Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Динамика авроральных высыпаний поданным поглощения космического радиоизлучения 15
Глава 2. Движение плазмы и электрические поля в магнитосфере по данным динамики авроральных высыпаний (Дрейфовая модель аврорального поглощения) 19
Глава 3. Эффекты, связанные с вторжением солнечных космических лучей 36
Глава 4. Воздействие солнечных и галактических космических лучей на озоновый слой и аэрозоли в земной атмосфере 43
Глава 5. Воздействие солнечных и галактических космических лучей на климат Земли 55
Глава 6. Дендрохронологические вариации!* роль внешних гелиогеофизических факторов 75
Глава 7. Воздействие гелиогеофизической активности на биологические объекты 85
Заключение
Список литературы
- Динамика авроральных высыпаний поданным поглощения космического радиоизлучения
- Движение плазмы и электрические поля в магнитосфере по данным динамики авроральных высыпаний (Дрейфовая модель аврорального поглощения)
- Эффекты, связанные с вторжением солнечных космических лучей
- Воздействие солнечных и галактических космических лучей на озоновый слой и аэрозоли в земной атмосфере
Динамика авроральных высыпаний поданным поглощения космического радиоизлучения
При изучении динамики разного рода вторжений энергичных частиц в нижнюю ионосферу мы в дальнейшем очень часто будем ссылаться на данные аномального поглощения космического радиоизлучения (риометри-ческого поглощения). Выбранный нами метод, хотя и является, вообще говоря, непрямым методом, позволяет получать достаточно полную информацию о пространственно-временных и динамических характеристиках высыпающихся корпускулярных потоков. Последнее связано с тем обстоятельством, что риометрическая сеть состоит приблизительно из 100 риометров, расположенных в различных точках на поверхности Земли. Эта сеть по количеству приборов и по глобальности распределения на земной поверхности уступает только сети магнитометров, и, если взять особенности получаемой информации, для решения поставленных нами задач является весьма эффективной.
В настоящее время известно 4 основных типа аномального поглощения, которые, в свою очередь, делятся на ряд подтипов. Физически каждый тип аномального поглощения соответствует определенной фазе в ходе развития магнитосферно-ионосферного возмущения, следующего за возмущением на Солнце, или в межпланетной среде и характеризуется различными параметрами вторгающихся потоков, электрических полей, а также флуктуированностью, продолжительностью и частотой появления.
Если наблюдаются все четыре фазы (что бывает довольно редко), то они наблюдаются в следующей временной последовательности: 1) внезапное поглощение радиоизлучения (SID, SCNA), возникающее вследствие эмиссии рентгеновских лучей во время солнечной вспышки; 2) поглощение полярной шапки (РСА), появляющееся в результате инжекции солнечных космических лучей в ионосферу Земли; 3) поглощение во время внезапного начала геомагнитной бури (SCA), возникающее вследствие взаимодействия ударной волны (или разрыва) в солнечной плазме, обтекающей магнитосферу Земли; 4) авроральное поглощение (АА) практически всегда наблюдается в период магнитосферной суббури, когда основной поток солнечной плазмы с вмороженным магнитным полем (чаще Bz 0) достигает окрестностей Земли, и магнитосферные электроны, в результате ускорения в электрических полях и развития различного вида плазменных неустойчивостей, начинают высыпаться в ионосферу. В рамках проблемы воздействия корпускулярных потоков на околоземное пространство (особенно, на нижнюю атмосферу и климат) высыпания 1-го и 3-го типа рассматриваться не будут ввиду их малой продолжительности (менее получаса). В этой связи в дальнейшем будут рассмотрены высыпания 2-го и 4-го типов. Первые, в связи с тем, что вторжения солнечных протонов происходят непосредственно до высоты средней атмосферы (а иногда и до Земли), высыпания охватывают обширные области (полярные шапки). Кроме того, эти вторжения существенно трансформируют атмосферное электрическое поле. Вторые, поскольку это наиболее частое явление, охватывающее значительные области в высоких широтах, вызывающее потоки тормозного рентгеновского излучения, которое проникает до низких высот и влияет на перераспределение электрических полей в средней атмосфере.
