книги из ГПНТБ / Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник

На диске Солнца может наблюдаться одновременно несколь­ ко центров активности. Они возникают независимо и продолжи­ тельность жизни у них может быть различной. Многие центры активности живут недолго, всего несколько недель, другие мо­ гут существовать 100—200 суток и даже дольше. Число центров активности зависит от относительного числа солнечных пятен, значит, и от фазы солнечного цикла. Они могут занимать до '/ю площади видимой полусферы Солнца.

Солнечная активность — это совокупность физических явле­ ний, происходящих на Солнце. Поскольку они происходят пре­ имущественно в центрах активности, то солнечная активность непосредственно связана с количеством и интенсивностью цент­ ров активности на Солнце.

Солнечная активность так же, как и количество солнечных пятен, претерпевает циклические колебания со средним периодом в 11 лет. Этот период 11-летнего солнечного цикла часто назы­ вают 11-летним циклом солнечной активности.

Для количественной характеристики уровня солнечной актив­ ности используют различные числовые показатели — индексы солнечной активности.

Наиболее часто используются упоминавшиеся выше числа Вольфа и суммарные площади солнечных пятен или кальциевых флоккулов (см. § 3). В последние годы многие исследователи при изучении влияния Солнца на процессы в верхней атмосфере в ка­ честве индекса солнечной активности используют величину пото­ ка солнечного радиоизлучения на какой-либо длине волны сан­ тиметрового и дециметрового диапазонов.

Сопоставление потоков солнечного радиоизлучения и относи­ тельного числа солнечных пятен, проведенное И. М. Шваревым на материалах 1958—1964 гг., показало, что ход кривой сглажен­

ного среднемесячного потока радиоизлучения на X= 8 см (R ) хорошо повторяет ход кривой среднемесячных сглаженных отно­

сительных чисел солнечных пятен W (коэффициент корреляции г = 0,98). Корреляционная связь между указанными характери­ стиками выражается соотношением

F = 70,8 + 0-84 Г , (4.1)

где F в единицах 10~22 вт/м2-гц.

Таким образом, величина потока радиоизлучения Солнца на X= 8 см может быть также хорошим показателем уровня сол­ нечной активности. Однако в качестве индекса удобнее прини­ мать безразмерную величину, равную отношению радиопотока в данный момент к радиопотоку в период минимума солнечной

Fa

активности, т. е. отношение -=—, где F0&= 75 вт/м2 • гц.

■*08

20

Индекс -=г- может быть рассчитан и по потоку радиоизлуче- '08

ния Солнца на другой длине волны.

Преимуществом нового индекса солнечной активности являют­ ся его объективность, простота и независимость определения от метеорологических условий. В настоящее время этот индекс ши­ роко используется в динамических моделях верхней атмосферы.

На определенных этапах своего развития центры активности могут являться геоактивными, т. е. становиться способными ока­ зывать влияние на физическое состояние атмосферы Земли и околоземного космического пространства. Это обусловлено тем, что центр активности в определенные периоды своего развития более интенсивно излучает в космическое пространство ультра­ фиолетовую, рентгеновскую и корпускулярную радиации, а так­ же радиоволны и иногда космические лучи. Эти добавочные из­ лучения приводят к возникновению целого ряда существенных физических процессов в космическом пространстве, в верхних и даже нижних слоях земной атмосферы.

Рассмотрим кратко основные характеристики и -временную изменчивость коротковолнового и корпускулярного излучений Солнца, называемых геоактивными излучениями.

§ 5. КОРОТКОВОЛНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА

Солнце, как почти абсолютно черное тело, имеет спектр излу­ чения, простирающийся до бесконечности как в длинноволновом, так и в коротковолновом направлениях.

Рис. 1.3. Наблюдаемое распределение энергии в спектре Солнца от рентгеновской до далекой ИК-области

О

ность энергии / на ДХ= 1А дана на расстоянии в 1 а.е. от Солнца.

21

Штриховая линия с точками соответствует излучению абсо­ лютно черного тела при Т = 6000°К- В рентгеновской области пунктиром показаны возможные изменения интенсивности излу­ чения в зависимости от солнечной активности. Вертикальная ли­ ния — граница пропускания земной атмосферы.

Из хода кривой распределения энергии видно, что, начиная

Источниками коротковолнового излучения являются верхняя часть хромосферы, переходная зона между хромосферой и коро­ ной и солнечная корона. Если в ультрафиолетовое излучение ос­ новной вклад вносят верхняя хромосфера и переходная зона меж­ ду короной и хромосферой, то рентгеновское излучение Солнца имеет целиком корональное происхождение. Области повышен­ ной рентгеновской яркости совладают с флоккульными полями. Яркость такой области примерно на порядок превосходит яркость «невозмущенного» фона хромосферы.

