Солнечно-земные связи и их влияние на человека

Рис.2 Схема солнечно-земных связей

Хотя  не все звенья цепочки Солнечно-Земных связей одинаково изучены, в общих  чертах картина Солнечно-Земных связей представляется качественно ясной. Количественное исследование этой сложной  проблемы с плохо известными (или  вообще неизвестными) начальными и  граничными условиями затруднено из-за незнания конкретных физических механизмов, обеспечивающих передачу энергии между  отдельными звеньями.

Наряду  с поисками физических механизмов ведутся  исследования информационного аспекта  Солнечно-Земных связей. Связи проявляются  двояко, в зависимости от того, плавно или скачкообразно происходит перераспределение энергии солнечных возмущений внутри магнитосферы. В первом случае Солнечно-Земные связи проявляются в форме ритмических колебаний геофизических параметром (11-летних, 27-дневных и др.). Скачкообразные изменения связывают с так называемым триггерным механизмом, который применим к процессам или системам, находящимся в неустойчивом состоянии, близком к критическому. В этом случае небольшое изменение критического параметра (давления, силы тока, концентрации частиц и т.п.) приводит к качественному изменению хода данного явления или вызывает новое явление. Для примера можно указать на явление образования внетропических циклонов при геомагнитных возмущениях. Энергия геомагнитного возмущения преобразуется в энергию инфракрасного излучения. Последнее создаёт небольшой дополнительный разогрев тропосферы, в результате которого и развивается её вертикальная неустойчивость. При этом энергия развитой неустойчивости может на два порядка превышать энергию первоначального возмущения.

Новым методом исследования Солнечно-Земных связей являются активные эксперименты в магнитосфере и ионосфере по моделированию эффектов, вызываемых солнечной активностью. Для диагностики  состояния магнитосферы и ионосферы  используются пучки электронов, облака натрия или бария (выпускаемые с  борта ракеты). Для непосредственного  воздействия на ионосферу используются радиоволны коротковолнового диапазона. Главное преимущество активных экспериментов  – возможность контролировать некоторые  начальные условия (параметры пучка  электронов, мощность и частоту радиоволн  и т.п.). Это позволяет более  уверенно судить о физических процессах  на заданной высоте, а вместе с наблюдениями на других высотах – о механизме  магнитосферно-ионосферного взаимодействия, об условиях генерации низкочастотных излучений, о механизме Солнечно-Земных связей в целом. Активные эксперименты имеют также и прикладное значение. Доказана возможность создать искусственный  радиационный пояс Земли и вызвать  полярные сияния, изменять свойства ионосферы  и генерировать низкочастотное излучение  над заданным районом.

Изучение  Солнечно-Земных связей является не только фундаментальной научной проблемой, но и имеет большое прогностическое  значение. Прогнозы состояния магнитосферы и других оболочек Земли крайне необходимы для решения практических задач  в области космонавтики, радиосвязи, транспорта, метеорологии и климатологии, сельского хозяйства, биологии и  медицины.

 
3. Солнечная активность

3.1. Важнейшие проявления  и индексы солнечной  активности

Одной из самых замечательных особенностей Солнца являются почти периодические, регулярные изменения различных  проявлений солнечной активности, то есть всей совокупности наблюдаемых  изменяющихся (быстро или медленно) явлений на Солнце. Это и солнечные  пятна – области с сильным  магнитным полем и вследствие этого с пониженной температурой, и солнечные вспышки – наиболее мощные и быстроразвивающиеся взрывные процессы, затрагивающие всю солнечную  атмосферу над активной областью, и солнечные волокна – плазменные образования в магнитном поле солнечной атмосферы, имеющие вид  вытянутых (до сотен тысяч километров) волоконообразных структур. Когда волокна  выходят на видимый край (лимб) Солнца, можно видеть наиболее грандиозные  по масштабам активные и спокойные  образования – протуберанцы, отличающиеся богатым разнообразием форм и  сложной структурой. Нужно еще  отметить корональные дыры – области  в атмосфере Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитным  полем. Это своеобразные окна, из которых  выбрасывается высокоскоростной поток  солнечных заряженных частиц.

Солнечные пятна – наиболее известные явления  на Солнце. Впервые в телескоп их наблюдал Г. Галилей в 1610 г. Мы не знаем, когда и как он научился ослаблять  яркий солнечный свет, но прекрасные гравюры, изображающие солнечные пятна  и опубликованные в 1613г. в его  знаменитых письмах о солнечных  пятнах, явились первыми систематическими рядами наблюдений.

С этого  времени регистрация пятен то проводилась, то прекращалась, то возобновлялась вновь. В конце ХIX столетия два  наблюдателя – Г. Шперер в Германии и Е. Маундер в Англии указали  на тот факт, что в течение 70-летнего  периода вплоть до 1716г. пятен на солнечном  диске, по-видимому, было очень мало. Уже в наше время Д. Эдди, заново проанализировав все данные, пришел к выводу, что действительно в  этот период был спад солнечной активности, названный Маундеровским минимумом.

