СОДЕРЖАНИЕ

Karl T. Thurber, Ir. (W8FX).

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

И МАГНИТОСФЕРА ЗЕМЛИ

Многие из нас знают, что 11 -летний цикл солнечной активности, достигающий сейчас своего максимума, оказывает огромное влияние на распространение радиоволн. Однако очень мало кто действительно понимает сложную взаимосвязь между Солнцем, Землей и ионосферой. Попытаемся несколько изменить эту ситуацию.

По мере приближения к пику солнечного цикла, "космическая погода" Земли становится все более неустойчивой. Здесь мы попытаемся разобраться, как в настоящее время человечество представляет солнечно-земные явления, включающие само Солнце, солнечный ветер и магнитосферу Земли.

Солнце и Земля связаны между собой сложными процессами, которые мы тоже рассмотрим (см. рис.1). Однако начнем мы с напоминания о природе электромагнитного излучения и об электромагнитном спектре.

Что представляет собой электромагнитное излучение? Электромагнитным излучением называют распространение энергии в пространстве посредством изменяющихся электрических и магнитных полей. Теория электромагнитного излучения была создана Джеймсом Кларком Максвеллом и опубликована в 1865 г., но научный мир признал ее только после того как в 1887 г. Генрих Герц доказал существование радиоволн. В наше время отдельные кванты ЭМ-излучения называют фотонами.

По мере убывания длины волны и возрастания частоты мы последовательно получаем следующие виды ЭМ-излучения: радиоволны, микроволны, инфракрасное излучение, видимый свет, ультрафиолетовое излучение (УФ), рентгеновские и гамма-лучи. На рис.2 изображен весь спектр ЭМ-излучения.

ЭМ-спектр Солнца. Спектр ЭМ-излучения Солнца представляет собой континуум ЭМ-волн от самых длинных до самых коротких. ЭМ-спектр Солнца не только захватывает всю инфракрасную, видимую и УФ-части, но и "низшую" часть радиодиапазона, все рентгеновские лучи, простираясь даже за их пределы. Солнечное излучение этого типа представляет собой естественные ЭМ-волны, которые движутся со скоростью света.

Каждый из видов солнечного излучения — радио, инфракрасные, видимые, рентгеновские и гамма-лучи —возникают преимущественно в своем слое структуры Солнца. Это значительно усложняет анализ структуры Солнца и понимание хода процессов в нем.

Сложная структура Солнца. Теперь, когда мы восстановили в памяти общие сведения об ЭМ-излучении и ЭМ-спектре, обратимся к структуре Солнца.

Прошу прощения, но наше "Солнышко" — это звезда со "средними" температурой, размерами, яркостью, находящаяся в среднем возрасте. Диаметр его—около 1,4 млн. километров. У него фактически нет поверхности; его "границы" простираются по всей солнечной системе.

Специалисты по физике Солнца делят его на четыре области: внутреннюю часть, поверхностную атмосферу, внутреннюю корону и внешнюю корону. Последние две образуют внешнюю атмосферу Солнца.

Внутри Солнца все кипит. Внутренняя часть Солнца включает сердцевину, радиационный слой и конвективную зону (рис.3). Центральная сердцевина (ядро) Солнца является источником его энергии; здесь происходит термоядерный синтез—один из типов ядерных реакций, дающих энергию Солнца. При температуре около 15000000 градусов Кельвина вещество находится в состоянии плазмы (заряженных частиц), что способствует реакциям синтеза.

Огромная энергия, выделяющаяся в ядре Солнца, удерживается радиационным слоем, который как бы теплоизолирует ядро и помогает поддерживать в нем высокую температуру. Со временем гамма-лучи, генерируемые в ядре, покидают Солнце, превращаясь большей частью в фотоны видимого диапазона.

Рис. 1. Солнце, его атмосфера и гелиосфера, а также атмосфера и гелиосфера Земли связаны сложными физическими процессами, которые известны только частично. Эта схема иллюстрирует разнообразие солнечно-земных связей.

Рис. 2. Спектр электромагнитного излучения (ЭМ) представляет собой континуум лучистой энергии от постоянных полей до света и далее. В порядке уменьшения длины волны и роста частоты, ЭМ-излучение включает радиоволны,  микроволны, инфракрасное излучение (ИК), видимый свет, ультрафиолетовое излучение (УФ), рентгеновские лучи (X) и гамма-лучи (космическое излучение).