В простой теории Эплтона-Хартри при выводе соотношения (1.2) предполагается, что частота столкновений не зависит от энергии электронов. Это утверждение не совсем верно для области D, что было учтено, например, в работе [304]. Выражение для поглощения А, которое приводится в [304], значительно сложнее, и разница при расчетах поглощения составляет 30-100%. Важно отметить, что согласно (1.2) по измерениям поглощения на одной частоте нельзя судить о глубине проникновения (энергии) ионосферных корпускул. Следует учитывать также, что величина А сильно зависит от полноты заполнения антенны риометра поглощающей областью.
Динамика магнитосферной плазмы по данным аврорального поглощения исследовалась нами в работах [1-3, 5, 7, 9-17, 21-24, 30, 33, 35, 38-39, 41, 43, 47]. Основные выводы этих работ можно сформулировать следующим образом: 1. Зона аврорального поглощения представляет собой квазикруговую область, имеющую два максимума: предполуночный (20-22 -LT) и утренний (6-12 LT). Средняя интенсивность поглощения А А в ночном максимуме примерно на 25% больше, чем в утреннем. Ночью овал полярных сияний совпадает с зоной АА. Во время вечернего максимума АА вторжение вызывается более мягкими электронами, во время утреннего более жесткими. В вечернее время 15-17 LT в интенсивности АА наблюдается ярко выраженный минимум. 2. Поглощение начинается всплеском в зоне предполуночного максимума, совпадающего по времени с фазой break-up в полярных сияниях, откуда зона поглощения распространяется во всех направлениях, но преимущественно вдоль линии инвариантной широты в восточном направлении. На спаде поглощения зона вторжения "сжимается" в широтном направлении к широте первоначальной активизации.
Движение плазмы и электрические поля в магнитосфере по данным динамики авроральных высыпаний (Дрейфовая модель аврорального поглощения)
Все первоначально предложенные модели [230, 251], где авторы пытались объяснить наблюдаемые динамические характеристики аврорального поглощения, не учитывали особенности АА, перечисленные в предыдущей главе. В настоящей главе рассматриваются основные положения дрейфовой модели АА, изложенные в работах [16-17,21-24, 30, 35, 38, 41,45-47, 55]. При обтекании магнитосферы потоками солнечного ветра, несущими собственное вмороженное магнитное поле, в системе координат, связанной с магнитосферой, возникает крупномасштабное электрическое поле, направленное по линии 6-18 MLT (местное магнитное время) [4,8]. Величина и направление этого поля определяются выражением: Em= [VfxBf] (2.1), с где: Vf - скорость потока солнечного ветра; Bf - напряженность межпланетного магнитного поля (ММП), вмороженного в солнечный ветер. В нашем случае имеет смысл рассматривать только Z-компоненту ММП. Согласно оценке [8], подтвержденной многочисленными работами, т =2-10"5В/см. Если вектор Bf антипараллелен геомагнитному полю, то поле Е направлено с утренней стороны на вечернюю. В этом случае создаются условия, когда дрейф плазмы из хвостовой части магнитосферы в скрещенных электрическом и магнитном полях направлен к Земле. В общем случае для экваториальной плоскости магнитосферы можно написать следующее выражение для скорости дрейфа: U=- {[eEmxB]-[/jgradBxB]} (2.2), еВ где // - магнитный момент частицы. Первый член в уравнении (2.2) (скорость электрического дрейфа) пропорционален величине R\ второй член (скорость градиентного дрейфа) l/R.
