Первые прямые измерения солнечного ветра были сделаны на советском космическом корабле в 1959 году (К.И. Грингауз) простой ионной ловушкой. В дальнейшем начали использовать детекторы частиц с все более лучшим энергетическим, временным и пространственным разрешением.
Вариации галактических космических лучей
Гелиосфера, изменчивость которой обусловлена процессами на Солнце, в свою очередь влияет на временное и пространственное распределение интенсивности галактических космических лучей. Влияние это проявляется в виде вариаций космических лучей, регистрируемых приборами, установленными на мировой сети станций космических лучей, космических аппаратах, спутниках и аэростатах.
Выделим следующие классы вариаций в порядке убывания периода: 11-летние вариации, связанные с соответствующей цикличностью солнечной активности. Интенсивность космических лучей в годы максимума солнечной активности на ниже, чем в минимуме. Амплитуда вариаций - от 10-50% в зависимости от энергетического диапазона и точки наблюдения регистрирующего прибора.
Двухлетние, годовые и сезонные вариации имеют меньшую амплитуду и отражают изменения солнечной активности, положения орбиты Земли относительно плоскости эклиптики и наклона земной оси.
27-дневные вариации обусловлены неоднородностью долготного распределения активных образований на Солнце и соответствующей секторной структурой солнечного ветра.
Форбуш-эффект, понижение интенсивности ГКЛ во время магнитных бурь. Главной причиной является экранирование Земли (и, соответственно, наземной регистрирующей аппаратуры) магнитными полями скоростных потоков солнечного ветра. Амплитуда эффекта может достигать 50%.
|
|
Суточные вариации связаны с анизотропией прихода ГКЛ к Земле, которая в свою очередь создается структурой магнитных полей гелиосферы. Амплитуда суточных вариаций - несколько процентов. На приведенном выше рисунке видна изменчивость амплитуды и фазы суточных вариаций.
Физические процессы, вызывающие перечисленные выше эффекты модуляции космических лучей известны.
Это прежде всего диффузия заряженных космических лучей на неоднородностях магнитного поля солнечного ветра. Кроме того, регулярная составляющая магнитного поля приводит к эффекту частичной канализации траекторий частиц вдоль силовых линий, создавая анизотропию. И, наконец, электрические поля, связанные с движением вмороженного магнитного поля спокойного солнечного ветра и усиленные на фронтах скоростных потоков, меняют энергию заряженных частиц.
Эффекты торможения или ускорения невелики и могут быть выявлены на низкоэнергичном участке спектра космических лучей. Подробно о вариациях космических лучей см. на странице, созданной С.И. Свертиловым.
Структура магнитосферы
Магнитосферой Земли назовем окружающее ее космическое пространство, на состояние которого влияет магнитное поле Земли. Структура магнитосферы определяется взаимодействием магнитного поля Земли с солнечным ветром.
Магнитное поле. На обращенной к Солнцу стороне поток заряженных частиц солнечного ветра встречает сопротивление магнитного поля Земли, в результате образуется две границы - плазменная граница, головная ударная волна и магнитопауза за которой начинается собственно магнитосфера. Эти две границы разделенны переходной областью.
|
|
Собственно магнитосферу принято делить на внутреннюю, где определяющим является влияние магнитного поля земного диполя и внешнюю, где магнитное поле задается преимущественно внешними источниками, токами, текущими по границам и внутри магнитосферы. В возмущенное время важную роль играет переходная область, где наблюдается динамическая конкуренция полей внутренних и внешних источников.
Структура магнитного поля наименее возмущена вблизи Земли. Здесь силовые линии имеют дипольный характер, плотность энергии магнитного поля намного выше плотности энергии захваченных частиц. Дальше от Земли, уже в максимуме внешнего пояса конфигурация значительно отличается от дипольной, силовые линии поджаты с дневной стороны и вытянуты на ночной. Переход от квазидипольной к хвостовой конфигурации в большинстве моделей магнитосферы имеет плавный характер, однако в реальных условиях, особенно в возмущенные периоды, существует резкая граница, для которой характерны быстрые движения в радиальном направлении и которая может быть неоднородна в азимутальном (поперек хвоста) направлении.
На дневной стороне важным структурным образованием является касп, или, точнее, два каспа, магнитные воронки в северном и южном полушарии, открытые для проникновения частиц солнечного ветра.
