Реферат: Солнечный ветер, особенности межпланетного пространства (Солнце – Планеты)
Венеры и, по-видимому, Марса), образуется головная отошедшая ударная волна. С.в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С.в. формируется полость - магнитосфера, форма и размер которой определяются балансом давления магнитного поля планеты и давления обтекающего потока плазмы. Толщина фронта ударной волны - порядка 100 км. В случае взаимодействия С.в. с непроводящим телом (Луна) ударная волна не возникает: поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется постепенно заполняемая плазмой С.в. полость.
На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных солнечных вспышках происходит выброс вещества из нижних областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна, которая постепенно замедляется при движении через плазму С.в.
Приход ударной волны к Земли приводит к сжатию магнитосферы, после которого обычно начинается развитие магнитной бури.
С.в. простирается до расстояния ок. 100 а.е., где давление межзвёздной среды уравновешивает динамическое давление С.в. Полость, заметаемая С.в. в межзвёздной среде, образует гелиосферу. Расширяющийся С.в. вместе с вмороженным в него магнитным полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактических космических лучей малых энергий и приводит к вариациям космических лучей больших энергий.
Явление, аналогичное С.в., обнаружено и у некоторых типов других звёзд (звёздный ветер).[7]
Поток энергии Солнца, питаемый термоядерной реакцией в его центре, к счастью, исключительно стабилен, не в пример большинству других звезд. Большая его часть в конце концов испускается тонким поверхностным слоем Солнца - фотосферой - в виде электромагнитных волн видимого и инфракрасного диапазона. Солнечная постоянная (величина потока солнечной энергии на орбите Земли) равна 1370 Вт/м2 . Можно представить, что на каждый квадратный метр поверхности Земли приходится мощность одного электрического чайника. Всего Солнце тогда можно заменить чуть более чем 1014 чайниками.
Над фотосферой расположена корона Солнца - зона, видимая с Земли только во время солнечных затмений и заполненная разреженной и горячей плазмой с температурой в миллионы градусов. Это самая нестабильная оболочка Солнца, в которой зарождаются основные проявления солнечной активности, влияющие на Землю. Косматый вид короны Солнца демонстрирует структуру его магнитного поля - светящиеся сгустки плазмы вытянуты вдоль силовых линий. Горячая плазма, истекающая из короны, формирует солнечный ветер - поток ионов (состоящий на 96% из ядер водорода - протонов и на 4% из ядер гелия - альфа-частиц) и электронов, разгоняющийся в межпланетное пространство со скоростью 400-800 км/с.
Солнечный ветер растягивает и уносит с собой солнечное магнитное поле. Это происходит потому, что энергия направленного движения плазмы во внешней короне больше, чем энергия магнитного поля, и принцип вмороженности увлекает
-5-
поле за плазмой. Комбинация такого радиального истечения с вращением Солнца (а магнитное поле "прикреплено" и к его поверхности) приводит к образованию спиральной структуры межпланетного магнитного поля - так называемой спирали Паркера. Солнечный ветер и магнитное поле заполняют всю Солнечную систему, и, таким образом, Земля и все другие планеты фактически находятся в короне Солнца,испытывая воздействие не только электромагнитного излучения, но еще и солнечного ветра и солнечного магнитного поля.
Интересно, что впервые о существовании солнечного ветра догадались еще до наступления космической эры при изучении комет. Если бы на кометы действовало только световое давление Солнца, то их хвосты были бы направлены точно от Солнца. Американский ученый Людвиг Бирман в 1951 году обнаружил, что хвосты комет отклонены в среднем на 4 градуса от этого направления. Такое отклонение можно объяснить только наличием потока ионов и электронов - "ветра", "дующего" от Солнца со скоростью около 400 км/с. Позднее данные, полученные первыми советскими космическими аппаратами "Луна" в 1959 году, позволили сотруднику Института космических исследований К. И. Грингаузу с коллегами впервые экспериментально обнаружить солнечный ветер.
