Солнечно-земная
Физика

Глава I РАЗВИТИЕ ВЗГЛЯДОВ НА ПОЛЯРНЫЕ СИЯНИЯ

История развития взглядов на полярные сияния весьма интересна, увлекательна и прослеживается от далекого прошлого.
Полярные сияния были известны народам, населявшим Европу, еще в глубокой древности. Упоминания о них мы встречаем в сочинениях греческих и римских философов и ученых: Аристотеля, Плиния, Сенеки и других, живших на берегах Средиземного моря, где это явление проявляется чрезвычайно редко. Интересно отметить, что в древние века полярные сияния описывались более реалистично, чем во времена средневековья.
В средние века полярные сияния считали сверхъестественным явленнием; сияния порождали панический страх и считались предвестниками бедствиий — войн, эпидемий, голода, больших катастроф. Вспышки полярных сияний наблюдались перед падением Иерусалима, перед смертью Юлия Цезаря.
Не находя естественного объяснения, люди думали, что это действие таинственных сил, проявление гнева богов или другого знамения. Изображали полярные сияния в то время в виде окровавленных копий, отрубленных голов или целых армий, вооруженных пиками и избивающих друг друга.

Такой взгляд на полярные сияния держался в центральных и южных областях Европы несколько столетий. Народы же, населявшие Крайний Север, где сияния бывают очень часто, давно перестали смотреть на них как на чудо. Уже около 1250 г. один норвежец пытался даже объяснить это явление. По его мнению, полярные сияния — лучи Солнца, накопившиеся в толще льда за день и излучаемые ночью. К сожалению, имя автора осталось неизвестным, так как философский трактат под названием «Зерцало Короля», в котором он излагает вышеприведенный взгляд на полярные сияния, издан анонимно.
Представления эскимосов и индейцев Аляски и Канады о полярных сияниях имеют много общего с представлениями народов Северной Скандинавии и Руси.
Рис. 1. Полярное сияние под Парижем 12 января 1589т в представлении современников

Первые упоминания о полярных сияниях, наблюдавшихся на Руси, относятся к X в. Эти явления летописцы считали необходимым отмечать как события, за которыми должны последовать великие напасти и беды. Но уже в новгородских летописях XVI в, полярные сияния описываются правдиво, без намеков на чудеса. В одной из рукописей, написанной в 1586—1600 гг., мы находим первую попытку объяснить сияние как отражение солнечного света от волнующихся северных морей. Славянские летописцы склонны были смотреть на полярные сияния проще, чем западные хронисты. Вот, например, запись в Лаврентьевской летописи под 6610 г. (1120 г. по нынешнему летоисчислению): «В то лето бысть знаменье на небеси месяца генваря в 20 день, по 3 дня: акы пожарная заря от востока и уга и запада и севера, и бысть таков свет всю нощь, акы от луны полны светящься».
Однако, по мере того как развивались отношения Руси с Западной Европой, господствовавший там суеверный страх перед полярными сияниями передался и русским летописцам.
Народные названия полярных сияний — пазори или сполохи — также говорят о них как о естественном явлении. Первое происходит от слова «зори». Частица «па» означает подобие, неполное сходство, и указывает, таким образом, на то, что это не настоящие зори. Название «сполохи», которое и теперь бытует у народов Крайнего Севера, произошло от старинного слова «сполох», или «уполох», имеющего общий корень со словом «полошить» — бить в набат. Появление такого названия могло быть вызвано тем, что красное зарево сияния, принятое за зарево пожара, служило причиной немалых тревог.
Бывали случаи, когда римские легионы при виде багрово-красных лучей сияния в боевом порядке выступали на защиту своих колоний, якобы подвергшихся нападению неприятеля. (Сенека сообщает, что в 37 г. н. э. «пожар на небе» был таким красным, что люди решили — «горит вся колония Остия», поэтому император Тиберий послал туда для помощи своих солдат. Подобные «казусы» случались и в более близкие к нам времена.
Например, в 1709 г. в Копенгагене особенно яркое сияние послужило причиной похода гвардии для защиты города. Во время особенно сильного полярного сияния красного цвета, 25 января 1938 г., пожарные команды некоторых южноевропейских городов выехали по направлению к громадному зареву в северной части горизонта.

Антоний де Уллоа во время свое­го путешествия вокруг мыса Горн в 1745 г. много раз видел полярные сияния в Южном полушарии. В 1773 г., плавая в южных водах, капитан Кук наблюдал несколько полярных сияний, которые совпадали по дате с сияниями, видимыми в Европе (сияние, которое наблюдалось 17 февраля 1773 г., он зарегистрировал на широте 57°85/S и долготе 80°59/Е). Далее было установлено, что сияния здесь так же часты, как и в Северном полушарии.
С тех пор термин «aurora australis» («южная заря») стали относить к полярным сияниям, появляющимся у Южного полюса, а термин «aurora borealis» («северная заря») — к сияниям у Северного полюса Земли. Теперь и те и другие сияния объединены под общим названием «aurora polaris» («полярная заря»), но чаще употребляется — «полярные сияния».

В зарубежной литературе сияния обычно называются aurora. (Уже древние римляне называли редкие для них полярные сияния красновато-розового цвета именем богини утренней зари Авроры.) Термин «авроральный» широко используется сейчас в литературе для обозначения высокоширотных явлений.
Естественно, что ученые давно задумывались над природой полярных сияний. Гипотез и теорий о происхождении полярных сияний было высказано очень много. Почти все гипотезы, относящиеся к прошлым векам, могут иметь сейчас только исторический интерес вследствие наивности и в большинстве случаев ошибочности. Они показывают, как настойчиво боролась человеческая мысль за овладение тайной этого явления. В 1639 г. французский ученый и писатель Ла Мот ле Вайер выпустил в свет свои знаменитые письма «О легковерии». Приведем из этого замечательного сочинения несколько строк, относящихся к полярным сияниям.
«Второй пример легковерия, — говорит Ла Мот ле Вайер, — я возьму из того, что пишет аббат М. Грэн. Он утверждает, что 26 октября 1615 г. в 8 час. вечера наблюдал над Парижем небесных огненных людей, вооруженных пиками и сражающихся, друг с другом, и что это ужасное зрелище предвещает близость кровопролитной войны. Между тем я сам в то же время был в Париже и внимательно рассматривал это явление до 11 час. ночи, когда оно прекратилось, и потому категорически заявляю, что ничего подобного тому, о чем сообщает аббат М. Грэн, я не видел. Наоборот, то, что я наблюдал, было обыкновенное небесное явление, в виде светлого шатра, который, как это часто бывает с такого рода феноменами, то ярко вспыхивал, то затухал. Громадное число и посейчас живущих людей могут подтвердить справедливость моих слов».
Однако до познания истины было еще далеко. Люди, отказавшиеся видеть в полярных сияниях чудеса, ударились в другую крайность и стали объяснять их чересчур просто.
По одной, например, из таких упрощенных гипотез выходило так, что, мол, на севере находится океан, в океане — рыба; во время бури рыбу в, громадном количестве выбрасывает на берег, где она гниет и, как всякая гнилушка, светится, отсюда и полярные сияния. По другой гипотезе (мы уже упоминали о ней) считалось, что полярное сияние — свет, отраженный громадной снежной поверхностью в полярной области. Француз Ж.-Д. Мейран в. середине XVIII. в. предполагал, что сияния возникают, когда «материя зодиакального света» попадает в атмосферу, т. е. полярное сияние в сущности— солнечное сияние (связано с Солнцем).
Э. Галлей считал, что появление полярных сияний связано со «светящейся магнитной жидкостью». Это — серьезное заявление и напоминает нам о существовании плазмы, которая играет большую роль в объяснении многих явлений в природе.
М. В. Ломоносов, основоположник научного естествознания в России и искусный экспериментатор, считал, что свечение полярных сияний по сущности и происхождению подобно тому свечению, которое наблюдается при электрических разрядах. Впервые эту мысль Ломоносов высказал в речи «Слово о явлениях воздушных, от электрической силы происходящих», произнесенной им 26 ноября 1753 г. на торжественном заседании Академии наук:
«Весьма вероятно, что северные сияния рождаются от происшедшей на воздухе электрической силы. Подтверждается сие подобием явления и исчезания, движения, цвету и виду, которые в северном сиянии и в электрическом свете третьего рода пхшавываются».