В хвостовой части к магнитопаузе примыкает мантия, затем идут доли хвоста, разделенные нейтральной плоскостью. Силовые линии магнитного поля, направленные в противоположные стороны вблизи нейтральной плоскости подходят близко друг к другу, создавая предпосылки для пересоединения силовых линий. Повидимому пересоединеение играет важную роль в динамике частиц в хвосте магнитосферы во время возмущений.
|
|
Плазма. Структуры и границы в магнитосфере определяются не только магнитным полем, но и популяциям плазмы и энергичных частиц. Ближе к Земле располагается облако плазмы, именуемое плазмосферой. Здесь частицы плазмы вращаются вместе с Землей, увлекаемые электрическим полем коротации. Граница плазмосферы нессиметрична - на вечерней стороне она отдаляется от Земли, образуя вечерний выступ или рог. Граница резко очерчена плазмопаузой - областью пониженной плотности плазмы. Дальше от Земли плотность плазмы снова растет, но это уже новое образование, плазменный слой, широкая плоская поверхность, простирающаяся далеко вдоль хвоста магнитосферы вплоть до орбиты Луны. Ближняя к Земле область плазменного слоя лежащая на замкнутых квазидипольных силовых линиях мангнитного поля и перекрывающаяся с областями захвата и квазизахвата энергичных частиц, называется центральным плазменным слоем. Его граница с хвостовой частью плазменного слоя проходит на расстоянии 7-20 Re в зависимости от уровня магнитной активности.
На восточной и западной границах плазменного слоя, примыкающих к границе магнитосферы, выделяют пограничный плазменный слой.
Радиационные пояса. Магнитосфера Земли является резервуаром энергичных частиц, электронов и ионов, преимущественно протонов. Частицы встречаются во всех частях магнитосферы, однако можно выделить области устойчивого захвата - внутренний и внешний радиационные пояса и область неустойчивого или квази-захвата.
Во внешней магнитосфере, в хвосте и в каспе наблюдаются транзиентные потоки энергичных частиц, отдельные всплески и фоновая радиация, часто повышенная по сравнению с фоном космических лучей. В отдельных событиях повышенный фон связан с приходом космических лучей солнечного или гелиосферного происхождения.
Движение захваченных или квазизахваченных частиц в ловушке можно разделить на три квазинезависимых гармонических составляющих - ларморовское вращение вокруг силовой линии, скачки или осцилляции вдоль силовой линии между зеркальными точками и магнитный дрейф вокруг Земли. В отсутствии возмущений и при определенном соотношении параметров магнитного поля и частиц устанавливается адиабатический характер движения и для каждой из составляющих сохраняются неизменными определенные сочетания параметров, так называемые адиабатические инварианты.
Частица считается устойчиво захваченной, если она может совершить полный оборот вокруг Земли. Для каждого типа частиц, энергии и питч-угла существует критическое расстояние от Земли, дальше которого полный оборот теоретически невозможен, траектория частицы на вечерней или на утренней стороне уходит за магнитопаузу. Этот переход к режиму квазизахвата называют границей устойчивого захвата. Область устойчивого захвата называют радиационными поясами Земли. Исторически сложилось деление на внутренний и внешний радиационный пояс, хотя провал в интенсивности электронов, разделяющий эти два пояса, существует лишь в ограниченном спектральном диапазоне.
Структура и динамика радиационных поясов, механизмы ускорения, сброса, диффузии частиц - обширная область магнитосферной физики. В нашем учебнике эти вопросы освещаются в базовом файле Радиационные пояса Земли.
Область квазизахвата. Между радиационным поясом и хвостом магнитосферы расположена область неустойчивой радиации или квазизахвата. Граница устойчивого захвата не является резкой даже для частиц одного сорта, энергии и питч-угла. Благодаря питч-угловой и радиальной диффузии граница размазывается, и склон внешнего радиационного пояса растягивается на несколько земных радиусов. В результате переход к области квазизахвата получается плавным, происходит перекрытие, и в любой точки зоны квазизахвата можно обнаружить и частицы радиационного пояса, и свежеускоренные частицы авроральной радиации или кольцевого тока.
Надо сказать, что к этой важной особенно для возмущенного времени области отношение неоднозначное. На многих схемах ее вообще нет или она объединена с хвостовой частью плазменного слоя. Во многих работах применяется несколько безликие обозначения - внутренняя магнитосфера, геостационарная область, околоземная часть плазменного слоя. Название "Авроральная магнитосфера", отражающее сопряженность этой области с авроральной зоной, не получило распространения. Мы будем здесь использовать термин зона квазизахвата, как отражающий главные особенности структуры магнитного поля и движения частиц: несмотря на умеренную или сильную диффузию, несохранение адиабатических инвариантов, энергичные частицы здесь захвачены, сохраняют три компоненты движения- ларморовское вращение, осцилляции вдоль силовой линии и магнитный дрейф, хотя и не замкнутый вокруг Земли.
