Рис.SW2. Контуры распределения скоростей протонов по измерениям на спутнике Helios 2 Уровни контуров - от 0.001 до 0.8 максимальной плотности в фазовом пространстве скоростей. Пунктирной линией указана проекция вектора межпланетного магнитного поля.

Интернет-учебник по солнечно-земной физике имеет следующую структуру:

• - Скелетный текст, обзор проблемы в целом (настоящий файл),
• - Базовые файлы по крупным разделам,
• - Тематические файлы по конкретным темам,
• - Обзорные и оригинальные статьи
• - Справочник

СОЛНЦЕ

Подробный и богато иллюстрированный обзор по проблеме сонечной активности создан на физфаке МГУ коллективом авторов под руководством Э.В. Кононовича в рамках программы "ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА".
Мы представляем этот обзор пребразованный в формат HTML в качестве базового по данной проблеме.
Кроме того, на нашем сайте имеется несколько статей обзорного характера посвященных проблемам физики Солнца и солнечной активности. Мы предлагаем читателям список этих работ.

В.Г. Еселевич, ИСЗФ СО РАН, Иркутск Физические основы прогнозирования возмущений в околоземной среде по характеристикам Солнца, обзор, Байкальская школа, 2002.

Г.Е. Кочаров 1. Естественные архивы солнечной активности и термоядерной истории Солнца за последние миллионы лет
2. О загадках Солнца СОЖ-Astronet

Б. М. Кужевский Объект наблюдения - Солнце журнал "Наука в России"

Р.Т.Сотникова Иркутский гос. университет Солнце в рентгеновских лучах СОЖ, 2001

ГЕЛИОСФЕРА

В данном разделе рассматриваются следующие вопросы:

• Солнечный ветер, основные характеристики
• Межпланетное магнитное поле, секторная структура, ударные волны
• Вариации галактических космических лучей
• Солнечные космические лучи: распространение в межпланетном промтранстве.

Гелиосфера - выделенная в межзвездном пространстве область, в которой потоки плазмы, энергичных частиц, магнитное поле и другие свойства среды несут на себе воздействие Солнца. Точные границы гелиосферы неизвестны, оценка разными способами дает поперечные размеры а несколько сот АЕ. По аналогии с магнитосферами Земли и планет предполагается существование стоячей ударной волны, образованной в результате взаимодействия солнечного ветра с межзвездной плазмой.

Корпускулярная популяция гелиосферы складывается из плазмы солнечного ветра, электронов и ионов, солнечных и галактических космических лучей.
Электромагнитное излучение, присутствующее в гелиосфере, своими характеристиками обязано процессам на Солнце, и поэтому в данном разделе не рассматривается.

Структура гелиосферы определяется солнечным ветром, магнитными полями и волнами, связанными с солнечным ветром.
 

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

Солнечный ветер имеет бимодальный характер, это смесь медленного, спокойного и быстрого, скоростного потоков. Скоростной поток в свою очередь делится на квазистационарные и спорадические потоки, имеющие разную природу.

Спокойный солнечный ветер - постоянный поток солнечной плазмы над корональными стриммерами. Скорость спокойного солнечного ветра 300-500км/с, плотность 10-15 см^-3.

Квазистационарные высокоскоростные потоки солнечной плазмы, ответственные за рекуррентные геомагнитные возмущения, наблюдаются над корональными дырами. Скорость здесь повышена до 700-1000 км/с, плотность понижена ( 3-4 см-3).
В минимуме солнечной активности эти два потока солнечного ветра пространственно разделены: стриммеры и спокойный поток СВ наблюдаются ближе к плоскости экватора, тогда как корональные дыры смещены к полюсам, выше 70^o. Это видно по наблюдениям на КА ULISUS, орбита которого поднималась над плоскостью эклиптики.

Хотя корональные дыры в основном приполюсные, однако значимый вклад в магнитную активность вносят КД, вытянутые с полюса через экватор. Особенно велика их активность на спадающей ветви цикла.
Там, где скоростной поток догоняет медленный, образуется ударная волна, где плотность частиц и напряженность магнитного поля выше, чем в остальной части потока. Поскольку рекуррентные потоки высокоскоростного солнечного ветра существуют в течение нескольких 27-дневных оборотов Солнца, и поскольку может одновременно существовать 2- 4 потока, разнесенных по долготе, в солнечном ветре образуется т.н. секторная структура с несколькими фронтами, приход которых к Земле вызывает рекуррентные магнитные возмущения - серии суббурь или умеренные магнитные бури.

Спорадические высокоскоростные потоки - относительно кратковременные и сложные по структуре образования, ответственные за спорадические магнитосферные возмущения, в частности с ними связаны большие магнитные бури.
Скорость солнечного ветра в спорадических потоках достигает 1200 км/с; на переднем фронте и впереди его образуется ударная волна, здесь происходит ряд процессов, приводящих, в частности, к
Долгое время предполагалось, что спорадические потоки в солнечном ветре обусловлены солнечными вспышками, в настоящее время в качестве источника чаще называют корональные выбросы массы (CME, Coronal Mass Ejection), хотя роль солнечных вспышек полностью отвергать нет оснований.
Подробно о типах потоков солнеечного ветра и их источниках на Солнце см. в обзоре Т.А. Хвиюзовой.  

Состав плазмы солнечного ветра

На рис SW2 приведены девять распределений по скоростям протонов по данным спутника Helios 2. Скорость СВ растет на рисунках слева направо, расстояние от Солнца уменьшается от верхних рисунков у нижним. С ростом скорости и уменьшением расстояния от Солнца растет анизотропия температуры протонов с максимумом вдоль вектора магнитного поля. Видно также появление вторичного высокоэнергичного пика. Искажения углового распределения вектора скорости солнечного ветра возникают в головной части скоростных потоков, там, где быстрый поток догоняет медленный. Высокие перпендикулярные скорости в солнечном ветре объясняются разогревом альвеновскими волнами.

