Сонячно-Земні зв`язки та їх вплив на людину, Детальна інформація

Представлення про Сонячно-Земні зв'язки складалися поступово, на основі окремих здогадів і відкриттів. Так, наприкінці XІ в. К.О.Биркелан (Биркеланд; Норвегія) уперше висловив припущення, що Сонце крім хвильового випромінювання випускає також і частки. У 1915 р. А.Л.Чижевский звернув увагу на циклічний зв'язок між розвитком деяких епідемій і плямовиникною діяльністю Сонця. Синхронність багатьох гелио- і геофізичних явищ (а також форма кометних хвостів) наводила на думку, що в міжпланетному просторі мається агент, що передає сонячні збурювання до Землі. Цим агентом виявився сонячний вітер, існування якого експериментально було доведено на початку 1960-х рр. шляхом прямих вимірів за допомогою автоматичних міжпланетних станцій. Відкриття сонячного вітру разом з накопиченими даними про інші прояви сонячної активності послужило основою для дослідження фізики Сонячно-Земних зв'язків.

Послідовність подій у системі Сонце-Земля можна простежити, спостерігаючи ланцюжок явищ, що супроводжують могутній спалах на Сонці - вищий прояв сонячної активності. Наслідки спалаху починають позначатися в навколоземному просторі майже одночасно з подіями на Сонці (час поширення електромагнітних хвиль від Сонця до Землі - ледве більше 8 хвилин). Зокрема , ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання викликає додаткову іонізацію верхньої атмосфери, що приведе до чи погіршення навіть повному припиненню радіозв'язку (ефект Деллинджера) на освітленій стороні Землі.

Звичайно могутній спалах супроводжується випущенням великої кількості прискорених часток - сонячних космічних променів (СКП). Найенергійніші з них починають приходити до Землі спустя ледве більш 10 хв після максимуму спалаху. Підвищений потік СКП у Землі може спостерігатися кілька десятків годин. Вторгнення СКП в іоносферу полярних широт викликає додаткову іонізацію і, відповідно, погіршення радіозв'язку на коротких хвилях. Маються дані про те, що СКП значною мірою сприяють спустошенню озонного шару Землі. Посилені потоки СКП являють собою також одне з головних джерел радіаційної небезпеки для екіпажів і устаткування космічних кораблів.

Спалах генерує могутню ударну хвилю і викидає в міжпланетний простір хмара плазми. Ударна хвиля і хмара плазми за 1.5-2 доби досягають Землі і викликають магнітну бурю, зниження інтенсивності галактичних космічних променів, посилення полярних сяйв, збурювання іоносфери і так далі.

Маються статистичні дані про те, що через 2-4 доби після магнітної бури відбувається помітна перебудова баричного поля тропосфери. Це приводить до збільшення нестабільності атмосфери, порушенню характеру циркуляції повітря (розвитку циклонів і ін. метеоявлений). Світові магнітні бури являють собою крайній ступінь обуреності магнітосфери в цілому. Більш слабкі (але більш часті) збурювання, називані суббурями, розвиваються в магнітосфері полярних областей. Ще більш слабкі збурювання виникають поблизу границі магнітосфери із сонячним вітром. Причиною збурювань останніх двох типів є флуктуації потужності сонячного вітру. При цьому в магнітосфері генерується широкий спектр електромагнітних хвиль з частотами 0,001 - 10,0 Гц, що вільно доходять до поверхні Землі.

Під час магнітних бур інтенсивність цього низькочастотного випромінювання зростає в 10-100 разів. Велику роль у геомагнітних збурюваннях грає міжпланетне магнітне поле, особливо його південний компонент, перпендикулярний площині екліптики. Зі зміною знака радіального компонента міжпланетного магнітного поля зв'язана асиметрія потоків СКП, що вторгаються в полярні області, зміну напрямку конвекції магнітосферної плазми і ряд інших явищ.

Статистично встановлений зв'язок між рівнями сонячної і геомагнітної обуреності і ходом ряду процесів у біосфері Землі (динамікою популяції тварин, епідемій, епізоотій, кількістю серцево-судинних кризів і ін.). Найбільш ймовірною причиною такого зв'язку є низькочастотні коливання електромагнітного полючи Землі. Це підтверджується лабораторними експериментами по вивченню дії електромагнітних полів природної напруженості і частоти на ссавців.

Хоча не усі ланки ланцюжка Сонячно-Земних зв'язків однаково вивчені, загалом картина Сонячно-Земних зв'язків представляється якісно . Кількісне дослідження цієї СКПадної проблеми з погано відомими (чи взагалі невідомими) початковими і граничними умовами утруднено через незнання конкретних фізичних механізмів, що забезпечують передачу енергії між окремими ланками.