К 1843г. после 20-летних наблюдений любитель астрономии Г. Швабе из Германии собрал достаточно много данных для того, чтобы показать, что число пятен на диске Солнца циклически меняется, достигая минимума примерно через каждые одиннадцать  лет. Р. Вольф из Цюриха собрал все  какие только мог данные о пятнах, систематизировал их, организовал регулярные наблюдения и предложил оценивать  степень активности Солнца специальным  индексом, определяющим меру "запятненности" Солнца, учитывающим как число  пятен, наблюдавшихся в данный день, так и число групп солнечных  пятен на диске Солнца. Этот индекс относительного числа пятен, впоследствии названный "числами Вольфа", начинает свой ряд с 1749 года. Кривая среднегодовых чисел Вольфа совершенно отчетливо показывает периодические изменения числа солнечных пятен.

Индекс "числа Вольфа" хорошо выдержал испытание временем, но на современном  этапе необходимо измерять солнечную  активность количественными методами. Современные солнечные обсерватории ведут регулярные патрульные наблюдения за Солнцем, используя в качестве меры активности оценку площадей солнечных  пятен в миллионных долях площади  видимой солнечной полусферы (м.д.п.). Этот индекс в какой-то мере отражает величину магнитного потока, сосредоточенного в пятнах, через поверхность Солнца.

Группы  солнечных пятен со всеми сопутствующими явлениями являются частями активных областей. Развитая активная область  включает в себя факельную площадку с группой солнечных пятен  по обе стороны линии раздела  полярности магнитного поля, на которой  часто располагается волокно. Всему  этому сопутствует развитие корональной  конденсации, плотность вещества в  которой по крайней мере в несколько  раз выше плотности окружающей среды. Все эти явления объединены интенсивным  магнитным полем, достигающим величины нескольких тысяч гаусс на уровне фотосферы.

Наиболее  четко границы активной области  определяются по хромосферной линии  ионизованного кальция. Поэтому  был введен ежедневный кальциевый индекс, который учитывает площади и  мощности всех активных областей.

Самое сильное проявление солнечной активности, влияющее на Землю, – солнечные вспышки. Они развиваются в активных областях со сложным строением магнитного поля и затрагивают всю толщу  солнечной атмосферы. Энергия большой  солнечной вспышки достигает  огромной величины, сравнимой с количеством  солнечной энергии, получаемой нашей  планетой в течение целого года. Это приблизительно в 100 раз больше всей тепловой энергии, которую можно  было бы получить при сжигании всех разведанных запасов нефти, газа и угля. В то же время это энергия, испускаемая всем Солнцем за одну двадцатую долю секунды, с мощностью, не превышающей сотых долей процента от мощности полного излучения нашей  звезды. Во вспышечно-активных областях основная последовательность вспышек  большой и средней мощности происходит за ограниченный интервал времени (40-60 часов), в то время как малые  вспышки и уярчения наблюдаются  практически постоянно. Это приводит к подъему общего фона электромагнитного  излучения Солнца. Поэтому для  оценки солнечной активности, связанной  со вспышками, стали применять специальные  индексы, напрямую связанные с реальными  потоками электромагнитного излучения. По величине потока радиоизлучения на волне 10.7 см (частота 2800 МГц) в 1963 г. введен индекс F10.7. Он измеряется в солнечных единицах потока (с.е.п.), причем 1 с.е.п. = 10-22 Вт/(м2·Гц). Индекс F10.7 хорошо соответствует изменениям суммарной площади солнечных пятен и количеству вспышек во всех активных областях. Для статистических исследований в основном используются среднемесячные значения.

С развитием  спутниковых исследований Солнца появилась  возможность прямых измерений потока рентгеновского излучения в отдельных  диапазонах.

С 1976 года регулярно измеряется ежедневное фоновое  значение потока мягкого рентгеновского излучения в диапазоне 1-8 A (12.5-1 кэВ). Соответствующий индекс обозначается прописной латинской буквой (A, B, C, M, X), характеризующей порядок величины потока в диапазоне 1-8 A (10-8 Вт/м2, 10-7 и  так далее) с последующим числом в пределах от 1 до 9.9, дающим само значение потока. Так, например, M2.5 означает уровень  потока 2.5·10-5. В итоге получается следующая шкала оценок:

А(1-9) = (1-9)·10-8 Вт/м2

В(1-9) = (1-9)·10-7

С(1-9) = (1-9)·10-6

М(1-9) = (1-9)·10-5

Х(1-n) = (1-n)·10-4

Этот  фон изменяется от величин А1 в  минимуме солнечной активности до С5 в максимуме. Эта же система применяется  для обозначения рентгеновского балла солнечной вспышки. Максимальный балл Х20 = 20·10-4 Вт/м2 зарегистрирован  во вспышке 16 августа 1989 года.