Исследуя свечение разреженных газов при пропускание через них электрического тока, а также изучая природу атмосферного электричества, М. В. Ломоносов произвел многочисленные эксперименты. В конце жизни он начал работать над монографией «Испытание причин северного сияния», которая осталась незаконченной. В ней Ломоносов писал:
«Родившись и жив до возраста в таких местах, где северные сияния часто случаются, не без сожаления вспоминаю, что не мог пользоваться внимательным наблюдением разных перемен и обстоятельств, бывающих при таковых явлениях».
Каждое интересное сияние Ломоносов зарисовывал. Эти зарисовки, выгравированные на меди, до сих пор хранятся в Академии наук СССР.
Чтобы правильно оценить научную прозорливость М. В. Ломоносова, следует принять во внимание, что в его время фактические сведения о полярных сияниях и общее состояние естествознания еще не позволили глубоко изучить вопрос о происхождении этого явления. Дальнейшее развитие учения о полярных сияниях подтвердило правильность взглядов М. В. Ломоносова, дополнило их существенным выводом о роли не только электрических процессов в атмосфере, но и потоков заряжещьхх частиц, посылаемых Солнцем.

В 1774 г. почти одновременно и независимо друг от друга Ж. Кэнтон в Англии и Б. Франклин в Америке усмотрели глубокую аналогию между полярными сияниями и явлениями электрического разряда в raзах, которые они тогда изучали. Но этот важный для понимания природы полярных сияний факт удалось установить лишь во второй половине XIX в.
Сходство полярных сияний с тем свечением, которое наблюдается при истечении электричества от сильно наэлектризованного тела, а также высказанная впервые А. Паульсеном аналогия между полярными сияниями и свечением в стеклянной трубке, заполненной сильно разреженным газом, когда через нее пропускается электрический ток, заставляло предполагать, что мы имеем дело с явлением электромагнитным.
Поскольку Солнце, магнитное поле Земли и наша атмосфера изменились за несколько миллионов лет очень мало, древние люди видели полярные сияния, может только несколько отличавшиеся по форме и по их расположению в пространстве.
Большой вклад в изучение полярых сияний внесли многочисленные русские арктические экспедиции, собравшие подробные данные о сияниях в различных местах Арктики и, позднее, в Антарктике. (Детальные исследования полярных сияний в Антарктике начались только в период МГГ.

Рис 2 Полярный геофизический институт в г. Апатиты
Регулярные визуальные, фотографические и спектральные наблюдения сияний в Антарктике сейчас проводятся на советских станциях Мирный, Восток, Молодежная, Пионерская, Комсомольская, Советская, Ново-Лазаревская.) Сейчас полярными сияниями занимаются многие научные центры: Полярный геофизический институт (Апатиты, Мурманская область), Институт космофизических исследований (Якутск, бухта Тикси), Геофизический институт на Аляске (США, Фэрбенкс, Колледж на Аляске), Геофизический институт в Кируне (Швеция), Институт полярных сияний в Тромсё (Норвегия), Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн (Москва), Ленинградский университет, Институт космических исследований (Москва), научные центры в Канаде, Финляндии и многие другие. Такой широкий фронт исследований полярных сияний говорит сам за себя — выяснение природы сияний принадлежит к фундаментальным проблемам геофизики.

Глава II ПОЛЯРНЫЕ СИЯНИЯ И ЗЕМНОЙ МАГНЕТИЗМ

1. Постоянное (главное) геомагнитное поле

Учение о земном магнетизме (геомагнетизме) является одним из старейших разделов геофизики.
Английский ученый Уильям Гильберт, придворный врач королевы Елизаветы и современник Шекспира, посвящал большую часть досуга экспериментам по магнетизму и статическому электричеству. В 1600 г. он опубликовал на латинском языке большой трактат «О магните, магнитных телах и о большом магните Земли...», в котором показано, что наша Земля представляет собой большой магнит, ось которого не совпадает с осью ее вращения. Этот вывод явился не только важной вехой в изучении магнитного поля Земли и связанных с ним явлений, но и первым важным шагом в развитии космической геофизики как научной дисциплины. Вокруг Земли, как и около любого магнита, существует магнитное поле — пространство, в котором действуют магнитные силы. Их проще всего можно обнаружить при помощи магнитной стрелки.

Магнитное поле Земли не отличается большой интенсивностью, оно составляет всего лишь около 0,5 эрстеда. В районе самой сильной в мире Курской аномалии величина поля не превышает двух эрстед. Школьные магниты имеют у своих полюсов несколько десятков эрстед, а в лабораториях создаются поля в тысячи эрстед. Эрстедом называется напряженность такого поля, при которой оно действует на единичный магнитный полюс силою в одну дину (единица силы, равная приблизительно весу 1 миллиграмма). В практике пользуются обычно меньшей единицей — гаммой равной одной стотысячной эрстеда (вместо гаммы сейчас пользуемся равной единицей - наноТесла, нТл). Она составляет, следовательно, около 10^-4 интенсивности главного геомагнитного поля.
В любом месте магнитная стрелка устанавливается под действием земного магнитного поля — одним своим концом она направлена приблизительно к северу, другим — к югу.
Положение магнитной стрелки определяет направление магнитного меридиана. Угол, на который отклоняется магнитная стрелка от географического меридиана, называется магнитным склонением. Изучение магнитного склонения, которое меняется с изменением места, имеет большое практическое значение для мореплавания, авиации и артиллерии, поскольку, зная склонение, можно определить направление географического меридиана. Колумб во время второго плавания в Америку обнаружил, что магнитная стрелка отклонялась от направления на Полярную звезду по мере продвижения корабля от берегов Испании к берегам Америки. Открытие магнитного склонения и его вариаций послужило в дальнейшем мощным импульсом к изучению магнитного поля Земли.
Если магнитную стрелку подвесить на нити так, чтобы точка подвеса совпадала с центром тяжести, то стрелка расположится не горизонтально, а под некоторым углом к горизонту. Этот угол называется магнитным наклонением. Если передвигаться вдоль магнитного меридиана от экватора к северу, то угол наклонения увеличивается. В некоторой точке Северного полушария Земли стрелка займет вертикальное положение: здесь угол наклонения равен 90°. Эта точка на земной поверхности называется магнитным полюсом. Так как он расположен вблизи Северного географического полюса, то условились для удобства называть его Северным. В Южном полушарии имеется такая же точка — Южный магнитный полюс. Все магнитные меридианы сходятся в магнитных полюсах Земли, поэтому склонение на самом полюсе становится неопределенным. Около экватора магнитная стрелка принимает горизонтальное направление (угол его магнитного наклонения равен нулю). Линия, вдоль которой стрелка располагается горизонтально, называется магнитным экватором; с географическим экватором он не совпадает. Поле в области магнитных полюсов Земли приблизительно вдвое больше, чем в областях земного экватора1. Помимо наклонения и склонения, магнитное поле характеризуется в каждой точке пространства его величиной, или напряженностью. Величины — склонение, наклонение и напряженность поля — называются элементами земного магнетизма. Магнитную силу Земли можно разложить в плоскости магнитного меридиана на две слагающие: горизонтальную — Н и вертикальную — Z.