Таково вкратце современное представление о стабильном Солнце. Сообщения о солнечных пятнах, заметных в виде помутнений на фотосфере, стали, вероятно, первыми историческими свидетельствами солнечной изменчивости. Несмотря на то, что случаи наблюдения отдельных больших пятен известны с античных времен, их "официальное" открытие датируется 1611 годом, когда изобретение телескопа позволило начать постоянные исследования. В середине XIX века немецкий ученый Рудольф Вольф, собрав практически все известные упоминания о пятнах, обнаружил примерно 11-летнюю периодичность их появления (сами пятна могут существовать по несколько месяцев). С тех пор количество пятен, посчитанное по особой формуле, - число Вольфа - служит основной характеристикой солнечной активности. В годы спокойного Солнца - в солнечный минимум - пятен практически нет, а во время максимума солнечной активности число пятен может достигать нескольких десятков.
Чтобы понять причины солнечной активности, нам придется познакомиться поближе с магнитным полем Солнца. В период минимума активности конфигурация солнечного магнитного поля близка к дипольной и похожа на форму магнитного поля Земли. При приближении к максимуму активности структура магнитного поля по не вполне понятным причинам усложняется. Одна из наиболее красивых гипотез гласит, что при вращении Солнца магнитное поле как бы навивается на него, постепенно погружаясь под фотосферу. Со временем, в течение как раз солнечного цикла, магнитный поток, накопленный под поверхностью, становится таким большим, что жгуты силовых линий начинают выталкиваться наружу. Места выхода силовых линий образуют пятна на фотосфере и магнитные петли в короне, видимые как области повышенного свечения плазмы на рентгеновских изображениях Солнца. Величина поля внутри солнечных пятен достигает 0,01 тесла, в сто раз больше, чем поле спокойного Солнца.
-6-
Интуитивно энергию магнитного поля можно связать с длиной и количеством силовых линий: их тем больше, чем выше энергия. При подходе к солнечному максимуму накопленная в поле огромная энергия начинает периодически взрывным образом высвобождаться, расходуясь на ускорение и разогрев частиц солнечной короны. Резкие интенсивные всплески коротковолнового электромагнитного излучения Солнца, сопровождающие этот процесс, носят название солнечных вспышек. На поверхности Земли вспышки регистрируются в видимом диапазоне как небольшие увеличения яркости отдельных участков солнечной поверхности. Однако уже первые измерения, выполненные на борту космических аппаратов, показали, что наиболее заметным эффектом вспышек оказывается значительное (до сотен раз) увеличение потока солнечного рентгеновского излучения и энергичных заряженных частиц - солнечных космических лучей. Во время некоторых вспышек происходят также выбросы значительного количества плазмы и магнитного поля в солнечный ветер - так называемых магнитных облаков, которые начинают быстро расширяться в межпланетное пространство, сохраняя форму магнитной петли с концами, опирающимися на Солнце. Плотность плазмы и величина магнитного поля внутри облака в десятки раз превосходят типичные для спокойного времени значения этих параметров в солнечном ветре.
Несмотря на то, что во время крупной вспышки может выделиться до 1025 джоулей энергии (поистине астрономическая величина), общее увеличение потока энергии в солнечный максимум невелико и составляет всего 0,1-0,2%. Можно сказать, что солнечная активность - это всего лишь гримаса на чистом и спокойном солнечном диске, обогревающем Землю. Но так же как выражение лица человека может иногда ранить больнее, чем какое-либо его действие, так и межпланетное пространство и окрестности Земли очень чувствительны к всплескам солнечной активности и их проявлениям в межпланетном пространстве - солнечным космическим лучам, магнитным облакам, коротковолновому электромагнит ному излучению. Посмотрим, что Земля может противопоставить в свою защиту. [5]
2.2 ЗЕМЛЯ
Если основной поток солнечного излучения в видимом и инфракрасном диапазоне необходим для существования биосферы, то солнечное рентгеновское и ультрафиолетовое излучение губительно для живой материи. К счастью, практически все оно поглощается еще в атмосфере Земли при ионизации ее верхних слоев. Образующаяся в результате этого на высотах от 80 до нескольких сотен километров оболочка, в которой плазма соседствует с нейтральными атомами и молекулами, называется ионосферой. Ионосфера - ближайший к поверхности Земли слой, проводящий электричество. Она лежит на изоляторе - нейтральной атмосфере. В отличие, например, от солнечного ветра, ионосфера "умеет" проводить ток поперек силовых линий магнитного поля. Эту способность создают частые соударения ионов и электронов с нейтральными атомами, в большом количестве присутствующими на таких высотах. Сталкиваясь, заряженные частицы меняют
-7-
направление движения и переходят от одной силовой линии к другой, разрушая их изоляцию.
