Введение

 

 

Содержание

 

Введение. 3

Глава 1. Солнечные вспышки и солнечные протоны. 5

1.1. Солнечные вспышки. 5

1.2. Ионосферные эффекты электромагнитного излучения от вспышки. 7

Глава 2. Солнечные протоны.. 13

2.1. Вторжение солнечных протонов. 13

2.2. Частота появления и образование потока солнечных протонов. 15

2.3 Распространение протонов от Солнца до Земли. 16

2.4. Атмосферные эффекты солнечных протонов. 24

Заключение. 28

Список рекомендуемой литературы. 30

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

 

Солнечная (или хромосферная) вспышка – внезапный плазменный взрыв, возникающий в хромосфере или нижней короне Солнца, в области неустойчивой конфигурации магнитного поля. Вспышки наблюдаются во всем электромагнитном спектре от рентгеновской и далекой ультрафиолетовой области до радиоизлучения на метровых волнах. Видимое излучение вспышек в основном состоит из эмиссионных линий водорода (наиболее яркая красная линия водорода Ha 656 нм) и нейтрального и ионизованного гелия, а также атомов и ионов кальция, натрия, железа и других химических элементов. Вспышки сопровождаются увеличением потока солнечного ветра и выбросом высокоэнергичных частиц и сгустков плазмы. Общая энергия взрыва составляет от 10²⁰ Дж для слабых событий (субвспышки) до 10²⁵–10²⁶ Дж для мощных вспышек. Во время вспышек магнитная энергия переходит в тепло и в энергию ускоренных частиц, образующих корпускулярные потоки.

Солнечно-земные связи – междисциплинарный раздел астрофизики и геофизики, рассматривающий воздействия Солнца на процессы и явления, происходящие на Земле, начиная с его роли в формировании общего теплового режима планеты и ее атмосферы и вплоть до влияния на них самых разнообразных проявлений солнечной активности (СА). Важнейшие из них – солнечные вспышки, – внезапные плазменные взрывы на Солнце, начинающиеся обычно в его хромосфере и привносящие в Солнечную систему огромную дополнительную энергию. Наиболее мощные события равносильны взрывам миллионов атомных бомб. Примерно половина этой энергии переходит в кинетическую энергию потоков и выбросов намагниченной корональной плазмы. Другая половина – жесткое ионизующее электромагнитное и проникающее корпускулярное излучения. Поток протонов в солнечном ветре спокойного Солнца на расстоянии 1 астрономической единицы, т.е. составляет 2,4·10⁸ через 1 см² за 1 с. Во время солнечных вспышек этот поток внезапно возрастает в десятки раз. Встречаясь с геомагнитным полем, он образует ударную волну, которая деформирует земную магнитосферу и вызывает магнитную бурю на Земле, в то время как энергичное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца воздействует на все оболочки атмосферы Земли.

Солнечные вспышки - наиболее мощное проявление солнечной активности. Их влияние распространяется не только на атмосферу Солнца, но и на всю солнечную систему.

Солнечные вспышки - это не только подходящий индекс солнечной активности в общем смысле этого слова, но и источник специфических эффектов в атмосфере Земли. В этой главе мы рассмотрим еще два таких явления, которые физически совершенно различны, но оба служат причиной явлений в атмосфере Земли. Этим они отличаются от авроральных явлений, которые статистически связаны с солнечной активностью вообще, а не с каким-либо конкретным солнечным событием.

 

Глава 1. Солнечные вспышки и солнечные протоны

1.1. Солнечные вспышки

 

Солнечные вспышки — это не только подходящий индекс солнечной активности в общем смысле этого слова, но и источник специфических эффектов в атмосфере Земли. В этой главе мы рассмотрим еще два таких явления, которые физически совершенно различны, но оба служат причиной явлений в атмосфере Земли. Этим они отличаются от авроральных явлений, которые статистически связаны с солнечной активностью вообще, а не с каким-либо конкретным солнечным событием.

Сначала целесообразно рассмотреть природу солнечной вспышки. Наблюдения показывают, что в области вспышки имеется и горячая, и холодная плазма. Оптическая вспышка — это относительно холодная область с температурой порядка 10⁴ К, находящаяся в нижней 5000-километровой части атмосферы Солнца (хромосфере), которая, однако, может значительно расширяться в нижнюю часть короны Солнца. Яркое свечение в видимой части спектра вызывается локальным увеличением концентрации плазмы от 10¹⁰ до 10¹³ см^-3.

В то же время образуется высокоэнергичная плазма с температурой 10⁷—10⁹ К, а концентрация электронов, которая составляла перед вспышкой 10⁸ см^-3, достигает 10¹⁰ см^-3. Толщина оптической вспышки составляет всего около 20 км и может покрывать одну тысячную площади видимого солнечного диска. По-видимому, солнечное вещество в области вспышки находится в очень сжатом состоянии. По некоторым оценкам, перед сжатием оно занимает объем порядка 10¹⁴ км³.

