Механизм возмущения магнитного поля Земли




 

К ионосферным возмущениям относят отклонения ионосферных параметров от их спокойного суточного хода, имеющие характерные временные масштабы от десятков минут до нескольких суток и проявляющиеся на расстояниях в сотни и тысячи километров. Ионосфера возмущается многими факторами, в том числе (посредством акустико-гравитационных волн) такими, как погодные фронты, извержения вулканов, землетрясения, а также посредством искусственных воздействий (нагрев мощным радиоизлучением, выбросы химически активных веществ, взрывы) [1, с. 435]. Возмущения, связанные с этими факторами, имеют обычно меньшие, чем указано выше, временные и пространственные масштабы и, соответственно, меньшую интенсивность. Мы рассмотрим только крупномасштабные возмущения, которые имеют солнечное происхождение: они связаны с солнечными вспышками и резкими изменениями параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП), а также с геомагнитными возмущениями [1, с. 218].

Рассмотрим влияние электромагнитного и корпускулярного излучения солнца на ионосферу и связанные с этим колебания магнитного поля Земли. Ионизация нейтральных частиц атмосферы вызывается солнечным излучением и поэтому плотность электронов в ней изменяется в зависимости от высоты Солнца над горизонтом, уровня солнечной активности и фазы ее 11-летнего цикла, а также от времени суток и сезона года. Обычно атмосферу делят на четыре области: D, E, F1 и F2. Область D расположена на высоте 50 - 90 км и отличается невысокой электронной плотностью и значительным поглощением радиоволн. Ионизация ее обусловлена, прежде всего, солнечным излучением в линии 1216 А. Область Е характеризуется высотами 85 - 140 км и высокой электронной плотностью ( см-3 ночью и см-3 днем). Ее ионизация вызывается в основном рентгеновским излучением в интервале длин волн 8 - 104 А. Области F1 и F2 расположены соответственно на высотах 140 - 230 км и 200 - 600 км. Основным источником ионизации в этих областях является солнечное ультрафиолетовое излучение в интервале длин волн 300 - 910 А. В полярных районах ионосфера подвержена также воздействию корпускулярных потоков, идущих вдоль геомагнитных силовых линий из магнитосферы Земли. Высоты областей ионосферы, как и величина плотности электронов в них, испытывают колебания с течением времени.

Рассмотрим влияние на ионосферу корпускулярного излучения Солнца. Это излучение содержит три составляющие. Во-первых, это потоки заряженных частиц солнечного ветра. Они обладают сравнительно низкими энергиями (500 - 2000 эВ для протонов и 0,3 - 1эВ для электронов) и умеренной скоростью (300 - 600 км/с). Во-вторых, это потоки заряженных частиц из активных областей Солнца, в частности, солнечных вспышек. Энергии протонов сильных вспышек могут достигать 20 кэВ, а электронов 10 эВ, скорости - 3000 км/с. Что же касается частиц протонных вспышек, то они обладают энергиями 10 - 1000 МэВ и скоростями от 10 000 км/с до величин, близких к скорости света. Плотность частиц в таких потоках достигает нескольких сотен в 1 см3, т. е. примерно на порядок выше, чем в солнечном ветре. Наконец, в-третьих, это потоки заряженных частиц из рекуррентных униполярных магнитных областей, связанных с корональными дырами. Им присущи энергии 5000 эВ для протонов и несколько эВ для электронов при скорости около 1000 км/с и плотности порядка нескольких десятков частиц в 1 см3.

Необходимо подчеркнуть, что только протоны энергий, характерных для протонных вспышек, в состоянии проникать глубоко в земную атмосферу; что же касается остальных составляющих корпускулярного излучения Солнца, то они недостаточно энергичны, чтобы не быть задержанными магнитным полем Земли, и только после ускорения до необходимых энергий могут попасть в верхние слои земной атмосферы [1, ст. 243].

Приближаясь к Земле со сверхзвуковой скоростью, поток солнечных частиц, обладающий высокой электропроводностью, вступает во взаимодействие с геомагнитным полем. При этом в нем возникает система индуцированных электрических токов, магнитное поле которых сильно искажает геомагнитное поле. Оно уничтожает магнитное поле Земли внутри потока солнечного ветра и усиливает геомагнитное поле перед фронтом этого потока. В результате в потоке образуется полость, внутри которой расположена Земля со своим магнитным полем. Эту полость называют магнитосферой.