По мере приближения к Земле из хвоста магнитосферы сгусток электронов увеличивает свою поперечную энергию и замедляется. Питч-угловая анизотропия сгустка по мере его продвижения может превысить критическую величину, что приведет к развитию плазменной неустойчивости. В результате интенсивного обмена энергией между волнами и частицами происходит питч-угловая изотропизация, и часть корпускул с маленькими питч-углами высыпается в ионосферу, вызывая различные авроральные явления, в том числе и АА. В дальнейшем электроны будут дрейфовать вокруг Земли к утренним часам, а протоны - к вечерним. При дрейфе вокруг Земли частицы будут либо высыпаться из сгустка в нижние слои ионосферы, т.е. сгусток будет вести себя либо как "моросящее облако" ("raining cloud" [285]), либо при столкновении сгустка с холодной плазмой будет изменяться величина пороговой резонансной энергии, которая определяет число частиц, участвующих в питч-угловой диффузии.
Совершенно естественно объясняются утренний и вечерний максимумы в суточном ходе частоты появления и интенсивности АА. В самом деле, при дрейфе на восток из полуночного сектора к утреннему электроны движутся против поля Ет, набирая энергию. В этом случае в утреннем секторе создаются условия, благоприятные для высыпания более энергичных частиц. После прохождения линии 6-18 LT электроны начинают дрейфовать по полю, величина их энергии уменьшается и достигает своего минимума в вечерней части, где этот минимум и наблюдается. Ранние прямые измерения спектра частиц во время авроральных возмущений также указывают на усиление спектра вторгающихся электронов при их движении из полуночного сектора в утренний [263,266].
Постепенное изменение формы бухт АА, выражающееся в последовательном появлении резких ночных бухт F, затем более плавных утренних бухт S, и наконец, растянутых пологих бухт SA, или в плавном и непрерывном увеличении гс и TJ (СМ. рис.1), так же можно объяснить в рамках предлагаемой дрейфовой модели.
Детальный анализ, проведенный в работах [23-24, 46], позволил получить распределение эквипотенциала Ет в магнитосфере, изображенное на рис.2. Полученное направление поля не согласуется с результатами работ [6,8], что вполне понятно, так как в этих работах поле вводилось при помощи соотношения: Em= -(l/c)[VfxBf ]. Там неявным образом предполагалось, что солнечный ветер обтекает магнитосферу со средней скоростью Vf, которая существенно больше характерной скорости среды (в данном случае альфвеновской скорости). В действительности обтекание происходит сложнее: в лобовой части магнитосферы образуется область, где скорости находятся в "дозвуковом" диапазоне [312]. Поэтому, предполагая, что в формировании Ем1 главная роль принадлежит ближайшим к Земле участкам солнечного ветра, можно допустить, что в лобовой части магнитосферы величина электрического поля должна быть меньше, чем в хвостовой.
В соответствии с положениями, выдвинутыми в работе [8], общую картину распределения электрического поля в экваториальной плоскости магнитосферы на расстояниях меньших lORe от Земли можно получить формально, задавая на границе магнитосферы распределение электрических зарядов. При этом линейную плотность зарядов на границе а(х,у) можно считать постоянной в области, где силовые линии магнитного поля достаточно вытянуты (I х I 20Re), и убывающей до нуля в подсолнечной точке (у=0, x=-10Re). В этом случае распределение электрического поля в экваториальной плоскости магнитосферы может быть получено из выражения:
В результате расчетов было установлено, что заметное уменьшение величины электрического поля на дневной стороне происходит только в случае достаточно быстрого убывания величины плотности поверхностных зарядов, а именно, быстрее, чем VJVa_
Так как мы рассматривали динамику магнитосферной плазмы в неподвижной относительно линии Земля-Солнце системе координат, то для построения полной картины распределения электрического поля в экваториальной плоскости магнитосферы необходимо учесть электрическое поле, создаваемое вращением Земли вокруг своей оси (поле униполярной индукции или поле коротации). Подобные расчеты, как правило, проводились для построения плазмопаузы как границы между замкнутыми и разомкнутыми эквипотенциальными линиями электрического поля [248, 253].