При вспышке выделяется энергия 10³² эрг в виде электромагнитного излучения и 3×10³² эрг в виде кинетической энергии частиц. Принято считать, что эта энергия выделяется при аннигиляции магнитных полей. С учетом того что солнечные магнитные поля составляют вблизи солнечных пятен сотни гаусс, а объем, занимаемый полем и плазмой в области вспышки, составляет 10¹⁴ км³, легко показать, что общая энергия в этой области намного превышает 4×10³² эрг. Следовательно, магнитное поле является вполне вероятным источником энергии. Большая часть энергии высвобождается за несколько сотен секунд, но для накопления энергии, достаточной для следующей вспышки в той же области, требуются почти целые сутки.

Высвобождение энергии, вероятно, происходит в результате триггерного процесса, и, по современным представлениям, перед этим моментом магнитные поля в активной области имеют определенную конфигурацию. Какую именно — вопрос спорный, и на рис. 1.1 показана одна из предполагаемых моделей солнечной вспышки, включающих и те излучения, о которых идет речь.

 

Рис. 1.1. Модель солнечной вспышки

 

В этой модели предполагается, что накопление магнитной энергии начинается в нейтральной точке поля, образующейся над системой из двух солнечных пятен противоположной полярности. При схлопывании поля происходит энергизация частиц, и они уносятся от нейтральной точки вдоль магнитного поля. Выбрасываемые при вспышке протоны вызывают характерные явления на Земле. Электроны, которые движутся в обратном направлении, к поверхности Солнца, тормозятся в более плотном хромосферном газе, и при этом образуется тормозное рентгеновское излучение, которое достигает Земли и вызывает внезапные возмущения в нижней ионосфере.

Здесь же за счет соударений с энергичными электронами ионизируется хромосферный водород, и в процессе рекомбинации газ светится в линии Н_α, что и наблюдается на Земле во время оптической вспышки. В области вспышки корона также нагревается и испускает мягкое рентгеновское и ультрафиолетовое излучение, причем оба эти излучения оказывают воздействие на земную ионосферу. Плазма, выбрасываемая от Солнца выше нейтральной точки, усиливает солнечный ветер. Такая модель объясняет также многие виды вспышек радиоизлучения Солнца.

Хотя необходимо подчеркнуть, что модель, показанная на рис. 1.1, отнюдь не является единственно возможной, большое значение имеет то обстоятельство, что она отвечает современным представлениям о суббурях в магнитосфер. Читатель и сам может найти соответствующие аналоги между солнечными и земными явлениями.

 

1.2. Ионосферные эффекты электромагнитного излучения от вспышки

 

Первый из рассматриваемых здесь эффектов солнечной вспышки характеризуется совпадением по времени между видимой вспышкой и явлениями в ионосфере. Очевидно, агент, ответственный за эффект в ионосфере, должен распространяться от вспышки со скоростью света и иметь электромагнитную природу. В 1937 г. Дж. Деллинжер отождествил случаи исчезновения коротковолновой радиосвязи с аномальным поглощением радиоволн в ионосфере вследствие солнечных вспышек. Явление это обычно начинается быстро и продолжается, как правило, десятки минут, как и видимая вспышка. Такой характер явлений объясняет и их общее название — внезапные ионосферные возмущения (ВИВ). Явление, открытое Деллинжером и известное многие годы как эффект Деллинжера, теперь обычно называют коротковолновым затуханием SWF (shortwave fadeout). Поскольку SWF вызывается аномальным поглощением радиосигнала, в области D ионосферы, по-видимому, происходит дополнительная ионизация. Следовательно, должны усиливаться электромагнитное излучение в линии L_a и рентгеновское излучение, которые в обычных условиях являются основными источниками ионизации в области D. Было известно, что во время вспышки интенсивность L_a действительно возрастает на несколько процентов, и долгие годы коротковолновое затухание связывали с L_a. Однако когда были осуществлены ракетные измерения жесткого рентгеновского излучения, то оказалось, что во время вспышки его интенсивность возрастает на несколько порядков, и сейчас именно усиление рентгеновского излучения считается основной причиной повышенной ионизации области D во время вспышки.

В настоящее время нам известно несколько видов внезапных ионосферных возмущений (табл. 1.1). В наибольшей степени эффекты вспышки проявляются в области D, но их, безусловно, можно заметить и в областях Е и F. Например, электронное содержание, которое определяется главным образом областью F, увеличивается на несколько процентов. Различные эффекты появляются и исчезают в разное время, их последовательность показана на рис. 1.1. Излучение самого жесткого рентгена и крайнего ультрафиолета (EUV) усиливается на самых ранних стадиях развития вспышки одновременно с усилением радиоизлучения на волне 10 см, тогда как всплеск более мягкого рентгеновского излучения имеет большую продолжительность и соответствует вспышке в видимой части спектра.

