Файл: Омхольт, А. Полярные сияния.pdf

Рис. 2.3. Измеренные расстояния от точки максимальной интен­ сивности до верхней /„ и нижней 1[ точек, где интенсивность умень­ шалась в 2 раза, в функции высоты максимальной интенсивности Ііт. Точки — данные работы [15], квадратики— данные работы

сивность уменьшалась до половины максимального зна­ чения, показаны на рис. 2.3 в функции высоты максимума интенсивности.

Используя данные Риса [63] о высотном распределении свечения, Белон и др. [15] попытались применить изме­ ренные высотные профили для определения энергетичес­ кого спектра первичных электронов, описываемого формулой

в предположении изотропного распределения по питч-уг­ лам между 0 и 80°. Лучшее совпадение было получено при у = 1, хотя у = 0 также давало приемлемые результаты. Наилучшее значение а зависит от высоты полярного сия­ ния, составляя около 10 кэВ для самых низких и немного больше 1 кэВ для самых высоких полярных сияний. Эти данные основаны на наблюдениях 16 дуг полярных сияний, как однородных, так и лучистых. Два полярных сияния, которые заметно отличаются от других,, с максимумами сведения на 118 и 136 км представляют собой две диффузные

Рис. 2.4. Іц и 1[ в функции высоты максимума интенсивности. Точки— не освещенные Солнцем полярные сияния, крестики — полярные сияния, освещенные Солнцем [33, 36].

ч

однородные дуги, измеренные с интервалами 1,5 мин. Поскольку продолжительность каждого сканирования рав­ нялась 1 мин, вероятно, эти данные получены для одной и той же дуги, но измерения были искажены изменением формы сияния за время сканирования.

Измерения /, очень хорошо согласуются со средней кривой, выведенной из данных Харанга [33] (рис. 2.3). Кривая получена по измерениям 54 дуг и лучистых полос. Полярные сияния, изученные Белоном и др. [15], по-види- мому, были более протяженны по высоте над уровнем мак­ симальной интенсивности, чем изученные Харангом [33]. Харанг фотографировал с несколькими фильтрами и на­ шел, что ультрафиолетовая часть спектра дала несколько более протяженное высотное распределение, чем зеленая часть, но разность составляет всего несколько километ­ ров. Значения Іи, полученные Белоном и др. примерно на

52 ГЛАВА 2

Ѵ4 или V3 выше значений, согласующихся с данными Харанга, и выпадают из совокупности данных с большой дис­ персией, показанных на рис. 2.4.

Нет объяснения этого различия, поскольку данные Харанга [33] охватывают более одного солнечного цикла и не имеют заметных систематических изменений со вре­ менем. Кроме того, данные получены в точках с примерно одинаковым значением L-координаты.

метров, установленных на ракетах [56]. Обнаружена до­ вольно отчетливая нижняя граница сияний около 95 и 99 км с максимумом свечения на высотах 98 и 102 км. Это соответствует характерной энергии электронов а около 10 кэВ или немного больше.

Отдельные лучи полярных сияний или группа лучей находятся в атмосфере существенно выше. Харанг и Омхольт [36] экстраполировали данные Харанга [33] до боль­ ших высот с использованием фотографического материала Штёрмера (рис. 2.4). Из измерений Штёрмера очевидно (см. [27, 28, 73]), что отдельные лучи имеют гораздо боль­ шую протяженность по высоте и, как правило,, располо­ жены выше, чем другие формы сияний.

Эти данные показывают также, что некоторые формы сияний, особенно однородные и лучистые дуги, проявляют слабую тенденцию к снижению примерно после 2 ч 00 мин местного геомагнитного времени, но общее перемещение происходит менее чем на 10 км. Хотя данные Штёрмера огра­ ничены отдельными деталями наблюдавшихся полярных сияний, они подтверждают вывод, что характерная энергия первичных электронов обычно меняется от ~ 10 кэВ для низких сияний до ~1 кэВ для более высоких дуг или полос и, вероятно, до нескольких сотен электронвольт для от­ дельных высоких лучей. Умеренный разброс значений вертикальной протяженности форм полярных сияний с максимумом свечения на определенной высоте уверенно указывает на то, что распределения электронов по питчуглам и энергиям в разумных пределах совместимы с функ­ цией их средней энергии, характеризуіощейся^приблизительно максвелловским распределением с характерной энергией между 1 и 10 кэВ.