Над радиационным слоем находится конвективная зона. Более нагретые области на дне этой зоны расширяются и поднимаются вверх ("всплывают"), а более холодные, находящиеся выше, спускаются вниз. В результате образуются большие конвективные ячейки; верхние части этих ячеек можно видеть на фотосфере (видимой поверхности Солнца) в виде пятнышек неправильной формы, называемых гранулами. Конвективная циркуляция генерирует сильные магнитные поля, играющие большую роль в образовании солнечных пятен и солнечных вспышек. Поверхностная атмосфера Солнца состоит из фотосферы и хромосферы. Вне ее находится внешняя атмосфера, известная как солнечная корона. Именно в этой области образуются солнечные пятна, солнечные вспышки и корональные извержения.

Тонкий слой фотосферы — это та часть Солнца, которую мы можем видеть собственными глазами; именно здесь генерируется большая часть видимого (белого) света. "Пузыри" более горячего материала из более глубоких слоев Солнца делят поверхность фотосферы на яркие гранулы, которые появляются и исчезают в течение нескольких минут.

Кроме гранул, в фотосфере обращают на себя внимание т.н. солнечные пятна. Они, вероятно, образуются интенсивными магнитными полями, локализованными и удерживаемыми под поверхностью. Солнечное пятно имеет темную центральную часть, называемую тенью (umbra), которую окружает более светлая область — полутень (penumbra). Солнечные пятна появляются парами, передвигаются по диску Солнца при его вращении, в течение нескольких дней или недель объединяются в группы (кластеры), а затем постепенно исчезают. Над группами солнечных пятен появляются яркие светящиеся пятна, которые называют различным образом — пляшущими флоккулами, факулами и т.д. [flocculi; faculae etc.]. Количество солнечных пятен достигает максимума примерно каждый 11-й год. Циклы нумеруются начиная с 1755 г., так что теперь идет 23-й цикл.

Солнечные пятна — источники солнечных вспышек, "неистового" солнечного события, во время которого генерируется разнообразное излучение, включая высокоэнергетичные частицы, частицы более низких энергий и ЭМ-излучение. Поэтому наблюдение за солнечными пятнами — превосходный инструмент для предсказания солнечных вспышек. Имеется много попыток классификации солнечных пятен в соответствии с вероятностью генерации ими солнечных вспышек. Средняя область атмосферы — хромосфера — расположена сразу же за фотосферой. Для нижней части хромосферы характерно излучение красной спектральной линии водорода, в то время как в верхней хромосфере генерируется УФ-излучение.

С хромосферой связана та часть солнечной активности, которая характеризуется возникновением крупноразмерной конвективной ячеистой структуры. Вблизи поверхностей

этих ячеек концентрируются магнитные поля, которые генерируют вертикальные струи вещества, известные как спикулы (spicules). Поперечный размер их сравним с размерами Земли!

Число солнечных пятен и активных областей растет и убывает с 11-летним периодом; мощные корональные извержения чаще всего происходят вблизи пика цикла. За этими явлениями и этим временным масштабом скрываются явления изменения магнитного поля Солнца, которые черпают энергию из конвективных движений и вращения Солнца и характеризуются 22-летним магнитным циклом. Таким образом, наблюдаемая в фотосфере и хромосфере активность является симптомом того, что в данный момент происходит на Солнце.

Внешняя атмосфера Солнца — корона — диаметр которой во много раз больше диаметра самого Солнца, характеризуется сильным рентгеновским излучением. Однако видеть корону мы можем только во время затмения Солнца Луной, так как она гораздо бледнее фотосферы — видимой поверхности Солнца. В периоды между затмениями для изучения короны используются т.н. коронографы.

Вследствие высокой температуры корональная плазма сильно ионизирована. Поэтому она излучает большое число спектральных линий, однако большая их часть лежит вне видимого спектра. Для наблюдения корональных линий в УФ- и рентгеновской частях спектра, которые поглощаются атмосферой Земли, их нужно наблюдать из космического пространства.

Яркость короны неравномерна; корона сконцентрирована в экваториальной плоскости Солнца и имеет петлеобразную структуру. Яркие петли связывают зоны сильных магнитных полей, которые называют активными областями. Солнечные пятна располагаются в пределах этих областей.

Рис. 3. Наше Солнце имеет очень сложную структуру. Эта схема показывает наличие четырех областей. Особое внимание уделено внутренней части, которая включает ядро (сердцевину), радиационный слой (зону) и конвективную зону.