Важным аспектом изучения внезапных ионосферных возмущений является сопоставление теоретически рассчитанных и экспериментально наблюдаемых эффектов вспышки в ионосфере. При расчетах используются данные спутниковых измерений о потоках ультрафиолетового и рентгеновского излучений, модели атмосферы и предположения о характере фотохимических процессов.

Таблица 1.1. Явления внезапного ионосферного возмущения

Явление	Метод измерения	Эффект	Область	Излучение
Коротковолновое затухание (SWF)	Распространение КВ радиоволн	Поглощение	D	Жесткий рентген (0,5— 8,0 А)
Внезапное поглощение космического радиошума (SCNA)	Реометр		D	То же
Внезапная фазовая аномалия (SPA)	Распространение ОНЧ радиоволн	Уменьшение высоты отражения	D
Внезапное усиление атмосферы (SEA)	ОНЧ атмосферы	Усиление интенсивности	D
Магнитный эффект солнечной вспышки (SFE)	Магнитометр	Увеличение ионосферной проводимости	Е	Крайний ультрафиолет и мягкий рентген
Внезапное отклонение частоты (SFD)	КВ доплеровский	Уменьшение высоты отражения	Е + F	Крайний ультрафиолет
Увеличение электронного содержания	Эффект Фарадея	Увеличение электронного содержания	F	То же

 

 

Рис. 1.2. Временная последовательность различных эффектов вспышки.

На рис. 1.2 показано, как будет возрастать электронная концентрация при заданном усилении потока ионизирующего излучения в шести областях спектра. Заметим, что в области F наибольший вклад в ионизацию дает диапазон 260—796 А, а более коротковолновое и длинноволновое излучения оказывают большее воздействие на нижние области ионосферы.

Рис. 1.3. Рост электронной концентрации в результате усиления потоков частиц в определенных участках спектра (A. D. Richmond, частное сообщение, 1970).

 

Кривая	1	2	3	4	5	6
Интервал длин волн, Ао.	2-10	10-100	100-260	260—310	310-796	796-1027
Спокойный поток, эрг × см-2 × с-1	0,003	0,41	0,83	0,83	0,83	0,83
Усиленный поток, эрг × см-2 ×с-1	0,05	0,20	0,20	0,20	0,20	0,20

 

Во время реальной вспышки может измениться и весь ионосферный профиль (рис. 1.4).

Хотя изменения ионизации в области F в процентном отношении меньше, чем в областях D и £, пренебречь ими нельзя.

Все явления ВИВ развиваются на всем освещенном Солнцем полушарии Земли, и пространственные их вариации невелики, за исключением вариаций, связанных с изменением солнечного зенитного угла. Даже если вспышку нельзя зафиксировать в оптическом диапазоне, ее прямое воздействие можно определить по явлениям ионосферных возмущений, по их пространственной однородности и временным характеристикам. Таким образом, появление вспышки можно зафиксировать достаточно точно с помощью радиометодов. Детальные характеристики различных явлений ВИВ можно использовать для определения параметров солнечного вспышечного излучения, даже если эти параметры нельзя измерить непосредственно. Следовательно, изучение ВИВ не только дает вклад в физику атмосферы, но и косвенным образом предоставляет информацию о самой вспышке. Для практических целей очень важно также научиться отличать кратковременные эффекты солнечной вспышки от явлений, вызываемых ядерным взрывом в атмосфере.

 

 

Глава 2. Солнечные протоны

2.1. Вторжение солнечных протонов

 

23 февраля 1956 г. на Солнце появилась мощная вспышка класса 3+, и в результате ее изучения было открыто явление выброса солнечных протонов. За вспышкой последовали радиоблэкауты, продолжавшиеся несколько суток, а также резкий рост показаний наземных мониторов космических лучей. Изучив влияние вспышки на радиосвязь (рассеяние вперед в диапазоне СВЧ), Д. К. Бэйли установил, что блэкауты были вызваны дополнительной ионизацией в области D ионосферы. Дополнительная ионизация происходит под действием энергичных протонов, которые, вероятно, выбрасываются от Солнца во время вспышки. Исследование явления вторжения солнечных протонов проводилось с помощью реометров, приборов, измеряющих поглощение радиоволн в ионосфере по уменьшению интенсивности космического радиошума. Согласно показаниям реометров, область поглощения радиоволн ограничивается главным образом высокими геомагнитными широтами — полярными шапками. Поэтому это явление часто называют поглощением в полярной шапке (ППШ).