Рис. 3. Силовые линии магнитного ди-польного поля и магнитные полюсы на­клонения (Пс).
Магнитные меридианы идут от одного полюса к другому
Из теории земного магнетизма следует, что кроме магнитных полюсов должны существовать еще осевые магнитные полюсы, располагающиеся между географическим полюсом и магнитным полюсом наклонения примерно посредине. Дело в том, что, по современным представлениям, большая часть магнетизма Земли связана с ее внутренним ядром. Магнитное поле, создаваемое этой частью, имеет такой вид, как если бы Земля была намагничена однородно (магнитный диполь). Кроме того, имеется еще неоднородная часть магнитного поля, связанная с магнитными массами, по-разному распределенными в верхних слоях: земной коры (магнитные аномалии).
По мере удаления от поверхности Земли магнитное поле уменьшается, причем неоднородная его часть уменьшается быстрее, чем однородная,, вследствие чего вдали от Земли мы имеем дело только с полем однородного намагничивания. Магнитная ось однородного намагничивания не проходит через центр Земли и наклонена под углом 11,5° к оси ее вращения (смещена примерно на 400 км от центра Земли в сторону Тихого океана). Она-то и пересекает земную поверхность в двух точках, получивших название осевых геомагнитных полюсов. Угол, составляющий дополнение до 90° углового расстояния от данной точки до геомагнитного полюса, называется геомагнитной широтой. Иначе говоря, геомагнитная широта Ф может быть представлена как проекция на поверхность Земли вдоль магнитных силовых линий окружности в плоскости магнитного экватора при предположении дипольного характера геомагнитного поля. За полюс в этой системе координат принимается полюс однородного намагничивания Земли, т. е. магнитный полюс, который соответствовал бы однородно намагниченному шару. Южный полюс однородного намагничивания Земли, найденный математическими расчетами, находится на северо-западной оконечности Гренландии. Во всех геофизических явлениях, обусловленных вторжениями в верхние слои земной атмосферы солнечных корпускул, именно полюс однородного намагничивания Земли играет определяющую роль. Геомагнитные широты имеют вид правильных окружностей с центром в геомагнитном полюсе.
Исправленной геомагнитной широтой Ф' называется проекция тех же окружностей, но по реальным силовым линиям. Так как реальное магнитное поле Земли отличается от дипольного, исправленная геомагнитная широта может существенно отличаться от геомагнитной.

Главное магнитное поле Земли, обусловленное магнетизмом самого земного шара, называется постоянным магнитным полем. Согласно современным представлениям, оно вызывается электрическими токами, генерируемыми внутри проводящего земного ядра. Хотя это поле постоянное, оно, как установлено многолетними наблюдениями, медленно меняется из года в год, с периодом в несколько столетий. Эти медленные изменения постоянного магнитного поля Земли получили названия вековых вариаций. Причины образования их не установлены окончательно, но, несомненно, они находятся внутри земного шара и связаны с процессами, происходящими в земной коре или несколько ниже.
В настоящее время общепринята гипотеза магнитогидродинамического динамо, согласно которой главная часть геомагнитного поля возникает в жидкой части ядра Земли в результате сложного взаимодействия существующих там движений электро­проводящего вещества ядра и магнитных полей. Вопрос об источниках энергии этих движений однозначно пока не решен.

2. Переменное геомагнитное поле

Если внимательно следить за магнитной стрелкой в течение некоторого времени, можно заметить, что в продолжение суток она испытывает плавные и правильные колебания вокруг среднего положения. Это периодическое явление носит название суточных спокойных вариаций земного магнитного поля. Наблюдая за стрелкой более длительный промежуток времени, видно, как она в некоторые дни начинает вдруг сильно отклоняться от среднего положения, совершая резкие беспорядочные колебания. Эти нарушения продолжаются в течение нескольких часов, а иногда и дней. Затем стрелка успокаивается, и все идет обычным порядком. Подобное поведение стрелки указывает на то, что магнитное поле Земли испытывало резкие и сильные неправильные колебания, получившие название магнитных бурь, или возмущений. Они были обнаружены еще на заре развития магнитных исследований, когда единственным магнитным инструментом являлась магнитная стрелка.

Быстро изменяющаяся часть магнитного поля (включая и суточные спокойные вариации) называется переменным магнитным полем. Обычно по своей величине оно не превышает 1% от постоянного поля. Источники переменного поля — электрические токи, текущие в основном за пределами нейтральной атмосферы. Магнитное поле этих электрических токов накладывается на постоянное магнитное поле Земли, деформирует его (подробнее об этом мы расскажем в последующих главах).

Для систематического изучения магнитной «жизни» нашей планеты существуют магнитные обсерватории. На земном шаре создано около двухсот таких обсерваторий; на территории Советского Союза в настоящее время действует тридцать пять обсерваторий.
В Советском Союзе и США магнитные съемки проводятся с помощью искусственных спутников Земли. Пролетая со скоростью 8 км/с, спутник успевает сделать оборот вокруг Земли всего за полтора часа. На высотах, где летают спутники, магнитное поле Земли отличается по структуре и величине от поля на ее поверхности.

Во время магнитных бурь склонение в средних широтах изменяется на 1—2°, а в высоких — более чем на 10°. Во время дрейфа знаменитого экспедиционного судна «Фрам» 24 июня 1894 г. была отмечена магнитная буря, когда амплитуда склонения доходила до 26°.

Применяемые в магнитных обсерваториях самопишущие приборы для регистрации вариаций магнитного поля Земли называются магнитографами, а сама запись, осуществляемая чаще всего фотографическим способом, — магнитограммой.
Принцип действия магнитографа весьма прост: к подвешенной на нити магнитной стрелке прикреплено зеркальце, на которое направлен пучок света; свет отражается от зеркальца и попадает на вращающийся барабан с фотографической пленкой. Когда магнитное поле спокойно, световой зайчик, отраженный от зеркальца стрелки, будет писать плавную линию. Во время магнитной бури стрелка придет в беспорядочное движение, и зайчик, повторяя ее движение, запишет на фотографической бумаге эти колебания. В настоящее время для измерения магнитного поля и его вариации применяется более совершенная аппаратура, разработанная на новых физических принципах.
Магнитные бури часто начинаются внезапно и одновременно во всем мире. Изменения магнитного поля Земли во время бурь настолько различны, что за весь период, в течение которого обсерватории регистрируют магнитные вариации, не было двух совершенно одинаковых магнитных бурь.
Геомагнитная буря — одно из драматических проявлений солнечно-земных связей. Средняя магнитная буря эквивалентна по энергии взрыву мегатонного термоядерного заряда, а ее действие распространяется на огромную часть космического пространства.

3. Связь геомагнетизма с полярными сияниями

Распределение числа магнитных бурь и их интенсивности в зависимости от широты места показывает, что количество и интенсивность бурь возрастают от низких широт к высоким, с максимумом в зоне полярных сияний. Продвигаясь к полюсам, интенсивность возмущения убывает, но все же остается значительной. Географическое распределение магнитных бурь в среднем оказывается аналогичным распространению полярных сияний, что, несомненно, указывает на связь между этими явлениями. Э. Галлей (в Лондоне) и П. Гассенди (во Франции) первыми в 1716 г. предположили существование связи полярных сияний с постоянным магнитным полем Земли. Но связь между полярными сияниями и магнитным полем Земли этим не ограничивается. Уже давно замечено, что дуги в зоне полярных сияний протягиваются обычно с востока на запад, т. е. примерно в направлении, перпендикулярном геомагнитным меридианам, а лучи сияний располагаются вдоль силовых линий земного магнитного поля. Иначе говоря, ориентирование определенных форм полярных сияний обусловлено силовыми линиями земного магнитного поля. Такая ориентация полярных сияний также определяется постоянным геомагнитным полем.
Дальнейшие наблюдения за полярными сияниями и магнитными бурями показали, что они вызываются какой-то одной причиной, поскольку часто появляются одновременно. Цельсий по наблюдениям в г. Упсала (близ Стокгольма) и его ассистент Гиортер впервые в 1740 г. обнаружили, что полярные сияния взаимосвязаны с вариациями геомагнитного поля, вариации наблюдаются одновременно и в Англии, и в Швеции. Они пришли к выводу, что интенсивные полярные сияния охватывают большие пространства земной поверхности, носят глобальный характер.
Этот результат оказался поразительным. Такое совпадение между полярными сияниями и магнитными возмущениями обнаруживали поморы. Наблюдая за поведением магнитной стрелки компаса во время плаваний на кочах к Новой Земле и Шпицбергену, они заметили, что «на пазорях матка дурит» («матка» — поморское название компаса). Обнаружился и другой интересный факт: чем сильнее сияние, тем больше магнитное возмущение и в более низких широтах возникает полярное сияние. Магнитные бури малой интенсивности обычно ограничиваются полярными областями и не ощущаются в более низких широтах. Такие бури называются полярными. Интенсивные же магнитные бури охватывают земной шар, и существенные изменения магнитного поля наблюдаются на всех широтах. Такие бури называются мировыми.
Они-то и сопровождаются сияниями в умеренных и южных широтах. Так, например, во время мировой магнитной бури 25—26 января 1938 г. было видно очень яркое полярное сияние в Алма-Ате, Севастополе, на севере Африки. Область видимости сияния, наблюдавшегося во время мировой магнитной бури в конце августа и начале сентября 1859 г., распространялась почти на все Северное полушарие до 20° северной широты. 4 февраля 1872 г. полярное сияние было видно в Египте, Индии и Гватемале.