Внутренняя корона Солнца простирается в пространство на расстояние 1 млн. километров. Ее можно видеть, когда диск (та часть Солнца, которая видна с Земли) закрыт Луной во время полного затмения. Корона, имеющая температуру около 2000000 градусов Кельвина — основной источник рентгеновского излучения. Солнечная корона пронизывается магнитными полями, которые в некоторых областях образуют замкнутые петли. В других областях поля фактически открыты во внешнее пространство. Зоны с открытыми магнитными полями имеют меньшую плотность и температуру, чем с замкнутыми полями, и поэтому кажутся более темными; их называют корональными дырами. Большая часть вещества короны удерживается в структурах с замкнутыми магнитными полями; но вещество в корональных дырах может ускользать из зон с открытыми магнитными силовыми линиями, образуя быстрые разреженные потоки электризованного газа — главного источника солнечного ветра.

Потоки внешней короны простираются до Земли и далее в виде "коронального потока" со скоростью около 725 км/с. Ее нельзя видеть, и до 50-х годов она даже не была известна. Это истечение представляет собой непрерывный поток газа, известный как солнечный ветер; он возникает из-за разогрева солнечной короны. Однако на солнечном ветре мы остановимся позже.

Из короны выступают солнечные протуберанцы — ярко сверкающие арки газа, обрисовывающие пучки силовых линий сильных магнитных полей. Такие протуберанцы могут подниматься на 32000 км над поверхностью Солнца и иметь длину в 193000 км. Различают спокойные протуберанцы, которые за свою двух- или трехмесячную жизнь меняются мало, и активные протуберанцы, которые могут извергаться и быстро изменяться в течение нескольких часов.

Солнечные волны распространяются по Солнцу как звуковые волны по воздуху. На период колебаний оказывают влияние температура, состав и глубина колебательного движения. Под солнечной вспышкой понимают кратковременное, внезапное, быстрое и интенсивное изменение яркости. Вспышки возникают в течение нескольких секунд и заканчиваются в течение минут или часов. Активные области сохраняются неделями и могут вспыхивать несколько раз, прежде чем исчезнуть. Вспышки возникают при внезапном, очень быстром высвобождении магнитной энерти. В этот момент испускается излучение, охватывающее практически весь ЭМ-спектр. Впервые солнечные вспышки наблюдались в 1859 г. (точнее, было опубликовано сообщение о таком наблюдении).

Солнечные вспышки простираются до самой внешней атмосферы Солнца — короны, которая состоит из чрезвычайно разреженного газа. Внутри вспышки температура может достигать 10 или 20 млн. градусов Кельвина и даже до 100 млн. градусов Кельвина.

Рис. 4. Вид сбоку на Землю и ее магнитосферу; отмечены некоторые важные области. Магнитосфера имеет вид полости, обдуваемой плазменными потоками солнечного ветра. Можно даже обнаружить своего рода "кильватер", возникающий за объектом, фиксированным в потоке и завершающийся магнитохвостом, направленным от Солнца.

Вспышки чаще всего происходят в области больших солнечных пятен, которые быстро растут и вращаются. Однако они могут возникать и в областях, где солнечных пятен нет, а иногда зоны больших солнечных пятен имеют очень низкую вспышечную активность. Ученые довольно хорошо могут предсказать, что вспышки будут происходить, но не могут предсказать, когда это произойдет.

Несмотря на невозможность предсказания моментов появления вспышек, мы знаем, что частота их появления совпадает с 11-летним циклом Солнца.

Когда солнечный цикл достигает минимума, активные зоны невелики, их мало, и регистрируется только несколько солнечных вспышек. Их число возрастает, когда Солнце приближается к максимуму активности цикла (в данный момент идет 23-й солнечный цикл, который начался в 1996...97 г.г.). Ожидалось, что солнечный цикл достигнет пика где-то в 2000 г. — возможно, в августе-сентябре. Конечно, нет гарантии, что это будет так, и это невозможно определить до тех пор, пока пик не будет пройден.

Мы знаем также, что солнечные вспышки — это одни из наиболее мощных взрывов в солнечной системе, которые непосредственно влияют на атмосферу Земли. Интенсивное излучение достигает Земли за 8 минут. В результате вспышки увеличивается ионизация верхней атмосферы Земли, атмосфера "раздувается", радиосигналы могут быть уничтожены, орбиты спутников возмущены, а их электронные компоненты повреждены; высокоэнергетичные частицы могут быть опасными для космонавтов и их электронных инструментов.

На этот раз ожидается очень интенсивный максимум 11-летнего цикла. Эта интенсивность может нарушить связь, создать проблемы в системах электроснабжения, в компьютерах, электрическом и электронном оборудовании, в спутниковых системах. Влияние максимума солнечной активности может оказаться действительной "проблемой 2000" (Y2K).

