После того, как в строении магнитосферы были открыты каспы - воронки силовых линий, напрямую доступные потокам частиц солнечного ветра, стали выделять в особую группу и касповые сияния. Они отличаются большой высотой свечения и, соответственно, низкими энергиями потоков вызывающих их электронов.
Полярные сияния наблюдаются не только в высоких широтах, но и довольно часто в субавроральной области и эпизодически, во время магнитных бурь, в средних широтах. Природа среднеширотных сияний вероятно связана с динамикой радиационного пояса, но исследованы они явно недостаточно.
Форма и динамика сияний - дуги, полосы, диффузные пятна и т.д. - отражают структуру и динамику плазменных образований и магнитного поля в авроральной магнитосфере и в этом плане весьма интересны для понимания происходящих там процессов. Надо отметить, что пик интереса к описанию и классификации форм сияний относится к тем временам, когда и о существовании магнитосферы не было известно, и только сейчас наблюдается возврат к исследованию динамики структур сияний, опирающийся на телевизионные наблюдения.
Ионосфера и распространение радиоволн. Ионосферой называют пограничную часть атмосферы Земли, в которой уровень ионизации достаточно велик, чтобы оказывать заметное влияние на распространение радиоволн. Нижняя граница ионосферы располагается на высоте 50-60 км, верхняя на уровне порядка 1000 км переходит в плазмосферу или другие магнитосферные плазменные образования.
Основные параметры ионосферы - концентрация электронов, ионный состав, температура - меняются с высотой сложным образом. Выделены три основных области максимальной концентрации электронов - D (80км), E (110км), иF , которая делится на F1 (170км) и F2 (300км). Значения высот указаны в скобках ориентировочно, на самом деле высота слоев, концентрация и другие параметры испытывают значительные вариации, как регулярные так и спорадические. Регулярные вариации в Д и Е области прежде всего определяются уровнем освещенности ионосферы и поэтому суточные и сезонные вариации наиболее значительны. В Области F существенное значение приобретает влияние магнитосферных процессов на движение плазмы.
Так как влияние указанных выше факторов зависит от широты, принято отдельно рассматривать состояние ионосферы в разных широтных поясах; экваториальная или низкоширотная ионосфера располагается от 0 до 35o, среднеширотная - 35-55o, субавроральная ионосфера - примерно от 55 до 65o, дальше до полюса простирается высокоширотная ионосфера, которую в свою очередь можно разделить на ионосферу авроральной зоны и полярной шапки. Нерегулярные изменения параметров ионосферы, возмущения , связаны с воздействием частиц и излучений, генерированных во время солнечных или магнитосферных вспыечных событий. Внезапные ионосферные возмущения (Sudden Ionospheric Disturbances, SID) в Е и Д области вызываются всплеском рентгеновского излучения, генерируемого на Солнце во время хромосферных вспышек. Длительность их составляет несколько минут, концентрация электронов может возрастать на порядок в Д и на 50-200% в Е области. Эффекты и сопутствующие явления наблюдаются только в освещенной части ионосферы.
Приход на Землю солнечных космических лучей вызывает ионосферное возмущение известное под именем Поглощения в полярной шапке ( ППШ или PCA - Polar Cap Absorption). Названием своим это возмущение обязано тому факту, что солнечные протоны с энергией от 10 МэВ и выше относительно свободно проникают в полярную шапку, а на меньших широтах задерживаются магнитным полем Земли. ППШ относится к Д-области ионосферы, где концентрация электронов может возрастать на два порядка. Продолжительность ППШ определяется длительностью порождающего ее события и может составлять несколько суток.
Развитие суббури в авроральной области вызывает значительные изменения во всей толще ионосферы и сильно меняет условия прохождения радиосигналов вплоть до полного поглощения (т.н. блэкауты ). В F-области регистрируются как уменьшения, так и увеличения концентрации и значительные вертикальные перемещения, в Е-области появляются т.н. спорадические слои Es. В D - области наблюдается поглощение аврорального типа , связанное с высыпанием в ионосферу авроральных электронов с энергией в единицы и десятки кэВ.
Изменчивость ионосферы, особенно существенная в высоких широтах, привлекала большое внимание в связи с важностью устойчивой радиосвязи для народохозяйсвенных и военных целей. В последние десятилетия прикладное значение этих работ уменьшилось в связи с массовым использованием методов радиосвязи с помощью спутников.
