Солнечно-земная
Физика
ИСЗФ СО РАН, Иркутск
|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.kosmofizika.ru/irkutsk/kok/changes.htm
Дата изменения: Fri May 5 13:57:27 2006 Дата индексирования: Tue Oct 2 01:47:29 2012 Кодировка: Windows-1251 |
|
|
Солнечно-земная
ИСЗФ СО РАН, Иркутск | |
Абстракт. Дается определение солнечно-земной физики как совокупности научных направлений, изучающих явления и процессы, происходящие на Солнце, и воздействие Солнца на околоземное космическое пространство и планету Земля. Подчеркнута необходимость всестороннего изучения всех частей и элементов физической системы Солнце - Земля и взаимодействия между ними на протяжении длительного времени. Предложена схема сбора и классификации информации о состоянии отдельных частей системы. Описаны собранные экспериментальные данные как материалы многолетних однородных наблюдений, отмечены характерные особенности временных вариаций отдельных параметров. Предложены задачи дальнейших исследований.
Солнечно - земная физика (в дальнейшем СЗФ) - это совокупность наук, изучающих явления и процессы, происходящие на Солнце, и воздействие Солнца на околоземное космическое пространство и планету Земля. Солнце является основным источником гравитационной энергии в солнечной системе и основным источником энергии, поступающей на Землю в волновом и корпускулярном излучении. Все изменения в физическом режиме Солнца находят отражение в состоянии околоземного космического пространства и планеты Земля. СЗФ изучает законы и закономерности физики Солнца и проявлений воздействия Солнца на околоземное пространство и планету Земля с целью раскрытия сущности этих явлений, понимания фундаментальных основ мироздания и обеспечения инженерной деятельности на планете и в ближнем космическом пространстве.
В настоящее время, очевидно, что предметом СЗФ следует определить физическую систему, основные элементы которой суть Солнце, ближнее космическое пространство и планета Земля - ее твердое тело, гидросфера, атмосфера и магнитосфера и естественный спутник Луна [1-7]. Эта физическая система представляет собою согласованный в своих частях механизм; конечно, необходимо изучение всех его частей и каждой части в отдельности, но изучение этих частностей должно выполняться с полным представлением обо всей названной физической системе как о целом.
Все или почти все явления и процессы, наблюдаемые и исследуемые СЗФ, суть явления и процессы энергозависимые. Являясь основным источником энергии, Солнце своей деятельностью задает временные масштабы большинства процессов в системе Солнце-Земля.
Экспериментальные измерения полного потока энергии Солнца относятся к очень малому, по сравнению со всей историей Земли, промежутку времени, но основные фактические данные статистики звезд и объясняющие их теоретические представления современной астрофизики приводят к выводу о стабильности светимости Солнца для промежутков времени порядка миллиардов лет [2,8]. Все это находит подтверждение в палеоклиматических исследованиях.
Плотность потоков солнечного излучения в рентгеновском и далеком ультрафиолетовом диапазонах варьируется очень сильно - здесь имеют место и вариации солнечной активности с различной периодичностью, и отдельные солнечные вспышки [3,9-13]. Эти вариации потока не могут изменить на заметные доли процента общий поток энергии, но оказывают решающее влияние на поглощение солнечного излучения и энергообмен в атмосфере на высотах 80-1000 км. Цикличность солнечной активности хорошо изучена на большом экспериментальном материале; в настоящее время известны 11-летний, 22-летний и 80-90-летний солнечные циклы. Известны циклы большой длительности - порядка 6 столетий; хорошо изучены вариации солнечной деятельности в пределах 11-летнего цикла. Кроме того, в настоящее время в СЗФ известны натуральные процессы, имеющие четкий сезонный ход, 27- суточную повторяемость, суточный ход.
Сказанное выше объясняет временные масштабы процессов, исследуемых СЗФ, значимость многолетних однородных рядов наблюдений и невозможность решения отдельных проблем за 10 - 20 лет.
Исчерпывающее описание состояния системы Солнце - Земля и взаимодействия ее частей в прошлом и настоящем и прогнозирование этого состояния на будущее во всей совокупности электромагнитных и гравитационных взаимодействий, с учетом всех начальных и граничных условий и конкретных физических механизмов требует огромной исследовательской работы и пока далеко до завершения.
Круг явлений и процессов, разыгрывающихся на Солнце, в околоземном пространстве, на планете и ее оболочках под воздействием Солнца, очень велик и разнообразен и открывает широкие возможности для исследователей. Как правило, процессы, происходящие в отдельных частях системы Солнце - Земля весьма сложны, относятся к различным областям физики, астрономии, астрофизики и часто требуют для своего изучения 'индивидуального' подхода. Большое количество исследований в области СЗФ с точки зрения изучения системы Солнце - Земля выполнено на основе редукционизма. Этот методологический принцип предусматривает обстоятельное, всестороннее исследование отдельных частей, отдельных элементов системы и на этой основе формирование представлений о системе в целом. Заслуживает внимания изучение системы Солнце- Земля как целого на основе интеграционного метода. Возможно, это позволит связать воедино результаты исследования различных частей и элементов системы и разработать более полное представление о названной системе и взаимодействии ее частей. Подобная постановка вопроса не является новой, своеобразными примерами такого подхода к решению проблем СЗФ могу служить монографии Чижевского А.Л. [14] и Эйгенсона М.С. [1].
Представляется целесообразным определить перечень процессов и иных факторов, характеризующих состояние системы Солнце - Земля, собрать материалы наблюдений и проследить изменения состояний названной системы на протяжении несколько десятков лет
В прошлом и позапрошлом веках на обширной глобальной сети обсерваторий накоплен большой материал наблюдений по всем дисциплинам солнечно-земной физики. Это дает возможность приступить к изучению многолетних изменений в системе Солнце - Земля.
Собранный и скомпонованный упомянутый выше многолетний материал наблюдений открывает также известные возможности исследования многих явлений и процессов в природе, недоступных ранее для анализа. Например, исследование климата верхней атмосферы или изучение основных закономерностей возникновения и развития спорадических структур ионизации. Такие исследования можно выполнить для длительного отрезка времени, при разных состояниях системы Солнце - Земля (в разных условиях солнечной и магнитной активности и др.).
Следует заметить, что долговременные изменения состояния системы Солнце - Земля возможно зафиксировать и проанализировать только на интервалах времени, значительно превышающие длительность солнечного цикла. Имеющийся материал наблюдений позволит выполнить лишь подобные предварительные исследования.
Для выполнения таких исследований необходимо проследить за временными вариациями среднегодовых значений тех или иных параметров на протяжении нескольких десятилетий или столетий, проанализировать их особенности и сравнить их поведение с другими процессами в системе Солнце - Земля.
Сбор и сортировка информации выполнялась по схеме, приведенной на рисунке 1. Для каждого процесса были подготовлены среднегодовые значения соответствующих параметров. Первоначально было решено готовить информацию за столетие - с 1900 года по 2000 год. Но необходимо учитывать, что значительная часть информации о гелиосфере и верхней атмосфере получена лишь во второй половине прошлого столетия при выполнении Международных геофизических проектов [15] и измерениях с помощью космических аппаратов [16]. По этой причине пришлось ввести для собираемой информации второй 'стандарт' - период 1950 - 2000 годы. По отдельным видам наблюдений была собрана информация за период больший, чем названное выше столетие. Например, наблюдения за солнечной активностью (числа Вольфа) были начаты в 1700 году и проводились все эти годы непрерывно, также за длительное время доступна информация о состоянии магнитного поля Земли и приземной температуре воздуха.
Пространственные и временные масштабы Вселенной выходят далеко за рамки обсуждаемых здесь задач. По этой причине этот раздел ограничен краткими сведениями о Солнце и космических лучах галактического происхождения.
Солнце представляет собою звезду-карлик спектрального класса G2. Солнце излучает энергию в широком диапазоне. Солнце является переменной звездой, т.е. таким объектом, физические характеристики которого, например, светимость изменяются во времени. Изменение физических характеристик Солнца имеют весьма сложный характер. В [2] приведены результаты расчетов, показывающих, что за время существования Солнца на главной последовательности его радиус увеличился на 4%, а светимость на 60%. Эти расчеты целесообразно учитывать в рассуждениях и моделировании эволюции климата. К физической изменчивости Солнца относятся и все процессы, связанные с Солнечной активностью.
Масса Солнца и его положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела являются, по мнению теоретиков-астрофизиков, гарантами стабильного состояния Солнца в ближайшие пять - шесть миллиардов лет [2,8]. ПРИМЕЧАНИЕ. Не все так считают. Астрофизик Пирс ван дер Меер (Голландия) анализируя в 2002 году материалы наблюдений за явлениями на Солнце, пришел к заключению о возможности крупнейшего катаклизма на Солнце в ближайшие 5 - 6 лет. С этим выводом многие специалисты не согласны. Космические лучи представляют собой поток стабильных частиц высоких энергий, примерно от 1 до
Масса Солнца 
.
Радиус Солнца 
.
Светимость Солнца 
.
Солнце находится вблизи галактической плоскости на расстоянии несколько килопарсеков от центрального ядра Галактики. Скорость обращения Солнца вокруг центра Галактики, по современным представлениям, имеет значение около 250 км/сек. Установлено также, что Солнце движется по отношению к ближайшем звездам со скоростью порядка 20 км/сек [17]. Солнце является звездой главной последовательности. Обсуждая свойства звезд астрономы часто пользуются так называемой диаграммой Герцшпрунга - Рессела. Эта диаграмма выполняется в координатах эффективная температура - светимость или в координатах спектральный класс - абсолютная звездная величина. На этой диаграмме четко выделяется ветвь, называющаяся главной последовательностью, образованная звездами, которые находятся в состоянии близком к устойчивому состоянию. Солнце в соответствии со своим спектральным классом и светимостью располагается в
средней части главной последовательности (Рис.2) [8,17].
Рисунок 2. Положение Солнца на диаграмме температура - светимость. Схема.Космические лучи.
ГэВ, поступающих на Землю из мирового пространства. Первичное космическое излучение изотропно в пространстве и неизменно во времени. Подавляющая часть первичного космического излучения приходит на Землю из Галактики и лишь очень небольшая их доля связана c активностью Солнца. К настоящему времени основные регулярные и случайные вариации интенсивности космических лучей хорошо изучены. Здесь это явление предлагается использовать как источник информации о событиях в галактике. На рисунке 3 приведена относительная интенсивность потока космических лучей по материалам наблюдений обсерватории Climax [18].
Рисунок 3. Относительная интенсивность потока космических лучей.
Описание и анализ процессов протекающих в солнечной системе представляет собою весьма многогранную и весьма непростую задачу. Астрономия имеет в числе важнейших задач решение проблем происхождения и развития космических тел и образуемых ими систем, изучение положений и движений небесных тел в пространстве, определение их массы, размеров и формы.
Тела солнечной системы могут оказывать гравитационное воздействие на планету Земля, меняя наклон экватора к эклиптике, изменяя скорость прецессии, оказывая влияние на орбиту т.п. [2,19-22]. Высказывались также соображения о влиянии диссимметрии солнечной системы на процессы на Земле [20].
Были неоднократные указания, что тела солнечной системы могут оказывать совокупное динамическое воздействие на протекание солнечного цикла [3,19].
Рисунок 4. Расстояние от центра масс Солнечной системы до Солнца, км.
Рисунок 5. Расстояние от центра масс Солнечной системы до Земли, км.
Описать состояние солнечной системы в интересах задач СЗФ можно располагая данными о расстояниях от Земли до Солнца, Земли до центра масс солнечной системы и Солнца до центра масс (иногда центр масс солнечной системы называют барицентром) и данными о моментах количества движения относительно центра масс (рис. 4 и рис.5).
За триста лет Земля удалилась от Солнца - в 1700 году это расстояние составляло 147080000 км, в 2000 году - 147102000 км.
Сведения общего характера о Солнце и его положении приведены в разделе Вселенная.
При исследовании полного потока электромагнитного излучения Солнца специалисты используют различные способы описания этого потока [23,24] - непрерывный спектр фотосферы, линейчатый или фраунгоферов спектр, интегральный спектр, распределение энергии в спектре фотосферы и др.
В ряде случаев достаточно использовать интегральный спектр, представляющий собой реально наблюдаемый спектр Солнечного излучения, в котором на фоне непрерывного спектра видны линии поглощения.
В настоящее время известно спектральное распределение потока солнечного излучения в диапазоне от единиц ангстрема (жесткий рентген) до метрового радиодиапазона.
На рисунке 6 приведена схема спектрального распределения потока солнечного излучения.
Рис. 6. Спектральное распределение потока солнечного излучения. Схема. Здесь
P плотность потока энергии солнечного излучения в
Схема (рис.6) показывает распределение плотности потока энергии солнечного излучения в условиях минимума и максимума солнечной активности, а также во время вспышки. Хорошо видно существенное изменение плотности потока в ультрафиолетовой и рентгеновской части спектра. Эти изменения достигают 2-3 порядков (и более).
99,9% общей энергии испускаемого излучения содержится в диапазоне от
до 
ангстрем (область частично ультрафиолетового, оптического и частично инфракрасного диапазонов). Эта наиболее богатая энергией часть спектра полностью участвует в энергообмене в нижней и средней атмосфере. В этой части спектра влияние солнечной активности на изменение потока энергии очень незначительно.
Плотность потоков солнечного излучения в рентгеновском и далеком ультрафиолетовом диапазонах варьируется очень сильно (циклы солнечной активности, вспышки).
Количество энергии Солнца, испускаемое во всем диапазоне и получаемое по нормали единичной площадкой на границе земной атмосферы для среднего расстояния от Земли до Солнца в единицу времени, называется Солнечной постоянной. Величина Солнечной постоянной S в некоторых справочниках определена в
[25]. Первые измерения солнечной постоянной относятся к 1837 году; до недавнего времени эти измерения выполнялись на уровне земной поверхности, отличались сложной методикой и невысокой точностью. За последние двадцать - двадцать пять лет за счет использования новых измерительных приборов, выноса измерительной техники за пределы атмосферы и широкого использования ЭВМ достигнут большой прогресс в части измерения солнечной постоянной. Теперь эти измерения выполняются с высокой точностью и весьма регулярно. С анализом измерений солнечной постоянной можно познакомиться, например в [26,27]. Солнечная постоянная очень слабо -в пределах 
- зависит от среднего числа солнечных пятен. Утверждается также, что Солнечная постоянная изменялась в первой половине прошлого столетия в пределах 
.
Рисунок 7. Временной ход солнечной постоянной, графическое усреднение [26].
Исследования глобальных осцилляций фигуры Солнца привлекают внимание ученых, так как является дополнительным источником информации о его внутренней структуре. Небольшой обзор методов таких измерений приведен в [28], в частности описываются наблюдения прохождения Меркурия по диску Солнца. В этой публикации подчеркиваются методические сложности подобных измерений и обсуждаются вопросы систематических погрешностей наблюдений. Приводятся параметры 11- и 80-летних вариаций радиуса Солнца. Публикация богато иллюстрирована, табличных материалов не содержит. На основе приведенных иллюстраций нами изготовлено два графика временных вариаций радиуса Солнца - рис. 8. Этот рисунок пригоден для качественных сравнений и умозрительных заключений.
Рисунок 8. Отклонения радиуса Солнца, отн.ед. Схема.
Солнечная активность это совокупность явлений на Солнце, связанных с образованием солнечных пятен, факелов, флокуллов, волокон, протуберанцев, возникновением вспышек, сопровождающемся увеличением ультрафиолетового, рентгеновского и корпускулярного излучений [1]. Солнечная активность это результат сложного взаимодействия солнечной атмосферы, присутствующих в ней магнитных полей, конвективных движений и дифференциального вращения Солнца.
Количественно явления солнечной активности характеризуют условными индексами, например относительными числами солнечных пятен (числа Вольфа) или потоком радиоизлучения на волне 10.7 см.(частота 2800 МГц). Солнечная активность имеет устойчивый волнообразный, пульсационный характер.
Цикличность солнечной активности хорошо изучена на большом экспериментальном материале; в настоящее время известны 11-летний, 22-летний и 80-90-летний солнечные циклы. Известны циклы большой длительности - порядка шести столетий; хорошо изучены вариации в пределах 11-летнего цикла [2,9,10,29]. Известна также 27- дневная повторяемость некоторых явлений, обусловленная вращением Солнца с синодическим периодом равным 27 дням [2].
Принято считать, что числа Вольфа вполне адекватно описывают состояние солнечной деятельности. Этот индекс широко используется в исследованиях по основным проблемам солнечно-земной физики. Архив чисел Вольфа охватывает период 1700 - 2003 годы [9,10,30].
На рисунке 9 приведен временной ход среднегодовых значений чисел Вольфа за 1900 - 2000 годы. На рисунке 10 показан поток радиоизлучения (среднегодовые значения в единицах
sfu) за 1950 - 2000 годы [18].
Рисунок 9 Временной ход среднегодовых значений чисел Вольфа за 1900 - 2000 годы
Рисунок 10. Поток радиоизлучения 2800 МГц в единицах
sfu.Представление о том, что у Солнца есть постоянное дипольное магнитное поле, возникло в позапрошлом столетии. Практические наблюдения и измерения магнитных полей на Солнце начаты в 1908 году Хэлом , систематические измерения выполняются с 1968 года в обсерваториях КрАО и
Stanford. Небольшой обзор по этому вопросу приведен, например, в [31].Магнитные поля на Солнце измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре Солнца. Магнитное поле Солнца имеет очень сложную структуру. Принято различать магнитные поля солнечных пятен, активных областей вне пятен, униполярные магнитные области и общее магнитное поле. Сложность и многообразие процессов, связанных с возникновением и развитием магнитных полей привели к некоторой путанице в терминологии [32]. Под общим магнитным полем понимают теперь магнитное поле Солнца как звезды. Общее магнитное поле невелико и достигает напряженности не более 1 зрстеда той или иной полярности, напряженность этого поля меняется со временем. Общее магнитное поле Солнца тесным образом связано с межпланетным магнитным полем. На рисунке 11 показаны временные вариации среднегодовых значений напряженности общего магнитного поля Солнца [18].
Рис. 11. Временные вариации среднегодовых значений напряженности общего магнитного поля Солнца. 1968 - 1976 годы по материалам обсерватории КрАО, 1977 - 2000 годы по материалам обсерватории
Stanford.Специалисты-астрофизики считают, что полярность общего магнитного поля Солнца изменяется каждый раз в максимуме очередного цикла [33].
Предметом особых наблюдений и исследований являются магнитные поля солнечных пятен. Пятнам присущи наиболее сильные поля, напряженность коих достигает 5000 эрстед. Эти поля подчиняются определенным законам изменения полярности с циклом солнечной активности. При наблюдениях таких полей регистрируют их полярность и напряженность. На рисунке 12 показаны временные вариации среднегодовых значений напряженности магнитного поля солнечных пятен (полярность северная) за 1957 - 1997 годы по материалам наблюдений обсерватории Пулково [34].
Рис. 12. Временные вариации среднегодовых значений напряженности магнитного поля солнечных пятен (полярность северная) за 1957 - 1997 годы по материалам наблюдений обсерватории Пулково.
Исследования солнечной короны, краткая история которых приведена в [35], привели к представлениям о корпускулярных потоках от Солнца, магнитном хвосте Земли и солнечном ветре. Новые данные о природе и структуре внешних областей короны, полученные, на основе многочисленных наземных и спутниковых наблюдений, подтверждают справедливость корональной концепции корпускулярных потоков [35-38].
По современным представлениям [39,40] солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизованной водородной плазмы, двигающийся со сверхзвуковой скоростью от Солнца. Параметры потока на орбите Земли известны. Поток зарождается в верхних слоях атмосферы Солнца, и его основные параметры определяются в общем состоянием солнечной атмосферы. Связь между физическими характеристиками солнечного ветра на орбите Земли и процессами в атмосфере Солнца является очень сложной, зависит от уровня солнечной активности.
Гелиосферой принято называть область околосолнечного пространства, в которой плазма солнечного ветра движется относительно Солнца. Полагают, что эта область пространства ограничена гелиопаузой, расположенной на некотором расстоянии
R , где динамическое давление ветра уравновешивается давлением в межзвездном пространстве. Последнее обусловлено совместным действием галактического магнитного поля, космических лучей и межзвездного газа. Величину расстояния R определяют от 50 до 100 а.е.Солнечное магнитное поле, выносимое расширяющейся плазмой, образует межпланетное магнитное поле.
Рис. 13. Среднегодовые значения вектора межпланетного магнитного поля.
Рис. 14. Среднегодовые значения
Bx.
Рис. 15. Среднегодовые значения
By.
Рис.
16. Среднегодовые значения Bz.
Рис. 17. Среднегодовые значения температуры плазмы.
Рис. 18. Среднегодовые значения плотности потока,
Рис. 19.Среднегодовые значения скорости потока.
На структуру и состояние гелиосферы влияет также обстановка на траектории движения Солнца. Солнце поднимается над плоскостью Млечного пути и опускается под нее с периодом порядка 66 миллионов лет [41]. При своем движении Солнце проходит участки межзвездного пространства различной плотности. Примерно 10 миллионов лет назад плотность
окружающего Солнце межзвездного газа составляла примерно 10 атомов на кубический сантиметр, в настоящее время плотность примерно 60 атомов на кубический сантиметр. Плотность газовых облаков составляет более 1000 атомов. Расчеты на моделях показали, что в плотном облаке гелиосфера сплющивается, образует систему ударных волн и формирует водородную стенку толщиной до 50 а.е.Наблюдения радиоастрономическими методами и информация, полученная на космических аппаратах , позволяют предположить, что гелиосфера в своем движении встречает некие структуры из ионизированного газа - водорода, гелия, гидроксила. Возможно это облако рассеянной плазмы, местной, локальной структуры [42,43].
Проблема взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой сводится к построению модели взаимодействия двух потоков - межзвездного газа и потока плазмы от Солнца [44]. Теория вопроса прорабатывалась многими исследователями [39,40,44-47]
Состояние гелиосферы определяется с одной стороны деятельностью Солнца, а другой условиями в околосолнечной межзвездной среде. Активность Солнца изменяется в широком диапазоне временных масштабов - от нескольких минут до десятков и сотен лет, условия в межзвездной среде меняются значительно медленнее.
Состояние и структура гелиосферы являются факторами, существенно влияющими на состояние магнитосферы и атмосферы.
Состояние гелиосферы принято описывать основными характеристиками потока плазмы и магнитного поля на уровне орбиты Земли. Материалы наблюдений сведены в непрерывно пополняемые и исправляемые каталоги [48,49]. Временные вариации среднегодовых значений основных параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля приведены на рисунках 13 - 19 [48].
Земля - третья от Солнца планета Солнечной системы. По форме Земля близка к эллипсоиду, несколько сплющенному у полюсов и растянутому в экваториальной зоне. Средний радиус 6371.032 км, полярный - 6356.777 км, экваториальный - 6378.160 км. Сжатие планеты 1.298. Масса Земли
кг. Масса атмосферы 
кг, следы атмосферы прослеживаются до высот порядка 1800 км. Выше, до нескольких радиусов Земли, наблюдается лишь разряженный водород, образующий геокорону [50].
Орбита Земли эллиптическая, эксцентриситет 0.0167. Скорость движения по орбите 29.765 км/с. Ось вращения Земли наклонена к плоскости эклиптики под углом
. Вращение Земли замедляется на 0.0015 с за столетие [50].
Известно, что вращение Земли происходит неравномерно. Меняется скорость вращения, перемещаются географические полюсы, ось вращения колеблется в пространстве. Являясь совокупным отражением различных процессов, нестабильность вращения несет ценную информацию об этих процессах и может быть использована для разработки и проверки различных геофизических моделей [51].
Изменение скорости вращения Земли обычно [51] оценивают безразмерной величиной -
Длительность стандартных суток принимается при этом 86400 секунд.
Рис. 20. Среднегодовые величины отклонений угловой скорости вращения Земли.
Рис. 21. Среднегодовые величины отклонений угловой скорости вращения Земли.
На рисунках 20 и 21 показан временной ход величины
для периодов 1650 - 2000 и 1900 - 2000 годы соответственно. Ось ординат на этих рисунках калибрована в единицах 
Движение географических полюсов Земли вызвано сезонными перемещениями масс воздуха и воды и влиянием упругих и вязких свойств литосферы [41,52,53].
Рис. 22 Дальность географического полюса от условного международного начала координат.
Наблюдения на станциях Международной службы движения полюсов Земли и измерения с помощью приборов на специальных геодезических спутниках показывают, что тело планеты отклоняется от оси ее вращения со скоростью около 10 см/год [41,52,54].
На рис. 22 приведены временные вариации расстояния географического полюса от условного международного начала координат за период 1900 - 2000 годы.
Единая компоновка информации об извержениях всех известных вулканов в хронологическом порядке позволяет выполнить анализ вулканических извержений как планетарного процесса и изучать связи этого процесса с другими явлениями и событиями. На рисунке 23 показано ежегодное количество извержений вулканов для периода 1900 - 1979 годы [55].
Хотя большинство геологов и полагало, что на суше и на дне океанов происходит образование разломов и формирование складчатости, считалось, что положение материков и океанических впадин строго фиксировано. В 1912 немецкий геофизик А.Вегенер предположил, что древние массивы суши раскалывались на части и дрейфовали, словно айсберги, по более пластичной океанической коре [56[. Тогда эта гипотеза не нашла поддержки среди большинства геологов. Однако в результате исследований глубоководных бассейнов в 1950-1970-х годах были получены неопровержимые доказательства в пользу гипотезы Вегенера. В настоящее время теория тектоники плит составляет основу представлений об эволюции Земли. На основании последних измерений, проведенных при помощи спутников и лазерных лучей, ученые установили, что Европа и Северная Америка удаляются друг от друга со скоростью 2,1 см в год, а Австралия и Южная Америка сближаются ежегодно на 8 см, в то время как расстояние между Африкой и Южной Америкой увеличивается на 2 см.
<Рис. 23 Количество извержений вулканов в год.
Под гидросферой обычно понимают совокупность всех водных объектов земного шара - океанов, морей рек, озер, водохранилищ, болот, подземных вод, ледников и снежного покрова. Занимая более 71 % поверхности Земли и являясь весьма важным климатическим элементом, гидросфера представляет обширное поле изучения солнечно-земных связей.
Постановка вопроса о связи гидрологического режима с обшей циркуляции атмосферы и солнечной активностью, содержательный обзор многочисленных подобных исследований, выполненных с начала
XIX столетия и некоторые результаты, содержится в [57].Значимость исследований солнечно-земных связей на основе наблюдений за состоянием гидросферы и атмосферы можно продемонстрировать следующими примерами.
Длительное потепление поверхностных вод в центральной и восточных частях Тихого океана и совокупность процессов его сопровождающих, называют явлением Эль-Ниньо. Такое изменение температуры вод приводит к взаимодействию между атмосферой и океаном. Атмосферный компонент явления получи название 'южное колебание'. Явление в целом получило название 'Эль-Ниньо/южное колебание' (явление
ENSO).Установлено, что росту (спаду) атмосферного давления в центральной и восточной частях тропической зоны Тихого океана отвечает падение (рост) давления в тропиках
Рисунок 24 . Вариации индекса южного колебания.
Индийского океана. Развитие этого явления описывается специальным индексом южного колебания, рассчитываемого как разность нормализованных аномальных атмосферных давлений для двух обсерваторий, расположенных вблизи противоположных по знаку центров действия южного колебания
Обстоятельный анализ взаимодействия между атмосферой и океаном, выполненный на материалах наблюдений явления
ENSO [51], привел к заключению, что Земля, океан и атмосфера совершают согласованные колебания, влияя друг на друга. Видимыми проявлениями этих колебаний являются движения полюсов Земли, океанские течения, Южное колебание и квазидвухлетняя цикличность в атмосфере.На рисунке 24 показаны временные вариации индекса южного колебания за период 1950 - 2000 годы.
Анализ отклонений удельной массы льда
(массы льда, приходящейся на единицу площади) в Антарктиде за период 1900 - 2000 годы [51], показал, что значительное уменьшение названной величины имело место в 1902 - 1910 годах. Несколько менее значительное уменьшение величины 
наблюдалось в 1965 - 1985 годах.
Сток реки Волги имел незначительное уменьшение в 1910 - 1915 годах и существенное уменьшение в 1965 - 1990 годах [58].
Колебания величин среднегодовых расходов воды реки Дунай за 160 -летний период относительно невелики [59].
Описать и анализировать состояние тропосферы на протяжении десятков лет можно используя информацию о температуре приземных слоев воздуха и характеристиках атмосферной циркуляции.
На рисунках 25, 26 показаны временные вариации среднегодовых значений температуры северного полушария и всего земного шара [60].
Рисунок 25. Среднегодовые значения температуры северного полушария.
Рисунок 26. Среднегодовые значения глобальной температуры.
Под атмосферной циркуляцией понимают систему воздушных течений над Земным шаром. Атмосферная циркуляция занимает среди процессов в системе Солнце - Земля очень важное место и во многом определяет погоду и климат на планете. Например, в работах [61] обсуждаются результаты исследований колебаний макропроцессов атмосферной циркуляции за период 1891 - 2000 годы для атлантико-евразийского региона северного полушария. Атмосферную циркуляцию характеризуют индексом, величина которого пропорциональна количеству дней в году, когда преобладает определенный (западный, восточный или меридиональный) тип циркуляции. Отмечено, что продолжительные наибольшие отклонения на
фоне наблюдений за названный период имели место в 1965 - 1985 годах.Эти материалы могут быть использованы при исследовании системы Солнце - Земля.
Систематические наблюдения за состоянием верхней атмосферы на высотах 50 - 500 км наземными радиофизическими методами были начаты в 1931 году в Великобритании. В 1930-х годах появилось еще несколько ионосферных станций, а к концу 1940-х годов ионозонды работали в штатном режиме во многих странах. Существенное развитие глобальная сеть ионосферных станций получила при проведении Международного геофизического года.
Следует подчеркнуть, что при всей сложности интерпретации ионограмм обработка материалов наблюдений выполнялась по единой методике [62]. Ионосферные данные представляют собою материалы многолетних однородных наблюдений и могут быть использованы для изучения крупномасштабных временных изменений состояния верхней атмосферы. Эти данные дают информацию об электронной плотности различных ионосферных образований, высотах расположения этих образований и об их неоднородной структуре.
Выявление и анализ долговременных, вековых изменений состояния верхней атмосферы серьезно затруднено. Суть в том, что ионосфера подвержена различным вариациям, в частности воздействиям сезонных циклов, циклов солнечной активности, а также изменениями, вызываемыми геомагнитной активностью [63
,64]. Поскольку каждый цикл солнечной активности имеет свои особенности, то и отклик верхней атмосферы будет различным. Следовательно, для анализа долговременных изменений необходимо иметь информацию за интервалы времени, существенно превышающими длительность солнечного цикла [64,65].На рисунках 27 - 30 приведены долговременные изменения основных ионосферных параметров по материалам наблюдений в Иркутске.
Рис. 27. Вариации
f-min (скользящее среднее по 12 точкам со сдвигом в 1 месяц).
Рис. 28 Временной ход величины
h'F по станции Иркутск за период 1948 - 1996 годы
Рис. 29. Вариации среднегодовых значений действующих высот спорадических образований типов EsC, Es
L
Рис. 30. Вариации среднегодовых значений действующих высот спорадических образований типов
EsCL и EsF.Для анализа долговременных изменений состояния верхней атмосферы целесообразно также использовать информацию о неоднородной структуре и динамическом режиме этой области атмосферы и сведения о взаимодействии между собою различных атмосферных слоев [66-69].
Магнитное поле Земли является весьма важным элементом в системе Солнце - Земля. Это поле весьма сложным образом изменяется во времени и в пространстве. Состояние земного магнитного поля, временные вариации его напряженности контролируют и определяют протекание ряда процессов в системе Солнце - Земля. Магнитное поле Земли в промежутках времени, малых по сравнению с историческими эпохами, можно рассматривать как постоянное (или основное) поле с наложением на него переменного поля, напряженность которого на несколько порядков меньше напряженности поля постоянного [70,71].
Наблюдаемые на поверхности Земли вариации магнитного поля вызываются изменениями процессов внешних по отношению к Земле, процессов, развивающихся в земной коре и процессов протекающих в ядре.
Основное поле удовлетворительно описывается полем диполя, центр которого смещен относительно центра Земли в Восточное полушарие, а ось диполя наклонена к оси вращения Земли на
. Расчеты величины магнитного момента и координат диполя выполняются систематически с 1829 года. Установлено, что величина смещения диполя от центра Земли изменилась от 252 км в 1829 году до 451 км в 1965 году [32], а магнитный момент непрерывно уменьшается [25,32,70,72,73]. В настоящее время величина магнитного момента составляет 
(рисунок 31).
Наблюдения за состоянием магнитного поля производятся на наземной сети обсерваторий [71], выполняется непрерывная регистрация трех компонент магнитного поля. В обсерватории Эдинбург эпизодические наблюдения за магнитным полем были начаты в 1670 года [74]. В обсерватории Лондон систематические наблюдения выполняются с 1820 года [75], обсерватория Иркутск работает с 1886 года [76]. На рисунках 32 и 33 показаны временные вариации элементов магнитного поля по наблюдениям в Иркутске за 1900 - 2000 годы.
При исследованиях постоянного магнитного поля необходимо учитывать отклонения от поля диполя, имеющие на поверхности Земли характерный размер порядка 10 тыс. км - так называемые мировые магнитные аномалии (например, Сибирская, Бразильская, Канадская аномалии). Кроме мировых аномалии наблюдаются местные аномалии, связанные с намагниченностью горных пород земной коры (например, Курская магнитная аномалия).
Рисунок 31. Изменение магнитного момента за период 1900 - 2000 годы. ( по оси ординат в
единицах 
)
Рисунок 32. Временной ход элементов
X и Z по наблюдениям в Иркутске.
Рисунок 33. Временной ход элемента Y по наблюдениям в Иркутске.
Интересной и важной особенностью постоянного магнитного поля Земли является систематический дрейф магнитных полюсов. Положение северного магнитного полюса (далее СМП) определялось по результатам прямых измерений неоднократно, с 1831 года, С 1904 года СМП переместился на расстояние более 1100 км. Установлено, что СМП движется через Ледовитый океан по направлению к Восточной Сибири. Скорость движения СМП до 1970 года составляла примерно 9 км/год, далее скорость возрастала и теперь имеет значение более 50 км/год [
77]. На рисунке 34 показано изменение скорости движения СМП за 1900 - 2000 годы.
Рисунок 34. Скорость движения магнитного полюса.
Переменная компонента магнитного поля Земли создается электрическими токами в ионосфере и магнитосфере. Эта часть геомагнитного поля испытывает флуктуации различных временных масштабов. Для оценки уровня общей магнитной активности или конкретных типов возмущений используют разного рода индексы, предложено которых к настоящему времени числом более 3
0. Международная ассоциация по геомагнетизму и аэрономии МАГА официально приняла к использованию 19 индексов [25,32,78]. Следует заметить, что порядка и четкости в этом вопросе нет.Для исследования многолетних процессов в системе Солнце - Земля представляют интерес планетарные индексы
Kp, однородные ряды которых имеются с 1932 года по сей день и индексы АА для двух антиподальных обсерваторий (с 1868 года по сей день). На рисунке 35 приведены временные вариации индекса АА за период 1900 - 2000 годы.
Рисунок 35. Временные вариации индекса АА магнитной активности.
Рисунок 36. Количество магнитных бурь в год в период 1957 - 2000 годы.
На рисунке 36 приведено количество магнитных бурь в год за период 1957 - 2000 годы [30].
При изучении процессов в системе Солнце - Земля на интервалах времени в десятки и сотни лет в ряде случаев необходимо принимать во внимание известные аномальные зоны на Земле. Выше уже было сказано об аномалиях магнитного поля. Известны также аномалии в гравитационном поле, в атмосфере и гидросфере. Необходимо учитывать особенности материалов наблюдений обсерваторий, расположенных в таких зонах.
Приведенный здесь материал не является достаточно полным. Здесь еще нужна информация об альбедо Земли, о сейсмической активности и многое другое.
Представленные здесь материалы наблюдений по основным дисциплинам СЗФ могут служить основой анализа и описания многолетних изменений с системе Солнце - Земля и выявления и изучения причинно-следственных связей взаимодействия отдельных ее частей.
Приведенные материалы показывают для нескольких процессов более или менее значительное подобие временных вариаций в период 1965 - 1985 годы. Например, вариации приземной температуры, ход элементов
X и Z магнитного поля, количество магнитных бурь, отклонения скорости вращения Земли, изменения действующей высоты спорадических слоев ионосферы, удаление географического полюса от условного начала координат. Подобие временных вариаций двух или нескольких процессов не может быть основанием для вывода о причинно-следственных связях или механизмов, подобные связи обеспечивающих, но привлекает внимание и нацеливает на дальнейшее изучения обнаруженного.Одну из задач СЗФ можно представить следующим образом. Анализируя материалы многолетних однородных рядов наблюдений по всем дисциплинам СЗФ, опираясь на разработанные модели и механизмы функционирования отдельных частей системы Солнце - Земля и используя теоретические представления о взаимодействии этих частей разработать представление о системе в целом.
Литература.
Washington, 1978.
Издательство львовского университета, 1957. 229 с.
по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, М.: Наука , 1986. вып. 76. С. 21.
М.: Мир, 1976. 280 с.
59. No. 2, pp. 159-162
бюллетень . М.: изд. АН СССР, 1960. нр. 8 . с. 19
Наукова думка, 1967. 302 с.
396 с.
Солнца. М.: Наука, 1986. 294 с.
35. 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. Киев : изд. Киевского университета, 1965. 216 с.
Geophysical Union. 2003. pp. 73-90
Geophysical Union. 2003. pp. 91-100
Издательство Львовского университета, 1957. 229 с.
FOR THE INTERNATIONAL GEOPHYSICAL YEAR. National Bureau of Standards Boulder, Colorado,
USA. 1956. 234 p.
ионосфере. Л.: Гидрометеоиздат, 1987. 269 с.
аэрономия, 1995. т.357. нр.3. с.8
физики..// Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, М., Наука , 1986. вып. 76.
стр. 3-20
Переход на другие страницы проекта "СиЗиФ"
 |
 |  |
 |
 |