Как увидим далее, связь сияний с магнитными возмущениями проявляется также в суточном ходе обоих явлений, которые тесным образом связаны с непосредственной деятельностью Солнца.
То, о чем мы рассказали (постоянное и переменное магнитное поле Земли и связь их с сияниями), относится к фактам и закономерностям, полученным в результате длительных наблюдений и экспериментов с 1600 г. (не считая древнейших времен) до 1960 г., когда для исследований стали применяться ракеты и спутники, а измерительная техника достигла большого развития. Шестидесятые годы совершенно изменили наши представления о взаимодействии магнитного поля с Солнцем, появились новые смелые идеи. Каждый день нам приносит что-то новое, постоянно заставляя нас пересматривать и уточнять прежние результаты.

Глава III ПОЛЯРНЫЕ СИЯНИЯ И СОЛНЕЧНАЯ ДЕЯТЕЛЬНОСТЬ

1. Общие сведения о Солнце

Раньше, чем говорить о связи солнечной деятельности с полярными сияниями и другими геофизическими явлениями, ознакомимся с некоторыми процессами и образованиями на Солнце. Наше светило — исключительно интересный астрофизический объект.
Солнце — гигантский раскаленный газовый шар (поперечник его в сто девять раз больше экваториального радиуса Земли), состоящий, главным образом, из водорода, гелия и относительно небольшой примеси других элементов.
Существенной особенностью Солнца является то, что оно обладает очень большой массой: в 330 000 раз больше массы Земли. Вещество Солнца в центре стремится к большой плотности, в 100 раз превосходящей плотность воды, и, соответственно, имеет настолько высокую температуру (примерно 20 млн. градусов), что там происходят ядерные реакции. Сжатию Солнца противодействуют силы, возникающие из-за высокой температуры и плотности внутренних слоев Солнца (синтез ядер гелия из ядер водорода). Ядерные реакции являются источником энергии, непрерывно излучаемой Солнцем в пространство.

Солнце поставляет практически все тепло и весь свет, получаемый нашей планетой. Без Солнца земная жизнь не могла бы возникнуть и существовать.
Солнце имеет то же направление вращения вокруг своей оси, что и Земля. В отличие от Земли Солнце вращается не как твердое тело, а его экваториальная область вращается быстрее, чем полярные области.
В годы низкой активности Солнце обладает общим магнитным полем,, подобным крупномасштабному дипольному полю Земли, с интенсив­ностью 1—2 эрстеда. Такое поле часто возмущено сильными локальными полями активных областей. Атмосфера Солнца может быть подразделена на три области: фотосферу, хромосферу и солнечную корону.
Фотосфера — светящаяся сфера,— самый нижний слой, от которого непосредственно исходит оптическое излучение Солнца; толщина слоя около 300 км. Раскаленные газы во внешних слоях фотосферы нагреты до 6000° и находятся в непрерывном движении. Исследования показали, что солнечное излучение на уровне фотосферы чрезвычайно неоднородно. Временами на ослепительно яркой поверхности Солнца возникают темные образования, явно и легко наблюдаемые, которые называются солнечными пятнами. Пятна тоже ярко светят, но температура их несколько ниже, чем температура фотосферы, и поэтому они кажутся темными.

Рис. 5. Большая группа солнечных пятен (Снимок сделан 60-футовым башенным телескопом обсерватории «Маунт Вилсон»)
В 1826 г. молодой немецкий аптекарь из Дессау — Швабе занялся регулярными наблюдениями селнечных пятен. Швабе был исключительно аккуратным и усердным наблюдателем. О нем позже говорили, что «Солнце :никогда не поднималось над безоблачным горизонтом в Дессау без того, чтобы его не встретил телескоп Швабе». Систематические наблюдения за появлением пятен на Солнце привели Швабе в 1843 г. к открытию знаменитого - одиннадцатилетнего цикла в частоте появления солнечных пятен. Многие пятна размером от сотен до десятков тысяч километров появляются обычно группами. В пятнах наблюдаются интенсивные магнитные поля, достигающие 3000 эрстед. Конфигурация магнитного поля в пятне бывает довольно сложной.
Рис. 5. Большая группа солнечных пятен (Снимок сделан 60-футовым башенным телескопом обсерватории «Маунт Вилсон»)

В среднем оказывается, что чем больше площадь пятен, тем интенсивнее поле в пятне, но в то же время чем сильнее магнитное поле, тем меньше яркость пятна.
Наличие в пятнах сильного магнитного поля — неотъемлемое свойство яркости пятна. Пятна иногда, образно выражаясь, называют магнитными островами на солнечной поверхности. Некоторые из пятен существуют всего несколько часов или один-два дня, но есть и такие, которые живут, непрерывно изменяясь, в течение нескольких оборотов Солнца.
Уже первые наблюдения показали, что пятна, возникнув на одном краю Солнца, постепенно передвигаются к западу, а иногда, исчезнув за краем Солнца, могут через некоторое время снова появиться на восточном краю. Все это указывает на то, что Солнце вращается. Средний период вращения Солнца в широтах, где наблюдаются пятна, можно принять равным примерно 27 суткам.
В годы минимума активности Солнце в течение нескольких месяцев может быть совершенно свободно от пятен. Пятна обычно появляются на широте от 5 до 30° к северу и к югу от солнечного экватора. На больших широтах они возникают очень редко. В экваториальной области пятен почти не бывает.
В начале каждого нового цикла (в годы минимума) пятна зарождаются примерно на широте 20—30°, а по мере увеличения их числа располагаются все ближе к экватору. Попарно возникающие пятна каждые 11 лет меняют направление магнитного поля; в переходном периоде, когда еще сохранились пятна старого цикла и уже успели образоваться пятна нового цикла, их можно легко отличить друг от друга.
В течение одного цикла активности происходит полное обращение полярности всех магнитных полей активного Солнца.
Хромосфера — цветная сфера. Бурные процессы, протекающие на Солнце, проявляются не только в виде пятен, но и в ряде других образований, таких же непостоянных, как и пятна.
В следующем, прозрачном для большей части видимой области спектра, слое атмосферы Солнца, расположенном над фотосферой, — хромосфере, простирающейся на высоту до 15 000 км над поверхностью Солнца, видны отдельные светлые хромосферные облака — флоккулы, а еще выше — огромные газовые массы, имеющие причудливые очертания и достигающие колоссальных размеров, — протуберанцы, Протуберанцы и солнечные пятна явно связаны между собой. Иногда в окрестности вспышки происходит выброс вещества со скоростью от 50 до 200 км/с в виде особого рода протуберанцев, названных возвратными выбросами. При максимальной высоте порядка 5 • 10⁴ км вещество снова стекает в хромосферу по той же траектории.
Некоторые протуберанцы достигают таких скоростей, что совсем покидают Солнце и уносятся в межпланетное пространство. Скорости, с которыми двигаются такие протуберанцы, иногда превосходят 700 км/с. Длина их до сотен тысяч километров, ширина не превышает 600 —10000 км.
Цвет хромосферы определяется тем, что в спектре ее излучения преобладает красная линия водорода. Такой же цвет имеют и протуберанды. Хромосфера очень неоднородна; ее сравнивают с горящей прерией из-за непрерывно меняющихся волокнистых образований в виде струй, постоянно выбрасываемых Солнцем на высоту нескольких тысяч километров; она состоит как бы из языков красного пламени, находящихся в постоянном движении. Хромосфера хорошо видна во время полных солнечных затмений, когда Луна закрывает Солнце, и яркий свет неба, мешавший прежде ее видеть, исчезает.

