и область неустойчивогоили квази-захвата.
Во внешней магнитосфере,в хвосте и в каспе наблюдаются транзиентные потоки энергичных частиц, отдельныевсплески и фоновая радиация, часто повышенная по сравнению с фоном космическихлучей. В отдельных событиях повышенный фон связан с приходом космических лучейсолнечного или гелиосферного происхождения.
Движение захваченных иликвазизахваченных частиц в ловушке можно разделить на три квазинезависимыхгармонических составляющих — ларморовское вращение вокруг силовой линии, скачкиили осцилляции вдоль силовой линии между зеркальными точками и магнитный дрейфвокруг Земли. В отсутствии возмущений и при определенном соотношении параметровмагнитного поля и частиц устанавливается адиабатический характер движения и длякаждой из составляющих сохраняются неизменными определенные сочетанияпараметров, так называемые адиабатические инварианты.
Частица считаетсяустойчиво захваченной, если она может совершить полный оборот вокруг Земли. Длякаждого типа частиц, энергии и питч-угла существует критическое расстояние отЗемли, дальше которого полный оборот теоретически невозможен, траекториячастицы на вечерней или на утренней стороне уходит за магнитопаузу. Этотпереход к режиму квазизахвата называют границей устойчивого захвата. Областьустойчивого захвата называют радиационными поясами Земли. Исторически сложилосьделение на внутренний и внешний радиационный пояс, хотя провал в интенсивностиэлектронов, разделяющий эти два пояса, существует лишь в ограниченномспектральном диапазоне.
Структура и динамикарадиационных поясов, механизмы ускорения, сброса, диффузии частиц — обширнаяобласть магнитосферной физики. В нашем учебнике эти вопросы освещаются вбазовом файле Радиационныепояса Земли.
Область квазизахвата.Между радиационным поясом и хвостом магнитосферы расположена областьнеустойчивой радиации или квазизахвата. Граница устойчивого захвата неявляется резкой даже для частиц одного сорта, энергии и питч-угла. Благодаряпитч-угловой и радиальной диффузии граница размазывается, и склон внешнегорадиационного пояса растягивается на несколько земных радиусов. В результатепереход к области квазизахвата получается плавным, происходит перекрытие, и влюбой точки зоны квазизахвата можно обнаружить и частицы радиационного пояса, исвежеускоренные частицы авроральной радиации или кольцевого тока.
Надо сказать, что к этойважной особенно для возмущенного времени области отношение неоднозначное. Намногих схемах ее вообще нет или она объединена с хвостовой частью плазменногослоя. Во многих работах применяется несколько безликие обозначения — внутренняямагнитосфера, геостационарная область, околоземная часть плазменного слоя.Название «Авроральная магнитосфера», отражающее сопряженность этойобласти с авроральной зоной, не получило распространения. Мы будем здесьиспользовать термин зона квазизахвата, как отражающий главные особенностиструктуры магнитного поля и движения частиц: несмотря на умеренную или сильнуюдиффузию, несохранение адиабатических инвариантов, энергичные частицы здесьзахвачены, сохраняют три компоненты движения- ларморовское вращение, осцилляциивдоль силовой линии и магнитный дрейф, хотя и не замкнутый вокруг Земли.
10.4 Динамикамагнитосферы
Магнитосфера Земли редконаходится в спокойном, стабильном состоянии. Более часто она возмущена, т.е. ееграницы, поля, плазма и потоки энергичных частиц движутся, меняются, перестраиваются.Возмущения делятся на три группы. Полярные возмущения затрагивают лишь внешнююмагнитосферу, границы, касп и хвост магнитосферы, а в проекции на ионосферу — область полярных шапок, северной и южной. Магнитосферные суббури происходят впограничной области между внешней и внутренней магнитосферой, в зонеквазизахвата и плазменном слое хвоста. В проекции на Землю — это авроральнаязона или зона полярных сияний. Наконец, магнитные бури затрагивают всюмагнитосферу, большие изменения происходят как во внутренней, так и во внешнеймагнитосфере. Отличаются эти три типа возмущений и по длительности — полярныевозмущения скоротечны, длительность отдельного события — 5-20 минут,изолированная суббуря продолжается около часа, суббуревое возущение смножественным началом — несколько часов. Магнитная буря продолжается несколькодней и включает в себя и суббури и полярные возмущения.