Динамика магнитосферы
Магнитосфера Земли редко находится в спокойном, стабильном состоянии. Более часто она возмущена, т.е. ее границы, поля, плазма и потоки энергичных частиц движутся, меняются, перестраиваются. Возмущения делятся на три группы. Полярные возмущения затрагивают лишь внешнюю магнитосферу, границы, касп и хвост магнитосферы, а в проекции на ионосферу - область полярных шапок, северной и южной. Магнитосферные суббури происходят в пограничной области между внешней и внутренней магнитосферой, в зоне квазизахвата и плазменном слое хвоста. В проекции на Землю - это авроральная зона или зона полярных сияний. Наконец, магнитные бури затрагивают всю магнитосферу, большие изменения происходят как во внутренней, так и во внешней магнитосфере. Отличаются эти три типа возмущений и по длительности - полярные возмущения скоротечны, длительность отдельного события - 5-20 минут, изолированная суббуря продолжается около часа, суббуревое возущение с множественным началом - несколько часов. Магнитная буря продолжается несколько дней и включает в себя и суббури и полярные возмущения.
Магнитосферная суббуря
Термин "суббуря" был введен в 1961г. С-И. Акасофу для обозначения авроральных возмущений в зоне сияний длительностью порядка часа. В магнитных данных еще раньше были выделены бухтообразные возмущения, совпадающие по времени с суббурей в полярных сияниях. Со временем термин "магнитосферная суббуря" объединил большую совокупность процессов в магнитосфере и ионосфере.
Рассматривая суббурю как последовательность процессов накопления энергии в магнитосфере и взрывного высвобождения энергии, можно обозначить две области, обе на ночной стороне Земли, где для развития взрывной неустойчивости могут возникнуть благоприятные условия. Первая область - это хвост магнитосферы, его часть вблизи нейтрального слоя. Здесь неустойчивость определяется геометрией силовых линий, направленных навстречу друг другу, что создает возможность пересоединения силовых линий, при которой возникают сильные индукционные поля, ускоряющие эаряженные частицы.
Область квазизахвата вблизи полуночного меридиана также полагается благоприятной для развития взрывной неустойчивости. Здесь магнитное поле имеет квазидипольную конфигурацию, силовые линии вытянуты в хвост, но способны удерживать и накапливать заряженные частицы в магнитной ловушке. Элементарная суббуря состоит из трех фаз: подготовительной (growth phase), активной (active phase) 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 фаза экспансии (expansion phase).
Элементарная изолированная суббуря наблюдается редко, как правило возмущение состоит из нескольких интенсификаций, каждая из которых имеет такие элементы суббури, как взрывное начало, экспансию и локальные элементы подготовительной фазы.
Мощность суббури можно оценить 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.
Полярные сияния
Аппаратура. Научный анализ полярных сияний начинался с визуальных наблюдений, и до последнего времени записи визуальных наблюдений в специальном журнале сопровождали все прочие инструментальные измерения в серьезных обсерваториях и экспедициях. Довольно давно для исследования спектра сияний стали использоваться спектрографы и спектрометры, среди которых спектральная камера С180S была наиболее распространенной на отечественной сети станций. Для исследования изменений свечения во времени использовались фотометры, в основном на основе фотоэлектронных умножителей в сочетании с оптическими фильтрами или без оных и с разного типа фокусирующими устройствами и тубусами.
В связи с программой Международного геофизического года (МГГ) в СССР была разработана и внедрена на сети станций проф. МГУ А.И. Лебединским фото камера всего неба, которая долгое время являлась основным источником информации о пространственной эволюции полярных сияний. В настоящее время на смену С180 пришла телевизионная техника и временное разрешение повысилось от 1 кадра в минуту до 24 в секунду.
Зоны и формы полярных сияний. Полярные сияния возникают как следствие бомбардировки атмосферы потоками заряженных частиц, протонов и электронов с энергией от сотен эВ до сотен кэВ. Эти частицы так и называют - авроральные частицы или авроральная радиация (см.). Распределение областей свечения по земному шару неравномерно, и отражает особенности строения магнитосферы. Основные зоны полярных сияний показаны на рис 3a. Кольцевая авроральная зона располагается несимметрично вокруг магнитного полюса, в полночь максимум свечения находится около 67o, в полдень - 71o. В спокойное время эта основная зона сияний стягивается в тонкую линию, интенсивность понижается иногда и до субвизуального уровня. В возмущенное время кольцо (или овал) сияний расширяется, появляются яркие динамичные формы.