Методы исследования ионосферы. Исследования ионосферы до появления возможности прямых измерений с помощью ракет, базировались на использовании способности ионосферы поглощать, отражать, рассеивать радиосигналы. Наиболее распространенным был метод вертикального зондирования (ВЗ), при котором измеряется время распространения импульса от ионозонда до отражающего слоя и обратно к приемнику сигнала. Используется набор частот в коротковолновом диапазоне (f > 1 мгц), высота точки отражения уменьшается с ростом частоты радиосигнала и измеренная зависимость задержки (высоты) от частоты волны ( ионограмма) используется для вычисления высотного профиля электронной концентрации.
К методам, использующим ту же цепочку: передатчик - ионосфера - приемник, относятся наклонное зондирование, возвратно-наклонное зондирование, радиопросвечивание ионосферы сигналами со спутников, метод частичных отражений и измерения прохождения радиосигналов на конкретных радиотрассах.
К методам, выделившимся в отдельные самостоятельные направления, можно отнести риометрические исследования, радиолокационные исследования, метод некогерентного рассеяния и исследование распространения сверхдлинных волн (СДВ).
Активное воздействие на ионосферу и изучение ее реакции используется в установках по нагреву ионосферы мощными импульсами радиоизлучения.
Ионосферные методы используются не только для исследования собственно ионосферы и ее параметров, но и для исследования магнитосферных процессов. В частности измерение поглощения космического радиошума с помощью риометров в основном использовалось для исследования пространственно-временных характеристик потоков заряженных частиц магнитосферного и солнечного происхождения, высыпающихся в полярную и авроральную ионосферу.
Заключение
1. Пояс стримеров, в котором течет квазистационарный медленный солнечный ветер, на расстояниях R > (3-4)R o от центра Солнца представляет собой последовательность пар радиальных лучей повышенной яркости. На расстояниях R, меньших высоты шлема стримера, каждый из пары лучей при продвижении к поверхности Солнца огибает шлем по разные его стороны. При этом минимальный угловой диаметр лучей » 2-3њ остается практически постоянным на R = (1.2-6.0) R o. Направление магнитного поля в лучах каждой пары противоположное.
2. Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых квазистационарными потоками СВ, в ближайшие годы будет определяться, в первую очередь, успехами фундаментальных исследований динамики магнитных структур с временным разрешением около 1 час. Вопрос о роли такой динамики в формировании спорадических потоков СВ находится в стадии поисковых исследований.
3. Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, зависит от решения в ближайшем будущем двух проблем:
а) разработка методов регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и измерение их характеристик;
б) выяснение природы возникновения Bz -компоненты в различных областях спорадических потоков СВ.
Список литературы
1. Вальдмайер М. Результаты и проблемы исследования Солнца. М.; ИЛ, 1950. 240 с.
2. Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Иванчук В.И., Несмеянович А.Т., Пономарев Е.А., Рубо Г.А., Чередниченко В.И. Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном пространстве. Киев: изд. Киевского университета, 1965. 216 с.
3. Галкин А.И., Куклин Г.В., Пономарев Е.А., Солнечно-земная физика - новая наука. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, М.: Наука , 1986. вып. 76. С.
4. Гусейнов Ш.Ш. и др..// В сб. "Физика солн. акт.". ИЗМИРАН. 1980. С.118; в сб. "Радиоизлучение Солнца". ЛГУ. 1984. С.164; в сб. "Радиоастр. иссл. солн. сист.". Одесса. 1985. С. 15; в сб. "Ионосфера и солнечно-земные связи". Алма-Ата. 1985. С.85; в сб. "Волновые возмущения в ионосфере". Алма-Ата. 1987. С.109; Астрон. цирк. 1982. № 1242; Изв. АН СССР. 1988. № 2. С.134; Солн. данные. 1990. № 7; Цирк. ШАО. 1999. № 96;
5. Керимбеков М.Б. и др.// Солн. данные. 1968. № 11; 1976. № 2;. Цирк. ШАО. 1973. № 30, 31; Докл. АН Азерб.Респ. 1990. № 1-2.
6. Льоцци М. История физики /. Перевод с итал. Бурштейна Э.Л. М.: Мир, 1970. 463 с.
7. Селешников С.И., Астрономия и космонавтика, краткий хронологический справочник, Киев, Наукова думка, 1967. 302 с.
8. Эйгенсон М.С. Очерки физико-географических проявлений солнечной активности. Львов.: Издательство Львовского университета, 1957. 228 с.
28-04-2015, 23:39