Флоккулы, как и протуберанцы, расположены вблизи пятен. Температура в хромосфере сначала медленно увеличивается от минимальной в нижних слоях хромосферы до резкого возрастания на расстоянии примерно 20 000 км над фотосферой. На протяжении следующих Нескольких тысяч километров температура поднимается от 10⁴ до 10⁵ градусов Кельвина (К), где начинается внешняя, самая горячая часть атмосферы Солнца — корона.

Солнечная корона.
Над хромосферой располагается самая внешняя газообразная область крайне низких плотностей, очень трудная для наблюдений, — солнечная корона. Она видна в редкие моменты полных солнечных затмений невооруженным глазом как серебристо-жемчужное сияние и простирается на огромное расстояние в несколько солнечных радиусов (радиус Солнца равен 695000 км). В обычных условиях корона не видна, так как яркость ее значительно меньше яркости самого Солнца, а потому даже свет неба, представляющий собой солнечный свет, рассеянный молекулами воздуха земной атмосферы, оказывается гораздо ярче света короны.
При отсутствии затмения корона наблюдается при помощи специального телескопа корнографа, изобретенного французским ученым Бернардом Лио в 1930 г.
Из-за низкой плотности корона в видимой области излучает меньше энергии, чем хромосфера.
Корона богата изменчивыми деталями, имеющими вид струй и лучей. Состав ее точно не известен, но можно предполагать наличие в короне разреженных газов, свободных, не связанных с атомами электронов и, возможно, межпланетной пыли (во внешней короне). Физические условия в короне необычные. Температура ее достигает миллиона градусов.
(Следует пояснить, что температуру того или иного физического объекта мож­но измерять по-разному. Можно измерять температуру по количеству лучистой энергии, излучаемой телом, — это будет эффективная температура тела. Но можно измерять температуру и по величине скорости, с которой движутся атомы и моле­кулы тела, — это будет так называемая кинетическая температура тела. Когда мы говорим, что температура поверхности Солнца 6000°, мы имеем в виду эффективную температуру; когда же мы говорим о температуре солнечной короны, то мы имеем в виду кинетическую температуру.)
Рас. 6. Фотография солнечной короны в эпоху минимума солнечных пятен
Вследствие большой температуры короны и высокой степени ионизации ее вещества значительная часть излучения приходится на высокоэнергичвые области спектра — рентгеновскую и далекую ультрафиолетовую. Хромосфера и корона являются источниками радиоизлучения Солнца.
Корона испытывает заметные изменения, связанные с циклом солнечной активности. Она примерно сферически симметрична в годы максимума солнечных пятен. тогда как в минимуме ее лучи сильно вытянуты вдоль экватора.
В короне существуют сравнительно долго живущие образования, так называемые «корональные дыры» — области с минимальными плотностями, из которых, по мнению ученых, главным образом, «вырываются» солнечные частицы.

Солнечные вспышки — внезапное и относительно кратковременное увеличение яркости, взрывообразное освобождение энергии в виде высокоэнергичного электромагнитного, а иногда также и корпускулярного излучения в пределах четко ограниченных участков солнечной поверхности. Наблюдения показали, что вспышки происходят в хромосфере, поэтому они были названы хромосферными. Позднее было установлено, что часть вспышек возникает в фотосфере — в ее внешних слоях. Теперь их называют солнечными вспышками.
В настоящее время нет основания сомневаться в том, что главным источником энергии солнечных вспышек является магнитное поле; в частности, предполагается, что непосредственной причиной вспышки служит быстрая перестройка магнитной конфигурации.
После вспышки в межпланетном пространстве регистрируются высокоэнергичные электроны и протоны, обладающие большой проникающей способностью. Солнечные вспышки обычно появляются в области сложных групп пятен с сильными магнитными полями, особенно когда группа находится в процессе быстрого развития. Вероятнее всего, они возникают там, где перемешаны области с разной магнитной полярностью.
Мощная солнечная вспышка продолжается 1—3 часа, а время непосредственного выделения энергии занимает всего лишь 5 —10 минут. Слабые вспышки наблюдаются вблизи пятен. Обычно бывает несколько слабых вспышек в день. Большие солнечные вспышки наблюдаются довольно редко даже в годы максимума солнечной активности (2 — 3 раза в год). Они происходят спорадически и часто возникают неожиданно.
При большой вспышке выделяется огромная энергия (10³² эрг), запасенная в форме магнитной энергии.
Детали механизма накопления, сохранения и освобождения энергии во многом еще остаются неясными. Настоящего понимания процесса нет, мнения специалистов, в этом вопросе расходятся. Однако после тщательных наблюдений установлено, что в области, где замечены вспышки, одновременно повышаются температура, плотность газа и изменяется магнитное поле. Сложные движения ионизированного газа вызывают и ускорение частиц. После сильного взрыва в солнечной атмосфере распространяется ударная волна, на фронте которой и происходят указанные изменения.
Вспышка становится видимой — это самый интересный этап солнечного возмущения. Во время вспышки наблюдаются интенсивные излучения в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазоне, а также потоки частиц с широким спектром энергии, в том числе и космические лучи.
В СССР исследование вспышек ведется в Крымской обсерватории.

2. Полярные сияния, геомагнитные явления и солнечная активность

Уже давно было замечено, что в большинстве случаев полярные сияния и связанные с ними магнитные и ионосферные бури появляются и достигают наибольшей интенсивности в моменты, непосредственно следующие за прохождением большой или очень активной, быстро изменяющейся группы солнечных пятен вблизи центра диска Солнца.
В 1851 г. была установлена связь между солнечными и геомагнитными: явлениями, однако только в. 1904 г. Маундер связал сделанное Брауном в 1858 г. открытие 27-дневной повторяемости магнитной активности с вращением Солнца.
Полярные сияния, подобно магнитным бурям, также имеют тенденцию повторяться через 27 дней, что соответствует обороту Солнца в широтном поясе, в котором появляются пятна. Пятно после прохождения erо вблизи центра Солнца может вызывать повторяющиеся явления через. 27 дней, когда оно снова будет проходить ту же область.
Правда, такая закономерность не очень отчетлива, так как пятна не являются постоянными образованиями, они рождаются и исчезают через одинаковые промежутки времени. Некоторые из них могут исчезнуть раньше, чем они снова пройдут вблизи центра при следующих оборотах Солнца.
Рис. 7. Схематический разрез Солнца и его атмосферы
Далее было обнаружено, что и полярные сияния имеют ту же самую 11-летнюю цикличность, которая наблюдается в солнечной деятельности.. Всю совокупность наблюдаемых на Солнце переменных образований и явлений, сосредоточенных в отдельных локальных областях атмосферы Солнца принято объединять понятием солнечная деятельность, или солнечная активность.

Существенным моментом активной области является общая природа образования и эволюция локальных магнитных полей солнечной атмосферы. На уровне фотосферы солнечная активность проявляется в виде солнечных пятен — основной элемент активности. Магнитные поля пятен пронизывают всю солнечную атмосферу над ними. Сложная крупномасштабная структура магнитных полей активных областей играет, по-видимому, основную роль в образовании протуберанцев — наиболее распространенного типа проявления солнечной активности в короне. Протуберанцы и солнечные вспышки появляются в период роста активной области и ее максимального развития. Обращает на себя внимание грандиозность и чрезвычайная сложность комплекса явления. Ничтожная часть энергии вспышки, приходящая в окрестности Земли, приводит к возникновению полярных сияний, магнитных бурь, внезапному ухудшению условий дальней радиосвязи и т. д. В настоящее время обсуждается возможность того, что процессы солнечной активности, и в первую очередь вспышки, являются «спусковым механизмом», ответственным за колебания погоды и климата в глобальном масштабе, а также оказывают влияние на здоровье людей, особенно страдающих сердечно-сосудистыми заболеваниями.

