книги из ГПНТБ / Омхольт, А. Полярные сияния

15° от геомагнитного полюса соответственно на ночной и дневной сторонах Земли и расширяется с усилением гео­ магнитной активности (детальное описание морфологии полярных сияний и суббурь см. в [7]). Отдельные дуги полярных сияний, по-видимому, ориентированы вдоль овала полярных сияний [1, 49]. Акософу (частное сообще­ ние) получил аналогичный результат при наблюдениях с борта самолета, летящего вдоль овала*. Кроме того, по­ лярные сияния на дневной стороне овала чаще бывают крас­ ного цвета, что указывает на нх большие высоты [8]. Уста­ новлено, что, по-видимому, существует также зона слабого вторжения мягких частиц в овале и около него на дневной стороне, простирающаяся на «5° к экватору от овала, а еще дальше к экватору от нее имеется зона вторжения более жестких частиц [22, 44, 51].

Существует, по-видимому, сопряженность в картине авроральных явлений в северном и южном полушариях [7, И, 17, 35, 36], хотя сопоставление деталей предпола­ гает сильные возмущения геомагнитного поля и нарушения положения сопряженной точки, вычисленного для спо­ койных периодов.

Зоны полярных сияний, которые ранее изучались с большим энтузиазмом, являются зонами максимальной частоты появления сияний при наблюдениях из фиксиро­ ванной точки -на поверхности Земли. Однако такая стати­ стическая обработка фактически интегрирует все полярные сияния, наблюдаемые из какой-либо географической точ­ ки, как по местному геомагнитному, так и по всемирному времени. Если бы геомагнитное поле было дипольным, то частота появления сияний зависела бы только от геомаг­ нитной широты [37]. Тот факт, что классические зоны по­ лярных сияний не круговые, отражает факт, что диполь­

* Расположение протяженных дуг полярных сияний вдоль овала изучалось при полетах самолетов с камерами полного об­ зора неба на борту в 1969—1971 г. [S.-7. Akasofu, D. S. Kimball, J. Buchau, R, W. Gowell, J. Geophys. Res., 77, 4233 (1972)].— Прим, ped.

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ И ПРИЧИНЫ ПОЯВЛЕНИЯ ПОЛЯРНЫХ СИЯНИИ 31

ное приближение не вполне справедливо. По этой при­ чине L или A l — более подходящие координаты, чем ди­ польная широта. Действительно, зоны полярных сияний следуют вдоль линий L = const с хорошим приближением.

Другое усложнение при этом простом методе описания и изучения суббурь полярных сияний обусловлено тем, что Солнце обычно не располагается в геомагнитной эква­ ториальной плоскости. Из-за наклона оси вращения Земли относительно плоскости орбиты (23°) и несовпадения осей вращения Земли и геомагнитного диполя (11°) направ­ ление на Солнце может в течение года отклоняться до ±34° от геомагнитной экваториальной плоскости. Эти два эффекта вызывают усиление суточных и сезонных вариаций, которые можно изучить статистически, если произвести соответствующее разделение данных.

Наиболее существенны, по-видимому, сезонные вариа­ ции, связанные с изменением угла между осью геомагнит­ ного диполя и направлением Земля — Солнце. Вариации в положении овала при изменении направления оси диполя наблюдали Фельдштейн и Старков [2].

При рассмотрении отдельного аврорального явления полезно отметить также, что вариация с всемирным вре­ менем UT включает также компоненты, обусловленные 11летним циклом солнечной активности и тенденцией к 27-дневной повторяемости, связанной с периодом вращения Солнца.

1.2.3. Среднеширотные красные дуги. На больших высотах наблюдаются иногда красные дуги, называемые также М-дугами, которые появляются в средних широтах и которые, вероятно, должны быть отнесены к полярным сияниям. Красная дуга является субвизуальным широким образованием, вытянутым вдоль геомагнитной параллели. Излучение ее монохроматично в красных линиях [01] на 6300 и 6364 А- Эти дуги были впервые обнаружены Барбье [10] в 1958 г. и интенсивно изучались в последующие годы

[20, 21, 24, 25, 33, 39—41]*. Высота красных дуг больше

меняется с уровнем геомагнитной активности, тогда как размеры области свечения заметно не меняются. Суточный максимум интенсивности обычно составляет от 1 до 1 0 килоэрлей, а минимум в 5 раз слабее. Измерения Сэндфорда про­ водились во время МГГ, в период высокой солнечной ак­ тивности. Изер [18], проводивший наблюдения на высотном самолете в 1968 г., не обнаружил такой эмиссии на Al ~

80° с. ш. По наблюдениям в Антарктике в 1963 г. Сэндфорд [48] также отметил значительно меньшую интенсив­ ность. Это свидетельствует о том, что интенсивность мантий­ ных сияний и, возможно, их протяженность зависят от солнечной активности.