питч-углам первичных электронов. Эту неопределенность можно устранить, если сопоставить разумное число на­ земных оптических измерений со спутниковыми и ракет­ ными данными. Следовательно, наземные параллактичес­ кие измерения могут быть мощным методом изучения вре­ менных вариаций распределения энергии и полного потока частиц в данной точке пространства и могут обеспечить более полезные данные для детального изучения суббурь, чем один лишь анализ статистического материала.

Особый интерес представляет то, что отдельные длинные лучи, которые часто довольно стабильны, обусловлены электронами низких энергий. Когда лучи возникают, на меньших высотах, что указывает на энергии порядка 1—10 кэВ, они гораздо чаще подвержены быстрым движе­ ниям и изменениям структуры и являются довольно не­ стабильными. Таким образом, стабильность лучей, обус­ ловленных пучком частиц, по-видимому, изменяется с энергией.

Имеются данные о систематических вариациях высоты полярных сияний в зависимости от интенсивности. Данные, свидетельствующие в пользу допущения, что интенсивные сияния в среднем располагаются в атмосфере ниже, чем более слабые, приводились в работах [6, 20, 34, 54]. Со­ общалось о вариациях измеренной высоты в зависимости от интенсивности сияний [46], но из этих наблюдений недос­ таточно ясно, является ли этот эффект в сущности эффек­ том чувствительности и контраста. Трудно точно опреде­ лить положение нижнего края, когда его интенсивность оказывается вблизи порога видимости. Была обнаружена [42] довольно хорошая корреляция между логарифмами интенсивностей эмиссий %5577 и 6300 Â по наземным из­

на то, что более интенсивные сияния располагаются в ат­ мосфере ниже, чем более слабые (п. 4.2.3).

Из быстрых измерений допплеровских температур, ко­ торые производили Хилльярд и Шеферд (разд. 6.2), очевид­ но, что для каждого полярного сияния вариации интен­ сивности обусловлены вариациями характерной энергии

54 ГЛАВА 2

первичных частиц и в меньшей степени вариациями потока частиц. Однако от одного сияния к другому соотношение между характерной энергией и интенсивностью может зна­ чительно меняться. Ужестчение энергетического спектра частиц было найдено при полетах ракет с приборами в наи­ более яркую часть полярного сияния [79].

Имеется также свидетельство в пользу уменьшения вы­ соты полярного сияния в течение ночи, что означает ужест­ чение энергетического спектра. Такие вариации, обнару­ женные Штёрмером [73] и Вегардом и Крогиессом (см. [34]), указывают на уменьшение средней измеренной высоты нижнего края от «115—120 км спустя 3 ч после захода Солнца до «105—ПО км через 8 ч после захода Солнца. Это свидетельствует о систематическом изменении харак­ терной энергии в 2 или 3 раза в течение нескольких часов. Данные по оптическим измерениям температуры (разд. 6.2) показывают аналогичный эффект, состоящий в уменьшении температуры от 22 ч 00 мин до 1 ч 00 мин местного времени, что подтверждает уменьшение средней высоты сияния. Дан­ ные о поглощении радиоволн также предполагают уже­ стчение энергетического спектра в течение ночи (разд. 8.2.). С другой стороны, согласно [5], длина лучей полярного сияния монотонно растет в течение ночи после 20 ч 00 мин местного времени.

