10.6 Полярные сияния

Аппаратура. Научный анализ полярных сияний начинался с визуальных наблюдений, и до последнего времени записи визуальных наблюдений в специальном журнале сопровождали все прочие инструментальные измерения в серьезных обсерваториях и экспедициях. Довольно давно для исследования спектра сияний стали использоваться спектрографы и спектрометры, среди которых спектральная камера С180S была наиболее распространенной на отечественной сети станций. Для исследования изменений свечения во времени использовались фотометры, в основном на основе фотоэлектронных умножителей в сочетании с оптическими фильтрами или без оных и с разного типа фокусирующими устройствами и тубусами.

В связи с программой Международного геофизического года (МГГ) в СССР была разработана и внедрена на сети станций проф. МГУ А.И. Лебединским фото камера всего неба, которая долгое время являлась основным источником информации о пространственной эволюции полярных сияний. В настоящее время на смену С180 пришла телевизионная техника и временное разрешение повысилось от 1 кадра в минуту до 24 в секунду.

Зоны и формы полярных сияний. Полярные сияния возникают как следствие бомбардировки атмосферы потоками заряженных частиц, протонов и электронов с энергией от сотен эВ до сотен кэВ. Эти частицы так и называют - авроральные частицы или авроральная радиация (см.). Распределение областей свечения по земному шару неравномерно, и отражает особенности строения магнитосферы. Основные зоны полярных сияний показаны на рис 3a. Кольцевая авроральная зона располагается несимметрично вокруг магнитного полюса, в полночь максимум свечения находится около 67o, в полдень - 71o. В спокойное время эта основная зона сияний стягивается в тонкую линию, интенсивность понижается иногда и до субвизуального уровня. В возмущенное время кольцо (или овал) сияний расширяется, появляются яркие динамичные формы.

Магнитные силовые линии от экваториальной границы мгновеной авроральной зоны проектируются на на склон внешнего радиационного пояса, в сильных суббурях вплоть до границы устойчивого захвата, приполюсная граница зоны сияний соответствует фоновой границе зоны квазизахвата энергичных частиц. Если в зоне сияний дуги в основном ориентированы с востока на запад, в полярной шапке дуги сияний вытянуты с севера на юг и во время суббурь наблюдаются реже, чем в магнитоспокойное время. Геометрически сияния полярной шапки проектируются в доли хвоста магнитосферы и их динамика связана с солнечным ветром.

После того, как в строении магнитосферы были открыты каспы - воронки силовых линий, напрямую доступные потокам частиц солнечного ветра, стали выделять в особую группу и касповые сияния. Они отличаются большой высотой свечения и, соответственно, низкими энергиями потоков вызывающих их электронов.

Полярные сияния наблюдаются не только в высоких широтах, но и довольно часто в субавроральной области и эпизодически, во время магнитных бурь, в средних широтах. Природа среднеширотных сияний вероятно связана с динамикой радиационного пояса, но исследованы они явно недостаточно.

Форма и динамика сияний - дуги, полосы, диффузные пятна и т.д. - отражают структуру и динамику плазменных образований и магнитного поля в авроральной магнитосфере и в этом плане весьма интересны для понимания происходящих там процессов.

Надо отметить, что пик интереса к описанию и классификации форм сияний относится к тем временам, когда и о существовании магнитосферы не было известно, и только сейчас наблюдается возврат к исследованию динамики структур сияний, опирающийся на телевизионные наблюдения.

Ионосфера и распространение радиоволн. Ионосферой называют пограничную часть атмосферы Земли, в которой уровень ионизации достаточно велик, чтобы оказывать заметное влияние на распространение радиоволн. Нижняя граница ионосферы располагается на высоте 50-60 км, верхняя на уровне порядка 1000 км переходит в плазмосферу или другие магнитосферные плазменные образования.

Основные параметры ионосферы - концентрация электронов, ионный состав, температура - меняются с высотой сложным образом. Выделены три основных области максимальной концентрации электронов - D (80км), E (110км), иF, которая делится на F1 (170км) и F2 (300км). Значения высот указаны в скобках ориентировочно, на самом деле высота слоев, концентрация и другие параметры испытывают значительные вариации, как регулярные так и спорадические. Регулярные вариации в Д и Е области прежде всего определяются уровнем освещенности ионосферы и поэтому суточные и сезонные вариации наиболее значительны. В Области F существенное значение приобретает влияние магнитосферных процессов на движение плазмы.