Эффекты, связанные с вторжением солнечных космических лучей
К солнечным космическим лучам (СКЛ) относятся частицы с энергиями от 0.1 до 104 МэВ. Нижняя граница спектра условна и зависит от соотношения плотности энергий солнечных космических лучей и магнитных полей, в которых происходит распространение частиц. Верхняя граница спектра определяется возможностью для ускоренных частиц удержаться в источнике. Солнечное космическое излучение состоит из протонов, а-частиц и некоторого количества более тяжелых ядер и электронов. События СКЛ типа GLE, несмотря на свою относительную редкость, позволяют исследовать процессы, происходящие на всем протяжении от Солнца до поверхности Земли, поскольку в случаях GLE (энергия Ю00 МэВ) протоны проникают сквозь всю толщу атмосферы. До настоящего времени зарегистрировано более 1500 событий СКЛ и 63 события GLE. СКЛ с энергиями 10- 30 МэВ способны вызвать поглощение полярной шапки (РСА),_регистрируемое риометрами в высоких широтах.
Диагностика РСА, предсказание ожидаемых случаев инжекции Солнцем энергичных протонов чрезвычайно важны как для науки, так и с практической точки зрения: безопасность космических полетов, прогнозирование серьезных нарушений радиосвязи на трассах, проходящих вблизи, или через полярную шапку и т.д. Однако, прогнозирование РСА связано с большими трудностями, так как это достаточно редкое и, вообще говоря, спорадическое событие, наблюдающееся в основном вблизи максимума солнечной активности.
Для статистического исследования повторяемости РСА использован список [64], включающий 539 событий, удовлетворяющих следующим условиям: 1) регистрация поглощения только высокоширотными станциями (Ф 70), 2) амплитуда не менее 0.2 дБ, 3) наличие выраженных фаз возрастания и спада, 4) сопоставимость с определенными вспышками на Солнце. Данные обрабатывались методом временных диаграмм (методом Маундера-Бартельса) с периодами от 23 до 37дней. В результате было получено, что наиболее вероятными периодами повторяемости РСА являются периоды 26+27 и "32-1-33 дня. Для уточнения также было построено распределение двойных, тройных и т.д. событий в интервале периодов 20-40 дней. В нем отчетливо выделяются те же периоды 26+27 и 32+33 дня. По-видимому, разные периоды повторяемости связаны с различной глубиной расположения относительно солнечной поверхности области, испускающей корпускулы во время вспышки. Поскольку РСА довольно редкие и спорадические события, их прогноз по-прежнему остается затруднительным.
Эффект северо-южной (N/S) асимметрии в проникновении СКЛ в полярные шапки известен давно [165, 176, 284]. СКЛ преимущественно проникают в ту из полярных шапок, которая в данный момент пересоединена с силовыми линиями ММП. Когда силовые линии ММП направлены от Солнца (+), пересоединение происходит с северной полярной шапкой, при ММП, направленном к Солнцу (-) - с южной. Считается, что необходимое условие для возникновения N/S -асимметрии -анизотропия в потоке частиц, идущих от Солнца [165, 238, 326]. Другим важным фактором в рамках этих же представлений является направленная к югу вертикальная компонента ММП.