От потока солнечных космических лучей и солнечного ветра Землю защищает магнитный щит. Хотя эту оболочку невозможно увидеть, люди издавна пользовались земным магнитным полем для определения направления при помощи компаса. После догадки жившего в XVI веке английского физика Уильяма Гильберта, что Земля - огромный магнит, стало понятно, что геомагнитное поле существует и в околоземном пространстве. Если на ее поверхности величина магнитного поля составляет (3-5)ґ10-5 тесла, в зависимости от широты места измерения, то с удалением от Земли магнитное поле ослабевает пропорционально третьей степени расстояния и скоро становится достаточно слабым, чтобы ощущать воздействие межпланетной среды.
Солнечный ветер у орбиты Земли сильно разрежен и непостоянен - средняя концентрация частиц в нем составляет около 1-10 см-3 , скорость - 250-1000 км/с, величина межпланетного магнитного поля - (1-10)ґ10-9 тесла. Так как заряженные частицы неохотно меняют силовые линии магнитного поля, поток солнечного ветра не смешивается с геомагнитным полем и околоземным плазменным населением, а обтекает их, образуя геомагнитную полость - магнитосферу Земли. Граница магнитосферы - магнитопауза - проходит там, где давление солнечного ветра уравнивается давлением геомагнитного поля. В подсолнечной точке она находится в среднем на расстоянии девяти радиусов Земли (55-60 тысяч километров) от ее центра. Полное усилие, которое солнечный ветер оказывает на магнитосферу, ничтожно, оно примерно равно весу воды в большом бассейне, но тем не менее внешние области магнитосферы, заполненные слабым геомагнитным полем, сильно искажены относительно начальной - дипольной - формы. Со стороны Солнца (дневной стороны) магнитосфера сплющивается, а с противоположной - ночной - вытягивается, образуя магнитный хвост, тянущийся на сотни радиусов Земли, более миллиона километров. А поскольку поток солнечного ветра сверхзвуковой, то перед магнитосферой, как перед сверхзвуковым самолетом, образуется ударная волна.
Внешняя магнитосфера содержит разреженную (менее 1 см-3 ) плазму солнечного и ионо-сферного происхождения, нагретую до миллионов и сотен миллионов градусов. Но при таких низких плотностях понятие температуры как меры теплоты объекта, находящегося в термодинамическом равновесии, становится бессмысленным и вместо температуры используют величину средней энергии заряженных частиц, выраженную в электрон-вольтах (эВ). Частица с единичным зарядом приобретает (или теряет, в зависимости от знака заряда) один электрон-вольт энергии, пройдя разность потенциалов 1 В. Температура плазмы в этих единицах составляет от 1 до 100 килоэлектрон -вольт (кэВ).
Несмотря на то, что полная масса горячих частиц внешней магнитосферы составляет всего около тонны, их роль в построении магнитосферы очень важна. Только простейшие конфигурации магнитного поля типа дипольной могут существовать в пространстве сами по себе, в создании же более сложных форм, к которым принадлежит и магнитосфера, согласно уравнениям Максвелла , должны
-8-
участвовать электрические токи. Такую замкнутую систему токов, текущих по большей части в местах резких изменений направления магнитного поля - вокруг Земли вдоль магнитопаузы (ток Чепмена-Ферраро), поперек магнитного хвоста и некоторых других, и формируют частицы плазмы.
В целом влияние солнечного ветра на магнитосферу достаточно сильно, но ее форма искаженного диполя всегда сохраняется. Так как частицы легко передвигаются вдоль силовых линий магнитного поля, особенности различных областей магнитосферы проецируются вдоль линий и на малые высоты, в ионосферу. Силовые линии из более удаленных областей подходят к Земле в более близких к полюсам районах. Приполярные районы - "полярные шапки" - всегда заполнены так называемыми "открытыми" силовыми линиями, другой конец которых уходит в межпланетное пространство. Все более близкие к экватору силовые линии замкнуты, и оба их конца упираются в Землю. Линии, наиболее удаленные точки которых находятся в окрестностях магнитопаузы и в магнитном хвосте - самых динамичных областях магнитосферы, сильно реагирующих на изменения в солнечном ветре, подходят к Земле в зонах так называемого аврорального овала, расположенных на 65-72 градусах магнитной широты. (Здесь надо помнить, что магнитные полюса смещены относительно географических и южный магнитный полюс находится на севере канадского архипелага, в точке с координатами 71° северной широты и 265° долготы). В экваториальной области к Земле подходят линии из более стабильной внутренней магнитосферы, сохраняющей дипольную конфигурацию поля.