Солнечный ветер состоит из электронов и ионов, преимущественно протонов. Температура электронов ниже температуры протонов в скоростных потоках и выше чем протонов в медленных потоках.
Из измерений следует, что альфа частицы летят от Солнца быстрее, чем протоны, скорость примерно пропорциональна массе. Скорость тяжелых ядер лежит между скоростями протонов и альфа-частиц.
Пропорциональность температур массе соблюдается для тяжелых ядер в скоростных потоках, тогда как в медленном солнечном ветре соблюдается равенство температур. Переход от изотермического состояния, обеспеченного столкновительными процессами, к разогреву волнами, когда температура пропорциональна массе, происходит в солнечном ветре между 1 и 5 АЕ.

Ядерному составе СВ ( и космических лучей, Солнца и других космических объектов) уделяется значительное внимание такое большое внимание, потому что фрагментация, дифференциальное ускорение и другие процессы меняющие ядерный состав, присутствуют на разных этапах формирования и развития Вселенной, в активных плазменных процессах.
 

Теория

Объяснение физической природы солнечного ветра связано с именем Паркера, который разработал теорию и ввел в обиход это название. Подробное изложение основных положений теории Паркера дано в обзоре М.И. Пудовкина

Магнитное поле

Геоэффективность СВ, т.е. эффективность передачи энергии СВ в магнитосферу Земли зависит от ориентации ММП и максимальна при отрицательной, южной ориентации и при больших величинах Bz.
Если ситуация Bz>0 сохраняется больше 30-60 минут, можно с большой вероятностью ожидать развитие магнитосферной суббури.
В возмущенном солнечном ветре отмечается несколько типов крупномасштабной конфигурации ММП - секторная структура, магнитные петли и пр.  

Экспериментальные методы.

Первые прямые измерения солнечного ветра были сделаны на советском космическом корабле в 1959 году (К.И. Грингауз) простой ионной ловушкой. В дальнейшем начали использовать детекторы частиц с все более лучшим энергетическим, временным и пространственным разрешением.

Вариации галактических космических лучей

Гелиосфера, изменчивость которой обусловлена процессами на Солнце, в свою очередь влияет на временное и пространственное распределение интенсивности галактических космических лучей. Влияние это проявляется в виде вариаций космических лучей, регистрируемых приборами, установленными на мировой сети станций космических лучей, космических аппаратах, спутниках и аэростатах. Выделим следующие классы вариаций в порядке убывания периода:

11-летние вариации, связанные с соответствующей цикличностью солнечной активности. Интенсивность космических лучей в годы максимума солнечной активности на ниже, чем в минимуме. Амплитуда вариаций - от 10-50% в зависимости от энергетического диапазона и точки наблюдения регистрирующего прибора.

Двухлетние, годовые и сезонные вариации имеют меньшую амплитуду и отражают изменения солнечной активности, положения орбиты Земли относительно плоскости эклиптики и наклона земной оси.

27-дневные вариации обусловлены неоднородностью долготного распределения активных образований на Солнце и соответствующей секторной структурой солнечного ветра.

Форбуш-эффект, понижение интенсивности ГКЛ во время магнитных бурь. Главной причиной является экранирование Земли (и, соответственно, наземной регистрирующей аппаратуры) магнитными полями скоростных потоков солнечного ветра. Амплитуда эффекта может достигать 50%. Пример регистрации Форбуш-эффекта показан на рис 2_3.

Суточные вариации связаны с анизотропией прихода ГКЛ к Земле, которая в свою очередь создается структурой магнитных полей гелиосферы. Амплитуда суточных вариаций - несколько процентов. На приведенном выше рисунке видна изменчивость амплитуды и фазы суточных вариаций.

Физические процессы, вызывающие перечисленные выше эффекты модуляции космических лучей известны. Это прежде всего диффузия заряженных космических лучей на неоднородностях магнитного поля солнечного ветра. Кроме того, регулярная составляющая магнитного поля приводит к эффекту частичной канализации траекторий частиц вдоль силовых линий, создавая анизотропию. И, наконец, электрические поля, связанные с движением вмороженного магнитного поля спокойного солнечного ветра и усиленные на фронтах скоростных потоков, меняют энергию заряженных частиц. Эффекты торможения или ускорения невелики и могут быть выявлены на низкоэнергичном участке спектра космических лучей. Подробно о вариациях космических лучей см. на странице, созданной С.И. Свертиловым .

Теория модуляции ГКЛ в гелиосфере достаточно подробно разработана и продолжает развиваться. Для подробного ознакомления с последними результатами предлагаем прочитать статью Г.Ф. Крымского. Несколько монографий по этой теме перечислены в конце страницы.

Отечественные ученые внесли большой вклад в этот раздел космической физики. Оставили заметный след С.Н. Вернов, А..Чарахчьян, Т.Н. Чарахчьян. Продолжают успешно работать Г.Ф. Крымский, Л.И. Дорман и многие другие.

МАГНИТОСФЕРА

Структура магнитосферы

Магнитосферой Земли назовем окружающее ее космическое пространство, на состояние которого влияет магнитное поле Земли. Структура магнитосферы определяется взаимодействием магнитного поля Земли с солнечным ветром. Основные элементы, структурные образования и границы показаны на рис 1.

  Магнитное поле. На обращенной к Солнцу стороне поток заряженных частиц солнечного ветра встречает сопротивление магнитного поля Земли, в результате образуется две границы - плазменная граница, головная ударная волна и магнитопауза за которой начинается собственно магнитосфера. Эти две границы разделенны переходной областью.
Собственно магнитосферу принято делить на внутреннюю, где определяющим является влияние магнитного поля земного диполя и внешнюю, где магнитное поле задается преимущественно внешними источниками, токами, текущими по границам и внутри магнитосферы. В возмущенное время важную роль играет переходная область, где наблюдается динамическая конкуренция полей внутренних и внешних источников.