В заключение хотелось бы указать на то, что излучение от освещенного Солнцем полярного сияния имеет большую протяженность по высоте вследствие резонансного рассея­ ния солнечного света ионами Ыг+ (разд. 5.6). Следователь­ но, этот тип сияний нельзя непосредственно использовать для оценки энергий первичных частиц.

2.6. Геометрия и движение электронного полярного сияния

Вызывают ли первичные.электроны или протоны любые типы полярных сияний, можно установить по наземным измерениям на основании двух критериев: по линиям во­ дорода в спектре и пространственной структуре форм полярных сияний. Как будет показано в гл. 3, полярные сияния, вызываемые протонами, обладают двумя харак­ терными особенностями: в них присутствуют линии водо­

рода с допплеровским уширением и смещением и они имеют диффузную структуру. Диффузность обусловлена отно­ сительно большим гирорадиусом протонов и диффузией потока первичных частиц (пп. 3.2.2 и 3.2.3).

Это не значит, что электроны и протоны не могут при­ сутствовать одновременно в потоке первичных частиц (п. 3.3.5). Но те части сияния, которые имеют тонкую струк­ туру, такую, как лучи и очень узкие дуги, несомненно, обусловлены электронами, даже если протоны вызывают диффузное фоновое сияние. Гирорадиус электрона с энер­ гией 10 кэВ в геомагнитном поле в зоне полярных сияний составляет около 6 м или меньше и зависит от питч-угла; гирорадиус протона той же энергии может быть около

10 км.

Для теорий пространственной протяженности поляр­ ных сияний представляют значительный интерес предель­ ные размеры различных форм сияний перпендикулярно магнитному • полю. Нижний предел, очевидно, определяет­ ся гирорадиусом первичных электронов, который состав­ ляет ~ 1 —10 м. Первая попытка точно оценить толщину узких дуг полярного сияния дала значение около 200 м [29], тогда как Акасофу [9] получил значения от 150 до 300 м для структур активных драпри. По измерениям общей толщины авроральных дуг в зените над Фортом Черчилл на снимках, полученных камерами полного обзора неба, были найдены значения, заключенные в пределах от 3 до 20 км со средним значением около 9 км [45].

Поскольку структуры сияний вытянуты вдоль магнит­ ного поля, любое полярное сияние, появляющееся далеко от магнитного зенита, будет существенно расширяться вследствие эффекта Перспективы. Кроме того, наблюдения фотографическими методами затруднены из-за движений сияния, которые размывают тонкую структуру за время экспозиции порядка секунды или более. С учетом этого

Рис. 2.5. Гистограмма распределения форм полярных сияний по толщине [49]. Общее число измерении 581. Не показаны резуль­ таты измерений 11 сияний, толщины которых заключены в пре­ делах 1610—4440 м. Заштрихованная часть гистограммы соот­ ветствует размерам меньше разрешающей способности прибора.

Медианное значение 230 м.

шеиие было таково, что выявлялись детали размером 70 м при высоте полярного сияния порядка 100 км.

Согласно данным [49], полярные сияния, наблюдаемые с такой телевизионной системой, чаще оказываются более лучистыми и обладающими тонкой структурой, чем при

показывают, что визуально наблюдаемые однородные дуги состоят из параллельных тонких дугообразных структур толщиной от 100 до 300 м, в которых часто видны гори­ зонтальные движения параллельно ориентации всей структуры.

Следовательно, в работе [49] измерялась не толщина форм полярных сияний, а то, что авторы называют «тол­ щиной тонкой структуры полярных сияний». На рис. 2.5 показано распределение размеров форм по данным 581 из­ мерения. Другой интересный факт состоял в том, что чем уже была структура, тем интенсивнее сияние. Кроме того, имеются некоторые вариации размеров, связанные с клас­ сификацией сияний (табл. 2.1).