Реометры регистрировали в среднем несколько таких событий в год. Наиболее мощные явления, кроме того, регистрируются наземными счетчиками космических лучей. Впервые ППШ было отмечено 28 февраля 1942 г. (вспышка эта знаменита еще и тем, что благодаря ей на Земле было открыто солнечное радиоизлучение). За 25 лет между 1942 и 1967 г. было зарегистрировано 15 мощных протонных вспышек, а с учетом того, что до 1949 г. аппаратура была менее чувствительной, их могло быть и больше.

С начала 60-х годов появилась возможность изучать солнечные протоны с помощью космических аппаратов, и вот уже много лет ведется практически непрерывный мониторинг энергичных протонов в космическом пространстве. Детекторы на спутниках регистрируют намного больше случаев их появления, чем наземные приборы. Большинство вспышек является источником низкоэнергичных частиц (с энергией до 10 МэВ), а число солнечных частиц с энергией в десятки МэВ, достигающих окрестностей Земли, намного превышает количество частиц галактических космических лучей (при больших энергиях, свыше 1 ГэВ, преобладают галактические частицы).

Поскольку образование и выброс энергичных протонов есть обычное следствие всех солнечных вспышек, принято считать, что вспышки, дающие ППШ и наземные эффекты в космических лучах, отличаются не по природе, а только по рангу. Для того чтобы вызвать поглощение радиоволн, энергия протонов должна составлять по меньшей мере 30 МэВ, а для того, чтобы вызвать эффект в вариациях интенсивности космических лучей на уровне Земли, — 500 МэВ. Солнечные протоны не только вызывают поглощение радиоволн в атмосфере, фиксируемое ионозондами, реометрами и линиями связи, принцип действия которых основан на использовании рассеяния вперед на ионосферных неоднородностях, но и влияют на распространение ОНЧ радиоволн, что дает нам возможность весьма эффективного контроля за состоянием ионизации верхней атмосферы во время ППШ. Хотя мы и говорим о вторжении солнечных протонов, надо признать, что при вспышках излучаются и α-частицы, и более тяжелые ядра в пропорциях, характерных для состава солнечной атмосферы. Кроме того, могут излучаться и высокоэнергичные электроны.

По сравнению с другими явлениями солнечно-земной физики, вторжение солнечных протонов представляется на первый взгляд относительно простым явлением, при котором частицы во время вспышки покидают Солнце, движутся к Земле и здесь вызывают ионизацию в атмосфере. Изучаемое явление представляет научный интерес в трех аспектах:

а) частота появления и отношение к другим солнечным явлениям;

б) распространение протонов от Солнца до Земли и их вторжение в, атмосферу;

в) эффекты ионизации в атмосфере.

Кроме того, исследование этого явления имеет практическую ценность. Линии радиосвязи, которые в отдельных районах могут быть вообще единственным средством связи, испытывают в полярных областях серьезные нарушения. Нарушается и связь между самолетами. Кроме того, протоны представляют потенциальную опасность для космических аппаратов.

 

2.2. Частота появления и образование потока солнечных протонов

 

Появляемость ППШ зависит от фазы цикла солнечной активности. В активный год явление может наблюдаться больше десяти раз, а в спокойный год — ни разу. На рис. 2.1 показано изменение частоты появления ППШ, зафиксированное с помощью наземных методов в течение двух солнечных циклов. Вообще говоря, частота появления ППШ коррелирует с числом солнечных пятен, но максимум ППШ точно не совпадает с максимумом солнечной активности, а появляется скорее на ветви спада. В среднем цикл ППШ запаздывает на один-два года по отношению к циклу солнечному. Данных о появлении ППШ с каждым годом становится все больше, потому что повышается чувствительность методов и самому явлению уделяется все больше внимания; так что сравнивать статистические данные для двух солнечных циклов следует с осторожностью.

Рис.2.1. Частота появления ППШ в гелио-цикле.

1 - число солнечных пятен R в июле, 2 - число ППШ в течение года

Механизм образования энергичных частиц при вспышке пока не совсем ясен, но источником энергии почти наверняка служит аннигиляция магнитного поля. Интересно, что протонные вспышки, как правило, генерируют радио всплески IV типа — продолжительные возмущения в очень широком диапазоне частот. Спектр всплесков IV типа, связанных с излучением солнечных протонов, имеет характерную форму: максимум интенсивности в метровом и сантиметровом диапазонах и более слабый сигнал в промежуточном дециметровом диапазоне. Радио всплески IV типа объясняются синхротронным излучением энергичных электронов, захваченных магнитным облаком, выброшенным в солнечную корону. Энергичные протоны могут приходить из того же облака.

