Гелиогеофизические связи

      Работа  Брюкнера выявила возможность существования 33 летнего метеорологического цикла, проявляющегося в смене влажных  и холодных режимов. На рисунке показаны триады для всех 22-летних циклов солнечной активности СА. Триады отмечены чертой сверху. Триады чисел Вольфа для циклов 1–22 выделены по характеру монотонности амплитуд максимумов. Они примерно совпадают с метеоциклами Брюкнера, которые лучше всего исследованы. По оси Х – годы, по оси Y – числа Вольфа.

      Зависимости барического давления от солнечной активности. На рисунке изображена синоптическая карта распределения изменений приземного атмосферного давления в период превращения зональной формы циркуляции из западной в восточную (по Гирсу). Разности давлений, нанесенные на карту, получены вычитанием изобар для магнито-спокойных дней из изобар для магнито-возмущенных дней. Использованы осредненные данные для 37 магнито-возмущенных периодов и 29 невозмущенных (заведомо спокойных). Карта показывает, что для выбранного преобразования циркуляционных форм изменение давления при наличии солнечных возмущений в определенных районах существенно изменяется.

      Возможны  три типа влияний солнечной активности на тропосферные процессы

      1. Внешний фактор воздействует  благодаря своей мощности, превышающей  энергию тропосферных процессов.  Это грозит катастрофой для  всей Земли. Однако реально  действующее «Земное эхо солнечных  бурь» энергетически несостоятельно  даже во время мощных событий  СА.

      2. Внешний фактор слаб, но он  может включить внутренний атмосферный  механизм, способный оказать существенное  влияние на метеопроцессы (клапанный  и триггерный механизмы).

      3. Внешний фактор регулирует сток  энергии из тропосферы, что влечет  за собою погодные аномалии.

      Роль  солнечной активности СА в нижней атмосфере. Постоянно существующий поток галактических космических лучей (ГКЛ) стимулирует физико-химические реакции, определяя содержание NO в атмосфере. При увеличении СА падает поток ГКЛ (эффект Форбуша), что приводит к уменьшению интенсивности процессов ионизации в атмосфере (на высотах 10–20 км) и способствует конденсации паров воды (выпадению осадков), в конечном счете увеличению прозрачности. Поэтому при росте СА (внешний фактор) возрастает приток энергии от Солнца в нижнюю атмосферу. Одновременно уменьшение содержания NO приведет к возрастанию концентрации O₃ и уменьшению прозрачности атмосферы в УФ-диапазоне. При снижении СА поток ГКЛ увеличивается, т.к. эффект экранировки их солнечным ветром уменьшается эффект Форбуша. Интенсивность воздействия ГКЛ на физико-химические реакции атмосферы возрастает. Избыточная концентрация NO₂ в стратосфере приводит к дополнительному поглощению солнечной радиации и соответственно к уменьшению потоков радиации в нижнюю атмосферу (вплоть до 6% от величины солнечной постоянной). Может наблюдаться и изменение плотности облачного покрова и содержания водяного пара в атмосфере, что также приводит к изменению прозрачности атмосферы.

      Возможен  процесс, регулирующий не приток, а сток заметной доли энергии из тропосферы. Тепловой режим приземной атмосферы определяется соотношением скоростей притока и стока энергии, поступающей от Солнца. Основным каналом этого процесса является тепловое инфракрасное излучение (ИК) Земли, которое, в свою очередь, регулируется содержанием паров воды, двуокиси углерода, метана и др.

      Роль  солнечной активности СА в тропосфере и  средней атмосфере. Образование ветровых систем, конвективный режим в тропосфере и обмен тепловой энергией между сушей, воздухом и водной оболочкой – основные факторы СА в динамике тропосферы. Они различны в каждом месте Земли. Изучение их – основная задача метеорологии. При росте СА увеличивается поглощение солнечного УФ излучения на высотах средней атмосферы (50–70 км), что, согласно наблюдениям, может увеличить в ней скорость ветрового режима до 2 раз. Это способствует проникновению широкого спектра атмосферных волн из нижней атмосферы в верхнюю. Волны переносят энергию до высот около 100 км и нагревают слои средней атмосферы. Затем эта энергия сбрасывается из атмосферы в виде ИК излучения молекул СО₂, О₃, СН₄ и др. (в основном, в интервале широт ±50°). Таким образом, часть кинетической энергии нижних слоев атмосферы превращается в излучение.