Магнитные силовые линии от экваториальной границы мгновеной авроральной зоны проектируются на на склон внешнего радиационного пояса, в сильных суббурях вплоть до границы устойчивого захвата, приполюсная граница зоны сияний соответствует фоновой границе зоны квазизахвата энергичных частиц. Если в зоне сияний дуги в основном ориентированы с востока на запад, в полярной шапке дуги сияний вытянуты с севера на юг и во время суббурь наблюдаются реже, чем в магнитоспокойное время. Геометрически сияния полярной шапки проектируются в доли хвоста магнитосферы и их динамика связана с солнечным ветром.
После того, как в строении магнитосферы были открыты каспы - воронки силовых линий, напрямую доступные потокам частиц солнечного ветра, стали выделять в особую группу и касповые сияния. Они отличаются большой высотой свечения и, соответственно, низкими энергиями потоков вызывающих их электронов.
Полярные сияния наблюдаются не только в высоких широтах, но и довольно часто в субавроральной области и эпизодически, во время магнитных бурь, в средних широтах. Природа среднеширотных сияний вероятно связана с динамикой радиационного пояса, но исследованы они явно недостаточно.
Форма и динамика сияний - дуги, полосы, диффузные пятна и т.д. - отражают структуру и динамику плазменных образований и магнитного поля в авроральной магнитосфере и в этом плане весьма интересны для понимания происходящих там процессов. Надо отметить, что пик интереса к описанию и классификации форм сияний относится к тем временам, когда и о существовании магнитосферы не было известно, и только сейчас наблюдается возврат к исследованию динамики структур сияний, опирающийся на телевизионные наблюдения.
Ионосфера и распространение радиоволн. Ионосферой называют пограничную часть атмосферы Земли, в которой уровень ионизации достаточно велик, чтобы оказывать заметное влияние на распространение радиоволн. Нижняя граница ионосферы располагается на высоте 50-60 км, верхняя на уровне порядка 1000 км переходит в плазмосферу или другие магнитосферные плазменные образования.
Основные параметры ионосферы - концентрация электронов, ионный состав, температура - меняются с высотой сложным образом. Выделены три основных области максимальной концентрации электронов - D (80км), E (110км), и F, которая делится на F1 (170км) и F2 (300км). Значения высот указаны в скобках ориентировочно, на самом деле высота слоев, концентрация и другие параметры испытывают значительные вариации, как регулярные так и спорадические. Регулярные вариации в Д и Е области прежде всего определяются уровнем освещенности ионосферы и поэтому суточные и сезонные вариации наиболее значительны. В Области F существенное значение приобретает влияние магнитосферных процессов на движение плазмы.
Так как влияние указанных выше факторов зависит от широты, принято отдельно рассматривать состояние ионосферы в разных широтных поясах; экваториальная или низкоширотная ионосфера располагается от 0 до 35o, среднеширотная - 35-55o, субавроральная ионосфера - примерно от 55 до 65o, дальше до полюса простирается высокоширотная ионосфера, которую в свою очередь можно разделить на ионосферу авроральной зоны и полярной шапки. Нерегулярные изменения параметров ионосферы, возмущения, связаны с воздействием частиц и излучений, генерированных во время солнечных или магнитосферных вспыечных событий. Внезапные ионосферные возмущения (Sudden Ionospheric Disturbances, SID) в Е и Д области вызываются всплеском рентгеновского излучения, генерируемого на Солнце во время хромосферных вспышек. Длительность их составляет несколько минут, концентрация электронов может возрастать на порядок в Д и на 50-200% в Е области. Эффекты и сопутствующие явления наблюдаются только в освещенной части ионосферы.
Приход на Землю солнечных космических лучей вызывает ионосферное возмущение известное под именем Поглощения в полярной шапке (ППШ или PCA - Polar Cap Absorption). Названием своим это возмущение обязано тому факту, что солнечные протоны с энергией от 10 МэВ и выше относительно свободно проникают в полярную шапку, а на меньших широтах задерживаются магнитным полем Земли. ППШ относится к Д-области ионосферы, где концентрация электронов может возрастать на два порядка. Продолжительность ППШ определяется длительностью порождающего ее события и может составлять несколько суток.
