Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

Солнечные вспышки. К наиболее сильным проявлениям сол­ нечной деятельности относятся солнечные, или хромосферные, вспышки. Это кратковременный процесс взрывного характера, охватывающий некоторую область солнечной атмосферы. Он со­ провождается интенсивным движением больших масс светяще­ гося газа, внезапным усилением корпускулярного излучения и излучений в оптическом, ультрафиолетовом и радиодиапазонах, генерацией жестких рентгеновских и гамма-лучей, а иногда так­ же солнечных космических лучей.

Солнечные вспышки обычно наблюдаются с помощью спектрогелиоскопа или интерференционно-поляризационного фильтра в лучах водородной линии НЛ. Эта линия является наиболее яр­ кой в спектре хромосферы, и поэтому солнечные вспышки часто называют хромосферными. В действительности же они могут воз­ никать на самых различных глубинах солнечной атмосферы.

Солнечные вспышки — это нередкое явление на Солнце. В периоды большой активности Солнца число их достигает 300 за один оборот. По данным А. Б. Северного (1956), одна вспыш­ ка появляется в среднем за 7 ч жизни группы солнечных пятен. Наиболее часто вспышки появляются во время их развития или распада.

Изучение механизма солнечных вспышек в последнее время стало представлять не только теоретический интерес для астро­ физики, но и имеет большое практическое значение. Интенсив­ ные излучения во время вспышек оказывают непосредственное влияние на характеристики ионосферы, магнитосферы и около­ земного пространства. Потоки солнечных космических лучей от сильных вспышек в атмосфере Земли могут приводить к возра­ станию интенсивности вторичного космического излучения.

Почти все солнечные вспышки возникают в окрестностях сол­ нечных пятен и никогда не выходят за пределы факельной обла­ сти. Но не во всех группах пятен возникают вспышки. Чаще они появляются в магнитно-нейтральных областях групп пятен слож­ ной полярности. Непосредственно перед возникновением вспы­ шек отмечается увеличение градиентов магнитного поля.

М. Г. Крошкин (1969) приводит данные о том, что если груп­ па пятен особенно активна по возникновению вспышек, то за время ее прохождения по диску Солнца может быть зарегистри­ ровано до 30—50 вспышек (иногда до 80) различной интенсивно­ сти. Приближенное соотношение между относительным числом солнечных пятен и частотой появления солнечных вспышек по­ лучено Вальдмайером:

£ » 0,061 W, (3.4)

где Е — среднесуточное число солнечных вспышек. Так, во вре­ мя максимума солнечного цикла, когда, например, W — 150 за сутки, может произойти в среднем около 9 солнечных вспышек.

18

Высота возникновения вспышек различна. Геоактивные вспышки возникают в среднем на высотах 7000—9000 км, а вспышки, не сопровождающиеся геофизическими эффектами, располагаются на высотах 16 000—20 000 км.

Электромагнитные и корпускулярные излучения солнечных вспышек создают геофизические эффекты в земной атмосфере и околоземном пространстве. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения вызывают так называемые одновременные эффекты, а корпускулярные потоки и солнечные космические лучи дают на­ чало запаздывающим эффектам.

К одновременным эффектам относятся внезапные ионосфер­ ные возмущения: замирание коротких радиоволн, внезапные фа­ зовые аномалии радиоволн, усиление атмосфериков, поглощение космического радиоизлучения. Все эти возмущения появляются лишь на том полушарии Земли, которое во время вспышки обра­ щено к Солнцу.

Запаздывающие эффекты — это магнитные и ионосферные бури, полярные сияния, резкие возрастания температуры и плот­ ности воздуха в верхней атмосфере, явления в радиационных по­ ясах, а также изменения в циркуляционных процессах в страто­ сфере и тропосфере.

§ 4. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И ЦЕНТРЫ АКТИВНОСТИ

Рассмотренные в предыдущем параграфе солнечные явления: солнечные пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы и волокна, солнечные вспышки и коронйдьные конденсации не возникают изолированно, а тесно связаны друг с другом и происходят в ог­ раниченных областях, которые принято называть центрами активности или активными областями.

Типичный центр активности представляет собой образование, занимающее на поверхности Солнца большую площадь и охва­ тывающее по вертикали все слои солнечной атмосферы. Разви­ тие такого центра начинается с появления слабого биполярного магнитного поля, затем возникают факелы в фотосфере и флок­ кулы в хромосфере. При дальнейшем развитии образуется груп­ па солнечных пятен, вокруг которой возникают протуберанцы, а внутри ее — солнечные вспышки. В нижней части короны обра­ зуются корональные конденсации. Со временем возрастают пло­ щадь и интенсивность магнитной области факельных и флоккульных полей. После достижения максимального развития цент­ ра активности интенсивность всех солнечных явлений начинает снижаться и они постепенно исчезают. Магнитное поле, являясь связующим звеном всех явлений, исчезает последним.

Группа солнечных пятен является существенной частью цент­ ра активности. Однако могут быть центры активности, в кото­ рых визуально не наблюдается никаких явлений, а имеется лишь магнитное поле. Такие центры называют М-областями.

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