Структура магнитного поля наименее возмущена вблизи Земли. Здесь силовые линии имеют дипольный характер, плотность энергии магнитного поля намного выше плотности энергии захваченных частиц. Дальше от Земли, уже в максимуме внешнего пояса конфигурация значительно отличается от дипольной, силовые линии поджаты с дневной стороны и вытянуты на ночной. Переход от квазидипольной к хвостовой конфигурации в большинстве моделей магнитосферы имеет плавный характер, однако в реальных условиях, особенно в возмущенные периоды, существует резкая граница, для которой характерны быстрые движения в радиальном направлении и которая может быть неоднородна в азимутальном (поперек хвоста) направлении.
На дневной стороне важным структурным образованием является касп, или, точнее, два каспа,( см. рис М1) магнитные воронки в северном и южном полушарии, открытые для проникновения частиц солнечного ветра.
В хвостовой части к магнитопаузе примыкает мантия, затем идут доли хвоста, разделенные нейтральной плоскостью. Силовые линии магнитного поля, направленные в противоположные стороны вблизи нейтральной плоскости подходят близко друг к другу, создавая предпосылки для пересоединения силовых линий. Повидимому пересоединеение играет важную роль в динамике частиц в хвосте магнитосферы во время возмущений.

Перечисленные выше вопросы строения магнитосферы и ее токовые системы рассмотрены в базовом файле "магнитное поле и токи".
 

Плазма. Структуры и границы в магнитосфере определяются не только магнитным полем, но и популяциям плазмы и энергичных частиц.
На рис 2 дается схема основных плазменных образований.
Ближе к Земле располагается облако плазмы, именуемое плазмосферой. Здесь частицы плазмы вращаются вместе с Землей, увлекаемые электрическим полем коротации. Граница плазмосферы нессиметрична - на вечерней стороне она отдаляется от Земли, образуя вечерний выступ или рог. Граница резко очерчена плазмопаузой - областью пониженной плотности плазмы. Дальше от Земли плотность плазмы снова растет, но это уже новое образование, плазменный слой, широкая плоская поверхность, простирающаяся далеко вдоль хвоста магнитосферы вплоть до орбиты Луны. Ближняя к Земле область плазменного слоя лежащая на замкнутых квазидипольных силовых линиях мангнитного поля и перекрывающаяся с областями захвата и квазизахвата энергичных частиц, называется центральным плазменным слоем. Его граница с хвостовой частью плазменного слоя проходит на расстоянии 7-20 Re в зависимости от уровня магнитной активности.
На восточной и западной границах плазменного слоя, примыкающих к границе магнитосферы, выделяют пограничный плазменный слой. Подробнее структура и характеристики плазменных образований, описанных выше, будет описана в базовом файле "Плазма".  

Радиационные пояса. Магнитосфера Земли является резервуаром энергичных частиц, электронов и ионов, преимущественно протонов. Частицы встречаются во всех частях магнитосферы, однако можно выделить области устойчивого захвата - внутренний и внешний радиационные пояса и область неустойчивого или квази-захвата.
Во внешней магнитосфере, в хвосте и в каспе наблюдаются транзиентные потоки энергичных частиц, отдельные всплески и фоновая радиация, часто повышенная по сравнению с фоном космических лучей. В отдельных событиях повышенный фон связан с приходом космических лучей солнечного или гелиосферного происхождения.

Движение захваченных или квазизахваченных частиц в ловушке можно разделить на три квазинезависимых гармонических составляющих - ларморовское вращение вокруг силовой линии, скачки или осцилляции вдоль силовой линии между зеркальными точками и магнитный дрейф вокруг Земли. (рис 3). В отсутствии возмущений и при определенном соотношении параметров магнитного поля и частиц устанавливается адиабатический характер движения и для каждой из составляющих сохраняются неизменными определенные сочетания параметров, так называемые адиабатические инварианты.

Частица считается устойчиво захваченной, если она может совершить полный оборот вокруг Земли. Для каждого типа частиц, энергии и питч-угла существует критическое расстояние от Земли, дальше которого полный оборот теоретически невозможен, траектория частицы на вечерней или на утренней стороне уходит за магнитопаузу. Этот переход к режиму квазизахвата называют границей устойчивого захвата. Область устойчивого захвата называют радиационными поясами Земли. Исторически сложилось деление на внутренний и внешний радиационный пояс, хотя провал в интенсивности электронов, разделяющий эти два пояса, существует лишь в ограниченном спектральном диапазоне. Радиальные профили потоков частиц разных энергий приведены на рис 4.
Структура и динамика радиационных поясов, механизмы ускорения, сброса, диффузии частиц - обширная область магнитосферной физики. В нашем учебнике эти вопросы освещаются в базовом файле Радиационные пояса Земли.

 

Область квазизахвата. Между радиационным поясом и хвостом магнитосферы расположена область неустойчивой радиации или квазизахвата.
Граница устойчивого захвата не является резкой даже для частиц одного сорта, энергии и питч-угла. Благодаря питч-угловой и радиальной диффузии граница размазывается, и склон внешнего радиационного пояса растягивается на несколько земных радиусов. В результате переход к области квазизахвата получается плавным, происходит перекрытие, и в любой точки зоны квазизахвата можно обнаружить и частицы радиационного пояса, и свежеускоренные частицы авроральной радиации или кольцевого тока.
Pис 5 представляет классическую схему зоны квазизихвата ( "псевдозахвата" на этом рисунке) впервые предложенную Х. Редерером. Надо сказать, что к этой важной особенно для возмущенного времени области отношение неоднозначное. На многих схемах ее вообще нет или она объединена с хвостовой частью плазменного слоя. Во многих работах применяется несколько безликие обозначения - внутренняя магнитосфера, геостационарная область, околоземная часть плазменного слоя. Название "Авроральная магнитосфера", отражающее сопряженность этой области с авроральной зоной, не получило распространения. Мы будем здесь использовать термин зона квазизахвата, как отражающий главные особенности структуры магнитного поля и движения частиц: несмотря на умеренную или сильную диффузию, несохранение адиабатических инвариантов, энергичные частицы здесь захвачены, сохраняют три компоненты движения- ларморовское вращение, осцилляции вдоль силовой линии и магнитный дрейф, хотя и не замкнутый вокруг Земли.