      Влияние галактических космических лучей (ГКЛ) на облачность. Вариации солнечного ветра модулируют потоки ГКЛ, проникающих в среднюю и нижнюю атмосферу Земли и стимулирующих физико-химические реакции, определяя концентрацию NO в атмосфере. Уменьшение содержания NO и NO₂ ведет к возрастанию прозрачности атмосферы. ГКЛ оказывают эффективное воздействие на структуру и интенсивность облачного покрова, который образует своеобразный «серый фильтр», препятствующий прохождению солнечных лучей к Земле. Свойства атмосферы резко меняются по вертикали. Прилегающий к Земле слой – тропосфера (в среднем до 15 км) – характеризуется уменьшением температуры с высотой (около 6 К/км). Выше лежит стратосфера, где температура возрастает приблизительно от 200 К в тропопаузе до 280 К в стратопаузе (на высоте 50 км). В мезосфере температура достигает 170–180 К на высоте ~ 85 км (мезопауза). Начиная с 85 км температура атмосферы вновь возрастает вследствие поглощения УФ излучения Солнца. Средний градиент температуры равен 20 К/км до высоты 150 км. Далее рост замедляется и заканчивается на высоте 300 км. Эта область атмосферы называется термосферой и заканчивается термопаузой, которая находится днем на высоте 350–450 км, а ночью опускается до высоты 200–250 км. На высоте около 750 км преобладает атомарный кислород, а на высоте 1500 км – гелий. Разделение газов заканчивается на высоте нескольких тысяч км переходом к водородному составу атмосферы. Чтобы выделить область, в которой столкновения между молекулами не мешают их убеганию за пределы земной атмосферы, вводят термин «экзосфера». Экзосфера начинается выше 700 км. Согласно различным оценкам, вклад солнечного фактора в общую дисперсию изменчивости метеопроцессов может составлять от 5 до 25%. Для получения таких оценок нужно возмущения соответствующего геофизического параметра (например, термобарического поля) разделить на части, обусловленные внутренними и внешними факторами.  
 
 
 
 

Индексы солнечной и геомагнитной активности. Германский любитель астрономии Генрих Швабе, регулярно наблюдавший солнечные пятна с 1826, заметил, что за 30 лет их количество трижды сильно увеличивалось и трижды уменьшалось почти до нуля. Еще раньше изменение числа пятен со временем заметил датский астроном Питер Горребов, наблюдавший пятна на Солнце в 1761–1769 и связавший их появление с наблюдавшимися в то время мощными полярными сияниями. Дальнейшие наблюдения показали, что длительность солнечных циклов заметно меняется и в среднем составляет около 11 лет. Это явление называют 11-летним циклом солнечной активности. В середине 19 в. Иоганн фон Ламонт обнаружил, что с таким же периодом происходит увеличение числа магнитных бурь. Эти открытия положили начало изучению солнечно-земных связей – разделу науки на стыке геофизики и физики Солнца. В настоящее время надежно установлена тесная связь между активными процессами на Солнце и рядом самых различных явлений на Земле, начиная от атмосферных и вплоть до биосферных. Однако для более глубокого их изучения и выявления механизмов воздействия Солнца на Землю необходима количественная, желательно энергетическая, оценка меры солнечных воздействий и земных откликов на них. В качестве такой оценки обычно вводятся специальные индексы – числовые параметры, которые в едином стандарте можно оперативно определить из наблюдений. Затем достаточно длительные ряды значений этих индексов сравниваются друг с другом, и путем математической обработки получаются статистически значимые оценки существования физически обоснованных связей между соответствующими явлениями на Солнце и на Земле.

      Среди индексов солнечной активности наиболее популярны числа Вольфа, пропорциональные сумме числа всех наблюдаемых с данным инструментом и в данный день солнечных пятен и удесятеренного числа образованных ими групп пятен. Для приведения к стандартной международной системе чисел Вольфа для каждого наблюдателя нужно определить коэффициент пропорциональности, сравнивая с данными наблюдений на стандартном инструменте.

      Значения  чисел Вольфа хорошо согласуются  с более надежным индексом суммарной  площадью, занимаемой всеми пятнами. Для его определения необходимо учитывать перспективное сокращение площадей по мере приближения к краю диска Солнца.

      Хорошим индексом также является суммарные  площади флоккулов или факелов  на Солнце. Более объективной мерой  уровня солнечной активности является поток солнечного радиоизлучения на определенной длине волны, например, на длине волны 10 см (соответствующие данные, регулярно публикуются и также характеризуют активность всего диска Солнца).

      Для количественной оценки Земного эха солнечных бурь (название книги А.Л.Чижевского, посвященной рассматриваемой проблеме) разработано много различных индексов геомагнитной активности. Наиболее употребительные из них – Кр и Ар вычисляются для средних широт специальной международной службой каждые три часа или в среднем за сутки. Они являются мерой изменчивости геомагнитного поля (а не его напряженности). Индекс «р» означает «планетарный», т.е. индекс, определенный на каждой обсерватории, усредняется по всей планете. Для индекса К разработана особая логарифмическая шкала. Индекс А измеряет диапазон изменчивости индукции геомагнитного поля в единицах нанотесла. Значение Ар порядка нескольких единиц соответствует спокойным условиям, а нуль – исключительно спокойным. Во время очень сильных магнитных бурь Ар-индекс может достигать значений порядка двух-трех сотен. Индекс Кр изменяется от нуля до 9.