10.5 Магнитосфернаясуббуря
Термин «суббуря»был введен в 1961г. С-И. Акасофу для обозначения авроральных возмущений в зонесияний длительностью порядка часа. В магнитных данных еще раньше были выделеныбухтообразные возмущения, совпадающие по времени с суббурей в полярных сияниях.Со временем термин «магнитосферная суббуря» объединил большуюсовокупность процессов в магнитосфере и ионосфере.
Рассматривая суббурю какпоследовательность процессов накопления энергии в магнитосфере и взрывноговысвобождения энергии, можно обозначить две области, обе на ночной сторонеЗемли, где для развития взрывной неустойчивости могут возникнуть благоприятныеусловия. Первая область — это хвост магнитосферы, его часть вблизи нейтральногослоя. Здесь неустойчивость определяется геометрией силовых линий, направленныхнавстречу друг другу, что создает возможность пересоединения силовых линий, прикоторой возникают сильные индукционные поля, ускоряющие эаряженные частицы.
Область квазизахватавблизи полуночного меридиана также полагается благоприятной для развитиявзрывной неустойчивости. Здесь магнитное поле имеет квазидипольнуюконфигурацию, силовые линии вытянуты в хвост, но способны удерживать инакапливать заряженные частицы в магнитной ловушке. Элементарная суббурясостоит из трех фаз: подготовительной (growth phase), активной (activephase) и фазы затухания (recovery phase). Взрывное начало (onset)активной фазы выделяется как отдельный объект исследований, кроме того,первые 5-15 минут активной фазы имеют самостоятельное обозначение как фазаэкспансии (expansion phase).
Элементарнаяизолированная суббуря наблюдается редко, как правило возмущение состоит изнескольких интенсификаций, каждая из которых имеет такие элементысуббури, как взрывное начало, экспансию и локальные элементы подготовительнойфазы.
Мощность суббури можнооценить по максимальной величине вариации в Н-составляющей магнитного поля ( Au,Al и Ae — индексы)и по площади охваченного возмущением пространства (Кр-индекс), по протяженности экспансии суббури к полюсу.
10.6 Полярные сияния
Аппаратура. Научный анализ полярных сиянийначинался с визуальных наблюдений, и до последнего времени записи визуальныхнаблюдений в специальном журнале сопровождали все прочие инструментальныеизмерения в серьезных обсерваториях и экспедициях. Довольно давно дляисследования спектра сияний стали использоваться спектрографы и спектрометры,среди которых спектральная камера С180S была наиболее распространенной наотечественной сети станций. Для исследования изменений свечения во временииспользовались фотометры, в основном на основе фотоэлектронных умножителей всочетании с оптическими фильтрами или без оных и с разного типа фокусирующимиустройствами и тубусами.
В связи с программойМеждународного геофизического года (МГГ) в СССР была разработана и внедрена насети станций проф. МГУ А.И. Лебединским фото камера всего неба, которая долгоевремя являлась основным источником информации о пространственной эволюцииполярных сияний. В настоящее время на смену С180 пришла телевизионная техника ивременное разрешение повысилось от 1 кадра в минуту до 24 в секунду.
Зоны и формы полярныхсияний. Полярныесияния возникают как следствие бомбардировки атмосферы потоками заряженныхчастиц, протонов и электронов с энергией от сотен эВ до сотен кэВ. Эти частицытак и называют — авроральные частицы или авроральная радиация (см.).Распределение областей свечения по земному шару неравномерно, и отражаетособенности строения магнитосферы. Основные зоны полярных сияний показаны на рис 3a. Кольцевая авроральная зона располагаетсянесимметрично вокруг магнитного полюса, в полночь максимум свечения находитсяоколо 67o, в полдень — 71o. В спокойное время эта основная зона сиянийстягивается в тонкую линию, интенсивность понижается иногда и до субвизуальногоуровня. В возмущенное время кольцо (или овал) сияний расширяется, появляютсяяркие динамичные формы.
Магнитные силовые линииот экваториальной границы мгновеной авроральной зоны проектируются на на склонвнешнего радиационного пояса, в сильных суббурях вплоть до границы устойчивогозахвата, приполюсная граница зоны сияний соответствует фоновой границезоны квазизахвата энергичных частиц. Если в зоне сияний дуги в основномориентированы с востока на запад, в полярной шапке дуги сияний вытянуты ссевера на юг и во время суббурь наблюдаются реже, чем в магнитоспокойное время.Геометрически сияния полярной шапки проектируются в доли хвостамагнитосферы и их динамика связана с солнечным ветром.
После того, как встроении магнитосферы были открыты каспы — воронки силовых линий,напрямую доступные потокам частиц солнечного ветра, стали выделять в особуюгруппу и касповые сияния. Они отличаются большой высотой свечения и,соответственно, низкими энергиями потоков вызывающих их электронов.
Полярные сияниянаблюдаются не только в высоких широтах, но и довольно часто в субавроральнойобласти и эпизодически, во время магнитных бурь, в средних широтах. Природасреднеширотных сияний вероятно связана с динамикой радиационного пояса, ноисследованы они явно недостаточно.
Форма и динамика сияний — дуги, полосы, диффузные пятна и т.д. — отражают структуру и динамику плазменныхобразований и магнитного поля в авроральной магнитосфере и в этом плане весьмаинтересны для понимания происходящих там процессов. Надо отметить, что пикинтереса к описанию и классификации форм сияний относится к тем временам, когдаи о существовании магнитосферы не было известно, и только сейчас наблюдаетсявозврат к исследованию динамики структур сияний, опирающийся на телевизионныенаблюдения.
Ионосфера и распространениерадиоволн. Ионосферойназывают пограничную часть атмосферы Земли, в которой уровень ионизациидостаточно велик, чтобы оказывать заметное влияние на распространениерадиоволн. Нижняя граница ионосферы располагается на высоте 50-60 км, верхняя на уровне порядка 1000 км переходит вплазмосферу или другие магнитосферныеплазменные образования.
Основные параметрыионосферы — концентрация электронов, ионный состав, температура — меняются свысотой сложным образом. Выделены три основных области максимальнойконцентрации электронов — D (80км), E (110км), иF, котораяделится на F1 (170км) и F2 (300км). Значения высот указаны вскобках ориентировочно, на самом деле высота слоев, концентрация и другие параметрыиспытывают значительные вариации, как регулярные так и спорадические.Регулярные вариации в Д и Е области прежде всего определяются уровнемосвещенности ионосферы и поэтому суточные и сезонные вариации наиболеезначительны. В Области F существенное значение приобретает влияниемагнитосферных процессов на движение плазмы.
Так как влияние указанныхвыше факторов зависит от широты, принято отдельно рассматривать состояниеионосферы в разных широтных поясах; экваториальная или низкоширотнаяионосфера располагается от 0 до 35o, среднеширотная — 35-55o, субавроральнаяионосфера — примерно от 55 до 65o, дальше до полюса простирается высокоширотнаяионосфера, которую в свою очередь можно разделить на ионосферуавроральной зоны и полярной шапки. Нерегулярные изменения параметровионосферы, возмущения, связаны с воздействием частиц и излучений,генерированных во время солнечных или магнитосферных вспыечных событий.Внезапные ионосферные возмущения (Sudden Ionospheric Disturbances, SID) в Еи Д области вызываются всплеском рентгеновского излучения, генерируемого наСолнце во время хромосферных вспышек. Длительность их составляет несколькоминут, концентрация электронов может возрастать на порядок в Д и на 50-200% в Еобласти. Эффекты и сопутствующие явления наблюдаются только в освещенной частиионосферы.
Приход на Землю солнечныхкосмических лучей вызывает ионосферное возмущение известное под именем Поглощенияв полярной шапке ( ППШ или PCA — Polar Cap Absorption). Названием своим этовозмущение обязано тому факту, что солнечные протоны с энергией от 10 МэВ ивыше относительно свободно проникают в полярную шапку, а на меньших широтахзадерживаются магнитным полем Земли. ППШ относится к Д-области ионосферы, гдеконцентрация электронов может возрастать на два порядка. Продолжительность ППШопределяется длительностью порождающего ее события и может составлять несколькосуток.
Развитие суббури вавроральной области вызывает значительные изменения во всей толще ионосферы исильно меняет условия прохождения радиосигналов вплоть до полного поглощения(т.н. блэкауты). В F-области регистрируются как уменьшения, так иувеличения концентрации и значительные вертикальные перемещения, в Е-областипоявляются т.н. спорадические слои Es. В D — области наблюдается поглощениеаврорального типа, связанное с высыпанием в ионосферу авроральныхэлектронов с энергией в единицы и десятки кэВ.
Изменчивость ионосферы,особенно существенная в высоких широтах, привлекала большое внимание в связи сважностью устойчивой радиосвязи для народохозяйсвенных и военных целей. Впоследние десятилетия прикладное значение этих работ уменьшилось в связи смассовым использованием методов радиосвязи с помощью спутников.