По подсчетам Г. С. Иванова-Холодного и Г. М. Никольского, 90% коротковолнового излучения в период высокой солнечной активности исходит из центров активности, занимающих около 7ю поверхности Солнца.

В табл. 1.4 приведены вклады различных областей солнечной

22

Хинтереггер считает, что среднее значение потока в ближней ультрафиолетовой области остается постоянным в течение сол­

нечного цикла. Для области спектра X< 1300 А имеют место долгопериодические изменения потока, связанные с циклом сол­ нечной активности, и короткопериодические вариации, обуслов­ ленные солнечными вспышками.

К настоящему времени с помощью ракет и ИСЗ получено до­ статочно большое количество спектрограмм и проведены много­ численные измерения интенсивности коротковолнового излуче­ ния в различных участках спектра.

Спектрограммы показали, что коротковолновый участок сол­ нечного спектра имеет следующие особенности:

О

а) в области X= 2900 -г-2000 А наблюдается непрерывный спектр с линиями поглощения, подобный видимой части спектра;

О

б) в области X= 2000-т-1500 А непрерывный спектр резко ос­ лабевает до остаточной интенсивности фраунгоферовых линий; появляются первые эмиссионные линии, наиболее яркой из кото-

О

рых является линия ионизированного гелия Не II (X = 1648 А);

О

в) в области X= 1500-Г-800А характер спектра качественно меняется; непрерывный спектр прослеживается очень слабо; фраунгоферовы линии полностью исчезают и спектр в основном ярко­ линейчатый; наиболее яркими линиями являются резонансная

этой области является линия иона гелия Не II (X = 303,8 А). Осредненные результаты измерений интенсивности коротко­

волнового излучения Солнца приведены в табл. 1.5.

Т а б л и ц а 1.5

Относительная интенсивность потока коротковолнового излучения-Солнца

П р и м е ч а н и е . В таблице дана суммарная относительная интенсивность излучения наиболее интенсивных линий в различных участках спектра.

23

Наиболее яркой линией всего коротковолнового участка сол­ нечного спектра является резонансная линия водорода La

О

(X = 1215,7А). В табл. 1.5 интенсивность этой линии условно принята равной 1000.

Наиболее интенсивные временные изменения потока радиа-

О

ции происходят в рентгеновской области спектра (X < 100 А).

По данным измерений, выполненных с помощью ИСЗ за вре­ мя максимума солнечной активности в 1958 г. до ее минимума

О

в 1964 г., интенсивность рентгеновского излучения на Х=50 А

О

уменьшилась в 10 раз, а на X= 10 А — в 50 раз ').

Резкие изменения интенсивности рентгеновского излучения происходят во время солнечных вспышек. Так, по измерениям на американском спутнике SR-1 («Солнечная радиация»), во время вспышки 6 августа 1961 г. поток рентгеновского излучения воз­ рос в 5,3 раза за 20 мин.)*

*) «Авиация и космонавтика», 1965, № 2.

24

На рис. 1.4 изображены регистограммы рентгеновского спек-

О

тра в области 7—20 А, полученные на американском ИСЗ" (OSO-2) 22 марта 1967 г. во время солнечной вспышки балла 2 и 21 марта до ее начала. Во время вспышки появились весьма интенсивные линии многократно ионизированного железа [9].

В табл. 1.6 приведены данные о средней интенсивности рент­ геновского излучения на верхней границе атмосферы при «спо­ койном» Солнце и во время солнечных вспышек (по X. Хинтереггеру).

Во время солнечных вспышек происходит смещение границы наблюдаемого рентгеновского излучения в коротковолновую часть и сильно возрастает интенсивность жесткого рентгенов­ ского излучения.

Изменение интенсивности зеленой корональной линии в спек­ тре солнечной короны, по-видимому, является хорошим индика­ тором изменения интенсивности рентгеновского излучения в диа-

О

пазоне короче 20 А.

Расчеты показывают, что потока коротковолнового излучения Солнца вполне достаточно для обеспечения фотохимических и ионизационных процессов в атмосфере Земли. Вариации потока в результате изменения солнечной активности могут приводить к существенным изменениям в электрических свойствах ионосфе­ ры и тепловом режиме всей верхней атмосферы.

§ 6. СОЛНЕЧНОЕ КОРПУСКУЛЯРНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ

Солнце излучает не только мощные потоки электромагнитного излучения, но является также и источником различных частиц— корпускул, которые выбрасываются из него в межпланетное про­ странство; спустя некоторое время часть этих корпускул может достигать земной атмосферы. По своему составу это протоны, а-частицы, ионы гелия, ядра более тяжелых элементов и элек­ троны.

25

В зависимости от энергии корпускулярные частицы, испускае­

Солнечные космические лучи являются спорадической компо­ нентой в корпускулярном излучении Солнца. Они будут рассмот­ рены в гл. XIII.