Так как влияние указанных выше факторов зависит от широты, принято отдельно рассматривать состояние ионосферы в разных широтных поясах; экваториальная или низкоширотная ионосфера располагается от 0 до 35o, среднеширотная - 35-55o, субавроральная ионосфера - примерно от 55 до 65o, дальше до полюса простирается высокоширотная ионосфера, которую в свою очередь можно разделить на ионосферу авроральной зоны и полярной шапки. Нерегулярные изменения параметров ионосферы, возмущения, связаны с воздействием частиц и излучений, генерированных во время солнечных или магнитосферных вспыечных событий. Внезапные ионосферные возмущения (Sudden Ionospheric Disturbances, SID) в Е и Д области вызываются всплеском рентгеновского излучения, генерируемого на Солнце во время хромосферных вспышек. Д Длительность их составляет несколько минут, концентрация электронов может возрастать на порядок в Д и на 50-200% в Е области. Эффекты и сопутствующие явления наблюдаются только в освещенной части ионосферы.

Приход на Землю солнечных космических лучей вызывает ионосферное возмущение известное под именем Поглощения в полярной шапке ( ППШ или PCA - Polar Cap Absorption). Названием своим это возмущение обязано тому факту, что солнечные протоны с энергией от 10 МэВ и выше относительно свободно проникают в полярную шапку, а на меньших широтах задерживаются магнитным полем Земли. ППШ относится к Д-области ионосферы, где концентрация электронов может возрастать на два порядка. Продолжительность ППШ определяется длительностью порождающего ее события и может составлять несколько суток.

Развитие суббури в авроральной области вызывает значительные изменения во всей толще ионосферы и сильно меняет условия прохождения радиосигналов вплоть до полного поглощения (т.н. блэкауты). В F-области регистрируются как уменьшения, так и увеличения концентрации и значительные вертикальные перемещения, в Е-области появляются т.н. спорадические слои Es. В D - области наблюдается поглощение аврорального типа, связанное с высыпанием в ионосферу авроральных электронов с энергией в единицы и десятки кэВ.

Изменчивость ионосферы, особенно существенная в высоких широтах, привлекала большое внимание в связи с важностью устойчивой радиосвязи для народохозяйсвенных и военных целей. В последние десятилетия прикладное значение этих работ уменьшилось в связи с массовым использованием методов радиосвязи с помощью спутников.

Методы исследования ионосферы. Исследования ионосферы до появления возможности прямых измерений с помощью ракет, базировались на использовании способности ионосферы поглощать, отражать, рассеивать радиосигналы. Наиболее распространенным был метод вертикального зондирования (ВЗ), при котором измеряется время распространения импульса от ионозонда до отражающего слоя и обратно к приемнику сигнала. Используется набор частот в коротковолновом диапазоне (f > 1 мгц), высота точки отражения уменьшается с ростом частоты радиосигнала и измеренная зависимость задержки (высоты) от частоты волны ( ионограмма) используется для вычисления высотного профиля электронной концентрации.

К методам, использующим ту же цепочку: передатчик - ионосфера - приемник, относятся наклонное зондирование, возвратно-наклонное зондирование, радиопросвечивание ионосферы сигналами со спутников, метод частичных отражений и измерения прохождения радиосигналов на конкретных радиотрассах.

К методам, выделившимся в отдельные самостоятельные направления, можно отнести риометрические исследования, радиолокационные исследования, метод некогерентного рассеяния и исследование распространения сверхдлинных волн (СДВ).

Активное воздействие на ионосферу и изучение ее реакции используется в установках по нагреву ионосферы мощными импульсами радиоизлучения.

Ионосферные методы используются не только для исследования собственно ионосферы и ее параметров, но и для исследования магнитосферных процессов. В частности измерение поглощения космического радиошума с помощью риометров в основном использовалось для исследования пространственно-временных характеристик потоков заряженных частиц магнитосферного и солнечного происхождения, высыпающихся в полярную и авроральную ионосферу.

Заключение

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.

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. Вопрос о роли такой динамики в формировании спорадических потоков СВ находится в стадии поисковых исследований.

Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, зависит от решения в ближайшем будущем двух проблем:

а) разработка методов регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и измерение их характеристик; б) выяснение природы возникновения Bz-компоненты в различных областях спорадических потоков СВ.