Методы исследованияионосферы.Исследования ионосферы до появления возможности прямых измерений с помощьюракет, базировались на использовании способности ионосферы поглощать, отражать,рассеивать радиосигналы. Наиболее распространенным был метод вертикальногозондирования (ВЗ), при котором измеряется время распространения импульса отионозонда до отражающего слоя и обратно к приемнику сигнала. Используется наборчастот в коротковолновом диапазоне (f > 1 мгц), высота точки отраженияуменьшается с ростом частоты радиосигнала и измеренная зависимость задержки(высоты) от частоты волны (ионограмма) используется для вычислениявысотного профиля электронной концентрации.
К методам, использующимту же цепочку: передатчик — ионосфера — приемник, относятся наклонноезондирование, возвратно-наклонное зондирование, радиопросвечивание ионосферысигналами со спутников, метод частичных отражений и измерения прохождениярадиосигналов на конкретных радиотрассах.
К методам, выделившимся вотдельные самостоятельные направления, можно отнести риометрическиеисследования, радиолокационные исследования, метод некогерентного рассеяния иисследование распространения сверхдлинных волн (СДВ).
Активное воздействие наионосферу и изучение ее реакции используется вустановках по нагревуионосферы мощными импульсами радиоизлучения.
Ионосферные методыиспользуются не только для исследования собственно ионосферы и ее параметров,но и для исследования магнитосферных процессов. В частности измерениепоглощения космического радиошума с помощью риометров в основном использовалосьдля исследования пространственно-временных характеристик потоков заряженныхчастиц магнитосферного и солнечного происхождения, высыпающихся в полярную иавроральную ионосферу.
Заключение
1. Пояс стримеров, вкотором течет квазистационарный медленный солнечный ветер, на расстояниях R >(3-4)Ro от центра Солнца представляет собой последовательность паррадиальных лучей повышенной яркости. На расстояниях R, меньших высоты шлемастримера, каждый из пары лучей при продвижении к поверхности Солнца огибаетшлем по разные его стороны. При этом минимальный угловой диаметр лучей » 2-3њостается практически постоянным на R = (1.2-6.0) Ro. Направлениемагнитного поля в лучах каждой пары противоположное.
2. Прогресс впрогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых квазистационарными потокамиСВ, в ближайшие годы будет определяться, в первую очередь, успехамифундаментальных исследований динамики магнитных структур с временнымразрешением около 1 час. Вопрос о роли такой динамики в формированииспорадических потоков СВ находится в стадии поисковых исследований.
3. Прогресс впрогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ,зависит от решения в ближайшем будущем двух проблем:
а) разработка методоврегистрации рождения СМЕ на диске Солнца и измерение их характеристик;
б) выяснение природывозникновения Bz-компоненты в различных областях спорадических потоковСВ.
Список литературы
1.Вальдмайер М. Результаты и проблемы исследования Солнца. М.; ИЛ, 1950. 240 с.
2. ВсехсвятскийС.К., Никольский Г.М., Иванчук В.И., Несмеянович А.Т., Пономарев Е.А., РубоГ.А., Чередниченко В.И. Солнечная корона и корпускулярное излучение вмежпланетном пространстве. Киев: изд. Киевского университета, 1965. 216 с.
3. ГалкинА.И., Куклин Г.В., Пономарев Е.А., Солнечно-земная физика — новая наука. //Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, М.: Наука, 1986.вып. 76. С.
4. ГусейновШ.Ш. и др..// В сб. «Физика солн. акт.». ИЗМИРАН. 1980. С.118; в сб.«Радиоизлучение Солнца». ЛГУ. 1984. С.164; в сб. «Радиоастр.иссл. солн. сист.». Одесса. 1985. С. 15; в сб. «Ионосфера исолнечно-земные связи». Алма-Ата. 1985. С.85; в сб. «Волновыевозмущения в ионосфере». Алма-Ата. 1987. С.109; Астрон. цирк. 1982. №1242; Изв. АН СССР. 1988. № 2. С.134; Солн. данные. 1990. № 7; Цирк. ШАО. 1999.№ 96;
5. КеримбековМ.Б. и др.// Солн. данные. 1968. № 11; 1976. № 2;. Цирк. ШАО. 1973. № 30, 31;Докл. АН Азерб.Респ. 1990. № 1-2.
6. ЛьоцциМ. История физики /. Перевод с итал. Бурштейна Э.Л. М.: Мир, 1970. 463 с.
7. СелешниковС.И., Астрономия и космонавтика, краткий хронологический справочник, Киев,Наукова думка, 1967. 302 с.
8. ЭйгенсонМ.С. Очерки физико-географических проявлений солнечной активности. Львов.:Издательство Львовского университета, 1957. 228 с.