Развитие суббури в авроральной области вызывает значительные изменения во всей толще ионосферы и сильно меняет условия прохождения радиосигналов вплоть до полного поглощения (т.н. блэкауты). В F-области регистрируются как уменьшения, так и увеличения концентрации и значительные вертикальные перемещения, в Е-области появляются т.н. спорадические слои Es. В D - области наблюдается поглощение аврорального типа, связанное с высыпанием в ионосферу авроральных электронов с энергией в единицы и десятки кэВ.
Изменчивость ионосферы, особенно существенная в высоких широтах, привлекала большое внимание в связи с важностью устойчивой радиосвязи для народохозяйсвенных и военных целей. В последние десятилетия прикладное значение этих работ уменьшилось в связи с массовым использованием методов радиосвязи с помощью спутников.
Методы исследования ионосферы. Исследования ионосферы до появления возможности прямых измерений с помощью ракет, базировались на использовании способности ионосферы поглощать, отражать, рассеивать радиосигналы. Наиболее распространенным был метод вертикального зондирования (ВЗ), при котором измеряется время распространения импульса от ионозонда до отражающего слоя и обратно к приемнику сигнала. Используется набор частот в коротковолновом диапазоне (f > 1 мгц), высота точки отражения уменьшается с ростом частоты радиосигнала и измеренная зависимость задержки (высоты) от частоты волны (ионограмма) используется для вычисления высотного профиля электронной концентрации.
К методам, использующим ту же цепочку: передатчик - ионосфера - приемник, относятся наклонное зондирование, возвратно-наклонное зондирование, радиопросвечивание ионосферы сигналами со спутников, метод частичных отражений и измерения прохождения радиосигналов на конкретных радиотрассах.
К методам, выделившимся в отдельные самостоятельные направления, можно отнести риометрические исследования, радиолокационные исследования, метод некогерентного рассеяния и исследование распространения сверхдлинных волн (СДВ).
Активное воздействие на ионосферу и изучение ее реакции используется в установках по нагреву ионосферы мощными импульсами радиоизлучения.
Ионосферные методы используются не только для исследования собственно ионосферы и ее параметров, но и для исследования магнитосферных процессов. В частности измерение поглощения космического радиошума с помощью риометров в основном использовалось для исследования пространственно-временных характеристик потоков заряженных частиц магнитосферного и солнечного происхождения, высыпающихся в полярную и авроральную ионосферу.
Заключение
1. Пояс стримеров, в котором течет квазистационарный медленный солнечный ветер, на расстояниях R > (3-4) R o от центра Солнца представляет собой последовательность пар радиальных лучей повышенной яркости. На расстояниях R, меньших высоты шлема стримера, каждый из пары лучей при продвижении к поверхности Солнца огибает шлем по разные его стороны. При этом минимальный угловой диаметр лучей » 2-3њ остается практически постоянным на R = (1.2-6.0) R o. Направление магнитного поля в лучах каждой пары противоположное.
2. Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых квазистационарными потоками СВ, в ближайшие годы будет определяться, в первую очередь, успехами фундаментальных исследований динамики магнитных структур с временным разрешением около 1 час. Вопрос о роли такой динамики в формировании спорадических потоков СВ находится в стадии поисковых исследований.
3. Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, зависит от решения в ближайшем будущем двух проблем:
а) разработка методов регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и измерение их характеристик;
б) выяснение природы возникновения Bz -компоненты в различных областях спорадических потоков СВ.
Список литературы
1. Вальдмайер М. Результаты и проблемы исследования Солнца. М.; ИЛ, 1950. 240 с.
2. Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Иванчук В.И., Несмеянович А.Т., Пономарев Е.А., Рубо Г.А., Чередниченко В.И. Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном пространстве. Киев: изд. Киевского университета, 1965. 216 с.
3. Галкин А.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. Гусейнов Ш.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 и солнечно-земные связи". Алма-Ата. 1985. С.85; в сб. "Волновые возмущения 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. Керимбеков М.Б. и др.// Солн. данные. 1968. № 11; 1976. № 2;. Цирк. ШАО. 1973. № 30, 31; Докл. АН Азерб.Респ. 1990. № 1-2.
6. Льоцци М. История физики /. Перевод с итал. Бурштейна Э.Л. М.: Мир, 1970. 463 с.
7. Селешников С.И., Астрономия и космонавтика, краткий хронологический справочник, Киев, Наукова думка, 1967. 302 с.
8. Эйгенсон М.С. Очерки физико-географических проявлений солнечной активности. Львов.: Издательство Львовского университета, 1957. 228 с.