Описанная выше схема магнитосферы была впервые предложена американскими физиками Сидни Чeпменом и Винцентом Ферраро в 30-х годах XX века. Она удачно описывала форму магнитосферы, но не могла объяснить внезапных отклонений геомагнитного поля от своего постоянного значения. Такие отклонения исторически называют геомагнитной активностью.
Более близкой к реальности оказалась предложенная в 1961 году британским ученым Джеймсом Данжи модель "открытой" магнитосферы, которая учитывала взаимодействие геомагнитного и межпланетного магнитных полей. Согласно этой модели, когда направление межпланетного магнитного поля становится противоположным направлению геомагнитного поля на дневной стороне, начинается процесс так называемого пересоединения. При сближении противоположно направленных силовых линий магнитное поле обращается в нуль и принцип вмороженности нарушается. Из "замкнутой" геомагнитной линии и "свободной" линии межпланетного поля образуются две "открытые" силовые линии, которые одним концом начинаются на Земле в полярной шапке, а другим - уходят в межпланетное пространство. Пересоединение "выгодно" с энергетической точки зрения, так как суммарная длина силовых линий уменьшается. Поток солнечного ветра сносит "открытые" линии на ночную сторону. Здесь противоположно направленные линии снова сближаются, и процесс ночного пересоединения воссоздает линии солнечного ветра и замкнутые геомагнитные линии, которые постепенно возвращаются на дневную сторону. При этом магнитосфера и ионосфера оказываются вовлеченными в круговорот - глобальную конвекцию. Интенсивность
-9-
конвекции зависит от величины и направления межпланетного поля, а также скорости солнечного ветра, определяющей "количество" его силовых линий, падающих на магнитопаузу. Так как геомагнитное поле на экваторе направлено на север, "открывает" магнитосферу "южное" направление межпланетного поля. Когда его направление "северное", процесс пересоединения не идет и магнитосфера "закрыта".
Скорость пересоединения на ночной стороне обычно меньше, чем на дневной, поэтому в хвосте магнитосферы происходит накопление открытых силовых линий и, следовательно, магнитной энергии. Размер полярной шапки растет, и зона аврорального овала сдвигается ближе к экватору на несколько градусов. Через некоторое время (1 - 2 часа) магнитный хвост, "переполненный" магнитным полем, теряет устойчивость, процесс пересоединения на ночной стороне принимает взрывной характер, и за несколько минут избыточные силовые линии сбрасываются. Этот циклический процесс называется магнитосферной суббурей и сопровождается значительным возмущением всей внешней магнитосферы Земли. Фактически происходит обрыв части магнитного хвоста, а его остаток поджимается к Земле. В этот момент часть плазмы внешней магнитосферы становится "лишней" и сбрасывается по силовым линиям в авроральную зону ионосферы. Здесь энергичные ионы и электроны сталкиваются с нейтральными атомами и заставляют их испускать фотоны. Именно так возникают замечательные по своей красоте полярные сияния (auroras borealis - по-латыни), давшие свое название авроральной зоне.
Другое важное следствие суббури - изменения в системе магнитосферных токов. При "отрыве" магнитного хвоста электрический ток, в нормальных условиях текущий поперек хвоста, вынужден обойти этот разрыв через ионосферу, используя "резервную цепь": вдоль силовых линий к Земле, затем вдоль авроральной зоны ионосферы и обратно в хвост. Сила возникающего при этом ионосферного тока - электроджета - составляет более миллиона ампер, а магнитное поле, наводимое им на поверхности земли в авроральной зоне, вносит существенные, до 10-6 тесла (2% величины стабильного поля), вариации в геомагнитное поле. Наряду с полярными сияниями появление вариаций служит основным признаком начала суббури, а их величина, называемая индексом АЕ, - главной характеристикой силы суббури.
Направление межпланетного магнитного поля постоянно меняется более или менее случайным образом, поэтому "рядовые" суббури, связанные с "южными" полями, случаются несколько раз за сутки, независимо от текущей солнечной активности. Более известные широкому читателю магнитные бури регистрируются реже. Они непосредственно связаны со вспышками солнечной активности, а точнее, с попаданием Земли в зоны аномально интенсивного солнечного ветра и в межпланетные магнитные облака.