ч

Часто полярное сияние с отчетливо выраженной струк­ турой быстро перемещается. Такие перемещения должны быть обусловлены либо дрейфами, либо изменениями в ис­ точнике вторгающихся частиц, либо изменениями условий (электрические и магнитные поля) на пути частиц к ионо­ сфере. Это происходит потому, что отдельные первичные частицы (электроны) теряют энергию через несколько миллисекунд, так что полярное сияние, обусловленное

.источника частиц и их траектории остаются неизменными. Исключениями, вызывающими эффекты, которые будут рассмотрены ниже, являются запрещенные эмиссии с большим временем жизни (п. 4.1.3 и разд. 5.4).

Для яркого сияния с лучами или в течение фазы рас­ пада скорости перемещения могут достигать нескольких

Рис. 2.6. Распределение скоростей дрейфа лучей в полярных сияниях [60].

десятков километров в секунду [26, 59], тогда как скорость спокойного сияния может составлять несколько километ­ ров или менее в секунду [19, 44, 72].

На рис. 2.6 представлено распределение скоростей лучей полярных сияний, измеренных при помощи двух­ щелевого фотометра. Кривые интенсивности в функции времени, измеренные с двумя слегка раздвинутыми щелями, показывают сдвиг по времени, по которому можно опре­ делить скорость перемещения, когда наблюдаются быстро движущиеся лучистые полярные сияния [59, 60]. Кроме указанных на рис. 2.6, наблюдалось несколько сияний с очень высокими скоростями — до 80 км/с.

Даниельсон в Тулё [24] измерил скорости от 300 до 800 м/с для форм сияний, которые сместились более чем на 200 км, тогда как Фельдштейн и др. [7], измерили ско­ рость 130 м/с для всех форм. Это согласуется с более ран­ ними данными [30].

Холлинен [32] измерил скорости и длины волн в тонкой структуре сияния вблизи горизонта по данным наблюде­ ний с передающей трубкой типа «ортикон». Скорости менялись от 0 до »20 км/с как в западном, так и в восточ­ ном направлении. Не наблюдается типичной скорости или систематической связи с активностью полярного сияния. Одни и те же диапазоны скоростей и длины волн (от 1 до

«завитках» в дугах сияний, находящихся в магнитном зе­ ните. На основании этих данных и пространственной гео­ метрии сияний сделано заключение [32], что тонкая лучис­ тая структура в дугах полярных сияний обусловлена наложением друг на друга складок дуги. Этот вывод прини­ мался в течение некоторого времени, но только скоордини­ рованные измерения с высоким разрешением вдоль магнит­ ных силовых линий и перпендикулярно им могут привести к окончательному решению.

Кроме того, Холлинен [32] представил веские доказа­ тельства для объяснения мелкомасштабной структуры дуг полярных сияний как следствия неустойчивости пучка, имеющего форму тонкого листа. Неустойчивость, которая создается в «листовом» пучке электронов, падающих на флуоресцирующий экран, оказывается очень похожей на полярные сияния в зените. Лабораторные эксперименты [21, 47, 62] заставили Уэбстера [77] предложить пучковую неустойчивость в качестве механизма возникновения лучей. Уэбстер заметил, что направление вращения складки могло бы указывать на заряд вторгающихся частиц или направ­ ление магнитного поля. Он указал также, что складки на имеющихся в его распоряжении фотографиях движутся по часовой стрелке в северном полушарии. Акасофу [10] и Акасофуи Кимбелл [12] также обнаружили движение складок по часовой стрелке на фотографиях, полученных в северном полушарии. Этот результат вызвал недоумение, так как предполагалось, что этот тип сияний обусловлен вторже­ нием электронов.

Использование телевизионной аппаратуры позволило наблюдать в дугах полярных сияний мелкомасштабные складки с длинами волн около 5 км [32] (рис. 2.7). 86% складок, наблюдавшихся в северном полушарии, имели движение в направлении против часовой стрелки, пред­

закручивание в направлении по часовой стрелке. Спек­ тральные исследования показали, что полярные сияния вызываются электронами, тогда как некоторые из шести наблюдавшихся типов складок были связаны с вторжением протонов. Таким образом, размеры складок в дугах сияний