Существует довольно тесная связь между всплесками IV типа и ППШ, причем чем сильнее явление, тем теснее эта связь. Полагая, что радиоизлучение и протонное облако испускаются одновременно, начало всплеска можно отождествить с моментом, когда протоны покидают Солнце. Было замечено, что задержка между радио всплеском и началом связанного с ним ППШ тем меньше, чем интенсивнее само явление: около 1 и 6 ч для сильных и слабых явлений соответственно. Большинство ППШ можно связать с определенными вспышками, хотя и не всегда, например при использовании более чувствительных методов, таких, как измерения ОНЧ радиоволн. Так, 15 из 52 ППШ, зарегистрированных с помощью ОНЧ радиоволн между 1966 и 1971 г., не удалось связать с конкретной вспышкой.

 

2.3 Распространение протонов от Солнца до Земли

 

Процесс распространения облака протонов можно разделить на два этапа: сначала происходит перенос протонов от Солнца через межпланетное пространство к земной магнитосфере, а затем они вторгаются сквозь магнитное поле в атмосферу.

Типичная солнечная вспышка продолжается десятки минут, а типичное явление ППШ — около нескольких суток (рис. 2.2). Протоны с энергией 10 МэВ, одни из самых медленных частиц, распространяются со скоростью 4×10⁴ км×с¹ и, двигаясь по прямой, могли бы достигнуть Земли через 1 ч. Более энергичные частицы придут еще быстрее.

Фактически же большинство ППШ начинается через несколько часов после соответствующей вспышки. Следовательно, и в начале, и в конце явления распространение протонов от Солнца до Земли идет не по прямой.

О причинах несовпадения времени вспышки и времени ППШ существуют три гипотезы:

1)        Испускание частиц продолжается и после затухания вспышки в оптическом и радиодиапазонах;

2)          Имеется накопитель частиц в межпланетном пространстве;

3)        Частицы захватываются геомагнитным полем и оттуда постепенно осаждаются в атмосферу.

 

Рис. 2.2 Записи риометров во время ППШ

 

Первая и третья гипотезы уже отброшены, как не подтвержденные данными наблюдений. Первая — поскольку ППШ может продолжаться даже, если связанная с ним область вспышки уйдет за лимб Солнца, а третья — поскольку, согласно спутниковым данным, продолжительность явления в космосе такая же, как и в атмосфере. Важнейший аргумент в пользу второй гипотезы - зависимость явления от гелиографической долготы вызывающей его вспышки. Как правило, вспышки на восточном лимбе Солнца (он расположен слева для наблюдателя в северном полушарии Земли) не образуют ППШ.

Кроме того, задержка между вспышкой и ППШ возрастает с ростом- восточной долготы вспышки. Эти факты говорят о том, что протоны от вспышек, локализованных на западных гелиографических долготах, быстрее достигают Земли. Это объясняется тем, что движение протонов управляется межпланетным магнитным полем (ММП), а его спиральная структура вызывает наблюдаемые эффекты.

Если рассчитать гирорадиус протонов для типичного значения напряженности ММП 5у, то легко показать, что даже для протонов с энергией 1 ГэВ расстояние от Солнца до Земли превышает 100 гирорадиусов. Протоны с более низкой энергией вращаются по траекториям с меньшим радиусом и, следовательно, более чувствительны не только к общей топологии ММП, но и к любым локальным неоднородностям или изгибам поля (рис. 2.3). Процесс распространения протонов в межпланетном пространстве ближе по характеру к процессу диффузии, так что в целом скорость протонного облака много меньше, чем скорость отдельных частиц внутри этого облака. С учетом этого обстоятельства можно объяснить и у, и продолжительность ППШ, и наблюдаемую вблизи Земли изотропию частиц. Поскольку ММП переносится солнечным ветром, следует ожидать, что при высокой солнечной активности поле станет более нерегулярным и будет сильнее воздействовать на солнечные протоны. Действительно, наибольшая задержка между солнечной вспышкой и ее проявлением на Земле наблюдается при высокой солнечной активности.

 

 

 

	Межпланетное магнитное поле

 

 

 

 

Рис. 2.3. Влияние ММП на солнечные протоны

 

Достигнув магнитосферы, энергичные протоны, прежде чем войти в атмосферу, должны пройти сквозь внешнее геомагнитное поле. Теория движения заряженных частиц в магнитных полях была первоначально разработана Штёрмером, исследовавшим полярные сияния. Поскольку теория Штёрмера была разработана для единичной частицы, она, строго говоря, неприменима к полярным сияниям, которые преимущественно определяются коллективным взаимодействием частиц. Однако эту теорию можно с успехом приложить к вторжению солнечных протонов. Заряженные частицы движутся по спирали, навивающейся на силовую линию магнитного поля. Поскольку энергия солнечных протонов относительно велика, то на протяжении одного оборота магнитное поле существенно меняется, и предположение, что частицы, движущиеся почти вдоль магнитного поля, отклоняются значительно меньше, справедливо. Следовательно, полярные области наиболее доступны для солнечных протонов. Для того чтобы достичь экватора, протон на пути к атмосфере должен пересечь магнитные силовые линии. Частицы, достаточно энергичные, могут это сделать, но в целом для солнечных протонов экваториальные области практически недоступны.