Поряд з пошуками фізичних механізмів ведуться дослідження інформаційного аспекту Сонячно-Земних зв'язків. Зв'язки виявляються подвійно, у залежності від того, чи плавно стрибкоподібно відбувається перерозподіл енергії сонячних збурювань усередині магнітосфери. У першому випадку Сонячно-Земні зв'язки виявляються у формі ритмічних коливань геофізичних параметром (11-літніх, 27-денних і ін.). Стрибкоподібні зміни зв'язують з так називаним триггерным механізмом, що застосуємо до чи процесів системам, що знаходяться в хитливому стані, близькому до критичного. У цьому випадку невелика зміна критичного параметра (тиску, сили струму, концентрації часток і т.п.) приводить до якісної зміни ходу даного чи явища викликає нове явище. Для приклада можна вказати на явище утворення внетропических циклонів при геомагнітних збурюваннях. Енергія геомагнітного збурювання перетвориться в енергію інфрачервоного випромінювання. Останнє створює невеликий додатковий розігрів тропосфери, у результаті якого і розвивається її вертикальна нестійкість. При цьому енергія розвитий нестійкості може на два порядки перевищувати енергію первісного збурювання.

Новим методом дослідження Сонячно-Земних зв'язків є активні експерименти в магнітосфері й іоносфері по моделюванню ефектів, викликуваних сонячною активністю. Для діагностики стану магнітосфери й іоносфери використовуються пучки електронів, хмари натрію барію ( що випускаються з борта ракети). Для безпосереднього впливу на іоносферу використовуються радіохвилі короткохвильового діапазону. Головна перевага активних експериментів - можливість контролювати деякі початкові умови (параметри пучка електронів, потужність і частоту радіохвиль і т.п.). Це дозволяє більш упевнено судити про фізичні процеси на заданій висоті, а разом зі спостереженнями на інших висотах - про механізм магнітосферно-іоносферної взаємодії, про умови генерації низькочастотних випромінювань, про механізм Сонячно-Земних зв'язків у цілому. Активні експерименти мають також і прикладне значення. Доведено можливість створити штучний радіаційний пояс Землі і викликати полярні сяйва, змінювати властивості іоносфери і генерувати низькочастотне випромінювання над заданим районом.

Вивчення Сонячно-Земних зв'язків є не тільки фундаментальною науковою проблемою, але і має велике прогностичне значення. Прогнози стану магнітосфери й інших оболонок Землі вкрай необхідні для рішення практичних задач в області космонавтики, радіозв'язку, транспорту, метеорології і кліматології, сільського господарства, біології і медицини.

3. Сонячна активність

3.1. Найважливіші прояви й індекси сонячної активності

Однієї із самих чудових особливостей Сонця є майже періодичні, регулярні зміни різних проявів сонячної активності, тобто всієї сукупності явищ на Сонці. Це і сонячні плями - області із сильним магнітним полем і внаслідок цього зі зниженою температурою, і сонячні спалахи - найбільш могутні і швидкі вибухові процеси, що впливають на всю сонячну атмосферу над активною областю, і сонячні волокна - плазменні утворення в магнітному полі сонячної атмосфери, що мають вид витягнутих (до сотень тисяч кілометрів) волоконоподібних структур. Коли волокна виходять на видимий край (лімб) Сонця, можна бачити найбільш грандіозні по масштабах активні і спокійні утворення - протуберанці, що відрізняються багатою розмаїтістю форм і СКП-адною структурою. Потрібно ще відзначити корональні діри - області в атмосфері Сонця з відкритим у міжпланетний простір магнітним полем. Це своєрідні вікна, з яких викидається високошвидкісний потік сонячних заряджених часток.

Сонячні плями - найбільш відомі явища на Сонце. Вперше в телескоп їх спостерігав Г. Галілей у 1610 р. Ми не знаємо, коли і як він навчився послабляти яскраве сонячне світло, але прекрасні гравюри, що зображують сонячні плями й опубліковані в 1613р. у його знаменитих листах про сонячні плями, з'явилися першими систематичними рядами спостережень.

З цього часу реєстрація плям те проводилася, те припинялася, те відновлялася знову. Наприкінці ХІ сторіччя два спостерігачі - Г. Шперер у Німеччині й Е. Маундер в Англії вказали на той факт, що протягом 70-літнього періоду аж до 1716р. плям на сонячному диску, очевидно, було дуже мало. Вже в наш час Д. Эдди, заново проаналізувавши всі дані, прийшов до висновку, що дійсно в цей період був спад сонячної активності, названий Маундерівським мінімумом.