Характеристики потоков частиц в этой области представлены в базовом файле "Авраральная радиация". См. также файл "магнитосферные суббури".

ДИНАМИКА МАГНИТОСФЕРЫ

Магнитосфера Земли редко находится в спокойном, стабильном состоянии. Более часто она возмущена, т.е. ее границы, поля, плазма и потоки энергичных частиц движутся, меняются, перестраиваются. Возмущения делятся на три группы. Полярные возмущения затрагивают лишь внешнюю магнитосферу, границы, касп и хвост магнитосферы, а в проекции на ионосферу - область полярных шапок, северной и южной. Магнитосферные суббури происходят в пограничной области между внешней и внутренней магнитосферой, в зоне квазизахвата и плазменном слое хвоста. В проекции на Землю - это авроральная зона или зона полярных сияний. Наконец, магнитные бури затрагивают всю магнитосферу, большие изменения происходят как во внутренней, так и во внешней магнитосфере. Отличаются эти три типа возмущений и по длительности - полярные возмущения скоротечны, длительность отдельного события - 5-20 минут, изолированная суббуря продолжается около часа, суббуревое возущение с множественным началом - несколько часов. Магнитная буря продолжается несколько дней и включает в себя и суббури и полярные возмущения.
 

Магнитосферная суббуря

Термин "суббуря" был введен в 1961г. С-И. Акасофу для обозначения авроральных возмущений в зоне сияний длительностью порядка часа. В магнитных данных еще раньше были выделены бухтообразные возмущения, совпадающие по времени с суббурей в полярных сияниях. Со временем термин "магнитосферная суббуря" объединил большую совокупность процессов в магнитосфере и ионосфере.

Рассматривая суббурю как последовательность процессов накопления энергии в магнитосфере и взрывного высвобождения энергии, можно обозначить две области, обе на ночной стороне Земли, где для развития взрывной неустойчивости могут возникнуть благоприятные условия. Первая область - это хвост магнитосферы, его часть вблизи нейтрального слоя. Здесь неустойчивость определяется геометрией силовых линий, направленных навстречу друг другу, что создает возможность пересоединения силовых линий, при которой возникают сильные индукционные поля, ускоряющие эаряженные частицы.

Область квазизахвата вблизи полуночного меридиана также полагается благоприятной для развития взрывной неустойчивости. Здесь магнитное поле имеет квазидипольную конфигурацию, силовые линии вытянуты в хвост, но способны удерживать и накапливать заряженные частицы в магнитной ловушке.
Элементарная суббуря состоит из трех фаз: подготовительной (growth phase), активной (active phase) и фазы затухания (recovery phase). Взрывное начало (onset) активной фазы выделяется как отдельный объект исследований, кроме того, первые 5-15 минут активной фазы имеют самостоятельное обозначение как фаза экспансии (expansion phase).

Элементарная изолированная суббуря наблюдается редко, как правило возмущение состоит из нескольких интенсификаций, каждая из которых имеет такие элементы суббури, как взрывное начало, экспансию и локальные элементы подготовительной фазы.

Мощность суббури можно оценить по максимальной величине вариации в Н-составляющей магнитного поля ( Au, Al и Ae - индексы)и по площади охваченного возмущением пространства (Кр-индекс) , по протяженности экспансии суббури к полюсу. (См. подробнее Индексы магнитной активности)
Базовый файл по магнитосферным возмущениям - study_msf.htm
Кроме того, на сайте есть несколько обзоров на эту тему и ряд страниц по отдельным конкретным темам.

Вариации магнитного поля и КПК

ПОЛЯРНЫЕ СИЯНИЯ

Зоны и формы полярных сияний Полярные сияния возникают как следствие бомбардировки атмосферы потоками заряженных частиц, протонов и электронов с энергией от сотен эВ до сотен кэВ. Эти частицы так и называют - авроральные частицы или авроральная радиация (см.). Распределение областей свечения по земному шару неравномерно, и отражает особенности строения магнитосферы. Основные зоны полярных сияний показаны на рис 3a. Кольцевая авроральная зона располагается несимметрично вокруг магнитного полюса, в полночь максимум свечения находится около 67^o, в полдень - 71^o. В спокойное время эта основная зона сияний стягивается в тонкую линию, интенсивность понижается иногда и до субвизуального уровня. В возмущенное время кольцо (или овал) сияний расширяется, появляются яркие динамичные формы. На рис 4a приведена диаграмма распределения и динамики овала полярных сияний в зависимости от мощности суббури.
Съемка из космоса развития конкретной суббури показана на рис 5a.

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

После того, как в строении магнитосферы были открыты каспы - воронки силовых линий, напрямую доступные потокам частиц солнечного ветра, стали выделять в особую группу и касповые сияния. Они отличаются большой высотой свечения и, соответственно, низкими энергиями потоков вызывающих их электронов.
Полярные сияния наблюдаются не только в высоких широтах, но и довольно часто в субавроральной области и эпизодически, во время магнитных бурь, в средних широтах. Природа среднеширотных сияний вероятно связана с динамикой радиационного пояса, но исследованы они явно недостаточно.


Форма и динамика сияний - дуги, полосы, диффузные пятна и т.д. - отражают структуру и динамику плазменных образований и магнитного поля в авроральной магнитосфере и в этом плане весьма интересны для понимания происходящих там процессов. Надо отметить, что пик интереса к описанию и классификации форм сияний относится к тем временам, когда и о существовании магнитосферы не было известно, и только сейчас наблюдается возврат к исследованию динамики структур сияний, опирающийся на телевизионные наблюдения.

