книги из ГПНТБ / Омхольт, А. Полярные сияния

Рис. 2.7. Складки в дугах полярных сиянии вблизи магнитного зенита. Фотография охватывает область я=30 км [32].

порядка 1—10 км, возможно, объясняются теорией пуч­ ковой неустойчивости. Однако крупномасштабные складки и завитки (100 км), очевидно, более редки и к ним непосред­ ственно неприменимо объяснение в рамках теории пучковой неустойчивости.

Акасофу и др. [11] рассматривали движущийся к западу изгиб, который возник во время магнитосферной суббури 3 марта 1968 г. По отсутствию каких-либо следов эмиссии Hß и по интенсивности линии [Ol] X 5577 они сделали вы­ вод, что первичными частицами были в основном электро­ ны с потоком, равным 4-10° (см2-с)-1, в предположении, что средняя энергия электрона была 5 кэВ. Верхний пре­ дел для потока протонов составлял 107 (см2-с)-1. На этом основании и на основании магнитограмм 70 станций в северном полушарии была проанализирована токовая сис­ тема в магнитосфере, связанная с этой суббурей. Этот

анализ является прекрасным примером того, как тщатель­ ные и не слишком сложные наземные наблюдения могут стать полезной основой для крупномасштабного анализа сияния как магнитосферного явления.

Изучение структуры и движений, которые возникают в искусственных ионных облаках, выбрасываемых в ионо­ сферу во время сияний и в спокойных условиях, могут также пролить свет на явление полярного сияния. Если даже источники, обусловливающие явления в ионных обла­ ках и сияниях, находятся в разных областях — в ионо­ сфере и магнитосфере, то связь между этими двумя облас­ тями должна быть сильная.

Полярное сияние предоставляет возможность, до сих пор не использованную, измерять ветры и диффузию в верхней атмосфере. Как упоминалось, наблюдаемые дви­ жения форм сияний обусловлены не атмосферными движе­ ниями, а изменениями в пучке вторгающихся частиц, так как свечение возникает в том месте, где происходят столк­ новения первичных частиц. Однако это несправедливо для эмиссий метастабильных атомов или молекул. Вслед­ ствие их сравнительно большого времени жизни (разд. 5.2) возбужденные частицы могут переноситься атмосферными ветрами на значительные расстояния, прежде чем произой­ дет высвечение. Например, если ветер со скоростью 100 м/с пересекает луч сияния, то зеленая линия кислорода X 5577, испускаемая атомами О (1S) со средним временем жизни 0,7 с (разд. 5.4), будет излучена на расстоянии в

тивирующих столкновений, разд. 5.2 и 5.4) излучится на расстоянии 11 км. Это выглядит не как смещение луча как такового в зеленом и красном свете, а как размывание луча на одной стороне с падением интенсивности в е раз на расстояниях, которые были указаны выше. На больших высотах диффузия также будет способствовать смазыванию лучистой структуры. Несколько предварительных изме­ рений [37] указали, что эффекты диффузии действительно измеримы по линии X 6300. Было обнаружено, что некото­ рые лучи полярного сияния, когда они наблюдаются в свете линии X 6300, оказываются примерно на 1 км шире,

62 ГЛАВА 2

чем в свете X 4278. Этот результат согласуется с современ­ ными представлениями о диффузии.

Подобные измерения эмиссий метастабильных возбуж­ денных ионов дали бы комбинированный эффект ветра и диффузии, так же, как эффект Холла, одновременно в элек­ трическом и магнитном полях. Напряженность электричес­ кого поля 0,1 В/м перпендикулярно магнитному дает скорость дрейфа около 2 км/с. Таким образом, из этих изме­ рений можно также получить информацию об электричес­ ком поле.

Хотя такие измерения достаточно трудны для осуще­ ствления, благодаря быстрому прогрессу техники они могли бы стать полезными в обозримом будущем.

Если электрическое поле значительно, то луч поляр­ ного сияния не был бы точно расположен вдоль магнит­ ной силовой линии. Вторгающиеся электроны будут дрей­ фовать перпендикулярно магнитному полю в направлении Е X В. Тогда отклонение пучка от силовой линии магнит­ ного поля дается соотношением между скоростью дрей­ фа и скоростью вдоль силовой линии. При электрическом поле 0,1 В/м, перпендикулярном магнитному, скорость дрей­ фа равна «20 м/с, и угол отклонения становится незна­ чительным, тогда как первичные электроны могут иметь скорости ІО7 м/с и более вдоль магнитного поля.