1.3. Поведение частиц: отражение, поглощение и рассеяние

1.3.1. Эффекты отражения. Мы не будем детально рас­ сматривать механизмы инжекции частиц полярных сияний, а ограничимся некоторыми особенностями и аспектами этих механизмов, которые существенны для интерпрета­ ции оптических наблюдений. Важность магнитного отра­ жения частиц в этом отношении ограниченна, но, чтобы изу­ чить свойства вторгающихся частиц по оптическим данным, желательно иметь некоторые основные сведения о траек­ тории частиц как в атмосфере, так и непосредственно над ней.

Важное значение имеет теорема Лиувилля, устанавли­ вающая, что плотность частиц в фазовом пространстве постоянна вдоль траектории частиц. Это значит, что если на данной силовой линии имеет место изотропное распре­ деление по питч-углам на некотором расстоянии от Земли, то распределение остается изотропным по мере приближения частиц к Земле, а поток частиц не зависит от схождения силовых линий магнитного поля. (Уменьшение сечения силовой трубки компенсируется отражением частиц с боль­ шими питч-углами.) Таким образом, соотношение между ин­ тенсивностью полярного сияния и потоком частиц на боль­ ших расстояниях от Земли не зависит от локальных ано­ малий магнитного поля. Кроме того, требование изотропии относится только к тем частицам, которые достигали ат­ мосферы, а не к тем, которые отразились на больших высо­

36 ГЛАВА 1

ждения потока в атмосферу со свечением полярных сияний и увеличением ионизации в ионосфере. Для электронов необходимо рассматривать как рассеяние, так и потери энергии вследствие неупругих столкновений, чтобы полу­ чить правильный результат. Значительно более тяжелые протоны испытывают только небольшое рассеяние по питчуглам при соударениях, поэтому результирующее изме­ нение питч-угла будет невелико. Поскольку частицы будут продолжать двигаться по винтовой траектории вокруг той же магнитной силовой линии, независимо от изменений питч-угла, геометрия полярного сияния будет отражать геометрию поперечного сечения потоков. На сечение на­ кладывается ограничение, связанное с гирорадиусом, ко­ торый для первичных частиц полярных сияний равен по порядку величины от 1 до 1 0 м для электронов и от 1 0 0 до 1 0 0 0 м для протонов.

При достаточно детальном знании основных физических процессов, приводящих к появлению свечения, атмосферу можно использовать как анализатор потока первичных частиц. Однако возникают неопределенности, обусловлен­ ные тем, что как питч-угол, так и энергия определяют вы­ соту в атмосфере, на которой расходуется энергия частицы. Несмотря на это, можно получить полезную информацию, изучая свечение полярных сияний, их высотное распре­

4.Akasofu S.-I., J. Geophys. Res., 68, 1667 (1963).

5.Akasofu S.-I., Planet. Space Sei., 12, 273 (1964).

6.Akasofu S.-I., Space Sei. Rev., 4, 498 (1965).

7.Akasofu S.-I., Polar and magnetic substorms, Reidel Publ. Co., Dordrecht, 1968. (Русский перевод: С. Акасофу, Полярные и

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ И ПРИЧИНЫ ПОЯВЛЕНИЯ ПОЛЯРНЫХ СИЯНИИ 37

10. Barbier D., Ann. Geophys., 14, 334 (1958).

11.Bond F. R., Austral. J. Phys., 22, 421 (1968).

12.Chamberlain J. IP., Physics of the Aurora and Airglow, Acad. Press, New York, 1961. (Русский перевод: Дж. Чемберлен,

Физика полярных сияний и излучения атмосферы, ИЛ, М., 1963.)

13.Chapman S., in Aurora and Airglow, ed. В. M. McCormac, Rein­ hold Publ. Co., 1967.

14.Chapman S., in Atmospheric Emissions, eds. В. M. McCormac, A. Omholt, Van Nostrand Reinhold Co., 1969.

15.Davis T. N., J. Geophys. Res., 67, 59 (1962).

16.Davis,T. N., in Aurora and Airglow, ed. В. M. McCormac, Rein­ hold Publ. Co., 1967.

17.Davis T. N., Nielson H. C. S., Olson H. C., Langloiz R. J., in

Annual Report, Geophysical Institute, Alaska 1968—69, 1969.

18.Eather R. H., J. Geophys. Res., 74, 153 (1969).