Подробно о планетарной динамике полярных сияний см. в обзоре Старкова.
Структуры и формы полярных сияний подробно описаны в книге С.И. Исаева

ИОНОСФЕРА И РРВ

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

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

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

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

Развитие суббури в авроральной области вызывает значительные изменения во всей толще ионосферы и сильно меняет условия прохождения радиосигналов вплоть до полного поглощения (т.н. блэкауты). В F-области регистрируются как уменьшения, так и увеличения концентрации и значительные вертикальные перемещения, в Е-области появляются т.н. спорадические слои Es.
В D - области наблюдается поглощение аврорального типа, связанное с высыпанием в ионосферу авроральных электронов с энергией в единицы и десятки кэВ.
Изменчивость ионосферы, особенно существенная в высоких широтах, привлекала большое внимание в связи с важностью устойчивой радиосвязи для народохозяйсвенных и военных целей. В последние десятилетия прикладное значение этих работ уменьшилось в связи с массовым использованием методов радиосвязи с помощью спутников.
Методы исследования ионосферы Исследования ионосферы до появления возможности прямых измерений с помощью ракет, базировались на использовании способности ионосферы поглощать, отражать, рассеивать радиосигналы. Наиболее распространенным был метод вертикального зондирования (ВЗ), при котором измеряется время распространения импульса от ионозонда до отражающего слоя и обратно к приемнику сигнала. Используется набор частот в коротковолновом диапазоне (f > 1 мгц), высота точки отражения уменьшается с ростом частоты радиосигнала и измеренная зависимость задержки (высоты) от частоты волны ( ионограмма) используется для вычисления высотного профиля электронной концентрации.
К методам, использующим ту же цепочку: передатчик - ионосфера - приемник, относятся наклонное зондирование, возвратно-наклонное зондирование, радиопросвечивание ионосферы сигналами со спутников, метод частичных отражений и измерения прохождения радиосигналов на конкретных радиотрассах.

К методам, выделившимся в отдельные самостоятельные направления, можно отнести риометрические исследования, радиолокационные исследования, метод некогерентного рассеяния и исследование распространения сверхдлинных волн (СДВ).
Активное воздействие на ионосферу и изучение ее реакции используется в установках по нагреву ионосферы мощными импульсами радиоизлучения.

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


  ОНЧ - излучения и радиоволны

В зависимости от частотного диапазона электромагнитные и электростатические колебания относятся к пульсациям (частота меньше 3-5 Гц), ОНЧ-излучениям ( от 3-5 Гц до 12-30 кГц) и радиоволнам >10 - 30 кГц.
Часто применяется более подробное деление ОНЧ-диапазона:
УНЧ (ULF) - ультранизкие частоты - 3-30 Гц, 10⁸ - 10⁷ м,
КНЧ (ELF) - крайненизкие частоты - 30 - 3000 Гц, 10⁷ - 10⁵ м,
ОНЧ (VLF) - очень низкие частоты - 3 - 30 кГц, 10⁵ - 10³ м.

Радиоволны в свою очередь делятся на сверхдлинные (СДВ), от 10 до 30 кГц, длинные - до 300 кГц, средние - до 3 мГц, короткие - выше 3 мГц.
Радиоволны при распространении в ионосферной и частично магнитосферной плазменной среде испытывают воздействие (рассеяние, отражение, преломление, поглощение) не искажающее значительно частотные характеристики и структуру волнового пакета, что, собственно, и позволяет использовать их для передачи информации. Влияние ионосферы на распространение радиоволн представляет самостоятельный практический интерес и используется для исследования динамики ионосферы, о чем говорится в соответствующем разделе.

Воздействие космической плазмы на ОНЧ- излучения гораздо более активное. Классический пример такого воздействия представляют собой свистящие атмосферики. Порождают их короткие широкополосные импульсы генерируемые разрядом молнии. После "путешествия" через магнитосферную плазму они возвращаются на Землю в виде узкополосных звуковых сигналов длительностью увеличенной на несколько порядков.
Таким образом, ОНЧ-излучения несут на себе информацию о параметрах воздействовавшей на него плазмы и тем самым вызывают значительный интерес исследователей.

Для регистрации ОНЧ используются специальные радиоприемники с магнитными или электрическими антеннами, регистрирующей аппаратурой и разнообразными устройствами обработки информации. Наиболее распространенной формой представления ОНЧ- измерений являются сонограммы или динамические спектры сигнала. Образец такого спектра представлен здесь.
ОНЧ-излучения в делятся на естественные и индуцированные, вызванные сигналами в основном антропогенного происхождения. Поскольку воздействие среды велико, существует большое различие между характеристиками сигналов, записанных на Земле, на низковысотных и высокоапогейных спутниках. Некоторые типы излучений циркулируют в магнитосфере и не доходят на поверхности Земли, другие быстро затухают вблизи области генерации, к последним относятся электростатическте излучения.
Подробно исследования ОНЧ-излучений описаны в монографиях Молчанова, Гульельми, Пудовкина с соавторами (см ниже список монографий). Краткую сводку типов ОНЧ излучений из монографии Молчанова мы приводим здесь.

 

Прямые измерения Прямые методы измерения параметров магнитосферы включают стратосферные исследования, ракеты и спутники. Как правило, это измерения комплексные, каждый аппарат имеет на борту целую группу приборов, и поэтому в данном разделе, в отличие от предыдущих, мы не можем выделить какое-то одно научное направление. На отдельном сайте мы дадим описание нескольких комплексных проектов.