Пройдя ряд этапов развития, активная область вступает в период угасания. После нескольких оборотов Солнца на месте ее остаются слабые магнитные поля, наблюдаемые в фотосфере.
Потоки частиц, рождаемые вспышками, могут представить серьезную угрозу для здоровья при полетах человека в космос, так как сильно возрастает радиационная опасность. Поэтому необходимо не только изучать физические процессы в активных областях и. во время солнечных вспышек, сопровождаемых интенсивным потоком волнового и корпускулярного излучения, но и научиться надежно предсказывать время их появления.

Некоторые успехи в этом направлении сейчас уже есть, но чтобы увеличить надежность прогноза, необходимо проводить систематические наблюдения на солнечных и геофизи­ческих обсерваториях и станциях службы Солнца, специально созданных для изучения активности нашего светила.
Служба Солнца не менее важна, чем метеорологическая или сейсмическая служба.

Глава V СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР, МАГНИТОСФЕРА, РАДИАЦИОННЫЕ ПОЯСА ЗЕМЛИ

1. Что такое плазма?
Мы уже употребляли термин «плазма». При дальнейшем рассказе о полярных сияниях мы часто будем пользоваться этим термином. Поэтому кратко рассмотрим, что же такое плазма и каковы ее основные свойства.
Плазма — особое, своеобразное, широко распространенное состояние вещества в природе; ее часто называют четвертым состоянием вещества, так как по своим свойствам она отличается от газов, жидкостей и твердых тел. Так, например, плазма преломляет, отражает и поглощает электромагнитные волны. Существует раздел физики — физика плазмы, изучающий взаимодействие вещества с электромагнитными полями.
Плазма — это молния, искра при коротком замыкании, светящийся след ракеты; это радужное кружево неоновой рекламы, это и полярные сияния. Верхняя земная атмосфера окружена ионосферой, которая также представляет собой своеобразное плазменное образование. Во Вселенной основная масса вещества ионизирована и находится в состоянии плазмы. Солнце и звезды можно рассматривать как гигантские сгустки горячей плазмы.

В обычном газе взаимодействие между частицами происходит только кратковременно, когда они подлетают друг к другу на малое расстояние. Остальное время частица газа движется прямолинейно, не ощущая полей других частиц. В плазме каждая заряженная частица взаимодействует непрерывно сразу с полями многих окружающих ее частиц и траектория частиц все время меняет свою кривизну. Плазма — хороший проводник, поэтому, если она быстро движется, пересекая силовые линии магнитного поля, появляются индуцированные токи, изменяющие распределение напряженности магнитного поля.
В общем, можно сказать так: плазма представляет собой ионизированный газ и состоит из трех компонентов — свободных электронов, положительных ионов и нейтральных атомов или молекул.
При прохождении электрического тока через незамагниченную плазму ионы можно считать неподвижными: ток создается потоком электронов. В магнитном поле все свойства плазмы радикально изменяются. Во-первых, частицы плазмы как бы «приклеиваются» к силовым линиям. Вдоль и вокруг силовых линий частицы двигаются свободно. Если плазма движется перпендикулярно полю, она тащит его за собой. И наоборот: движущееся поле тянет плазму. Такая плазма называется «замагниченной».

Как известно, в однородном магнитном поле заряженная частица перемещается в общем случае по винтовой линии (спирали), ее траектория как бы навивается на цилиндр, по оси которого проходит силовая линия. Радиус этого воображаемого цилиндра зависит от напряженности поля и энергии частицы. Чем больше энергия частицы, тем, при данной напряженности поля, радиус (он называется ларморовским) больше. Если ларморовский радиус намного меньше, чем размеры магнитосферы, частица не достигает поверхности Земли: она захватывается ее магнитным полем. Если ларморовский радиус намного больше, чем размеры магнитосферы, частица движется так, будто магнитного поля нет.
Если поле однородно, то осевая линия траектории частицы совпадает с одной из силовых линий магнитного поля. Но в общем случае магнитное поле неоднородно. Каково же влияние слабой неоднородности поля на геометрию движения частиц?
При движении частиц в направлении усиливающегося поля траектория становится более крутой, ее сравнивают со сжимающейся пружиной. Если же частица движется в сторону ослабевающего поля, то ее траектория становится более пологой. Следовательно, области сильного поля при некоторых условиях играют для заряженных частиц роль своеобразных магнитных зеркал. В частности, если поле усиливается вдоль силовых линий в обе стороны от некоторой средней области, то заряженная частица может оказываться заключенной между двумя магнитными зеркалами и будет колебаться вдоль силовых линий, не выходя за пределы ограничен­ной области пространства (рис. 12). Согласно законам физики, заряженные частицы, захваченные магнитным полем Земли, совершают одновременно три движения. Два из них только что описаны — перемещение вдоль силовых линий поля из одного полушария в другое и вращение вокруг силовых линий. Третье — движение вокруг Земли в направлении, перпендикулярном полю (азимутальный дрейф).

Магнитное поле убывает с высотой. Поэтому траектория частиц должна быть более пологой в верхней части спирали и более крутой в нижней ее части. В результате частицы будут смещаться в направлении, перпендикулярном полю (т. е. поперек магнитных силовых линий) и его градиенту, образуя более медленный дрейф в азимутальном направлении. При этом частицы разных знаков движутся в противоположных направлениях (протоны к западу, электроны — к востоку), обходя Землю с востока на запад и с запада на 'восток. Движущийся электрический заряд создает ток, опоясывающий Землю. Наиболее сильный ток сосредоточен в области геомагнитного экватора. Его поле принято обозначать DR (D — возмущение; R — кольцо). Этот кольцевой ток расположен на высоте 25000 — 60 000 км, сила его достигает 10⁷ ампер. Итак, в земном магнитном поле частица совершает сложные движения — она вращается вокруг магнитной силовой линии, движется вдоль нее из Северного полушария в Южное и обратно и дрейфует вокруг Земли.

Теперь перейдем к проявлениям солнечной плазмы в межпланетной среде в форме мощных сияний и магнитных бурь с учетом тех представлений о физике авроральной плазмы, которые получены в последнее время с помощью космических аппаратов.

2. Солнечный ветер — радиальный поток солнечной плазмы

Представление о солнечном ветре возникало постепенно. Еще задолго до его открытия, в основном из геомагнитных наблюдений, было известно о существовании непрерывного корпус­кулярного солнечного фона.
Рис. 12. Траектория движения заряженной частицы в ловушке, образованной геомагнитным полем: А и Б — точки отражения, так называемые «зеркальные», в которых захваченная частица меняет направление своего движения на обратное; 1 — силовые линии геомагнитного поля; 2 — траектория частицы космической области (модель радиационного пояса Земли). Такие расчеты проводились ранее известным норвежским исследователем К. Штёрмером, занимавшимся разработкой теории полярных сияний

Наблюдения на полярных станциях показали, что практически всегда имеет место некоторая магнитная активность, никогда не прекращающаяся даже в течение наиболее спокойных лет в минимуме солнечного цикла, что означает непрерывность солнечного корпускулярного излучения, которое, по предположению американского ученого Паркера, было названо солнечным ветром.
В результате космических исследований подтвердилось, что помимо света и энергичных корпускул от Солнца со сверхзвуковой скоростью непрерывно растекается сплошной поток ионизованного газа, водородной плазмы — это и есть солнечный ветер. Паркер писал:
«Сильный ветер водорода непрерывно дует в солнечной системе. Возникая на Солнце, ан проносится мимо Земли со скоростью 400 км/с (около 1400000 км/ч), достигает удаленных планет и уходит в межзвезд­ное пространство.
Подобно метле, он выметает газы, истекающие из планет и комет, мелкие частицы метеорной пыли и даже космические лучи. Этот ветер является ответственным за внешние области радиационных поясов, за полярные сияния в земной атмосфере и за геомагнитные бури. Он может даже играть определенную роль в формировании общей картины погоды Земли».