Рис. 2.4. Штермеровская широта обрезания для протонов и электронов

 

Поскольку гирорадиус частицы в заданном магнитном поле определяется импульсом на единицу заряда, орбиты частиц удобно описывать параметром, который называется жесткостью:

                                                    (2.1)

где Р - импульс, с - скорость света,  - атомный номер,  - абсолютное значение заряда электрона. Все частицы, имеющие одинаковую жесткость, движутся в магнитном поле по одинаковым траекториям.

Штёрмер исследовал частный случай дипольного поля и установил, что пространство вокруг диполя (представляющего Землю) можно разделить на разрешенные и запрещенные области по отношению к частицам, идущим из бесконечности. В общем случае частица может попасть на магнитную широту Х_с только, если ее жесткость превышает величину R_c, которую называют пороговой жесткостью:

                               (2.2)

где R_c выражено в гигавольтах. И, наоборот, если частица имеет жесткость R_c она может достичь широты вплоть до λ_c. На рис. 2.5 показаны широты обрезания частиц и геоцентрические расстояния в экваториальной плоскости, где проходят соответствующие этим широтам силовые линии в дипольном приближении.

Рис. 2.5. Траектория протона в геомагнитном поле

а – экваториальный разрез, б – меридиональный разрез

Расчеты проведены для протонов и электронов с различной энергией. Запрещенные области простираются от Земли на расстояние порядка штермеровской единицы, определяемой как

60 ЮЖ

                 (3.3)

где М - магнитный момент Земли. Эту величину можно использовать для оценок энергии тех частиц, на которые способна воздействовать Земля. Например, если энергия протона солнечного ветра составляет 1 КэВ, то для него C_st будет больше 100% т. е. такие протоны не могут достигнуть поверхности Земли. Для электронов с энергией до 1 МэВ C_st всегда составляет по меньшей мере несколько сотен земных радиусов.

Сложность траекторий протонов в геомагнитном поле демонстрирует рис. 2.5. По набору таких траекторий можно определить, откуда должны приходить протоны, достигающие данного пункта наблюдений. Наблюдения показывают, что более энергичные протоны с энергиями больше 1 ГэВ, которые регистрируются наземными детекторами космических лучей, поступают от источника, расположенного больше чем на 50° к западу от линии Земля—Солнце. Это еще одно свидетельство влияния межпланетного магнитного поля на траектории протонов.

Рис. 2.6. Широта обрезания для дипольного (/) и реального (2) геомагнитных полей.

Наблюдения за ППШ с помощью реометров показывают, что распределение поглощения над полярными шапками, происходящего примерно до геомагнитной широты 60°, в основном однородно и симметрично. Согласно теории Штёрмера, энергия протонов, вызывающих поглощение радиоволн, должна превышать 400 МэВ. Однако прямые наблюдения показывают, что пороговая жесткость на границе полярной шапки значительно меньше Штёрмеровских значений. Уменьшение пороговой жесткости может быть обусловлено двумя факторами: кольцевым током и несоответствием формы магнитосферы дипольному полю. На рис. 2.7 представлены значения жесткости, рассчитанные для дипольного и реального полей. Если в процессе развития ППШ происходит геомагнитная буря, сопровождающаяся усилением солнечного ветра и образованием кольцевого тока, то наблюдается дальнейшее уменьшение жесткости.

Пространственное распределение ППШ в начальной и конечной фазах не всегда однородно. Обычно поглощение развивается сначала вблизи геомагнитных полюсов и только несколько часов спустя распространяется на полярные шапки. К концу явления поглощение большей частью вызывается уже авроральными электронами и, следовательно, будет проявляться в авроральных зонах.

Основные особенности ППШ хорошо изучены и поняты, но есть несколько эффектов, для которых пока еще нет четкого объяснения.

Во время некоторых ППШ наблюдалось уменьшение поглощения в течение нескольких часов вблизи местного полудня («полуденное восстановление»). Такие явления наблюдаются у границы полярной шапки и, возможно, связаны с локальным изменением порога обрезания. Существует странная, но статистически значимая сезонная зависимость частоты появления протонных явлений.

Зимой северного полушария частота появления ППШ меньше, чем в другое время года (рис. 2.8 а) а те ППШ, которые в это время наблюдаются, слабее и происходят с большей задержкой (рис. 2.8 б).

Нет оснований полагать, что солнечная активность зависит от смены сезонов на Земле. Объяснить этот эффект каким-то расхождением между данными наблюдений за ППШ в северном и южном полушариях тоже нельзя. Скорее всего он связан с относительным расположением Солнца и Земли, но детального объяснения пока еще нет.