Стратосферные исследования исторически наиболее древние: собственно уже на первом полете аэростата открытого типа, шарльере, его изобретатель парижский профессор Шарль проводил измерения температуры воздуха и атмосферного давления (1883г.).
Применение радио для передачи информации на Землю в радиозондах космических лучей ( С.Н. Вернов, 1935г.) открыло эру автоматических стратосферных обсерваторий. Более подробно о аэростатных методах смотритездесь. Отдельные сайты будут будут посвящены трем проектам: многолетней серии запусков шаров-зондов космических лучей А.Н. и Т.Н. Чарахчьян, комплексным экспериментам по исследованию суббурь СПАРМО и САМБО.

Ракетные исследования начали развиваться в послевоенное время с появлением соответствующих средств подъема. В СССР это были в основном метеорологические ракеты, и попытки использовать ракеты для магнитосферных иследований не дали больших результатов. За рубежом были созданы научные ракетные полигоны - на Аляске в США и в Кируне, Швеция, европейский ракетно-аэростатный полигон ESRANGE.

С появлением спутников многие экспериментальные группы оставили или резко сократили аэростатные и ракетные программы и перешли на создание спутниковой аппаратуры. Собственно общая или близкая по принципу действия аппаратура, как научная, так и вспомогательная, служебная, и объединяет все эти три направления. Перечислим основные группы приборов.

Датчики заряженных частиц, начиная от простейших счетчиков Гейгера до сложных систем типа калориметра Григорова, составляют большую разветвленную группу инструментов, сведения о которых мы будем накапливать в специальном сайте "приборы для измерения частиц".

Магнитометры являются непременной частью каждого спутника и каждой научной подвески аэростата. Они несут и чисто научную нагрузку и служат вспомогательными датчиками ориентации (например, отслеживая вращение аэростата). Как правило это феррозондовые датчики (flux-gate magnetometers), обладающие большим диапазоном измерений и высокой чувствительностью.
Электрическое поле в стратосфере и магнитосфере измерять очень важно и очень трудно. Трудно потому, что из-за низкой проводимости среды приходится применять датчики с очень высоким внутренним сопротивлением, кроме того, чтобы измерить слабое электрическое поле, приходится датчики разносить на расстояние до нескольких десятков метров. Кроме того, сам спутник вносит искажение в локальную структуру поля, на корпусе может накапливаться статический заряд, к тому же и само поле очень изменчиво. Все это создает сложности при интерпретации результатов измерений. Тем не менее нам известно довольно много о крупномасштабной структуре электрического поля. На рис 1p приводится картина распределения напряженности электрического поля поперек хвоста магнитосферы, измеренный на спутнике OGO-6: в центральной части хвоста поле направлено с утра на вечер, а на флангах - в обратную сторону, что соответствует конвективному переносу плазмы к Земле в центре и от Земли - вдоль границы с магнитопаузой.

Измерения пульсаций и волн на ранней стадии затруднялись ограничением пропускной способности телеметрии. В современных спутниках возможно получать информацию в широком спектральном диапазоне. На рис 2р приведен пример такой спектрограммы, полученной на спутнике CRRES во время суббури.

Полярные сияния рассмотреть сверху стало возможным сначала как побочный результат работы американских шпионских спутников серии DMSP, имевших полярную орбиту и линейку фотодатчиков, сканирующих ночную картину освещенности поверхности Земли.
Позднее уже на научных спутниках были установлены специальные датчики полярных сияний, при этом использование ультрафиолетового диапазона позволило различать сияния и на дневной, освещенной Солнцем, части авроральной зоны. На рис 3р приводится пример регистрации развития сияний во время суббури, зарегистрированный на спутнике POLAR.
На том же спутнике была впервые реализована возможность рассмотреть зону полярных сияний в рентгеновском излучении. Высыпающиеся в атмосферу авроральные электроны генерируют тормозное рентгеновское излучение, которое регистрировалось на аэростатах и давало ценную информацию о процессах ускорения и сброса частиц во время возмущений (см.). Часть рентгеновских фотонов уходит наверх, это альбедное излучение и регистрировалось рентгеновским телевизором (X-ray viewer) на спутнике. Образец свечения в авроральной зоне в Х-диапазоне приведен на рис 4р.

КОСМИЧЕСКАЯ ПОГОДА

Ю.И. Гальперин, А. В. Дмитриев, Л.М. Зеленый, М.И. Панасюк Влияние космической погоды на безопасность авиа и космических полетов pdf

В.П. Максимов, ИСЗФ СО РАН, Иркутск Солнечные факторы, определяющие состояние космической погоды и задачи их рогнозирования обзор, Байкал, 2002

М.И. Пудовкин, Морозова А. Л. и др.Серия статей о влиянии космической погоды на атмосферу, земную погоду и землетрясения pdf

М.И. Панасюк, Космические лучи и радиационные пояса - фактор угрозы космическим миссиям (англ.)