2.7. Широтные вариации высот полярных сияний

Имеют место не только широтные вариации полной интенсивности и общей частоты появления полярных сия­ ний, но и относительного распределения различных типов сияний и средних высот. На основе более чем 12 000 изме­ рений высот сияний, которые произвел Штёрмер [73], Эгеланд и Омхольт [27] обнаружили, что лучи, расположенные главным образом высоко в атмосфере, чаще наблюдаются на высоких широтах, чем на низких. Другой отличитель­ ной чертой распределения является сравнительно высокая частота появления пульсирующих полярных сияний на низких широтах. Таким образом, наблюдается переход от лучистых дуг и полос к драпри по мере перемещения от высоких широт к низким.

Рис. 2.8. Средние высоты спокойных дуг полярного сияния в функции широты в северном полушарии. Кружки — данные Штёрмера с учетом всех данных измерений [27, 28]. Крестики — высоты максимума свечения [17].

Это изменение с широтой частоты появления различных форм отражает среднюю высоту измеряемых деталей поляр­ ных сияний, которая увеличивается с ростом геомагнитной широты^ Эти вариации различны для разных форм сияний и для каждого данного типа сияний выражены значительно слабее [27, 28].

На геомагнитных широтах больше примерно 70° уве­ личение высот сияний выражено более резко. Старков [6] нашел, что высоты нижнего края большей части сияний, возникающих между 75 и 76° с. ш. над Шпицбергеном, соответствовали интервалу от 145 до 180 км с максимумом распределения около 175 км. По измерениям высоты мак­ симума свечения в спокойных дугах сияний параллакти­ ческим методом было обнаружено [17] постоянное возрас­ тание средней высоты от л; 120 км на 68° с. ш. до 164 км на 72° с. ш. Эти данные вместе с аналогичными данными Эгеланда и Омхольта [27, 28], полученными по измерениям Штёрмера, показаны на рис. 2.8. Данные Штёрмера пред­ ставляют собой средние значения из всех точек, измеренных в однородных дугах в основном на нижней границе.

ложил, что могут иметь место вариации, связанные с солнечной активностью.

Результаты спектральных наблюдений (разд. 4.3) так­ же указывают, что высокие сияния более заметны на высо­

(п. 1.2.2.).

Имеется несколько указаний на существование двух пиков в высотном распределении сияний (см. [17, 48]), но не ясно, являются ли эти результаты статистически зна­ чимыми или вызваны наблюдательными эффектами.

7.Фельдштейн Я- И., Исаев С. И., Лебединский А. И., Ann. 1QSY, 4, Solar Terrestrial Physics: Solar Physics, The MIT Press, Cambridge, 1969, p. 311—348.

8.Aarts J. F. M., de Heer F. J., Vroom D. A., Physica, 40, 197 (1968).

9.Akasofu S.-I., J. Atmosph. Terrest. Phys., 21, 287 (1961).

10.Akasofu S.-I., J. Atmosph. Terrest. Phys., 25, 163 (1962).

11.Akasofu S.-I., Eather R. H., Bradbury J. N., Planet. Space Sei., 17, 1409 (1969).

12.Akasofu S.-I., Kimball D. S., J. Atmosph. Terrest. Phys., 26, 205 (1964).

13.Anger C. D., in Aurora and Airglow, ed. В. M. McCormac, Rein­ hold Publ. Co., 1967.

14.Baker K- D., The Birkeland Symposium on Aurora and Magnetic Storms, eds. J. Holtet, A. Egeland, 1968, p. 325.

15.Belon A. E., Romick G. J., Rees M. H., Planet. Space Sei., 14, 597 (1966).

16.Biondi M. A., Canadian J. Chem., 47, 1711 (1969).

17.Boyd J. S., Thesis Univ. ot Alaska, College, 1969.

52.McConkey J. W., Woolsey J. M., Burns D. J., Planet. Space Sei., 15, 1332 (1967).

53.McDiarrnid I. B., Budzinsky E. E., Canadian J. Phys., 42, 2048 (1964).

54.McEwen D. J ., Montalbetti R., Canadian J. Phys., 36, 1593 (1958).

55.McNamara А. G., Canadian J. Phys., 47, 1913 (1969).

56.Mhseide K-, Planet. Space Sei., 15, 899 (1967).

57.O'Brien В. J., in Aurora and Airglow, ed. B. M. McCormac, Rein­ hold Publ. Co., 1967.

58.Omholt A., in Electromagnetic Wave Propagation, eds. M. Desi-

rant, J. L. Michiels, Acad. Press, 1960.

59. Omholt A., Planet. Space Sei., 9, 285 (1962).

60.Omholt A., Berger S., in Studies of Morphology, Structure andjDynamics of Aurora, Final Report Contract AF 61-(052)-680, 1964.

61.Philpot J. L„ Hughes R. H., Phys. Rev., 133A, 107 (1964).

62.Pierce J. R., IRE Trans. Electron Devices, 3, 183 (1956).

63.Rees M. H., Planet. Space Sei., 11, 1209 (1963).

64.Rees M. H . Planet. Space Sei., 12, 722 (1964).