19.Eather R. H., Akasofu S.-I., J. Geophys. Res., 74, 4794 (1969).

20.Elvey С. T., in Auroral Phenomena, ed. M. Walt, Stanford, 1965.

21.Glass N. IP., Wolcott J. H., Wakefield R. L., Peterson R. IP., Airborne observations of the night airglow, Preprint

LA-DC-10557, Los Alamos Scientific Lab., 1970.

22. Hartz T. R., Brice N. M., Planet. Space Sei., 15, 301 (1967).

23.Hess IP. H., The Radiation Belt and Magnetosphere, Blaisdell Publ. Co., 1968 (Русский перевод: В. H. Хесс, Радиационный пояс и магнитосфера, Атомиздат, М., 1972.)

24.Hoch R. J., Clark К. С., J. Geophys. Res., 75, 2511 (1970).

25.Hoch R. J., Marovich E., Clark K. C., J. Geophys. Res., 73, 4213 (1968).

26.Hultqvist B., Rev. Geophys., 7, 129 (1969). (Русский перевод:

Физика магнитосферы, изд-во «Мир», М., 1972, стр. 162.)

27.Ichikawa Т., Kim J. S., J. Atmosph. Terrest. Phys., 31, 547 (1969).

33.Marovich E., ESSA Tech. Rep. IER 16-ITSA 16 Boulder, 1966.

34.Mcllwain С. E., Space Sei. Rev., 5, 585 (1966).

35.Nielsen H. C. S., Davis T. N., Trans. Amer. Geophvs. Union, 51, 395 (1970).

36.Nielsen H. C. S., Davis T. N., Gtass N. B., Report to the 51st

Annual Meeting of AGU, April 1970 (Conjugacy in the gross struc­ ture of visual aurora during magnetically disturbed periods), 1970.

37. Omholt A., in Introduction to Solar Terrestrial Relations, eds.

J.Ortner, H. Maseland, Reidel Publ. Co., 1965.

38.Pfitzer K. A., Lezniak T. IP., Winckler J. R., J. Geophys. Res., 74, 4687 (1969).

39. Roach F. E., Roach J. R., Planet. Space Sei., 11, 523 (1963).

40.Roach F. E., Smith L. L., in Aurora and Airglow, ed. В. M. McCormac, Reinhold Publ. Co., 1967.

41. Roble R. G., Hays P. B., Nagy A. F., Planet. Space Sei., 18,

431(1970).

42.Roederer J. G., in Earth’s Particles and Fields, ed. В. M. McCor­ mac, Reinhold Publ. Co., 1968, p. 193.

43.Roederer J. G., Dynamics of Geomagnetically Trapped Radia--

49.Sievwright \\7. A4., Planet. Space Sei., 17, 421 (1969).

50.Stürmer C., The Polar Aurora, Oxford, Clarendon Press, 1955.

51.Whalen J. 71., Trans. Amer. Geophys. Union, 51, 370 (1970).

Глава 2

Электронные полярные сияния: основные характеристики и излучение

2.1.Введение

Вэтом разделе будет рассмотрено использование дан­ ных о свечении полярных сияний для изучения первичных электронов, обусловливающих сияния, т. е. будут рас­ смотрены свойства атмосферы на основе анализа ее взаи­ модействия с авроральными электронами.

Хорошо известно, что протоны дают вклад в свечение полярных сияний, но эта проблема будет изложена в гл. 3. Здесь мы ограничимся только рассмотрением электронов. Сначала будет описано возбуждение свечения воздуха энергичными электронами как с теоретической, так и эк­ спериментальной точки зрения, затем будет рассмотрено,

как, исходя из этой информации, можно получить сведения о первичных электронах на основе данных о свечении поляр­ ных сияний и их высотном распределении в атмосфере*. Наконец, будет дано описание геометрии и динамики элек­ тронных полярных сияний. .

Спектр полярного сияния содержит большое число эмиссионных линий и полос, которые принадлежат главным образом атомам и молекулам азота и кислорода. Описание спектра и рассмотрение основных меахнизмов возбуждения дано в гл. 4 и 5. Однако необходимо подчеркнуть две осо­ бенности. Одна из них состоит в том, что полосы первой отрицательной системы №+ (среди которых наиболее силь­

* Искусственные полярные сияния возбуждались при помощи ускорителя, установленного на ракете [см. серию рефератов в

Trans. Amer. Geophys. Union, 51, 394 и 395 (1970)]. Возможно, уско­ ритель окажется полезным инструментом для непосредственного изучения воздействия быстрых электронов на верхнюю атмосферу.