Акасофу С.И., С. Чепмен
Солнечно-земная физика (в 2 томах) Изд. "Мир", М., 1975
Алания М.В. и Шаташвили Л.X., . с илл.
Квазипериодические вариации космических лучей Тбилиси, «Мецниереба», 1974, 136 стр.
Александров Э.Л., Кароль И.Л. и др.
Атмосферный озон и изменения глобального климата. Л.: Гидрометеоиздат. - 1982.
Аллен К.У.
Астрофизические величины. М.: Мир, 1977. 446 с.
Алтынцев А.Т., Банин В.Г., Куклин Г.В., Томозов В.М
Солнечные вспышки. М., 1982.
Альвен Х.
Космическая плазма. Мир, М, 1983, 213 с.
Альвен Г., Фельтхаммар К.Г.
Космическая электродинамика. М., 19б7.
Альперт Я.Л.
Распространение электромагнитных волн и ионосфера. М.: Наука, 1972. 559 с.
Антонова Е.E. , М.Ф. Бахарева, В.Н. Ломоносов, Б.А. Тверской
Ускорительные механизмы в космосе Учебное пособие НИИЯФ и Физ.факультета, Изд. МГУ, 1988, 106 стр. (см. на СиЗиФе)
Арцимович Л.А., Лукьянов С.Ю.
Движение заряженных частиц в электрических и магнитных полях Изд. "Наука", М., 1972, 224 стр.
Арцимович Л.А., Сагдеев Р.З.
Физика плазмы для физиков. М. Атомиздат,1979, 320 с.
Арыков А.А.
Токовые системы геомагнитной бури, Изд. КНЦ РАН, Апатиты, 1999, 74стр.
Беспалов П.А., Трахтенгерц В.Ю.
Альфвеновские мазеры, ИПФ АН, Горький, 1986г. 190с.
Брандж Дж., Ходж П.
Астрофизика солнечной системы. М.: Мир, 1967. 488 стр.
Брей Р., Лоухед Р.
Солнечные пятна. М., 1967.
Брюнелли Б.Е., Намгаладзе А.А.
Физика ионосферы Изд. "Наука", М., 1988, 528 стр.
Вайнштейн С.И.
Магнитные поля в космосе. - М., 1983.
Вальдмайер М.
Результаты и проблемы исследования Солнца. М.: ИЛ, 1950. 204 с.
Веселовский И.С.
Солнечный ветер Изд. ВИНИТИ, Иследование космического пространства, т.4, М., 1974, с.7-193
Витинский Ю.И. Мартынов.
Курс общей астрофизики. М.: Наука. - 1988.
Витинский Ю.И
Прогнозы солнечной активности Изд. "Наука", ГАО, М., 1963, 152 стр.
Витинский Ю.И.
Цикличность и прогнозы солнечной активности. Л.: Наука, 1973. 256 с.
Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В.
Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца Изд."Наука", М., 1986, 296 стр.
Владимирский Б.М., Темурьянц Н.А.
Влияние солнечной активности на биосферу-ноосферу. М.: изд. МНЭПУ.//2000, 374 с
Воронцов С.В., Жарков В.Н.
Гелиосейсмология. Итоги науки и техники. Астрономия. Т.38. ВИНИТИ АН СССР. - М., 1988.
Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Иванчук В.И., Несмеянович А.Т., Пономарев Е.А.,
Рубо Г.А., Чередниченко В.И.
Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном пространстве. изд. Киевского университета, 1965. 216 с.
Гершберг Р.Е.
Солнечная активность в мире звезд. М.: Знание, 1990. 64 с.
Гибсон Э.
Спокойное Солнце. М.: Мир, 1977. 408 с.
Гинзбург В. Л., Сыроватский С. И.
Происхождение космических лучей. М.: Изд. АН СССР. 1963.
Гинзбург В.Л., Сыроватский С.И.
Космические лучи. М.: Физматгиз. 1964.
Григоров Н.Л.
Электроны высоких энергий в окрестности Земли, Изд. "Наука", М., 1985, 120 стр.
Григоров Н.Л., Рапопорт И.Д., Шестоперов В.Я.
Частицы высоких энергий в космических лучах "Наука", 1973. 304 с.,120 стр.
Гульельми А.В.
МГД- волны в околоземной плазме Изд. "Наука", М., 1979, 138 стр.
Гульельми А.В., В.А. Троицкая
Геомагнитные пульсации и диагностика магнитосферы. Изд. "Наука", М., 1973, 208 стр.
Данилкин А.Д.
Радиозондированеие ионосферы
спутниковыми и наземными ионозондами М. 2014 см. сайт ИПГ РАН
Данилов А.Д.
Популярная аэрономия Л.: Гидрометеоиздат, 1989 (см. на СиЗиФе,doc-file)
Данилов А.Д., Казимировский Э.С., Вергасова Г.В., Хачикия Г.Я.
Метеорологические эффекты в ионосфере. Л.: Гидрометеоиздат, 1987. 269 с.
Де Ягер К..
Строение и динамика атмосферы Солнца. - М., 1962.
Добротин Н.А.
Космические лучи. Издательство АН СССР, Москва, 1963.
Дорман Л.И., В.С. Смирнов, М.И. Тясто.
Космические лучи в магнитном поле Земли Изд. "Наука", М., 1971, 400 стр.
Дьяченко А.И.
Магнитные полюса Земли Изд. Моск. цетра непрерывн. образования, М., 2003, 48 стр.
Жданов Г.Б.
Частицы высоких энергий. Издательство "Наука", Москва, 1965.
Жулин И.А.
Магнитосфера Земли Изд. ВИНИТИ, Иследование космического пространства, т.4, М., 1974, с.193-298
Зирин Г.
Солнечная атмосфера. М.: Мир, 1969. 504+80 с.
Исаев С. И.
Морфология полярных сияний. Изд. "Наука", Ленингр. отд., Л., 1968, 168 стр. (см. на СиЗиФе)
Исаев С. И., Пудовкин М.И.
Полярные сияния и процессы в магнитосфере Земли. Изд. "Наука", Ленингр. отд., Л., 1972, 244 стр.
Казимировский Э.С., Кокоуров В.Д.
Движения в ионосфере. Новосибирск : Наука, 1979. 344 с.
Коваленко В.А.
Солнечный ветер М. Наука, 1983, 271 с.
Лазутин Л.Л.
Рентгеновское излучение авроральных электронов и динамика магнитосферы, Изд. "Наука", Ленингр. отд., Л., 1979, 200 стр.
Лазутин Л.Л.