Солнечный ветер. Кроме ЭМ - излучения, от Солнца непрерывно истекает поток атомных и субатомных частиц, источником которых является солнечный ветер. Этот очень разреженный газ, состоящий из электронов, протонов и ядер гелия, ускоряется до скоростей, позволяющих ему "убежать" от гравитационного поля Солнца. Он уходит в космическое пространство и даже формирует "ионные хвосты" комет, пересекающих солнечную систему.

Поток ионизированного водорода и гелия, уходящий от Солнца, уносит около 1 млн. тонн газа в секунду. Вблизи Земли солнечный ветер имеет обычно скорость около 725 км/с. Солнечный ветер простирается от Солнца на расстояние в 100...200 а.е. (а.е. — астрономическая единица, эквивалентная 149501,201 км).

Состав солнечного ветра определяется активностью Солнца, его плотность и скорость также зависят от условий на Солнце. Во время высокой активности, из обширных зон извержения выплескивается очень "энергичная" плазма, обогащенная энергией турбулентных магнитных полей в короне. Эти чрезвычайно мощные солнечные извержения известны как корональные извержения массы (СМЕ — coronal mass ejection); на Солнце "лопаются" огромные пузыри газа, порождая волны заряженных частиц в пространстве и сильно "подпирая" обычный солнечный ветер.

На солнечный ветер влияют также потоки заряженных частиц, которые движутся в широких поясах вокруг Земли в ее ионосфере (об этом гораздо детальнее мы будем говорить позже). При взаимодействии солнечного ветра с магнитным полем Земли, он оказывает влияние на все, связанное с этим полем, включая аврору, геомагнитные токи и ионосферу. Солнечный ветер может даже повлиять на "странствие магнитных полюсов", как называют кратковременные их смещения на расстояния до 80 км, и на их "обращение", происходящее примерно каждые 500000 лет.

Магнитосфера Земли. Как мы уже видели, когда происходит солнечное возмущение, от Солнца движутся с большой скоростью частицы высоких энергий. Когда это облако солнечных частиц наталкивается на магнитосферу Земли, оно ее возмущает, изменяя интенсивность и направление магнитного поля Земли.

Что мы понимаем под магнитосферой? Это — магнитная оболочка, окружающая Землю, область действия интенсивных магнитных сил вдали от поверхности, возбуждаемая солнечным ветром. Магнитосфера заполнена плазмами различной плотности и температуры. Их происхождение связано с солнечным ветром. Магнитосфера (рис.4) окружает Землю в форме "удлиненного пирожка" с "дырами" у северного и южного магнитных полюсов. Солнечный ветер оказывает давление на магнитное поле Земли, сжимая его на обращенной к Солнцу стороне и вытягивая в кометоподобный "хвост" на стороне, противоположной Солнцу.

Таким образом, магнитосфера искажается и приобретает форму кометы, голова которой указывает точно на солнечный ветер, а хвост направлен точно в противоположную сторону; магнитное поле Земли фактически отталкивается от Солнца. Заряженные частицы (ионы) захватываются магнитосферой, собираются в ней и выстраиваются вдоль силовых линий магнитного поля, идущих между северным и южным магнитными полюсами.

Магнитосфера Земли лежит выше нижней атмосферы и ионосферы, простираясь от высоты в 644 км до 161000 км. Ионосфера лежит несколько ближе к Земле, однако между обеими существует большое количество связей — электрических и магнитных.

Магнитосфера захватывает опасные заряженные частицы и другие лучи, идущие от Солнца, что очень важно для выживания человечества. Она защищает жизнь на поверхности от этой смертоносной радиации, образуя своего рода асимметричное "магнитное одеяло", которое укрывает Землю от "ионизированного дуновения" солнечного ветра, отклоняя его.

Солнечно-земные связи — это общий термин, который используется при изучении связей между явлениями на Солнце и в солнечном ветре и разнообразными земными проявлениями геомагнитной активности. В этой области научных исследований магнитосферу Земли часто рассматривают как "черный ящик", свойства которого можно определить из его  

поведения в прошлом, а затем определенные таким образом характеристики используются (вместе с измерениями характеристик Солнца и солнечного ветра) для предсказания будущей геомагнитной активности.

Рис. 5. Здесь показаны основные области земной атмосферы, включая тропосферу и тропопаузу, стратосферу, ионосферу (с некоторыми субобластями) и, наконец, магнитосферу (или экзосферу).

Радиационные пояса Ван Аллена и аврора. Одной из примечательных особенностей магнитосферы Земли является наличие в ней двух радиационных поясов Ван Аллена, которые лежат вне атмосферы Земли и простираются от 644 до 64400 км над ее поверхностью. Высокоэнергетичные протоны и электроны, находящиеся в этих поясах, циркулируют вдоль силовых линий магнитного поля Земли. Эти частицы испускаются вспышками на Солнце и захватываются магнитным полем Земли.