Э. Р. Муетель различает три основных типа солнечного кор­ пускулярного излучения:

тип А — непрерывное истечение газов со всей невозмущенной поверхности Солнца (солнечный ветер);

тип Б — квазистационарное истечение газов из центров ак­ тивности;

тип В — нестационарные потоки газов из областей солнечных вспышек.

Рассмотрим кратко основные характеристики корпускулярно­ го излучения каждого типа.

Длительное время считали, что корпускулярное излучение Солнца является спорадическим, возникает при наиболее актив­ ных процессах на Солнце и вызывает магнитные бури на Земле. Магнитные наблюдения на полярных станциях показали, что не­ которая магнитная возмущенность существует практически всег­ да. Причиной этого может быть лишь наличие непрерывного сол­ нечного корпускулярного излучения определенного уровня. Вто­ рым доказательством излучения служит явление отклонения по­ метных хвостов в сторону, противоположную Солнцу. Расчеты Бирмана показали, что давление солнечного света слишком мало и не может вызвать такого эффекта. Его можно объяснить лишь сильным воздействием плазмы пометного хвоста с солнечном корпускулярным излучением.

Непрерывное истечение газов из солнечной короны над всей поверхностью Солнца Е. Паркер назвал солнечным ветром. Он же разработал теоретическую гидродинамическую интерпрета­ цию солнечного ветра, согласно которой солнечный ветер возни­ кает в результате непрерывного расширения солнечной атмо­ сферы.

Впервые корпускулярная радиация в космическом простран­ стве была непосредственно обнаружена с помощью первых авто­ матических межпланетных станций «Луна». В дальнейшем сол­ нечный ветер регистрировался многими советскими и американ­ скими космическими ракетами и ИСЗ. Скорость спокойного сол­ нечного ветра в районе орбиты Земли составляет 300—350 км/сек и направлена почти точно от Солнца, концентрация протонов — около 5 слг3, содержание а-частиц — около 5%, а ионов гелия — около 0,1% количества протонов. Параметры ветра сильно ме­

26

няются в зависимости от активности Солнца: скорость —- от 300 до 850 км/сек, направление — до +15° от среднего, содержание а-частиц — до 20% ')•

Солнечный ветер возникает на всех широтах Солнца и поэто­ му облучение им земной атмосферы в основном равномерное и непрерывное. Однако, взаимодействуя с магнитным полем Зем­ ли, он может вторгаться в более глубокие слои атмосферы лишь в полярных районах, где и вызывает геомагнитные возмущения.

Выбросы солнечного газа из центров активности (тип Б) про­ исходят на всех стадиях их развития. По Э. Р. Мустелю, квазистационарный корпускулярный поток является совокупностью магнитно-силовых трубок, достаточно устойчив и вращается вме­ сте с Солнцем. Схема облучения Земли таким корпускулярным потоком показана на рис. 1.5,а. После прохождения центра актив-

Рис. 1.5. Схема облучения Земли корпускулярным потоком

ности через центральный меридиан Солнца проходит некоторое время Дt прежде, чем корпускулярный поток достигнет орбиты Земли и вызовет геомагнитные возмущения. Величина Дt одно­ временно характеризует время запаздывания геомагнитного воз­ мущения и изгиб переднего фронта квазистационарного корпус­ кулярного потока в межпланетном пространстве. В среднем вре­ мя At « Зч-5 дней, что соответствует радиальной скорости пото­ ка в несколько сотен километров в секунду. Геомагнитное возму­ щение будет повторяться столько раз, сколько оборотов Солнца будет существовать центр активности. Такие геомагнитные воз­ мущения, повторяющиеся с периодом 27 суток, называют рекур­ рентными геомагнитными возмущениями.

Величина ДТ на рис. 1.5,а характеризует ширину корпускуляр­ ного потока вдоль земной орбиты, а также продолжительность геомагнитного возмущения, которая в среднем составляет 5—6 суток.*)

*) Сб. «Солнечный ветер». «Мир», 1968.

27

Нестационарные корпускулярные потоки (тип В) возникают в областях солнечных вспышек. Скорость и плотность потока за­ висят от интенсивности вспышки. При вспышках баллов 3 и 3 -'t- скорость потока может достигать 1500 км/сек и более, а плотность может доходить до 104—106 частиц/см3. Частицы в таком потоке движутся широким фронтом внутри телесного угла 2 (рис. 1.5,6) и сравнительно легко преодолевают сопротивление со стороны солнечной короны и межпланетной среды. Такие потоки вызы­ вают большие спорадические геомагнитные бури с внезапным началом. Среднее время жизни солнечной вспышки около 1 ч, продолжительность вызванной ею большой магнитной бури мо­ жет достигать 24—36 ч. Это указывает на то, что «толщина» по­ тока газов, выброшенных из Солнца, увеличивается со временем ввиду наличия дисперсии в значениях скоростей частиц. Частицы солнечных корпускулярных потоков в результате упругих и не­ упругих столкновений с атомами и молекулами могут переда­ вать существенную энергию верхней атмосфере Земли. При вза­ имодействии корпускулярного потока с магнитосферой Земли могут возникать гидромагнитные или ударные волны, энергия ко­ торых при диссипации также расходуется на нагревание верх­ ней атмосферы.