2.4. Атмосферные эффекты солнечных протонов

 

Когда энергичный протон влетает в атмосферу, в процессе соударений с частицами атмосферного газа он теряет энергию и оставляет за собой ионизированный след. Скорость потери энергии протоном, движущимся в воздухе, определена в ходе лабораторных экспериментов, и график изменения скорости потерь в зависимости от пройденного расстояния известен как кривая Брэгга. Для протонов с энергиями в интересующем нас диапазоне значений скорость потери энергии возрастает по мере замедления движения, потому что соответственно увеличивается время, в течение которого протон находится вблизи данной молекулы воздуха. В диапазоне энергий 10—200 МэВ скорость потерь почти обратно пропорциональна энергии, и типичное значение при энергии 100 МэВ составляет O',8 МэВ на каждый метр траектории при нормальных температуре и давлении воздуха. Можно считать, что вся энергия тратится на образование ионных пар, причем энергия, необходимая для образования одной ионной пары, составляет 35 эВ. Плотность газа вдоль траектории протона, влетающего в атмосферу из космоса, возрастает, так что ионизация в основном происходит в конце его пути. Протон с начальной энергией 50 МэВ, влетающий в атмосферу вертикально, до высоты 56 км теряет только 10% своей энергии. Последние 10% он теряет на отрезке всего 100 м (между высотами 42,1 и 42 км), таким образом, на последнем отрезке пути (2,5 км) теряется половина всей первоначальной энергии.

.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис. 2.9 Зависимость высоты (км) проникновения протонов и электронов, их энергии и широты обрезания от скорости.

 

Для протонов, энергия которых составляет 1—100 МэВ, атмосферные эффекты должны наблюдаться в диапазоне высот 90— 35 км (рис. 2.9). Однако с ростом энергии поток частиц слабеет, да и скорость рекомбинации сильно возрастает с уменьшением высоты, так что протоны высоких энергий оказываются менее эффективными, чем можно было предположить. Тем не менее в ряде случаев заметная ионизация может происходить даже на высоте менее 50 км. В этих случаях, следовательно, солнечные протоны ионизируют атмосферу несколько ниже ионосферы. Для детальных расчетов необходимо учесть принципы и вывести выражение для скорости ионообразования q. Но поскольку фотохимия области D ионосферы пока еще разработана не полностью, обычно поступают по-другому: комбинируя спутниковые измерения потока и энергии падающих протонов и наблюдения атмосферных эффектов с помощью радио методов, используют полученные данные для изучения химии мезосферы.

 Наиболее ярко химический эффект проявляется в суточной вариации ППШ. Обычно поглощение радиоволн, измеряемое реометрами, в 4—5 раз выше днем, чем ночью. На рис. 2.10 показано явление ППШ, наблюдаемое на двух высокоширотных станциях. Эти станции расположены на близких геомагнитных широтах, но в противоположных полушариях. Над одной станцией в период ППШ ионосфера постоянно была освещена Солнцем, а над другой день чередовался с ночью. Поток протонов должен быть одинаковым для обеих станций, и, действительно, поглощение радиоволн было практически одинаковым в те моменты, когда обе станции были освещены Солнцем. Однако за ночное время поглощение сильно уменьшалось.

 

 

Причиной этой модуляции, несомненно, является вариация отношения концентрации электронов к концентрации ионов (R), которое определяется уравнение: Поскольку поглощение радиоволн определяется только ионосферными электронами, то, как показано в уравнении: _, вариация X эффективна даже, если q остается постоянной. Это особенно хорошо видно в период вечерних сумерек, когда слой атмосферного озона как экран для солнечного излучения, вызывающего отлипание электронов от отрицательных ионов. Следовательно, излучение в ультрафиолете должно быть более эффективным, чем в видимой части спектра.

Весьма важным свойством энергичных частиц, которое удалось установить только недавно, является их способность изменять химический состав атмосферы. Во время вторжения солнечных протонов образуются вторичные электроны с энергиями в десятки и сотни электрон-вольт. Эти вторичные частицы вызывают ионизацию и диссоциацию молекулярного азота, что приводит к появлению N2*, N+, N; затем N+ и N вступают в реакцию с О2 или 0₃, образуя окись азота N0. Эти процессы идут под действием галактических лучей постоянно, но во время сильных ППШ образуется больше N0, чем в течение года за счет галактических космических лучей. Следовательно, для широт более 60° явления в полярной шапке являются важным источником атмосферной окиси азота. Вследствие повышения концентрации окиси азота уменьшается количество озона в стратосфере в результате следующих реакций:

NO О3 NO2 -J-* О2

N0₂+ О-*» N0 + 0₂

О3 -f- О 2O2

Заключение

 

Солнечная вспышка - одно из главных событий активности Солнца. Солнечные вспышки начально были обнаружены в виде внезапного увеличения яркости солнечной хромосферы, отчего и получили название хромосферные вспышки, однако впоследствии выяснилось, что это комплекс явлений ( всплески радиоизлучения, (протонные) вспышки космических лучей, рентгеновское и гамма-излучение, корональные выбросы массы и пр.).
Вспышка длится от нескольких до нескольких десятков минут в течение которых суммарное выделение энергии достигает 10²⁵-10²⁶ Дж ( (10³¹ – 10³² эрг).