Эти пояса были открыты с помощью специальных детекторов, разработанных группой американских .физиков под руководством Джеймса Ван Аллена и установленных на первом американском искусственном спутнике "Explorer 1". Пояс высокоэнер-гетичных ионов кислорода, азота и неона в пределах внутреннего пояса Ван Аллена был зарегистрирован в конце 80-х годов и окончательно определен в 1993 г.

Под авроральными явлениями (аврора-ми) понимают световые явления разнообразной формы и цвета в ночном небе. Они происходят на высотах от 56 до 965 км вокруг северного и южного геомагнитных полюсов — в областях, известных под названием авроральные овалы. Северная аврора (Aurora Borealis) и Южная Аврора

(Aurora Australia) обычно видны на широтах в пределах северного и южного полярных кругов соответственно, однако иногда наблюдаются и на средних широтах — в частности, после 5 мощных солнечных вспышек или извержения корональных масс (СМЕ).

Авроральные явления вызываются внезапной вспышкой солнечной активности, когда из Солнца извергаются частицы. Некоторые частицы достигают атмосферы Земли через 24...36 часов с солнечным ветром, здесь они захватываются и направляются в полярные области магнитным полем Земли. Это вызывает их взаимодействие с магнитосферой и ее магнитным полем, в результате чего высокоскоростные частицы "перегружают" нижний радиационный пояс Ван Аллена, "высыпаются" и вызывают люминесценцию при столкновениях с молекулами воздуха.

Авроральное свечение возникает в том случае, когда заряженные частицы, в частности, электроны, выпадают вниз вдоль магнитных силовых линий поля Земли. Цвет авроры зависит от типа атомов или молекул, с которыми сталкиваются заряженные частицы. Каждый газ в атмосфере дает характерный для него цвет.

Картина северного сияния изменяется от ночи к ночи и даже в течение одной ночи. Часто вначале видны диффузные светящиеся пятна неправильной формы, которые сменяются дискретными дугами с быстро изменяющейся яркостью. По мере движения дуг к экватору могут образовываться все новые и новые. Появляющиеся вместе с дугами идущие вверх "борозды" (striation) выстраиваются магнитным полем, создавая впечатление световых занавесов. По этим занавесам пробегает рябь, и к утру могут появиться пульсирующие цветовые пятна. Кроме видимой авроры, имеется еще и радиоаврора, о которой мы будем говорить да лее.

Нижняя атмосфера Земли. Атмосфера Земли также защищает планету, поглощая и рассеивая опасное излучение и вызывая сгорание большей части внеземных твердых тел (метеоров) вследствие их нагревания при трении о воздух. На рис.5 приведено упрощенное схематическое изображение атмосферы.

Каждый из слоев атмосферы Земли сохраняет свои физические и химические свойства. В пределах первых 64...80 км над поверхностью атмосфера имеет однородный состав, за исключением концентрации озона на высоте около 48 км.

Тропосфера простирается от земной поверхности до высоты около 8 км над полюсами и 18 км над экватором. Здесь образуются облака и возникают другие метеорологические явления. Над тропосферой находится стратосфера, простирающаяся примерно до 48 км. Далее, в пределах 48...644 км, идет ионосфера, и, наконец, экзосфера или магнитосфера (на высотах от 644 до 161000 км).

Стратосфера находится сразу над тропосферой и отделена от нее поверхностью, известной как тропопауза. Стратосфера — это очень спокойная область, температурные вариации по всей ее высоте незначительны. В тропосфере и стратосфере содержится около 99 % всех атмосферных газов.

В ионосфере имеется высокая концентрация электрически заряженных частиц (ионов), ответственных за отражение радиосигналов. Большинство дальних связей на KB обусловлено преломлением и отражением волн в ионосфере.

Ионосфера делится на три крупных слоя — D, Е и F (в порядке возрастания высоты и плотности электронов). Каждый из слоев играет свою особую роль в ионосферном распространении. Два очень полезных нижних слоя ионосферы — слои D и Е — являются поглощающими, в то время как слой F —отражающий. (Примечание редакции: на короткое время отдельные пятна слоя Е также могут становиться отражающими, что приводит к распространению радиоволн типа "Sporadic-E" на 10-, 6- и 2-метровых диапазонах).

Выше ионосферы, на высоте около 64400км, в нижней части магнитосферы (экзосферы) заряженные частицы улавливаются магнитным полем Земли (см. раздел "Радиационные пояса Ван Аллена и аврора").

(Окончание следует)