Директор обсерватории в Цюрихе Р. Вольф подробно изучил ранние данные наблюдений пятен на Солнце и организовал дальнейшую систематическую их регистрацию. Он ввел для характеристики пятнообразовательной деятельности Солнца специальный индекс W, пропорциональный сумме f + 10g , где f – количество всех отдельных пятен, замеченных на диске Солнца, а g – число образованных ими групп :\ W=k(f + 10g). Впоследствии этот индекс стали называть относительными числами Вольфа. Коэффициент k учитывает качество наблюдений и позволяет различные наблюдения свести в общую систему. Общепринята цюрихская система, организованная самим Вольфом. Оказалось, что чередование максимумов и минимумов ряда чисел Вольфа происходит не строго периодично, а циклично через интервалы времени колеблющиеся от восьми до пятнадцати лет.
------------------------------------- Солнечные пятна - это тёмные образования, наблюдаемые в фотосфере Солнца. В поперечнике они достигают до 200 000 км. Температура солнечных пятен ниже температуры фотосферы на 1-2 тыс. градусов (4500 К и ниже), вследствие чего они в 2-5 раз темнее фотосферы и кажутся на фоне яркого диска Солнца пятнами (яркость ядра пятна составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной). Иногда пятно окружено светлой каймой. Совсем маленькие пятна называются порами. Время жизни пятен - от нескольких часов до нескольких месяцев (что можно пронаблюдать по анимационным изменениям с течением времени справа). В спектре пятен наблюдается ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы и он напоминает спектр звезды спектрального класса КО. Из-за эффекта Доплера смещения линий в спектре пятен указывают на движение вещества в них (вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких). Скорости движения этих потоков достигают 3?103 м/сек (эффект Эвершеда).
Каждое пятно обладает своим собственным сильным магнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5000 э. Часто пятна образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, т. е. содержащими много пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами, а также протуберанцами. Вблизи групп иногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаются образования активных областей Солнца (в виде лучей шлемов, опахал).
Чаще всего наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен — головного и последующего, имеющих противоположную магнитную полярность, и несколько более мелких. Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца. Пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне, из-за чего через них происходит интенсивный выброс солнечной плазмы в окружающее пространство.
Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с периодичностью около 11 лет. 11-летний цикл является средним показателем на фоне меняющихся отдельных циклов солнечной активности - от 7,5 до 16 лет. В максимуме активности наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности Солнца, меняется для различных циклов более чем в два раза.
Основное расположение пятен встречается в так называемых "королевских зонах", простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обе стороны солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, чем в конце цикла, а на более высоких широтах обычно появляются пятна нового цикла
Сильные понижения (от 100 до нескольких сот нТ) H-компонента геомагнитного поля, происходящие иногда в средних и низких широтах Земли, получили название геомагнитных или магнитных бурь . Типичное возмущение во время магнитной бури в Гонолулу (геомагнитная широта 21° с.ш.) приведено на рисунке.
Магнитные бури имеют следующие характерные черты: начальную фазу, главную фазу и фазу восстановления. Буря начинается с резкого увеличения H-компонента на всех широтах. В течение нескольких часов величина поля превышает его значения перед внезапным началом, до наступления внезапного уменьшения поля. Временной интервал между внезапным началом бури и моментом уменьшения поля называется начальной фазой (IP) . Уменьшение поля очень отчетливо наблюдается в средних и низких широтах. Однако на экваториальных станциях накладываются большие возмущения в районе электроструи. Уменьшение поля может продолжаться несколько часов, а иногда и дней и называется главной фазой (МР). Затем начинается медленное восстановление, и Н-компонент возвращается к уровню, который был перед бурей или во многих случаях к уровню немного ниже исходного. Эта фаза бури, называемая фазой восстановления (RP), может длиться от нескольких часов до нескольких дней.
Заметим, что бури хорошо выделяются в средних широтах, но в зоне полярных сияний вариации, связанные с бурей, имеют совершенно другой характер из-за наличия авроральной электроструи. Вариации поля в еще более высоких широтах, чем зона полярных сияний (в полярной шапке), также существенно отличаются, так как межпланетное поле может пересоединяться с геомагнитным полем и таким образом непосредственно влиять на магнитные вариации. Следует заметить, что уменьшение поля иногда может наблюдаться и без внезапного начала бури, а также протекать в различных иррегулярных формах. Однако в последние годы термин "магнитная буря" употребляется в том случае, если имеются все характерные фазы: внезапное начало, начальная фаза, главная фаза, фаза восстановления. Геомагнитные бури также связаны с ионосферными возмущениями, которые, как известно, вызывают нарушения радиосвязи и телевидения.
Магнитосферная буря - cовокупность процессов, происходящих в магнитосфере Земли во время магнитной бури. Во время М.Б. происходит сильное поджатие границы магнитосферы с дневной стороны, другие значительные деформации структуры магнитосферы, формируется кольцевой ток энергичных частиц во внутренней магнитосфере. Магнитосферные бури связаны с корональными выбросами масс и солнечными вспышками, и вызываются поступлением высокоскоростной солнечной плазмы (генерируемой ) и связанной с ней ударной волны в окрестность Земли. Некоторые геомагнитные бури имеют 27-дневную повторяемость из-за возвращения активных солнечных областей после оборота Солнца. М.Б. имеют ярко выраженныю 11-летнюю зависимость и в годы минимума солнечной активности практически отсутствуют. Исследование М.Б. составляет значительный раздел солнечно-земной физики.