Солнечные вспышки - массовые изгнания от поверхности Солнца, вызванного непосредственной пересвязью линий магнитного поля. Солнечные вспышки настолько сильны, что они были бы способны к сожжению всех континентов, если бы Земля находилась близко к ним. Солнечные вспышки создают опасность для астронавтов из-за энергичных частиц, которые выпускают на большие расстояния.

Как некоторые другие энергичные астрономические события, солнечные вспышки выпускают массивное количество энергии через весь электромагнитный спектр, от самого длинного — радио длины волны к самому короткому — гамма - лучи длины волны. Солнечные вспышки имеют тенденцию происходить в активных областях вокруг пятен и их настройках по частоте интенсивность пятен в любой момент времени, располагаясь между одним разом в неделю к нескольким дням. Солнечные вспышки достаточно способны временно разрушить радиосвязь дальнего действия на Земле.

Солнечные вспышки связаны с Изгнаниями Массы Кроны, другим типом звездных явлений, посредством чего большие количества солнечной атмосферы изгнаны в космос на больших скоростях. В солнечной вспышке электроны, протоны, и тяжелые ионы могут быть ускорены к скоростям близко к тому из света. Для неудачного астронавта вне атмосферы Земли и недостатка в достаточном ограждении, это могло означать мгновенную смерть. Поэтому, ученые очень озабочены изучением солнечных вспышек, таким образом они могли бы лучше предсказать их.

Первые солнечные вспышки наблюдались в 1856 как яркие вспышки на краях пятен. Относительно размера Солнца непосредственно, солнечные вспышки являются весьма маленькими, но относительно Земли и других планет, они являются большими. Энергичные частицы, выпущенные солнечными вспышками, способствуют созданию красивого северного сияния.

Солнечные вспышки вызывают выпуск большого каскада частиц, известных как протонный шторм, который является тем, что может быть опасным для астронавтов. Несколько десятилетий назад, считалось, что протонные штормы могли только поехать приблизительно с 8 % скорость света, теоретически давая астронавтам два часа, чтобы достигнуть убежища в случае наблюдаемой солнечной вспышки. Но недавно, в 2005, протонный шторм наблюдался, достигая близости Земли спустя только 15 минут после начального наблюдения. Это увеличивает солнечный риск вспышки для астронавтов, и обеспечивает проблему проекта для инженеров, проектирующих космический корабль дальнего действия, таких как поездки к Марсу.

 

Список рекомендуемой литературы

 

De Jager, С. and Svestka, Z. (1969) Solar Flares and Space Research (North-Holland) particularly the articles by De Jager and Hultqvist.

Le Galley, D. P. and Rosen, A. (1964) Space Physics (Wiley) Chapter 16 (Jle Гэлли Д. П., Розен А. (ред.). Космическая физика.— М.: Мир, 1966). McIntosh, P. S. and Dryer, М. (1972) Solar Activity Observations and Predictions (MIT Press) particularly the articles by Svestka and Sturrock.

De Feiter, L. D. (1976) Chromospheric flares or chromospheric aurorae? Space Sci. Rev. 17, 181.

Obayashi, T. (1976) Energy build-up and release mechanisms in solar and auroral flares, Space Sci, Rev. 17, 195.

N a gat a, T. (1976) Auroral flares and solar flares, Space Sci. Rev. 17, 205. Kavanagh, L. D., Schardt A. W. and Roelof, E. C. (1970) Solar wind and solar energetic particles: properties and interactions, Rev. Geophys. Space Phys. 8, 389.

Lanzerotti, L. J. (1972) solar energetic particles and the configuration of the magnetosphere. Rev. Geophys. Space Phys. 10, 379.

Scholer, M. (1976) Transport of energetic solar particles on closed magneto- spheric field lines, Space Sci. Rev. /7, 3.

Zmud a, A. J. and Potemra, T. A. (1972) Bombardment of the polar-cap ionosphere by solar cosmic rays, Rev. Geophys. Space Phys. 10, 981.

M i t r a, A. P. (1975) D-region in disturbed conditions, including flares and energetic particles, /. Atmos. Terr. Phys. 37, 895.

Hoffmann, D. J. and Sauer, H. H. (1968) Magnetospheric cosmic-ray cutoffs and their variations, Space Sci. Rev. 5, 750