На орбите Земли плотность плазмы в солнечном ветре ~ 5 частиц в 1 см³, напряженность поля ~ 6 гамм. После вспышки на Солнце скорость ветра может возрастать приблизительно до 700 км/с.
А какова же температура солнечного ветра?
Применительно к солнечному ветру термин «температура» имеет совершенно особый смысл. Иногда температуру плазмы рассматривают как величину, характеризующую среднюю кинетическую энергию ее частиц при их неупорядоченном движении. В солнечном ветре, однако, ионы и электроны имеют разную температуру. Кроме того, поскольку «вмороженное» магнитное поле влияет на движение заряженных частиц, то можно ожидать, что температура в направлении вдоль линий поля и перпендикулярно им будет различной.
Вдоль линий магнитного поля температура плазмы вблизи Земли оказалась более высокой, нежели в перпендикулярном им направлении. Но оба значения существенно ниже температуры у основания короны (примерно 1,5х10⁶ К), что обусловлено охлаждением солнечного ветра в результате его расширения.

3. Межпланетное магнитное поле

Еще недавно предполагалось, что межпланетное пространство не содержит вещества и магнитных полей. Однако первые же продолжительные измерения в межпланетном пространстве на спутниках показали, что оно заполнено сложной по своим физическим свойствам плазмой, электрическими токами и магнитными полями, представляющими собой взаимно связанную систему. На расстоянии, большем 10 градусов от Земли по направлению к Солнцу, измерения подтвердили предположения о том, что непрерывно расширяющаяся солнечная корона должна вытягивать магнитное поле в межпланетное пространство с поверхности Солнца, а в результате вращения последнего магнитное поле будет скручиваться в спираль Архимеда (рис. 13).

Таким образом, ММП (межпланетное магнитное поле) является полем солнечного происхождения, солнечный ветер переносит его от Солнца к Земле в среднем за 4—5 дней. Измерения показали также, что в межпланетном пространстве в плоскости эклиптики (Здесь под эклиптикой понимается плоскость, в которой лежит орбита Земли) ММП имеет секторную структуру, будучи направленным преимущественно вдоль спирали от Солнца (положительный сектор) или к Солнцу (отрицательный сектор). ( С. М. Мансуров и Л. Свальгард обнаружили связь секторной структуры ММП с геомагнитными вариациями, зарегистрированными в приполюсных районах Земли. Открытие эффекта Мансурова—Свальгарда дало возможность по наземным наблюдениям определять знак секторов ММП и, соответственно, моменты смены знака.) В секторах у орбиты Земли закономерно меняется распределение основных параметров солнечного ветра: скорости частиц, напряженности магнитного поля и плотности частиц.

Структура секторов довольно устойчива и в общих чертах повторяется в течение длительного времени через каждые 27 дней (синодический период вращения Солнца), так как ММП вращается вместе с Солнцем. Точные измерения подтвердили спиральную форму магнитного поля, «вмороженного» в солнечный ветер и движущегося вместе с ним.

4. Магнитосфера — внешняя плазменная оболочка Земли

Формирование магнитосферы. К числу крупных научных открытий последнего времени принадлежит обнаружение магнитосферы Земли. Изучение магнитосферы сразу же стало важной научной проблемой. Это связано с тем, что магнитосфера служит своего рода экраном, защищающим Землю от космической радиации, и зоной переноса в атмосферу солнечной энергии.

Мы рассказывали о магнитном поле Земли, имеющем вид симметрично расположенных магнитных силовых линий, центрированных относительно магнитной оси. Такой вид поля соответствует невозмущенному дипольному полю (см. рис. 3).
При отсутствии внешних воздействий по мере удаления от Земли поле будет, постепенно ослабевая, уменьшаться обратно пропорционально кубу расстояния.
Измерения внешних областей магнитного поля Земли с помощью искусственных спутников и космических ракет, проводимые с 1958 г., показали, что довольно простая картина структуры геомагнитного поля нуждается в пересмотре (магнитное поле Земли напоминает поле намагниченного шара примерно только до 12-го радиуса Земли).

Рис. 13. Квазистационарная секторная структура межпланетной среды, зарегистрированная на спутнике IMP-1 в 1963—1964 гг. с характерным распределением полярности межпланетного магнитного поля.
Направление межпланетного магнитного поля от Солнца обозначено знаком плюс, к Солнду — знаком минус. Время мировое, в смежных секторах направление магнитного поля противоположное. Вращение Солнца против часовой стрелки приводит к тому, что плазма, радиально выбрасываемая из определенной точки солнечной поверхности, образует в пространстве спиральную структуру, аналогичную струе воды, выбрасываемой вращающимся насосом (спираль Архимеда)

Постоянное магнитное поле Земли препятствует проникновению заряженных частиц, выбрасываемых Солнцем. Силовые линии магнитного поля задерживают их, поэтому на дневной стороне Земли, обращенной к Солнцу, возникают две противоборствующие силы — давление солнечного ветра на магнитное поле Земли и сопротивление поля, задерживающего поток корпускул. В результате вокруг Земли в области околоземного пространства образуется полость, обжатая потоком солнечного ветра, в которой еще ощущается магнитное поле Земли. Эта полость называется магнитосферой (рис. 14).

Магнитосфера ведет себя как огромная емкость, которая раздувается и сжимается под влиянием солнечного ветра, увеличивается или уменьшается концентрация заряженных частиц, возникают электрические поля и токи, появляются возмущения магнитного поля Земли, начинают полыхать полярные сияния.

Магнитосфера асимметрична. На обращенной к Солнцу стороне нашей планеты магнитосфера простирается примерно на 10—15 земных радиусов, а на ночной стороне, вытягиваясь вдоль направления движения солнечного ветра, — на сотни земных радиусов, образуя длинный хвост (шлейф) вдоль линии Солнце—Земля. Магнитный хвост — область «заметаемых» на ночную сторону солнечным ветром магнитных силовых линий земного поля, вытянутых в анти­солнечном направлении на ночной стороне. Добавим, что хвост магнитосферы разделен на две половины: в северной части магнитное поле Земли направлено к Солнцу, в южной — от Солнца. Поверхность, при переходе через которую поле меняет свой знак, образует нейтральный слой, он лежит примерно в экваториальной плоскости.

Структура магнитосферы. Каждая точка внутри магнитосферы связана с Землей силовыми линиями геомагнитного поля. Усиление или ослабление солнечного ветра, изменение его структуры обязательно сказывается на перестройке магнитосферы, она никогда не достигает «стационарного состояния».
По мере совершенствования техники космического эксперимента и накопления фактического материала менялись и представления о строении магнитосферы. Существует несколько моделей магнитосферы, каждая из которых подчеркивает ту или иную сторону ее строения или оттеняет некоторые подробности установившейся картины. На рис. 14 приведена современная упрощенная схема магнитосферы. В магнитосфере можно выделить основные структурные области — они на рисунке пронумерованы. При характеристике областей мы будем ссылаться на эти цифры, поэтому рекомендуем читателю обращаться к рисунку.

Рис. 14. Меридиональный разрез магнитосферы: 1 — высокоширотная часть хвоста магнитосферы; 2 — DR -ток (кольцевой ток); 3 — дневной касп; 4 — овал полярных сияний; 5 — переходная область; 6 — ударный фронт; 7 — магнитопауза; 8 — ионосфера; 9 — нейтральный слой; 10 — плазменный слой

Магнитопауза 7 — четкая внешняя граница магнитосферы, которая отделяет ее от межпланетного пространства. Вдоль машитопаузы солнечный ветер обтекает магнитосферу, создавая электрический ток, который экранирует Землю и ее атмосферу от прямого вхождения частиц солнечного ветра. На дневной стороне граница определяется отчетливо, тогда как на ночной она размыта. Так как солнечный ветер является сверхзвуковым, то при обтекании магнитосферы перед ее носовой частью образуется ударный фронт 6. В области за ударным фронтом расположен переходный слой 5.
Плазменный слой 10 — очень динамическая область и представляет собой основной резервуар частиц, заполненный относительно малоэнергичньгми частицами от долей до единиц кэВ с концентрацией: одна частица на см3. Внутренняя часть плазменного слоя (иногда ее называют ночным к а с п о м ) в возмущенных условиях заполнена плотной (примерно 10 см^~3) и неоднородной энергичной плазмой (1 —10 кэВ). Плазма в области ночного каспа отличается большими пространственными неоднородностями. Именно здесь развиваются основные авроральные явления, связанные с полярными сияниями, магнитосферными суббурями и др.