65.Rees M. H Planet. Space Sei., 12, 1093 (1964).

66.Rees M. H Space Sei. Rev., 10, 413 (1969).

67.Sheridan IF. F., Oldenberg, Carleton N. P., Abstr. 2nd Int. Conf.

71.Stewart D. T., Proc. Phys. Soc., A69, 437 (1956).

72.Stoffregen IF., J. Atomsph. Terrest. Phys., 21, 257 (1961).

75.Ulwick J. C., in Aurora and Airglow, ed. В. M. McCormac, Rein­ hold Publ. Co, 1967.

76.Walt M., in Aurora and Airglow, ed. В. M. McCormac, Reinhold Publ. Co., 1967.

77.Webster H. F., J. Appl. Phys., 28, 1388 (1957).

78.Wedde T., Thesis. Univ. of Oslo, Internal Report E-162, Nor­ wegian Defence Research Establishment, 1970.

79.Whalen B. A., McDiarmid /. B., J. Qeophys. Res., 75, 123 (1970).

Глава 3

Протонные полярные сияния

3.1. Введение

Линии водорода в спектре полярного сияния впервые обнаружил Вегард в 1939 г. [78, 79]. Он установил, что линии а (3—2) и ß (4—2) серии Бальмера (На 6563 Â й Hß 4861 Â) время от времени появлялись в спектре, и за­ ключил, что эти линии обусловлены потоками атомов во­ дорода или протонов, которые иногда вторгаются в земную атмосферу во время полярных сияний. Позднее он нашел, что в одном случае линия Hß была смещена примерно на 5 Â в сторону коротких длин волн и объяснил это тем, что свечение вызвано протонами, которые, приближаясь к Земле со значительной скоростью, нейтрализовались и воз­ буждались при столкновениях с атомами и молекулами ат­ мосферы [80].

Мейнел [49] обнаружил, что линии водорода появлялись на спектрограммах полярных сияний в зените над Йеркской обсерваторией, и впервые произвел детальное изучение профилей этих линий, которые показывали значительное допплеровское смещение и уширение. В то же время ряд исследователей [40—42, 82] получили хорошие спектры, которые дали результаты, согласующиеся с наблюдениями Мейнела.

На рис. 3.1 представлена серия спектров, полученных при помощи фотоэлектрического фотометра в Кируне, на которых можно видеть большое допплеровское смещение и вариации интенсивности На по сравнению с полосами пер­ вой положительной системы N2 .

Во многих наблюдениях так же, как при лаборатор­ ных измерениях и теоретических исследованиях, делались попытки использовать водородную эмиссию как средство

3*

получения полной

информации о вторжении протонов во время сияний.

В первой части этой главы (разд. 3.2) будет намечена

в общих чертах основа для интерпретации характеристик водородной эмиссии, таких, как абсолютная и относитель­ ная интенсивность, допплеровский профиль линии и вы­ сотное распределение. Эта работа главным образом теоре­ тическая, базирующаяся на основных параметрах, полу­ ченных в лаборатории. В разд. 3.3 мы рассмотрим, что можно извлечь из наблюдений.

3.2.Теория водородной эмиссии

3.2.1.Протоны полярных сияний, солнечный ветер и магнитосфера. Во время протонного полярного сияния поток протонов при типичной для Hß интенсивности 100

рэлей (ср. табл. 3.3) составляет по' порядку величины ІО7 (см2-с)-1 [возможно, до 108 (см2-с)“1] с учетом того, что излучается несколько фотонов Hß на протон в зависимости от энергии (ср. табл. 3.1). Энергии протонов сияния обычно порядка 1—100 кэВ, и наиболее вероятным их источником является солнечный ветер. Из теоремы Лиувилля следует, что такая же, как и наблюдающаяся в полярном сиянии, интенсивность протонов должна исходить из области маг­ нитосферы, где медленные протоны плазменного слоя прев­ ращаются в быстрые протоны сияний, при условии, что возникающее угловое распределение интенсивности изо­ тропно и первый адиабатический инвариант сохраняется от места ускорения частиц до атмосферы. Под интенсив­ ностью мы понимаем поток частиц через поверхность, перпендикулярную вектору скорости; этот поток часто также называют направленным потоком. В этой книге рассматривается поток частиц через поверхность, перпен­ дикулярную направлению магнитного поля. Первона­ чальный источник частиц, солнечный ветер, имеет харак­ терную интенсивность ІО8 частиц/(см2-с) (см., например, [70]). Поэтому количественная сторона проблемы, каса­ ющейся источника протонов полярных сияний, не вызывает трудностей, хотя точный механизм ускорения не известен.

С учетом геометрических факторов Изер [32] сделал заключение, что гораздо меньше 1 % протонов, поступаю­ щих в магнитосферу, необходимо превратить в протоны