Для анализа использовались риометрические данные двух квазисопряженных точек - Ню Олесунн на арх.Шпицберген (Ф=75, Л=115) и Мирный в Антарктиде (Ф=-77, Л=122.7). В результате было обнаружено [66], что: 1. В области энергий солнечных протонов 10 МэВ помимо обычного эффекта N/S-асимметрии, связанной с анизотропией потока частиц вдоль направления ММП, наблюдается также N/S-асимметрия и при отсутствии анизотропии СКЛ в межпланетном пространстве. 2. Не наблюдается однозначной зависимости между N/S-асимметрией этого типа и направлением ММП, его вертикальной и азимутальной составляющими. 3. Закономерности поведения N/S-асимметрии в изотропной части потока СКЛ во многом подобны эффектам N/S-асимметрии ГКЛ. В частности, наблюдается тесная связь N/S-асимметрии СКЛ указанного типа с высокоскоростными потоками солнечного ветра и форбуш-эффектами. Следует иметь в виду, что полученные выводы, на первый взгляд, противоречат представлениям, полученным в [165, 238, 326] о влиянии на N/S-асимметрию вертикальной компоненты ММП. Однако этот результат был получен по спутниковым данным для энергий протонов от десятых долей до единиц МэВ. При проникновении этих частиц в полярные шапки преобладающее значение имеет адиабатическое движение вдоль пересоединенных силовых линий. Энергия солнечных протонов, ответственных за РСА, измеряемое риометрами, много больше 10 МэВ. Ларморовский радиус этих частиц для характерного значения поля во внешних областях хвоста -10 нТл, через который проходят их траектории, равен 7Re, и проникновение частиц в магнитосферу происходит существенно неадиабатически [226] . По-видимому, это и является причиной расхождения второго вывода с результатами [165, 238, 326]. Полученные результаты важны при исследовании прикладных эффектов вторжения СКЛ в сопряженных полярных шапках, в частности, при возникновении озонных "минидыр", вызываемых СКЛ (см.Гл.4).
В полярных шапках, особенно на фазе анизотропии, часто наблюдаются локализованные вторжения (или пики) СКЛ [50, 59, 68, 69, 72]. К таким пикам относятся касповые максимумы, авроральные и полярные пики [165, 237, 266]. Физическая природа их еще далека от полного понимания вследствие недостаточной статистики, поэтому любая новая информация об этих явлениях представляет значительный научный интерес. Изучение неоднородностей вторжения СКЛ в полярные имеет также, большое практическое значение, например, при исследовании озонных "минидыр", образующихся после протонных вспышек (см. Гл. 4). Ниже перечислены основные сведения по этой проблеме, полученные в наших работах: 1. Детальный анализ риометрического поглощения в полярной шапке во время мировой магнитной бури 16-17 декабря 1971 г. [39, 69] позволяет утверждать, что во время анизотропной фазы РСА утром 17 декабря наблюдались авроральный и касповый пики при вторжении солнечных протонов. Полярный пик отсутствовал, как это и наблюдалось ранее в нескольких событиях. (Авроральный и касповый пики по риометрическим данным, по-видимому, были обнаружены впервые). 2. Исследование неоднородностей вторжения протонов во время события GLE 16.02.1984 г. при помощи СДВ-линий, риометров и полярных спутников DMSP-F6,-F7 [69, 72] показало, что область вторжения СКЛ в высоких широтах состояла из двух частей: 1) области прямого проникновения частиц на утренней стороне авроральной зоны и в центре полярной шапки; 2) вытянутой вдоль авроральных широт зоны высыпания квазизахваченных частиц, дрейфующих с утренней стороны (место проникновения в магнитосферу) на вечернюю.
Воздействие солнечных и галактических космических лучей на озоновый слой и аэрозоли в земной атмосфере
В последнее время среди исследователей в области космической физики получило развитие новое направление, связанное с изучением экологического воздействия солнечной активности в полярных областях. Исследование вариаций параметров средней и нижней атмосферы в связи с различными проявлениями солнечной активности входит в число основных задач ряда международных программ. Существенной частью этих проектов является изучение поведения атмосферного озона под действием различных факторов. Важность этих работ связана с первую очередь с проблемой "озонной дыры", впервые обнаруженной над Антарктидой в 1985 г. Фарманом и др. [220]. Применительно к Арктике эта проблема также обсуждается [217] и интенсивно исследуется в последние годы. Однако, во всех этих работах обращалось внимание лишь на возможность воздействия антропогенных и метеорологических факторов на озоновый слой.