Шторм-тайм вариация Усредненная по нескольким стациям вариация магнитного поля получила название шторм-тайм вариации (storm-time variation) или Dst. Отмеченые выше по индивидуальным магнитограммам фазы бури - начальная, главная и восстановления - в шторм-тайм вариации выделяются еще более отчетливо. Поле Dst складывается из нескольких источников: поля токов текущих вдоль поверхности магнитосферы Земли DCF( ими определяется положительная вариация начальной фазы), поле кольцевого тока DR и поля токов, текущих в ионосфере, наиболее значимые в полярных районах DP. Таким образом, ток магнитной бури имеет три составляющие:
Dst = DCF + DR + DP
Каждый из этих источников может в свою очередь разделена на насколько составляющих. Индекс Dst, часовой или суточный представляет собой максимальное отклонение от спокойного уровня на контрольной цепочке магнитных станций. Это один из наиболее популярных индексов при исследовании эффектов космической погоды. Dst-индекс может быть получен из Мирового центра данных C2, расположенного в г. Киото, Япония ( World Data Center for Geomagnetism, Kyoto) по адресу:
http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/index.html. Начальная фаза (геомагнитной бури) Во время геомагнитных возмущений интервал между внезапным началом бури и началом уменьшения Н-компонента поля в главной фазе определяется как начальная фаза (IP) (геомагнитной бури). Продолжительность начальной фазы является важным параметром с теоретической точки зрения, так как внезапное начало бури означает приход ударной волны из межпланетного пространства к Земле, а в течение начальной фазы Земля погружается в плазму и магнитное попе за фронтом ударной волны. Статистические исследования показывают, что начальная фаза может продолжаться от 30 мин до нескольких часов. Обычно напряженность геомагнитного поля на низких широтах больше, чем перед внезапным началом бури, а на высокоширотных станциях наблюдаются увеличенные и очень иррегулярные флуктуации поля. Магнитосфера подвергается воздействию больших флуктуаций плазмы и поля солнечного ветра с характерным временем от нескольких секунд до нескольких часов. Физические свойства плазмы, окружающей Землю после прохождения ударной волны, изучены еще недостаточно полно.
Внезапные импульсы (геомагнитные) Н-компонент геомагнитного поля в низких широтах обнаруживает внезапные вариации с интенсивностью в несколько нТ. При этих внезапных возмущениях могут наблюдаться почти одновременно на всей планете как рост, так и уменьшение поля. Они получили название внезапных импульсов (SI+- возрастание поля, Sl-- уменьшение поля). Различие между положительным внезапным импульсом (SI+) и внезапным началом бури состоит в том, что за внезапным импульсом не следует геомагнитная буря. Отрицательный внезапный импульс (SI-) обычно менее резкий, чем положительный (SI+) В литературе положительный внезапный импульс и внезапное начало бури иногда классифицируются просто как внезапный импульс (SI). Эти внезапные изменения длятся в течение часа или около того, затем напряженность поля возвращается к нормальному уровню. В высоких и низких широтах подобные возмущения появляются одновременно. Детальное изучение внезапных импульсов показывает, что по суточной вариации амплитуд (подобной Sq) и одновременности появления они похожи на внезапное начало бури. Некоторые положительные внезапные импульсы называются межпланетными ударными волнами солнечного происхождения, а отрицательные связаны главным образом с межпланетными магнитогидродинамическими разрывами. В магнитосфере во время внезапных импульсов происходит сжатие или разрежение с амплитудой, имеющей в магнитосфере такую же суточную вариацию, как и на поверхности Земли. Было найдено, что вариации внезапных импульсов распространяются в хвост магнитосферы со скоростью от 700 до 1000 км/с. Так как импульсы появляются не в период интенсивных вариаций поля во время бури, они предоставляют уникальную возможность для изучения распространения нелинейных возмущении в плазме низкой плотности (которая не может быть создана в лаборатории). Они могут оказывать существенное влияние на время жизни радиации, захваченной в магнитосфере, ионосферу и высыпания чястиц в зонах полярных сияний.
NISHIDA A. CAHILL L.J. J. Geophys. Res., 69, 2243, 1964. NISHIDA A., JACOBS J.A. J. Geophys. Res.,67, 525, 1962. PATEL V.L. J. Geophys. Res., 73, 3407, 1968. PATEL V.L. Planet. Space Sci., 20, 1127, 1972. PATEL V.L., COLEMAN P.J. J. Geophys. Res., 75, 7255, 1970. PATEL V.L., CAHILL L.J. Planet Space Sci., 22, 1117, 1974. АНЦИЛЕВИЧ М.Г. Геомагнетизм и аэрономия, 7, 334, 1967. AKASOFU S.I., CHAPMAN S. Solai-Terrestrial Physics, Oxford University Press, 1972, Ch.8. Имеется перевод: Акасофу С.И., Чепмен С. Солнечно-земная физика. - М.: Мир, 1975.1 PATEL V.L., WISKERCHEN M.J. J. Geomagn. Geoelect., 27, 363, 1975. SUGIURA M.,HEPPNER J.P. In Introduction to Space Science, eds. W.N. Ness, G.D. Mead, Gordon-Breach Science Publ., 1968, Ch. 1.
Материалы предназначены только для ознакомления и обсуждения. Все права на публикации принадлежат их авторам и первоисточникам. Администрация сайта может не разделять мнения авторов и не несет ответственность за авторские материалы и перепечатку с других сайтов. Ресурс может содержать материалы 16+