В последнее  время стало использоваться в  виде индекса, характеризующего степень  вспышечной активности Солнца, количество солнечных вспышек за месяц. Этот индекс может быть использован с 1964 года, когда была введена применяющаяся  сейчас система определения балльности солнечной вспышки в оптическом диапазоне.

3.2. Циклы солнечной  активности

Солнечная активность в числах Вольфа и, как  выяснилось позже, и в других индексах, имеет циклический характер со средней  продолжительностью цикла в 11.2 года. Нумерация солнечных циклов начинается с того момента, когда начались регулярные ежедневные наблюдения числа пятен. Эпоха, когда количество активных областей бывает наибольшим, называется максимумом солнечного цикла, а когда их почти нет – минимумом. За последние 80 лет течение цикла несколько ускорилось и средняя продолжительность циклов уменьшилась примерно до 10.5 лет. За последние 250 лет самый короткий период был равен 9 годам, а самый длинный 13.5 лет. Другими словами, поведение солнечного цикла регулярно лишь в среднем. В подъеме и спаде солнечных циклов существует некоторая закономерность. Возможно, это указывает на существование более длительного цикла, равного примерно 80-90 годам. Несмотря на различную длительность отдельных циклов, каждому из них свойственны общие закономерности. Так, чем интенсивнее цикл, тем короче ветвь роста и тем длиннее ветвь спада, но для циклов малой интенсивности как раз наоборот – длина ветви роста превышает длину ветви спада. В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило, нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора на широтах ±40°. Одновременно с возрастанием числа солнечных пятен сами пятна мигрируют в направлении солнечного экватора, который наклонен к плоскости орбиты Земли (то есть к эклиптике) под углом в 7°. Г.Шперер был первым, кто исследовал эти изменения с широтой. Он и Р.Кэррингтон – английский астроном-любитель – провели большие серии наблюдений периодов обращения пятен и установили тот факт, что Солнце не вращается как твердое тело – на широте 30°, например, период обращения пятен вокруг Солнца на 7% больше, чем на экваторе.

К концу  цикла пятна в основном появляются вблизи широты ±5°. В это время  на высоких широтах уже могут  появляться пятна нового цикла.

В 1908г. Д.Хейл открыл, что солнечные пятна  обладают сильным магнитным полем. Более поздние измерения магнитного поля в группах, состоящих из двух солнечных пятен, показали, что эти  два пятна имеют противоположные  магнитные полярности, указывая, что  силовые линии магнитного поля выходят  из одного пятна и входят в другое. В течение одного солнечного цикла  в одной полусфере (северной или  южной) ведущее пятно (по направлению  вращения Солнца) всегда одной и  той же полярности. По другую сторону  экватора полярность ведущего пятна  противоположная. Такая ситуация сохраняется  в течение всего текущего цикла, а затем, когда начинается новый  цикл, полярности ведущих пятен меняются. Первоначальная картина магнитных  полярностей таким образом восстанавливается  через 22 года, определяя магнитный  цикл Солнца. Это означает, что полный магнитный цикл Солнца состоит из двух одиннадцатилетних – четного  и нечетного, причем четный цикл обычно меньше нечетного.

Одиннадцатилетней цикличностью обладают многие другие характеристики активных образований  на Солнце – площадь пятен, частота  и количество вспышек, количество волокон (и соответственно протуберанцев), а  также форма короны. В эпоху минимума солнечная корона имеет вытянутую форму, которую придают ей длинные лучи, искривленные в направлении вдоль экватора. У полюсов наблюдаются характерные короткие лучи – "полярные щетки". Во время максимума форма короны округлая, благодаря большому количеству прямых радиальных лучей.

3.3. Влияние Солнечной  активности на  человека

В последние  годы всё чаще говорится о солнечной  активности, магнитных бурях и  их влиянии на людей. Так как солнечная  активность нарастает, то вопрос о влиянии  этого явления на здоровье становится в достаточной степени актуальным.

Всё на Земле зависит от Солнца, поставляющего  ей значительную часть энергии. Спокойное  Солнце (при отсутствии на его поверхности  пятен, протуберанцев, вспышек) характеризуется  постоянством во времени электромагнитного  излучения во всём его спектральном диапазоне, включающем рентгеновские  лучи, ультрафиолетовые волны, видимый  спектр, инфракрасные лучи, лучи радиодиапазонов, а также постоянством во времени  так называемого солнечного ветра  – слабого потока электронов, протонов, ядер гелия, представляющего собой  радиальное истечение плазмы солнечной  короны в межпланетное пространство.