Обращенная к Солнцу граница магнитосферы находится в среднем на расстоянии 10 - 12 радиусов Земли. При обтекании геомагнитного поля солнечным ветром возникает устойчивая ударная волна, т. е. граница, отделяющая области пространства с существенно различными характеристиками плазмы и магнитного поля. На некотором расстоянии перед ней расположена магнитопауза, которая служит границей магнитосферы и имеет толщину 100 - 200 км. Между ударной волной и магнитопаузой образуется переходная область, отличающаяся турбулентным состоянием вещества и неправильными колебаниями магнитного поля. Магнитогидродинамическое взаимодействие солнечного ветра с геомагнитным полем «сдувает» часть силовых линий с дневной стороны (обращенной к Солнцу) на ночную и тем самым приводит к образованию хвоста магнитосферы, или геомагнитного хвоста, который можно проследить до 1000 радиусов Земли. Силовые линии этого хвоста по обе стороны от геомагнитного экватора имеют противоположное направление. Около экватора они находятся так близко друг к другу, что могут соединяться, создавая вблизи геомагнитного экватора нейтральный слой, напряженность магнитного поля в котором близка к нулю, а направление перпендикулярно к плоскости геомагнитного экватора. На дневной стороне северной и южной полярных шапок Земли образуются замкнутые воронкообразные области, которые получили название дневных полярных каспов. Они отделяют замкнутые силовые линии на дневной стороне магнитосферы от разомкнутых, уходящих в ее хвост.

Именно процессы, происходящие в нейтральном слое хвоста магнитосферы, определяют возникновение целой группы явлений, называемых авроральными, которые разыгрываются в двух овальных зонах вблизи северного и южного геомагнитных полюсов, так называемых авроральных овалах. Это полярные магнитные бури, или суббури, полярные сияния, ионосферные возмущения. Суббури представляют собой геомагнитные возмущения длительностью 1 - 2 часа, возникающие около полуночи по местному времени и проявляющиеся в бухтообразном падении горизонтальной составляющей геомагнитного поля, на которые накладываются беспорядочные флуктуации поля [1, ст. 247].

Все авроральные явления возникают в результате грандиозного процесса (магнитосферного возмущения), развивающегося в магнитосфере при вторжении высокоскоростного потока частиц солнечного ветра или вмороженного в его плазму магнитного поля, которое имеет составляющую, направленную к югу. При этом пересоединенные силовые линии геомагнитного поля «сносятся» в хвост магнитосферы и там сближаются, что приводит к возрастанию в нем напряженности магнитного поля и, следовательно, к возникновению неустойчивости этого поля. В хвосте происходит бурное пересоединение противоположно направленных силовых линий и перемещение их в сторону Земли. Они увлекают за собой плазму, заполняющую плазменный слой геомагнитного хвоста. Заряженные частицы устремляются вдоль границы между замкнутыми и разомкнутыми силовыми линиями и приходят в авроральные овалы. Перемещаясь из области слабого магнитного поля в хвосте в область сильного вблизи замкнутой магнитосферы, частицы ускоряются. Частицы, получившие наибольшее ускорение, прорываются в замкнутую магнитосферу и образуют там кольцевой электрический ток, вызывающий ослабление геомагнитного поля во время главной фазы магнитной бури. В авроральных овалах эти частицы увеличивают ионизацию ионосферы. Это ведет к поглощению радиоволн в нижних слоях ионосферы и существенному повышению проводимости ионосферы.

Магнитная буря обычно наблюдается одновременно на всей Земле, хотя проявления ее в разных местах земной поверхности могут быть неодинаковыми. Особенно простой характер она имеет на низких и средних широтах. Там во время магнитной бури происходит более или менее внезапное падение горизонтальной составляющей геомагнитного поля, которое длится несколько десятков минут. Это главная фаза магнитной бури, за которой следует стадия медленного восстановления геомагнитного поля до нормы, охватывающая иногда несколько суток. Во время сильных магнитных бурь может быть несколько падений горизонтальной составляющей поля, причем главная фаза следующей бури накладывается на фазу восстановления предыдущей. Иногда перед падением горизонтальной составляющей геомагнитного поля отмечается кратковременный ее подъем. Такое явление называют внезапным началом магнитной бури. В отличие от вспышечных магнитных бурь, рекуррентные повторяются в те же дни 27-дневного солнечного календаря в течение нескольких солнечных оборотов, а иногда даже 10 - 15 оборотов.

Обратимся теперь к воздействию на верхнюю атмосферу Земли наиболее энергичных солнечных частиц-протонов, выбрасываемых из Солнца во время протонных вспышек [1, ст. 237]. Эти частицы вызывают возмущения ионосферы, особенно опасные для коротковолновой связи на самых высоких широтах. Это так называемые поглощения в полярной шапке Обычно такое возмущение начинается в среднем через несколько часов после сильной солнечной вспышки, его максимум наблюдается через 1 - 2 суток после его начала, а восстановление может продолжаться около 10 суток. Поскольку протоны таких сильных вспышек беспрепятственно проникают в области D ионосферы, где частота соударений частиц велика, и поглощаются в ней, они вызывают особенно большое поглощение радиоволн именно в этой области.

 



Поделиться:




Поиск по сайту

©2015-2024 poisk-ru.ru
Все права принадлежать их авторам. Данный сайт не претендует на авторства, а предоставляет бесплатное использование.
Дата создания страницы: 2020-03-31 Нарушение авторских прав и Нарушение персональных данных


Поиск по сайту: