Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.abitu.ru/en2002/closed/viewwork.html?work=195 Дата изменения: Fri May 5 15:26:25 2006 Дата индексирования: Tue Oct 2 02:34:36 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п

Автор: Егоров
Андрей Евгеньевич,

10 А класс,
МОУ лицей ? 2 г.Тулы,


мой e-
mail: evg@tula.net


Научный руководитель: Кожинин Сергей Павлович,


учитель физики МОУ лицея ? 2 г.Тулы.





НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ


Эта работа посвящена наблюдениям солнечной активности. Существует ряд
её проявлений, таких, как: пятнообразовательная деятельность Солнца,
факелы, хромосферные вспышки и др. Все эти явления формируются в активных
областях Солнца. Активная область представляет собой следующее: нижнее её
основание отождествляется с факелами и пятнами в фотосфере, верхняя же
часть представлена хромосферным факелом (флоккулом) и корональной
конденсацией (область в короне Солнца, где плотность плазмы повышена в 3
раза, а температура составляет 1500000 К; наблюдается яркой областью в
рентгеновских лучах). Образование активных областей напрямую зависит от
состояния магнитного поля Солнца. Солнце существует относительно стабильно
как звезда, т.е. раскалённый газовый шар, в котором силы гравитации
уравновешивают силы давления горячего газа. Но его магнитное поле
непрерывно эволюционирует. Причём, эволюция магнитного поля происходит не
хаотически, а циклически со средним периодом в 11 лет. В самом начале 11-
летнего цикла солнечной активности конфигурация магнитного поля близка к
дипольной и похожа на форму земного магнитного поля. Солнце является
газовым шаром, поэтому на высоких широтах угловая скорость вращения меньше,
чем на экваториальных. А магнитное поле сильно привязано к поверхности
Солнца, в результате чего оно начинает спиралеобразно навиваться на
солнечную фотосферу, при этом постепенно погружаясь в неё. При приближении
к максимуму 11-летнего цикла магнитный поток, накопленный под поверхностью,
становится таким большим, что жгуты силовых магнитных линий выталкиваются
наружу, образуя магнитные петли над поверхностью Солнца. В этих местах и
формируются активные области. Как было сказано выше, магнитной петле
соответствуют пятна и факелы в фотосфере, флоккулы и корональная
конденсация в верхней атмосфере Солнца. В начале 11-летнего цикла магнитные
петли (следовательно, и активные области) образуются преимущественно на
средних широтах, далее широта их образования уменьшается. Это объясняется
тем, что силовые магнитные линии на средних широтах разрушаются ко второй
половине 11-летнего цикла. Следовательно, магнитный поток ослабевает, и
образуется меньше активных областей (их число максимально в это время
вблизи экватора). Далее рассматриваются все основные структуры и явления в
активной области и их наблюдения.
Солнечное пятно наблюдается тёмной областью на солнечном диске. Пятна
имеют различные размеры: от еле заметных пор до гигантских образований
размером до 2' (они бывают заметны невооружённым глазом). Чаще пятна
формируются в группы, которые могут содержать от 2 до нескольких десятков
членов. Группы бывают самые разнообразные: многоцентровая группа пор или
пятен, биполярная (с двумя основными крупными пятнами), одноцентровая
группа и др. При детальном рассмотрении оказывается, что пятна имеют свою
структуру: в середине располагается тёмное ядро, которое окружено более
светлой полутенью, имеющей, в свою очередь, тонкую волокнистую структуру.
Пятно представляет собой место выхода магнитного поля Солнца в его
атмосферу (основание магнитной петли), это - своего рода магнитная воронка.
Величина поля внутри солнечных пятен достигает 0,01 тесла, т.е. в 100 раз
больше по сравнению со спокойным полем Солнца. Напряжённость магнитного
поля колеблется от 1000 Э до 4500 Э, а температура пятна примерно на 1000 К
ниже, чем температура окружающей фотосферы. Именно поэтому пятна и их
группы наблюдаются тёмными на фоне яркого солнечного диска.
Образование пятен происходит следующим образом: в активной области
фотосферы магнитное поле сильно завышено, а ионизированная плазма является
хорошим проводником, поэтому она не может двигаться поперёк магнитных
силовых линий, и конвекция в этой области затормаживается. Вещество наверху
без притока энергии остывает и уплотняется. Образующаяся «пробка» тонет,
увлекая за собой новые массы плазмы, которые движутся к центру пятна со
скоростью 1,5 км/с и стягивают туда дополнительное силовое поле.
Уплотнившееся магнитное поле ещё сильнее тормозит конвекцию, «пробка»
остывает и погружается ещё сильней. Т.о., процесс является
самоподдерживающимся. Поэтому пятна существуют относительно долго: от 1 дня
до 1-2 месяцев, причём, образовавшись в виде крохотной поры, пятно может
вырасти в огромную группу пятен. Данные акустического зондирования
свидетельствуют, что газ на глубине в несколько тысяч км под пятном
разогрет до очень высокой температуры. Там накапливается энергия, которую
не пускает на поверхность магнитное поле. Пятно разрушается, когда
накопленная под ним энергия превышает некоторый критический уровень, но
детали этого процесса пока неясны.
Пятнообразование является наиболее наглядным показателем солнечной
активности, которая, как было сказано выше, имеет периодичность в 11 лет. В
начале 11-летнего цикла на Солнце мало пятен, в некоторые моменты их не
бывает вообще (это минимум активности). Далее с течением времени образуется
всё больше и больше пятен, в максимуме цикла пятнообразование происходит
наиболее интенсивно, далее относительное число солнечных пятен монотонно
снижается, наступает минимум и процесс повторяется (установлено Швабе и
Вольфом в 1852 году). Широта появления пятен и их групп описывается законом
Шпёрера (открыт в 1894 году): с течением 11-летнего цикла широта появления
пятен и их групп падает от средних широт до экватора (это напрямую следует
из эволюции магнитного поля за 11-летний цикл, см. выше). На графике (так
называемая «бабочка Маундера») эта зависимость выглядит так, как показано
на рис. 1.

[pic]
Рис. 1. Зависимость широты появления пятен и их групп от времени («бабочка
Маундера», взята с сайта www.sunspotcycle.com).

Причём, полярность головных пятен (пятна в биполярных группах,
расположенные впереди по ходу вращения Солнца) в разных полушариях Солнца
меняется на противоположную при переходе от одного 11-летнего цикла к
другому, т.о., всё-таки, полный круг эволюции магнитное поле претерпевает
за 22 года (закон Хейла или магнитный цикл, открыт в 1913 году).
Для оценки пятнообразования применяется специальный индекс,
называемый числом Вольфа, который показывает количество пятен на диске
Солнца во время наблюдения. Он рассчитывается по формуле:
W = (10g + n)k,
где W - число Вольфа,
g - кол-во групп пятен (предполагается, что в среднем в каждой группе
содержится 10
пятен),
n - число одиночных пятен,
k - специальный коэффициент, учитывающий особенности применяемого
инструмента, астроклимата и самого наблюдателя.
Собственные наблюдения за Солнцем я провожу на двух рефлекторах
Ньютона: ТАЛ (D1 = 65 мм; 1:8) и ТАЛ-2 (D2 = 150 мм; 1:8). Наблюдения на
ТАЛе ведутся с увеличением 133х на экране, при этом основными задачами
являются: подсчёт числа Вольфа, качественное описание структур на диске
Солнца; на ТАЛе-2 решается более широкий спектр задач, а именно: на экране
при увеличении 30х грубо зарисовывается солнечная фотосфера (диаметр
солнечного диска - 10 см - международно-принятый), далее ставится 34-мм
объективный солнечный фильтр и на увеличениях 30-160х примерно сделанная
зарисовка уточняется, при этом также определяется число Вольфа.
Впоследствии полученная зарисовка обрабатывается (подробнее см. далее),
наблюдение записывается в дневник.
Определение количеств пятен и их групп достаточно очевидно, а
коэффициенты k для обоих инструментов необходимо было рассчитать. Эти
коэффициенты позволяют проводить фактически оценку международно-принятого
числа Вольфа. Для расчёта была выбрана серия собственных наблюдений, в
процессе которых определялось число Вольфа. А международно-принятое число
Вольфа в соответствующие даты взято из архива в сети Интернет
(ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUNSPOT_NUMBERS/).
Далее международное значение делилось на полученное мною (пар значений было
9), и бралось среднее арифметическое значение 9 вычисленных коэффициентов.
В результате получены коэффициенты: для ТАЛа k1 = 2,3; для ТАЛа-2 k2 = 1,0.
Процесс расчёта коэффициентов представлен в таблицах 1-2.

Таблица 1. Расчёт коэффициента k1 для телескопа ТАЛ.

Дата |05.07.00 |07.07.00
|09.07.00
|10.07.00
|12.07.00
|12.07.02
|20.07.02
|29.08.02
|14.09.02
| |Wм |127 |177 |179 |215 |186 |52 |77 |82 |87 | |W1 |62 |53 |74 |76 |36
|41 |70 |52 |73 | |k1 |2,0 |3,3 |2,4 |2,8 |5,2 |1,3 |1,1 |1,6 |1,2 | |
N
Вывод: k1 = (? k1i)/N; k1 = 2,3.
i = 1

Таблица 2. Расчёт коэффициента k2 для телескопа ТАЛ-2.

Дата |30.07.02 |31.07.02 |05.08.02 |06.08.02 |09.08.02 |15.08.02 |16.08.02
|18.08.02 |20.08.02 | |Wм |174 |148 |84 |87 |73 |185 |174 |179 |140 | |W2
|143 |132 |82 |82 |61 |204 |196 |145 |205 | |K2 |1,2 |1,1 |1,0 |1,1 |1,2
|0,9 |0,9 |1,2 |0,7 | | N
Вывод: k2 = (? k2i)/N; k2 = 1,0.
i = 1

Причём, имеет место быть формула:
k1/k2 = D2/D1,
т.е. отношение диаметров объективов двух телескопов обратно пропорционально
отношению их коэффициентов k. Пропорция следует из наблюдений, но она имеет
своё теоретическое обоснование: чем больше диаметр объектива телескопа, тем
выше его разрешение, а, значит, изображение более детальное, т.е. крупное
пятно может разделиться на группу пятен и т.д. Т.о., больше вероятность
отобразить истинное число пятен на Солнце, а это и есть международное число
Вольфа. Следовательно, коэффициент k приближается к единице, т.е.
становится меньше при увеличении апертуры. Правда, может создаться
ситуация, когда k меньше единицы, но это уже складывается в результате
особенностей методики подсчёта самим наблюдателем.
Оценки пятнообразования я провожу с апреля 2000 года. К текущему
моменту проведено около 100 наблюдений Солнца, сделано около 10 зарисовок
солнечной фотосферы. Полученные числа Вольфа с учётом рассчитанных
коэффициентов k представлены на графике (рис. 2).


[pic]

Рис. 2. График среднемесячных значений чисел Вольфа за весь период
наблюдений. Чёрным цветом обозначена линия усреднения (сглаженный график),
которая показывает, что сглаженный максимум пройден в конце 2001 - начале
2002 годов, его высота - примерно 135 единиц.


Сейчас развивается 23-й от начала наблюдений вообще 11-летний цикл
солнечной активности, причём, его максимум остался позади. По данным
наблюдений можно сделать следующие выводы:

1) в 2000 году среднегодовое число Вольфа составило 108, максимальное
значение зарегистрировано 10 июля и составляет 175, минимальное
выявлено 21 августа и составляет 37, амплитуда колебаний числа Вольфа
за 2000 год равна 138;
2) в 2001 году сложилась несколько иная картина по сравнению с 2000
годом, а именно: среднегодовое число Вольфа 147, максимальное значение
зафиксировано 1 апреля и составляет 265, минимальное наблюдалось два
раза - 9 марта и 15 апреля и равнялось 48, амплитуда колебаний числа
Вольфа за 2001 год равна 216;
3) в 2002 году среднегодовое число Вольфа равно 122, максимальное
значение выявлялось 11 апреля и 4 мая, составив 214, минимальное - 10
июля (51), амплитуда колебаний равна 163;
4) сглаженный максимум этого 11-летнего цикла пришёлся на конец 2001 -
начало 2002 годов, его высота (число Вольфа в максимуме) - примерно
135;
5) работами М.Н.Гнёвышева на Кисловодской горной солнечной станции
Пулковской обсерватории установлено, что в течение 11-летнего цикла
развиваются два максимума солнечной активности, причём, во время
первого максимума увеличивается число пятен в более широкой полосе по
обе стороны от экватора, а во время второго - преимущественно в
экваториальной зоне, и происходят особенно мощные вспышки. По
современным данным временной интервал между двумя максимумами
составляет примерно 16 месяцев, он равен периоду колебания скорости
движения горячего газа у основания конвективной зоны Солнца
(обнаружено в 2000 году учёными из Стэнфордского университета, США). В
этом, вероятно, и кроется причина развития двойного максимума. Что
касается текущего 11-летнего цикла, то, с учётом графика
среднемесячных чисел Вольфа, можно сказать следующее: первый максимум
пройден в июне 2000 года (число Вольфа 161), второй - в сентябре 2001
года (число Вольфа 221), причём, второй максимум оказался мощнее
первого. Но при рассмотрении графика возникает разумный вопрос: один
из максимумов (сентябрь 2001 года) очевиден, но почему же другим
является именно пик в июне 2000 года, а не, например, в апреле 2001
года? Во-первых, именно эти два максимума отделены периодом в 15
месяцев, что почти точно равно установленному периоду (см. выше), во-
вторых, период мощных вспышек пришёлся на 2001 год и частично на 2002,
но об этом немного позже.
Далее в качестве примера приводится одно наблюдение Солнца с
зарисовкой солнечной фотосферы (рис. 3). Наблюдение проведено 18 августа
2002 года в 10ч50м по местному времени в окрестностях Тулы на телескопе ТАЛ-
2 (увеличение 30х). Число Вольфа 145. Сразу бросается в глаза огромное по
площади пятенное образование, ему будет посвящено отдельное описание. На
диске есть также следующие образования: 2 одиночные поры, 3 одиночных
пятна, 1 одиночное пятно с порами, 1 биполярная группа с большим головным
пятном, 1 биполярная группа с малым пятном впереди, 3 биполярных группы с
близкими по величине пятнами, 6 многоцентровых групп пор и 2 многоцентровые
группы пятен.
Внутри огромного образования с В = 1њ и ? = 302њ (гелиографические
координаты, определённые методом позиционирования Стонихарста) можно
выделить следующие структуры: главное ядро (крупное дугообразное пятно
площадью 900 млн км2, что составляет 0,0003 доли от площади видимой
полусферы Солнца), обширная полутень, в которую погружены небольшие пятна и
группы. Общая площадь образования составляет примерно 8 млрд км2, т.е.
около 0,002 от видимой полусферы Солнца (все площади определяются с помощью
специального шаблона в «Справочнике любителя астрономии»). В этой активной
области огромного масштаба возможны мощные хромосферные вспышки.
Но помимо пятен и их групп на зарисовке есть другие менее заметные
образования жёлтого цвета - факелы. Вообще, факелы являются структурой в
основании активной области, подобной пятнам. Только в этих областях
температура повышена примерно на 200-300 К по сравнению с окружающей
фотосферой, вследствие чего они и наблюдаются более светлыми на фоне
остального диска. Факелы, являясь неотъемлемой частью активной области,
постоянно сопровождают пятна. Они (факелы) могут появиться раньше пятен в
одной и той же области, а могут сформироваться после исчезновения пятен.
Лучше всего факельные поля наблюдаются у края солнечного диска, поскольку
там контраст между факелами и фотосферой возрастает вследствие потемнения
последней. Напряжённость магнитного поля в факелах колеблется от 5 до 300
Э.
На зарисовке наблюдаются следующие образования такого типа: два
факельных поля, состоящих из нескольких бесформенных факелов (примерные
координаты центров полей: В1 = -16њ, ?1 = 244њ и В2 = 17њ, ?2 = 3њ);
нитевидный факел с В3 = 20њ и ?3 = 227њ, имеет протяжённость по широте ?В3
= 9њ и по долготе ??3 = 4њ.



[pic]

Рис. 3. Зарисовка солнечной фотосферы, выполненная на экране телескопа ТАЛ-
2 (увеличение 30х) 18 августа 2002 года в 10ч50м по местному времени в
окрестностях Тулы.

Итак, мы рассмотрели, что собой представляет и как наблюдается
активная область в фотосфере (это пятна и факелы). Но вместе с такими
проявлениями активности, относительно долгосрочными, в активных областях
происходят кратковременные импульсные высвобождения магнитной энергии -
хромосферные вспышки. Избыточная энергия для вспышки накапливается в
короне, и если эта энергия превысит по величине энергию потенциального
магнитного поля, имеющего источники (пятна и факелы в фотосфере), то
происходит взрывное освобождение излишка магнитной энергии в короне. Этот
процесс сопровождается резким всплеском излучения активной области во всём
электромагнитном спектре, и особенно в коротковолновом диапазоне. При этом
также происходит выброс плазменных масс в околосолнечное пространство,
ускорение заряженных частиц до высоких энергий (иногда десятки Гэв). Иными
словами, свободная энергия обусловлена электрическими токами, текущими в
атмосфере Солнца над фотосферой, а процесс вспышки представляет собой
быстрое превращение магнитной энергии этих токов в кинетическую энергию
частиц и энергию излучения. Обычно одновременно с этим происходит
переконфигурация магнитного поля активной области, т.е. пересоединение
силовых магнитных линий. Сама энергия вспышки составляет по порядку
величины 1025 Дж, что поистине является огромной величиной, но общее
увеличение потока энергии Солнца в максимуме активности эквивалентно 0,1-
0,2%, что весьма незначительно. Аналогичные вспышечные процессы могут
происходить между двумя пятнами противоположной магнитной полярности в
биполярных группах.
Масса выброшенной плазмы во время мощной вспышки может достигать массы
Земли. Эта плазма распространяется по солнечной атмосфере и межпланетному
пространству в виде так называемого магнитного облака, внутри которого
сохраняется магнитная петля, концы которой опираются на Солнце. Облако
разгоняется вспышкой до скорости около 1000 км/с, плотность плазмы и
величина магнитного поля внутри облака в десятки раз превосходят типичные
для спокойного времени значения этих параметров в солнечном ветре (это
стационарный поток частиц от Солнца; образовывающийся в результате
постоянного расширения солнечной короны в межпланетное пространство;
состоящий в основном из протонов, альфа-частиц, электронов; имеет скорость
около 400 км/с).
Если во время наступления вспышки в активной области или вблизи неё
находится протуберанец (это выброс горячего газа над солнечной
поверхностью; протуберанцы имеют разную форму: дугообразные с концами,
опирающимися на фотосферу; плазменные столбы над поверхностью Солнца;
плотные облака горячего газа в атмосфере), то он взрывается вместе со всем
остальным и уносится в космическое пространство, распространяясь как
магнитное облако. Такое явление получило название выброса коронального
волокна.
Солнечный ветер, выброс магнитных облаков в результате вспышек в
межпланетное пространство образуют гелиосферу - область Солнечной системы,
погружённую в разреженное продолжение солнечной атмосферы и магнитное поле
Солнца. Гелиосфера простирается за орбиты Юпитера и Сатурна, плавно
переходя в ещё более разреженную межзвёздную среду. Она имеет форму
плоского, закрученного в спирали, исходящие из Солнца, диска в плоскости
орбит планет Солнечной системы. Очевидно, что Земля погружена в достаточно
плотную область гелиосферы. Поэтому солнечный ветер и, тем более,
хромосферные вспышки оказывают непосредственное влияние на нашу планету.
Коротковолновое электромагнитное излучение, солнечный ветер и
магнитные облака, образующиеся при солнечных вспышках, опасны для биосферы
Земли. Её существование было бы невозможно без хорошей защиты от этих
губительных факторов. Рассмотрим, как Земля противостоит влиянию Солнца.
Солнечное рентгеновское и ультрафиолетовое излучение, которое, кстати,
преодолевает расстояние от Солнца до Земли за 8 минут, практически
полностью поглощается атмосферой при ионизации её верхних слоёв. Энергичные
кванты сталкиваются с нейтральными атомами и молекулами и поглощаются ими,
при этом сами атомы теряют электроны. В результате на высотах от 80 до
нескольких сотен километров образуется оболочка в атмосфере Земли, в
которой плазма соседствует с нейтральными атомами и молекулами. Она
называется ионосферой и является ближайшем к поверхности Земли слоем,
проводящем электричество. Ионосфера лежит на изоляторе - нейтральной
атмосфере.
От солнечного ветра и магнитных облаков нашу планету защищает
магнитосфера. Ещё в 16-ом веке английский физик Уильям Гильберт
догадывался, что Земля - огромный магнит. Поэтому, очевидно, геомагнитное
поле присутствует в околоземном пространстве. На поверхности величина поля
составляет (3-5)ћ10-5 тесла, а с удалением она (величина) резко падает.
Солнечному ветру требуется около 4 суток на путь Солнце-Земля.
Магнитное облако прилетает примерно в 2 раза быстрее при условии, что
вспышка, породившая его, произошла недалеко от центра солнечного диска при
наблюдении с Земли. Именно вспышки из этой области сильнее всего влияют на
Землю, поскольку если вспышка происходит ближе к краю диска, то выброшенное
вещество может пройти в стороне от Земли. Солнечный ветер и магнитные
облака, сталкивающиеся с Землёй, примерно одинаковым образом влияют на
магнитосферу Земли, различие состоит только в интенсивности этого влияния.
Поэтому в дальнейшем под солнечным ветром я буду подразумевать и его
собственно, и магнитное облако, летящее в направлении Земли.
В полной изоляции от гелиосферы земная магнитосфера имела бы обычный
дипольный вид, но под влиянием солнечного ветра её форма искажается: со
стороны Солнца (дневной стороны) магнитосфера сплющивается, а с
противоположной (ночной) стороны - вытягивается, образуя магнитный хвост,
тянущийся на расстояние более миллиона километров. Перед потоком солнечного
ветра идёт ударная волна, поскольку он сверхзвуковой.
Сама магнитосфера состоит из двух типов силовых линий: открытых и
замкнутых. Открытые линии приходят из далёких областей в приполярную зону
(зона вблизи магнитных полюсов, 65њ-72њ широты), замкнутые же линии
упираются обоими концами в Землю на более низких широтах. Открытые линии
сильнее всего реагируют на изменение солнечного ветра, поскольку они уходят
во внешние области магнитосферы.
Когда направление межпланетного магнитного поля становится
противоположным направлению геомагнитного поля на дневной стороне, то
начинается процесс так называемого пересоединения. При сближении
противоположно направленных линий магнитное поле обращается в нуль и
принцип вмороженности нарушается. Из замкнутой геомагнитной линии и
свободной межпланетной линии образуются две открытые линии земного поля.
Поток солнечного ветра сносит новые открытые линии на ночную сторону. Здесь
противоположно направленные линии снова сближаются, и происходит ночное
пересоединение, в результате чего воссоздаются магнитные линии солнечного
ветра и замкнутые геомагнитные линии, возвращающиеся плавно на дневную
сторону. Т.о., происходит глобальный круговорот силовых линий магнитосферы
Земли. Эту модель предложил в 1961 году британский учёный Джеймс Данжи.
Но скорость пересоединения на ночной стороне обычно меньше, чем на
дневной, поэтому на ночную сторону перекидывается больше открытых силовых
линий, чем замкнутых - на дневную. Т.о., в хвосте магнитосферы
накапливается избыток магнитных линий, а, следовательно, и избыточной
магнитной энергии. Когда магнитосферный хвост переполняется магнитной
энергией, он теряет устойчивость, процесс пересоединения принимает взрывной
характер. При этом избыточные магнитные линии сбрасываются. Этот процесс
носит название суббури и возмущает геомагнитную обстановку в целом.
Фактически часть магнитосферного хвоста отделяется, а его остаток
поджимается к Земле. Часть плазмы внешней магнитосферы оказывается лишённой
магнитного поля и сбрасывается по магнитным линиям по направлению к
магнитным полюсам Земли. Заряженные частицы сталкиваются на достаточно
высокой скорости с нейтральными атомами воздуха, приводят их в возбуждённое
состояние. При возвращении обратно на низший энергетический уровень атомы
испускают фотоны. Так возникает уникальное по красоте атмосферное явление -
полярное сияние. Оно наблюдается в зоне аврорального овала (район полярного
круга и далее до полюсов) до нескольких раз в сутки, поскольку частота
суббурь именно такая. Для авроральной зоны полярное сияние является
типичным периодическим явлением. Оно может иметь самые разнообразные формы,
структуру и др. (см. приложение). Цвет полярного сияния обычно красный,
зелёный или смесь двух цветов. Это зависит от того, какие газы светятся
(азот или кислород), каков преимущественный состав солнечного ветра
(электронный, протонный и др.).
Магнитная суббуря не является следствием солнечной активности, это
стационарное явление - результат действия постоянного солнечного ветра на
земную магнитосферу. Но когда происходит хромосферная вспышка, есть
вероятность наступления на Земле более известной магнитной бури. Если Земля
при движении по орбите пересекается с летящим от Солнца магнитным облаком,
т.е. областью плотного и более скоростного солнечного ветра, то
магнитосфера возмущается гораздо сильнее, чем при обычной суббури. При этом
как бы лёгкий ветерок в межпланетном пространстве сменяется штормом.
Скорость дневного пересоединения возрастает на порядок, мощнейшие суббури
следуют одна за другой. Авроральный овал расширяется вплоть до умеренных
широт, т.е. полярные сияния можно наблюдать на более низких по сравнению с
полярными широтах. Кроме того, во время сильных магнитных бурь возможны
нарушения радиосвязи.
Все свои наблюдения я провожу из г.Тулы (54њ с.ш.) и её ближних
окрестностей. Здесь полярные сияния наблюдаются крайне редко, только во
время мощнейших магнитных штормов. Тем не менее, за прошедший максимум
солнечной активности мне повезло два раза. Это случилось 31 марта 2001 года
(в это время число Вольфа составило 242, на Солнце наблюдалась огромная по
площади система групп пятен, в которой выделялись 4 отдельные группы,
вероятно, именно в той активной области и произошли мощнейшие хромосферные
вспышки; это наблюдение Солнца и полярного сияния опубликовано в журнале
«Звездочёт», ? 04'2001) и 7 сентября 2002 года. В дневнике эти явления я
описал так (время местное, описание полярного сияния проведено по
характеристике в приложении).

31 марта 2001 года
В 20ч27м бесцельно глянул на северо-запад и увидел, что небо под
созвездиями Персея и Кассиопеи имеет розово-красный цвет. Я понял, что
впервые стал свидетелем полярного сияния, которое в тот момент имело форму
пятна, однородную структуру. В 20ч29м наступил примерный максимум явления:
под большим углом к горизонту вдоль силовой магнитной линии Земли проступил
розовый луч, по сторонам от него находились пятна. В этот момент форма -
лучи, структура однородно-лучевая. Далее сияние медленно превратилось в
однородное розовое пятно и к 20ч33м растворилось на фоне неба. В итоге
можно сказать, что поведение сияния тихое, а яркость по шкале IBC
оценивается в 2 балла.

7 сентября 2002 года
В 21ч08м небо на фоне созвездия Большой Медведицы стало розоветь.
Развивается полярное сияние, форма которого вначале была пятном, структура
однородная, яркость - 2 балла по IBC. К 21ч09м сияние разошлось до
максимума: форма - пятно, структура однородная, яркость - 3 балла, вся
картина имеет розово-красный цвет. Примерно то же наблюдается в 21ч10м, в
этот момент я сфотографировал (см. фото 1). Далее яркость сияния медленно
падает, пока в 21ч14м оно не исчезнет вообще. За время наблюдения примерный
центр наблюдаемого пятна сместился вдоль горизонта в направлении запада
примерно на 2-3њ. Поведение сияния тихое.


Т.о., иногда удаётся зарегистрировать полярные сияния даже на таких
низких широтах во время мощных магнитных штормов.


[pic]


Фото 1. Полярное сияние в Туле. 2002 год, сентябрь, 7, 21ч10м (время
местное). Плёнка Konica Centuria 400, относительное отверстие 1/2, выдержка
примерно 5 с. Объектив МС «Зенитар-К2» (F = 50 мм).

Итак, мы рассмотрели все основные проявления солнечной активности, их
наблюдение, влияние на Землю, наблюдение этого влияния. Конечно же, физика
многих солнечно-земных явлений пока неясна. В качестве примера можно
привести серебристые облака (облака, образующиеся на высотах порядка 100
км, наблюдаются крайне редко, а именно: на широте Москвы преимущественно в
июне-июле, выглядят ярко-белыми на фоне тёмного ночного неба, поскольку
подсвечиваются опустившемся неглубоко под горизонт Солнцем, состоят из
частиц водяного льда), появление которых зависит от солнечной активности.
Мне самому удалось понаблюдать и сфотографировать это красивое явление (см.
фото 2 доклада). Но как конкретно связаны эти явления с солнечной
активностью, предстоит понять в будущем. В итоге можно сказать, что
исследования солнечной активности являются сейчас весьма актуальными и
развиваются во всём мире, поскольку они не только строят модель
существования нашего дневного светила, но и предсказывают геомагнитные
явления, вызываемые солнечной активностью, что немало важно для
современного человечества.

[pic]

Фото 2. Серебристые облака. 2002 год, июль, 1, 22ч45м (время местное).
Плёнка Fugicolour Superia X-TRA 400, относительное отверстие 1/2, выдержка
примерно 1 с. Объектив МС «Зенитар-К2» (F = 50 мм).

Приложение.


ХАРАКТЕРИСТИКА ПОЛЯРНЫХ СИЯНИЙ


Форма.

Все полярные сияния принимают одну из пяти основных форм:
1) Дуги - простые, слегка изогнутые полоски света;
2) Полосы (ленты) - непрерывный, но неправильный нижний край,
характеризующийся складками и изгибами;
3) Пятно - небольшое изолированное свечение;
4) Пелена - неоднородное свечение, покрывающее значительную часть неба;
5) Лучи - световые лучи, следующие вдоль силовых линий магнитного поля
Земли,
чаще всего вертикальные.

Структура.

Пять перечисленных выше форм могут иметь структуру одного из трёх
типов:
1) Однородная - не имеющая никакой внутренней структуры;
2) Полосчатая - состоящая из тонких неправильных линий и нитей;
3) Лучевая - состоящая из хорошо выраженных лучей, более крупных, чем в
предыдущем случае.
Следует отметить две очень красивые и часто встречающиеся комбинации:
занавес - лучевые полосы, завёрнутые в многочисленные складки, и корона -
группа лучей, сходящихся в одной точке, расположенной на большой высоте
(это эффект перспективы, возникающий, когда наблюдатель смотрит точно вверх
вдоль параллельно идущих силовых линий).

Поведение.

Полярное сияние может быть статичным, а может претерпевать изменения
своей формы или двигаться.
1) Тихое - спокойное в течение достаточно долгого времени сияние, с редкими

неповторяющимися изменениями;
2) Пульсирующее - более или менее периодические изменения яркости сияния;
3) Мерцающее - быстрые (5-10 раз в секунду) пульсации яркости;
4) Пылающее - мощные вспышки яркости, возникающие в основании сияния и
поднимающиеся вверх.

Яркость.

Для измерения яркости полярных сияний обычно используется
Международный коэффициент яркости (International Brightness Coefficient,
IBC), который может принимать значения от 0 до 4. Шкала IBC является
логарифмической, таким образом, каждое следующие значение коэффициента
означает в 10 раз большую яркость сияния.
1) Ноль - невидимое невооружённым глазом сияние, определяется только с
инструментов;
2) Один - яркость сияния сопоставима с яркостью Млечного Пути, цвет сияния
неразличим;
3) Два - яркость сравнима с яркостью освещаемых лунным светом перистых
облаков, цвет едва угадывается (обычно жёлто-зелёный);
4) Три - сияние подобно ярким перистым облакам или залитым лунным светом
кучевым облакам, цвета хорошо видны;
5) Четыре - яркость значительно выше, чем в предыдущем случае, настолько,
что
предметы могут отбрасывать тени, отлично видны цвета, многие из которых

быстро переливаются.
Если вы видите цвет полярного сияния, значит его IBC не менее двух.
Если полярное сияние настолько ярко, что через него трудно увидеть звёзды,
значит его IBC равно трём или выше.





Список литературы

1) Журналы «Наука и жизнь»: 5'2001, 10'2001, 7'2002;
2) П.Г.Куликовский «Справочник любителя астрономии» (5-е издание);
3) «Физика космоса» - маленькая энциклопедия;[pic]
4) журналы «Звездочёт»: 5'2000, 4'2001, 2'2002;
5) энциклопедия «Аванта+»: астрономия.