Плазмосфера — ближайшая к Земле область магнитосферы — расположена на замкнутых силовых линиях средних и низких широт, по существу продолжение ионосферы. Она заполнена относительно плотной (10²—-10³ частиц/см3) и низко энергичной (меньше 1 эВ) плазмой. Плазмосфера вращается с Землей как одно целое и обладает довольно сложной структурой. С плазмосферой связаны разнообразные геофизические явления.

Плазмопауза — относительно резкая внешняя граница плазмосфры — представляет собой узкую область, охватывающую плазмосферу, где на расстоянии в несколько сотен километров объемная концентрация частиц резко падает — на два, а иногда и более, порядка.
Пояс DR-токов 2. Как мы уже упоминали, во время магнитосферных бурь потоки заряженных частиц в ночном секторе могут проникать глубоко в магнитоеферные слои, захватываться геомагнитным полем и образовывать кольцевой DR-ток, расположенный внутри магнитосферы на высоте 3—6 радиусов Земли.
Во время магнитных бурь кольцевой DR-ток, сконцентрированный на магнитном экваторе, создает общее для всей Земли ослабление магнитного поля, что существенно влияет на поведение заряженных частиц — отклоняет их к более низким широтам, отодвигая зону сияния к югу.

Дневной к а сп 3. На границе между разомкнутыми и замкнутыми силовыми линиями на дневной стороне магнитосферы образуется с близлежащим так называемым «входным, слоем» (на рис. 14 он не выделен) дневной полярный касп, воронка, через которую солнечная плазма, как по каналу, из переходной области может вторгаться непосредственно в верхние слои атмосферы, и поэтому эта область особенно интересна. В воронку попадают низкоэнергичные частицы из переходной области с энергией порядка долей и единиц кэВ. Магнитное поле в верхней широтной части воронки существенно ослаблено и не препятствует частицам войти в нее и двигаться по направлению к Земле на широту Ф = 78—80°, т. е. туда, где в, дневные часы появляются полярные сияния, наблюдения которых затруднены из-за освещения Солнцем и возможны только во время полярной ночи. Спутниковые наблюдения показали, что существуют значительные устойчивые течения из каспа в полярном направлении.

5. Радиационные пояса Земли и полярные сияния

Уже на начальных этапах экспериментальных исследований в околоземном космосе было сделано фундаментальное открытие — обнаружены интенсивные потоки энергичных частиц, захваченных геомагнитным полем, образующие радиационные пояса Земли. Конфигурация и динамика радиационных поясов сейчас хорошо известны.
Радиационные пояса — это области замкнутых силовых линий, представляющие собой зоны устойчивого захвата геомагнитным полем протонов и электронов, простирающиеся на десятки тысяч километров от поверхности Земли. Радиационные пояса — неотъемлемая часть магнитосферы.
Внутри радиационных поясов помимо высокоэнергичных находятся и малоэнергичные заряженные частицы, весьма изменчивые в пространстве и во времени.
Мы уже говорили о том, что при вытягивании силовых линий геомагнитного поля в длинный хвост под воздействием солнечного ветра многие силовые линии остаются «открытыми» и уходят из области влияния Земли в межпланетное магнитное поле, другие же линии являются «закрытыми», благодаря чему и существуют радиационные пояса, окружающие нашу планету. Термин «захваченные» означает, что частицы способны дрейфовать вокруг Земли более одного раза, а не просто совершить несколько колебаний между зеркальными точками.

Наблюдениями обнаружены два основных радиационных пояса — внутренний и внешний. Нас интересует внешний пояс. Он расположен на высотах от 12 000 до 20 000 км и состоит из электронов и протонов. Понятие «пояса» в достаточной мере условно. Его границы и размеры зависят от того, какие именно частицы и с какими энергиями принимаются в расчет при анализе измерений.
Для геофизики наибольший интерес представляет сравнительно мало­энергичная компонента околоземной плазмы — «мягкие» электроны (геоактивные корпускулы) с энергиями примерно 10 кэВ.
Открытие радиационных поясов привело, естественно, к оживленной дискуссии о их роли в происхождении полярных сияний. В течение нескольких лет преобладали представления, согласно которым высыпающиеся частицы сбрасываются в результате влияния возмущающих эффектов со стороны Солнца из некоторого резервуара — накопителя энергичных захваченных частиц. Полагали, что число захваченных частиц достаточно велико, чтобы обеспечить наблюдаемые скорости высыпания при слабых и, видимо, независимых процессах инжекции и ускорения, необходимых для пополнения радиационных поясов.
Дальнейшие измерения показали, что значения потока частиц в радиационных поясах были завышены на несколько порядков. Позднее выяснилось, что энергия частиц радиационных поясов была бы израсходована за значительно меньшее время, чем длительность авроральных и полярных магнитных суббурь. (Отметим, что величина энергии в радиационном поясе сравнима с энергией, выделяемой при ядерном взрыве. Высотный ядерный взрыв образует искусственный радиационный пояс, представляющий собой область большой концентрации заряженных частиц, которые в течение длительного времени остаются вблизи Земли.)
В настоящее время дискуссия о роли радиационных поясов в возникновении полярных сияний еще не окончена.
По-видимому, определенные формы полярных сияний, возникающие в средних широтах, объясняются электронами, высыпающимися из радиационных поясов, что подтверждается результатами, полученными на спутнике ИСИС-2, и экспериментами по искусственной магнитосфере, проводимыми в Институте космических исследований И. М. Подгорным (см. гл. VIII). Этот вопрос находится сегодня в сфере внимания ученых.
Подводя итог рассмотрения экспериментальных данных по исследованию магнитосферы Зе(мли, заполненной почти идеальной плазмой, состоящей практически из протонов и электронов, можно сказать, что последняя представляет собой единую сложную систему взаимосвязанных областей, обладающих различными свойствами.
Развитие космонавтики и высотной авиации, радионавигации предъявляет повышенные требования к средствам дальней радиосвязи. Сейчас магнитосфера превращается в привычную арену деятельности людей.

РЕКОМЕНДУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА
Акасофу С. И. Полярные и магнитоcферные суббури (перевод с английского). Ч. II. М., «Мир», 1971.
Витинский Ю. И., Оль А. И., Сазонов Б. И, Солнце и атмосфера Земли. Л., Гидрометеоиздат, 1976.
Гальперин Ю. И. Полярные сияния в магнитосфере. М., «Знание», 1975.
Исаев С. И., Пудовкин М. И. Полярные сияния и процессы в магнитосфере. Л., «Наука», 1972.:
Исаев С. И. Морфология полярных сияний. Л., «Наука», 1966.
Красовский В. И. Штили и штормы в верхней атмосфере. М., «Наука», 1971.
Подгорный И. М. Активные эксперименты в космосе. М., «Знание», 1974.
Пудовкин М. И., Козелов В. П., Лазутин Л. Л., Трошичев О. А., Чертков А. Д. Физические основы прогнозирования магнитосферных возмущений. Л., «Наука», 1977.
Роч Ф., Гордон Дж. Свечение ночного неба (перевод с английского). М., «Мир», 1977.
Фельдштейн Я. И. Полярные сияния — окно в космос. «Природа», 1974, № 1.
Физика космоса. Маленькая энциклопедия. Гл. ред. проф. С. Б. Пикельнер. М., «Советская энциклопедия», 1976.
Чемберлен Дж. Физика полярных сияний и изучение атмосферы (перевод с английского). М., «Иностранная литература», 1963.