Суть антропогенного воздействия сводится к тому, что продукты человеческой деятельности, в основном, фреоны, используемые в холодильных установках и в производстве аэрозолей, поступают в атмосферу и разрушают озоновый слой. В соответствии с [181] уменьшение озона над Антарктидой в области "озонной дыры" составляет 1.5% в день и сопровождается понижением содержания хлоринов Сіх в атмосфере [195]. Аналогичное уменьшение концентрации озона в Арктике не превышает 0.7% в день на высоте 21 км [218].
В настоящее время считается, что основной причиной образования "озонной дыры" над Антарктидой является возникновение полярных стратосферных облаков (PSC) при понижении температуры в стратосфере до критической величины [286, 310]. На поверхности частиц таких облаков проходят гетерогенные реакции с высвобождением броминов и хлоринов с последующим разрушением озона. Эффективность этих реакций на порядок и более превышает скорость гомогенных процессов [287]. Вероятность образования PSC зависит от того, насколько долго температура атмосферы держится ниже точки конденсации. Поэтому в Антарктике в зимне-весенний сезон, когда температура сохраняется ниже критической величины большую часть времени, условия для формирования таких облаков наиболее благоприятны по сравнению с Арктикой. Кроме того, в Антарктиде область "озонной дыры" связана с местоположением устойчивого циркумполярного вихря, который преграждает доступ воздушным массам умеренных широт с высоким содержанием озона.
В Арктике температура в стратосфере лишь эпизодически и локально падает ниже точки образования облаков первого типа PSC I [151], что может привести лишь к эпизодическому появлению озонных "минидыр" в определенные периоды [277]. Следует сказать, что и динамические процессы могут оказывать существенное влияние на озоновый слой, и это, в свою очередь, также приводит к образованию озонных "минидыр" [276].
Важнейшими космофизическими агентами, ответственными за связи космических процессов с вариациями стратосферного озона, являются протоны и а-частицы галактических (ГКЛ) и солнечных космических лучей (СКЛ). Например, в работе [303] было показано, что общее содержание озона (ОСО) испытывает 11-летние циклические вариации (-1.5%), которые объясняются контролем ГКЛ со стороны межпланетного магнитного поля.
Во время событий СКЛ большое количество высокоэнергичных протонов проникает в верхнюю стратосферу. При этом протоны с энергией 10-30 МэВ вызывают поглощение полярной шапки РСА, регистрируемое риометрами на земной поверхности. Эти СКЛ теряют большую часть своей энергии в средней атмосфере, вызывая диссоциацию и ионизацию нейтральных составляющих, что приводит к образованию водородного НОх (Н, ОН, Н02) и азотного NOx (N, NO, N02) ряда. Эти составляющие могут привести к разрушению озона. Вклад NOx, например, в разрушение озонного слоя по оценкам [242] составляет более 70%.
По имеющимся публикациям до настоящего времени понижения озона на стратосферных высотах за последние два цикла были зарегистрированы в 11 случаях СКЛ [231, 261, 268, 294, 320, 329]. При этом каких-либо изменений ОСО не наблюдалось. Таким образом, космофизические факторы играют немаловажную роль в разрушении озона, и их, по-видимому, можно поставить в один ряд с такими агентами, как антропогенные источники, динамика атмосферы и полярные стратосферные облака.
Для изучения воздействия космофизических факторов на озоновый слой в Арктике в мае 1990 г. мы провели измерения ОСО на арх. Шпицберген [74,75]. Месяц май был выбран не случайно, так как в это время в соответствии с прогнозами [332] следовало ожидать появления очень мощных протонных событий, предположительно событий типа GLE (Ground Level Event). Для нас очень важно было, чтобы ожидавшиеся протонные события были именно событиями типа GLE, которые наблюдаются достаточно редко — не более 1-2 событий в год вблизи максимума солнечной активности. В этом случае высокоэнергичная часть СКЛ ( 500 МэВ) проникает глубоко в атмосферу, ниже максимума озонового слоя ( 20 км) и регистрируется сетью нейтронных мониторов на поверхности Земли. Поэтому в случае GLE с некоторой степенью вероятности можно было ожидать изменений в общем содержании озона.