Мировые и полярные магнитные бури, Изд. МГУ, М., 2012, 214 стр.
Лайонс Л., Уильямс Д.
Физика магнитосферы. -М.: Мир. - 1987
Липеровский В.А., Пудовкин М.И.
Аномальное сопротивление и двойные слои в магнитносферной плазме, (Результаты исслед.по междунар.геофиз.проектам), Ред. С.С.Сажин,-М.: Наука, 1983.-181с.
Макарова Е.А., Харитонов А.В.
Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная. М.: Наука, 1972. 288 с.
Макарова Е.А., Харитонов А.В., Казачевская Т.В.
Поток солнечного излучения. М.: Наука, 1991. 396 с.
Михайловский А.Б.
Теория плазменных неустойчивостей. М.: Атомиздат, 1971. .312 с.
Могилевский Э.И.
Фракталы на Солнце М. Физматгиз, 2001.
Молчанов О. А.
Низкочастотные волны и индуцированные излучения в околоземной плазме, М. Наука, 1985, 224 с.
Мурзин В.С.
Введение в физику космических лучей. Издателство Московского Университета, Москва, 1988.
Наскидашвили Б.Д., Шаташвили Л.Х.
Квизипериодические вариации интенсивности и анизотропии космических лучей Мецниереба, Тбилиси, 1981, 132 с.
Новиков И.Д.
Как взорвалась Вселенная. Издательство "Наука", Москва, 1988.
Основы физики плазмы,
О под ред. А. А. Галеева, Р. Судана, т. 1 - 2 - М., 1983-1984
Паркер Е.
Космические магнитные поля. 2 тома. - М., 1982.
Паркер Е.Н.
Динамические процессы в межпланетной среде. М.: Мир, 1965. 362 с.
Паркинсон У.
Введение в геомагнетизм. М.: Мир. 1986. 527 стр.
Панасюк М.И.
Странники Вселенной или эхо Большого взрыва, Век-2, 2008
Пикельнер С.Б.
Основы космической электродинамики. - М., 1966.
Прист Э.Р.
Солнечная магнитогидродинамика. - М., 1985.
Пудовкин М.И., В.П. Козелов, Л.Л. Лазутин, О.А. Трошичев, А.Д. Чертков
Физические основы прогнозирования магнитосферных возмущений Изд. "Наука", Ленингр. отд., Л., 1977, 312 стр.
Пудовкин М.И., Семенов В.С.
Теория пересоединения и взаимодействие солнечного ветра с магнитосферой Земли. М.: Наука, МГК, 1985. 126 с.
Пудовкин М.И., Распопов ОМ., Клейменова НТ.
Возмущения электромагнитного поля Земли. Л.: Иэд-во ЛГУ,1976.247 с.
Редерер Х.
Динамика радиации, захваченной геомагнитным полем, Мир, Москва, 1972 см. DJVU файл
Рикитаки Т.
Электромагнетизм и внутреннее строение Земли. Л.: Недра. 1968. 331 стр.
Росси Б.
Космические лучи. Атомиздат, Москва, 1966.
Росси Б., С. Ольберт
Введение в физику космического пространства М.: Атомиздат, 1974. .392 с.
Рубашов Б.М..
Проблемы солнечной активности. М.-Л., 19б4.
Сергеев В.А., Цыганенко Н.А.
Магнитосфера Земли. М. Наука, 1980, 174 с.
Смит Г., Смит Э.
Солнечные вспышки. М., 1966.
Солнечная и солнечно-земная физика.
Иллюстративный словарь терминов (ред. Бруцек А., Дюран Ш.). М.: Мир. - 1980.
Сопрунюк П.М.,Климов С.И., Корепанов В.Е.
Электрические поля в космической плазме Киев, Наукова думка, 1994, 189 с.
Тверской Б.А.
Динамика радиационных поясов Земли. М. Наука, 1968, 223 с.
Топтыгин И.Н.
Космические лучи в межпланетных магнитных полях. Изд. "Наука", М., 1983, 302 стр.
Трахтенгерц В.Ю.и Райкрофт М.
Свистовые и альфвеновские циклотронные мазеры в космосе. М.:Физматлит, 2012
Физика авроральных явлений
Отв. редакторы Б.Е. Брюнелли и В.Б. Ляцкий, Изд. "Наука", Ленингр. отд., Л., 1988, 264 стр.
Фламмарион К.
Атмрсфера. - С-Пб.,изд. Сойкина, 1910.
Франк-Каменецкий Д.А.
Лекции по физике плазмы. - М., 1968.
Харгривс Д.К.
Верхняя атмосфера и солнечно-земные связи. Введение в физику околоземной космической среды. - Л.: Гидрометеоиздат. - 1982.
Хесс В.
Радиационный пояс и магнитосфера, пер. с англ., М., 1972
Хорошева О.В.
Пространственно-временное распределение полярных сияний Изд. "Наука", МГК, Полярные сияния №16, М., 1967, 82 стр.
Хундхаузен А.
Расширение короны и солнечный ветер Изд. "Мир", М., 1976, 302 стр.
Чей Ф
Введение в физику плазмы. М.: Мир. 1987.
Черепащук А.М., А.Д. Чернин.
Вселенная, жизнь, черные дыры. Издательство "Век-2", Фрязино, 2003.
Чертков А.Д.
Солнечный ветер и внутреннее строение Солнца Изд. "Наука", МГК, М., 1985, 200 стр.
Чижевский А.Л.
Земное эхо солнечных бурь. М.: Наука. - 1973.
Шабанский В.П.
Явления в околоземном пространстве Изд. "Наука", М., 1972, 272 стр.
Шабанский В.П., Веселовоский И.С., Кропоткин А.П.
Физика межпланетного и околоземного пространства. М.: Изд. МГУ. 1981.
Шкловский И.С.
Вселенная, жизнь, разум. М.: Наука, 1987. 352 с.
Шургин С.М., Обут А.М..
Солнечная активность и биосфера. Новосибирск.: Наука. - 1986.
Эйгенсон М.С.
Солнце, погода и климат. Л.: Гидрометеоиздат, 1963. 274 с.
Эйгенсон М.С.
Очерки физико-географических проявлений солнечной активности. Издательство львовского университета, 1957. 229 с.
Яновский Б.
Земной магнетизм. Л.: Иэд-во ЛГУ, 1968. 258 с.
Яременко П.Н.
Суточные геомагнитные вариации "Наукова думка", Киев, 1992, 138 с.