      Ар  и Кр-индексы отражают флуктуации электрического тока в токовых системах средних широт. Для изучения магнитной  активности в других регионах вычисляют  особые индексы. Таков, например, АЕ-индекс, который определяется каждые пять минут по данным сети высокоширотных (полярных) магнитометрических станций. АЕ-индекс тоже представляет собой меру вариаций геомагнитного поля, но для токовой системы полярной шапки.

      Особым  индексом является знак полярности межпланетного  магнитного поля, определяемый каждые сутки. При невозмущенных условиях он может быть либо отрицательным (силовые линии вне магнитосферы направлены к Солнцу), либо положительным (силовые линии направлены от Солнца). В некоторые дни знак межпланетного магнитного поля может беспорядочно изменяться несколько раз (смешанная полярность, иногда считают, что полярность в такой день нулевая). Устойчивая смена знака, когда на протяжении нескольких суток знак остается неизменным, затем изменяется и таким остается следующие 4–7 суток, соответствует прохождению Земли через границу сектора межпланетного магнитного поля. Надежные данные о полярности межпланетного магнитного поля известны за последние полвека, а индексы магнитной активности за последние полтора столетия.

      Различные индексы космической погоды связаны между собой, хотя и по-разному на различных интервалах времени. Сразу после прохождения границы сектора межпланетного магнитного поля индексы Ар и Кр выше, чем перед сменой знака. Магнитные бури с постепенным началом характерны для эпохи спада 11-летнего цикла активности. Магнитные бури с внезапным началом (т.е. резкое возрастание индексов Ар и Кр) следуют только после хромосферных вспышек достаточно большой мощности, характеризуемой баллом вспышки. Балл измеряется площадью и яркостью свечения в красной линии водорода. Если площадь свечения не превышает 250 миллионных долей солнечной полусферы при среднем значении яркости, то вспышке приписывается балл In. Очень яркое свечение на площади 1200 миллионных долей полусферы соответствует баллу 3В. Кроме того, масштабы вспышки измеряются одновременно мощностью всплеска рентгеновского излучения в полосе 0,1–0,8 нм.

      Индекс  С соответствует слабому рентгеновскому всплеску с потоком энергии >10^–6 Вт/м², индекс М – потоку 10^–5 Вт/м², самым мощным эффектам соответствует индекс X. Но даже вспышке Х5 3В (рентгеновское излучение 5–10^–4 Вт/м², оптический балл 3В) магнитная буря может не сопутствовать: соответствующее облако плазмы может не попасть на Землю из-за того, что мощная вспышка была расположена близко к краю солнечного диска и облако в этом случае пролетит мимо Земли, не задев ее магнитосферу.

      Это позволяет различать индексы  солнечной активности, которые строятся на основании наблюдений всего солнечного диска, и чисто геофизические  индексы магнитной активности и знака межпланетного магнитного поля: первые являются показателями состояния всего солнечного полушария, обращенного к Земле (радиоизлучение на длине волны 10 см – это суммарное излучение всех активных областей); вторые отражают вариации состояния солнечного ветра и межпланетного магнитного поля в относительно узкой зональной области, соответствующей небольшой области на Солнце. Поэтому умеренная солнечная активность в данный интервал времени может сопровождаться повышенной магнитной активностью и наоборот. Главная причина этих различий в изменении углов между плоскостями орбиты Земли (эклиптика) и солнечного экватора. Ежегодно в марте Земля оказывается ниже солнечного экватора на 7°, через полгода (в сентябре) земную магнитосферу обтекает солнечный ветер северного полушария, (Земля проецируется на гелиошироту +7°). В итоге индексы солнечной активности отражают глобальный уровень активности на всем наблюдаемом солнечном полушарии, когда солнечный сигнал быстро переносится в среду обитания коротковолновым излучением Солнца. С другой стороны, индексы магнитной активности измеряются на Земле, на которую воздействие переносится солнечным ветром с запаздыванием на 4–5 суток.

      Реже  используется суточный планетарный  характеристический индекс Cp, вычисляемый на основе суточного Ар-индекса. Его величина меняется от 0 до 0,2. Реже используются его разновидности – индексы С и Ci: С суточная характеристика, получаемая при простом просмотре магнитограмм и может принимать значения 0, 1 или 2. Международный индекс Ci получается усреднением индексов С по данным нескольких обсерваторий.

      В 1972 Р.Н.Майо предложил новые индексы, в которых исключены эффекты  суточных и годичных вариаций. Он ввел индекс аа (а – от «антиподальный») как среднее трехчасовых К-индексов, преобразованных в амплитуду поля, для двух обсерваторий – антиподов (например, обсерватории Гринвич и Мельбурн). Они располагают данными, начиная с 1867. Индекс аа подобен ар-индексу. Суточный индекс Аа получается из восьми индексов аа. Трехчасовые индексы am и суточные Аm получаются также по данным четырех или пяти групп северных и южных обсерваторий. Майо ввел также индекс К_m, представляющий собой откалиброванный и усовершенствованный индекс К_р, определяемый по данным выгодно расположенных обсерваторий. Однако для изучения длиннопериодичных вариаций индекс аа является наилучшим.