Физические основы прогнозирования возмущений в околоземной среде по характеристикам Солнца

В.Г. Еселевич

Физические основы прогноза

К настоящему времени можно считать установленными основные типы энергетических потоков (частиц и излучения) от Солнца, воздействие которых приводит к тому или иному характеру возмущенности в околоземной среде (магнитосфере, ионосфере и атмосфере Земли):

а) потоки сравнительно плотной (n ~ 1-70 см-3 на орбите Земли) квазинейтральной и низкоэнергичной (Е < 10 кэ в) плазмы солнечного ветра, вызывающие магнитосферные и ионосферные бури с длительностью от 1 сут и более;

б) потоки энергичных (Е ~ 10-100 МэВ) «вспышечных» протонов малой плотности (n ~ 10-10-10-7 см-3) длительностью порядка нескольких часов, вызывающие явление «поглощения в полярной шапке» (ППШ);

в) всплески потоков ультрафиолетового излучения от солнечных вспышек, вызывающие изменения концентрации в различных областях ионосферы, с характерным временем порядка 1 час;

г) всплески потоков мягкого и жесткого рентгеновского излучения от вспышек, вызывающие внезапные ионосферные возмущения в D-области ионосферы, характерное время - несколько минут.

Наиболее сильную глобальную перестройку магнитосферы и ионосферы вызывают потоки типа (а). Поэтому их изучению уделяется основное внимание на начальном этапе работ по прогнозированию и в этом докладе. Физическая суть метода прогноза возмущений в околоземной среде состоит в следующем:

- выделить все наиболее геоэффективные потоки СВ типа (а);

- определить их источники на диске Солнца;

- найти закономерности распространения потоков СВ на участке Солнце - Земля, учесть их взаимодействие;

- найти количественные соотношения между параметрами источников СВ на Солнце и характеристиками вызываемых ими магнитосферных возмущений (или параметрами СВ на орбите Земли).

К настоящему времени достаточно надежно установлено, что СВ типа (а) могут быть разбиты на два больших класса: квазистационарные потоки СВ, время жизни источников которых t более суток, и спорадические потоки СВ, источники которых характеризуются величиной t менее суток. В свою очередь квазистационарный СВ подразделяется на два типа: быстрый СВ, истекающий из области корональных дыр и достигающий на орбите Земли V ~ 400-800 км/с и медленный СВ, текущий в поясе стримеров или цепочках стримеров, с V ~ 250-400 км/с, исследованию которого посвящена первая часть лекции. Пространственное распределение казистационарных потоков СВ в гелиосфере показано на рис. 5. Основными источниками спорадического СВ являются выбросы корональной массы включающие в себя эруптивное волокно и возможно, вспышки.

Рис. 5. Вид Солнца и гелиосферы от Земли.

Знание источников потоков СВ различных типов и их характеристик на Солнце позволяет рассчитать, а значит прогнозировать параметры СВ на 1 а.е. и связанные с ними индексы геомагнитной активности в зависимости от времени. В свою очередь, знание КР (t) и АР(t) дает возможность, используя модели возмущенных магнитосферы и ионосферы, определить положения наиболее важных пространственных структур: границы плазменного слоя, границы плазмосферы, а также место и время начала суббури и положение главного ионосферного провала.

На рис. 6 показан вид Солнца и гелиосферы из точки над полюсом Солнца. Поскольку плазма СВ дви-жется радиально, на расстояниях R > 20Rо (Rо - радиус Солнца) быстрый СВ догоняет медленный СВ и сталкивается с ним. При их столкновении формируется область взаимодействия (IR). Она представляет собой узкий слой (несколько градусов), в котором резко меняются параметры СВ. IR - главный источник геомагнитных бурь. Поэтому для квазистационарных потоков СВ прогнозирование момента прихода на 1 а.е. и его характеристик является первоочередной задачей.

Рис. 6. Вид Солнца и гелиосферы из точки над полюсом.

Корональные дыры (КД) в свете линии 10830 Å считаются одним из наиболее надежных индикаторов источников быстрого СВ на Солнце. Однако в отдельные периоды солнечной активности прогноз параметров быстрого СВ на 1 а.е. с использованием КД может иметь весьма невысокую оправдываемость. Возможным выходом из этого положения является использование в качестве индикаторов источников быстрого СВ оснований открытых трубок магнитного (ООМТ) поля Солнца, рассчитанных по фотосферным магнитным полям с временным разрешением, равным времени получения магнитограммы Солнца, т.е. порядка 1 час. Метод таких расчетов развит и реализован в виде действующего сайта института в сети Internet. Этому прибору в ближайшие годы предстоит стать основным как в фундаментальных исследованиях по солнечно-земной физике, так и в системе мониторинга и прогноза программы «Космическая погода».

Наиболее сильные геомагнитные возмущения вызываются спорадическими потоками СВ, распространяющимися, как правило, по квазистационарному СВ.

В отдельных редких случаях возможна последовательность следующих друг за другом спорадических потоков. Они вызывают самые мощные возмущения магнитосферы и ионосферы Земли. В общем случае структура спорадического потока показана на рис. 7. Она представляет собой последовательность ударной волны, ударно нагретой плазмы и магнитного поршня (магнитное облако). Воздействие ударной волны на магнитосферу проявляется в виде внезапного начала (SSC). Вблизи Солнца в короне спорадические потоки наблюдаются на лимбе в белом свете в виде корональных выбросов массы (СМЕ).

Рис. 7. Типичный вид связанного с СМЕ спорадического потока в гелиосфере.

Принципы прогнозирования геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, те же, что и для квазистационарного СВ. Однако их эффективное воплощение во многом зависит от прогресса в решении следующих двух проблем:

1. Способы регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и определения их характеристик. В настоящее время известны как минимум 5 методов регистрации СМЕ на диске Солнца:

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: план дипломной работы, ответственность реферат.





1  2  3 | Следующая страница реферата