ДО 1843р. після 20-літніх спостережень аматор астрономії Г. Швабі з Німеччини зібрав досить багато даних для того, щоб показати, що число плям на диску Сонця циклічно міняється, досягаючи мінімуму приблизно через кожні одинадцять років. Р. Вольф з Цюріха зібрав усі які тільки міг дані про плями, систематизував їх, організував регулярні спостереження і запропонував оцінювати ступінь активності Сонця спеціальним індексом, що визначає міру "запятненности" Сонця, що враховує як число плям, що спостерігалися в даний день, так і число груп сонячних плям на диску Сонця. Цей індекс відносного числа плям, згодом названий "числами Вольфа", починає свій ряд з 1749 року. Крива середньорічних чисел Вольфа зовсім чітко показує періодичні зміни числа сонячних плям.

Індекс "числа Вольфа" добре витримав іспит часом, але на сучасному етапі необхідно вимірювати сонячну активність кількісними методами. Сучасні сонячні обсерваторії ведуть регулярні патрульні спостереження за Сонцем, використовуючи як міру активності оцінку площ сонячних плям у мільйонних частках площі видимої сонячної півсфери (м.ч.п.). Цей індекс якоюсь мірою відбиває величину магнітного потоку, зосередженого в плямах, через поверхню Сонця.

Групи сонячних плям із усіма супутніми явищами є частинами активних областей. Розвита активна область містить у собі смолоскипову площадку з групою сонячних плям по обох сторони лінії роздягнула полярності магнітного полючи, на якій часто розташовується волокно. Усьому цьому супроводжує розвиток корональної конденсації, густина речовини в який принаймні в кілька разів вище щільності навколишнього середовища. Усі ці явища об'єднані інтенсивним магнітним полем, що досягає величини декількох тисяч Гаусс на рівні фотосфери.

Найбільше чітко границі активної області визначаються по хромосферній лінії ионизованного кальцію. Тому був уведений щоденний кальцієвий індекс, що враховує площі і потужності всіх активних областей.

Найдужчий прояв сонячної активності, що впливає на Землю, - сонячні спалахи. Вони розвиваються в активних областях зі СКП-адною будівлею магнітного полючи і торкаються всієї товщі сонячної атмосфери. Енергія великого сонячного спалаху досягає величезної величини, порівнянної з кількістю сонячної енергії, одержуваною нашою планетою протягом цілого року. Це приблизно в 100 разів більше всієї теплової енергії, которую можна було б одержати при спалюванні всіх розвіданих запасів нафти, газу і вугілля. У той же час це енергія, що випускається всім Сонцем за одну двадцяту частку секунди, з потужністю, що не перевищує сотих часток відсотка від потужності повного випромінювання нашої зірки. В вспалахо-активних областях основна послідовність спалахів великої і середньої потужності відбувається за обмежений інтервал часу (40-60 годин), у той час як малі спалахи й уярчения спостерігаються практично постійно. Це приводить до підйому загального тла електромагнітного випромінювання Сонця. Тому для оцінки сонячної активності, зв'язаної зі спалахами, сталі застосовувати спеціальні індекси, прямо зв'язані з реальними потоками електромагнітного випромінювання. По величині потоку радіовипромінювання на хвилі 10.7 див (частота 2800 МГЦ) у 1963 р. введений індекс F10.7. Він виміряється в сонячних одиницях потоку (с.о.п.), причому 1 с.о.п. = 10-22 Ут/(м2·Гц). Індекс F10.7 добре відповідає змінам сумарної площі сонячних плям і кількості спалахів у всіх активних областях. Для статистичних досліджень в основному використовуються середньомісячні значення.

З розвитком супутникових досліджень Сонця з'явилася можливість прямих вимірів потоку рентгенівського випромінювання в окремих діапазонах.

З 1976 року регулярно виміряється щоденне фонове значення потоку м'якого рентгенівського випромінювання в діапазоні 1-8 A (12.5-1 кэв). Відповідний індекс позначається прописною латинською буквою (A, B, C, M, X), що характеризує порядок величини потоку в діапазоні 1-8 A (10-8 Ут/м2, 10-7 і так далі) з наступним числом у межах від 1 до 9.9, що дає саме значення потоку. Так, наприклад, M2.5 означає рівень потоку 2.5·10-5. У підсумку виходить наступна шкала оцінок:

А(1-9) = (1-9)·10-8 Ут/м2

У(1-9) = (1-9)·10-7

З(1-9) = (1-9)·10-6

М(1-9) = (1-9)·10-5

Х(1-n) = (1-n)·10-4

Це тло змінюється від величин А1 у мінімумі сонячної активності до З5 у максимумі. Ця ж система застосовується для позначення рентгенівського бала сонячного спалаху. Максимальний бал Х20 = 20·10-4 Ут/м2 зареєстрований у спалаху 16 серпня 1989 року.

Останнім часом стало використовуватися у виді індексу, що характеризує ступінь вспышечной активності Сонця, кількість сонячних спалахів за місяць. Цей індекс може бути використаний з 1964 року, коли була введена система визначення, що застосовується зараз, балльности сонячного спалаху в оптичному діапазоні. 3.2. Цикли сонячної активності