Воздействие корпускулярного излучения, возможно, распро­ страняется даже на стратосферу и тропосферу. Но в этом случае, по-видимому, корпускулярный поток следует рассматривать как стимулирующий фактор, способствующий высвобождению имею­ щихся в атмосфере запасов энергии.

Нужно иметь в виду, что интенсивность облучения земной атмосферы солнечным корпускулярным излучением, помимо дру­ гих факторов, зависит от времени года и от взаимного располо­ жения Земли и Солнца в пространстве. Поэтому активность поч­ ти всех геофизических явлений, связанных с корпускулярным из­ лучением, на всех стадиях солнечной активности также изменяет­ ся в течение года. Так, активность геомагнитных и ионосферных бурь, полярных сияний в умеренных широтах, годовой ход гео­ магнитного индекса, плотности и температуры верхней атмосфе­ ры обнаруживают четко выраженные максимумы в марте—апре­ ле и сентябре—октябре, минимумы — в июне—июле и декаб­ ре—январе.

Указанные явления объясняются наклоном плоскости земной орбиты на 7°,2 к плоскости солнечного экватора.

Гелиографическая широта проекции Земли бывает наиболь­ шей в начале сентября и в начале марта. Так как корпускуляр­ ные потоки выбрасываются из центров активности, расположен­ ных чаще всего на широтах от 5 до 25°, и покидают солнечную поверхность в радиальном направлении, то корпускулы северно­ го и южного поясов активности Солнца имеют наиболее благо­ приятные условия для вторжения в земную атмосферу в марте

28

и сентябре. Когда же Земля пересекает плоскость солнечного

экватора (июнь и декабрь), геоактивность Солнца будет наи­ меньшей.

§ 7. ВЛИЯНИЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ НА ФИЗИЧЕСКОЕ СОСТОЯНИЕ АТМОСФЕРЫ ЗЕМЛИ

Коротковолновое и корпускулярное излучения Солнца обус­ ловливают в основном все физические процессы и явления, про­ исходящие в верхней атмосфере Земли. Солнечная активность оказывает существенное влияние на состояние ионосферы, маг­

нитного поля и радиационных поясов Земли, на разогрев верхней атмосферы.

Благодаря воздействию Солнца верхняя атмосфера Земли не является сферически симметричным образованием. Она имеет вздутие (вспученность) в направлении Солнца. Вследствие вра­ щения Земли точка с максимальным вздутием атмосферы распо­ лагается по широтному кругу к востоку от подсолнечной точки примерно на 23—30°. Из-за такого расширения атмосферы тем­ пература термопаузы на освещенной и теневой сторонах Земли по Л. Яккиа может различаться примерно на 300° или 30%. Со­ гласно Международной справочной атмосфере (CIRA-65), в 11-летнем цикле солнечной активности на высоте 300 км макси­ мальная дневная температура может изменяться примерно в два раза: от 990 до 1900 °К.

Запуски ИСЗ показали, что с солнечной активностью связа­ ны существенные изменения плотности верхней атмосферы, имеющие 27-дневную и 11-летнюю периодичность, а также рез­ кие внезапные изменения, соответствующие по продолжительно­ сти геомагнитным бурям ').

Особенно резкие изменения в физических параметрах земной атмосферы происходят в периоды, когда на Солнце наблюдают­ ся мощные центры активности, в которых возникают солнечные вспышки баллов 2+ и 3+ . Наиболее характерными геофизиче­ скими явлениями в этих случаях являются ионосферные и маг­ нитные бури, полярные сияния, изменения в интенсивности ра­ диационного пояса Земли и космических лучей в околоземном космосе. Существенные изменения происходят также в термоди­ намических свойствах верхней атмосферы — увеличиваются тем­ пература и плотность. Под воздействием переменных геоактивных излучений более интенсивно происходят фотохимические и ионизационные процессы, которые приводят к изменению ней­ трального и ионного газового состава верхней атмосферы.

Наиболее многообразно влияние Солнца на атмосферу Зем­ ли проявляется во время солнечных вспышек. Схема геофизиче­ ских эффектов солнечной вспышки показана на рис. 1.6.

■) Д. К н и г - Х и л и. Искусственные спутники и научные исследования. Изд. иностр. лит., 1963.

29