Физические основы прогнозирования возмущений в околоземной среде по характеристикам Солнца
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.
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:
а) прямые наблюдения СМЕ в линии 195 Å;
б) по уменьшению светимости в области мягкого рентгена
в месте образования СМЕ (dimming);
в) по рождению короткоживущих КД при наблюдении в
линиях 10830 Å и крайнего ультрафиолета;
г) по динамике границ рядом расположенных КД,
сопровождающей возникновение СМЕ;
д) по LDE-вспышкам, регистрируемым в мягком рентгене.
На данном этапе эти пять методов не обеспечивают
регистрацию всех возникающих СМЕ на диске Солнца. Новые перспективы в
определении источников открывают исследования динамики магнитных полей в
солнечной атмосфере в момент возникновения спорадического потока СВ по данным
сайта института, имеющих необходимое высокое временное.
2. Знание закономерностей распространения спорадических
потоков в межпланетном пространстве: взаимодействия спорадического потока с
квазистационарным СВ, по которому он распространяется к Земле; определения
знака и максимальной величины Вz->компоненты за фронтом ударной волны и в
области магнитного поршня.
Имеющиеся в настоящее время методы для решения этих
проблем позволяют осуществлять прогноз даже наиболее сильных магнитных бурь (Кр
> 6) с оправдываемостью не лучше, чем 70 - 75 %. Наши предварительные
исследования показали, что для периода вблизи минимума солнечной активности
1996 - 1997 гг. оправдываемость прогноза потоков быстрого СВ по КД может
составить около 30 %, в то время, как по ООМТ она превышает 90 %.
Учитывая это, а также тот факт, что наблюдения Солнца
в различных диапазонах длин волн дают очень ограниченную, противоречивую и,
главным образом, морфологическую (не количественную) информацию, можно с
уверенностью сказать, что основой количественных исследований
квазистационарного СВ и его прогноза в ближайшие годы станут магнитные поля на
поверхности Солнца.
Выводы
1. Пояс стримеров, в котором течет квазистационарный
медленный солнечный ветер, на расстояниях R > (3-4)Ro 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) Ro. 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, которые ежедневно появляются на
сайте института (#"#">http://www.kosmofizika.ru