Контрольная работа: Солнце, его физические характеристики и воздействие на магнитосферу Земли
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), иF, 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)Ro 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) Ro. 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.
Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6 |