В.Г. Еселевич
Физические основы прогноза
К настоящему времени можно считать установленными основные типы энергетических потоков (частиц и излучения) от Солнца, воздействие которых приводит к тому или иному характеру возмущенности в околоземной среде (магнитосфере, ионосфере и атмосфере Земли):
а) потоки сравнительно плотной (n ~ 1-70 см-3 на орбите Земли) квазинейтральной и низкоэнергичной (Е < 10 кэ в) плазмы солнечного ветра, вызывающие магнитосферные и ионосферные бури с длительностью от 1 сут и более;
б) потоки энергичных (Е ~ 10-100 МэВ) «вспышечных» протонов малой плотности (n ~ 10-10-10-7 см-3) длительностью порядка нескольких часов, вызывающие явление «поглощения в полярной шапке» (ППШ);
в) всплески потоков ультрафиолетового излучения от солнечных вспышек, вызывающие изменения концентрации в различных областях ионосферы, с характерным временем порядка 1 час;
г) всплески потоков мягкого и жесткого рентгеновского излучения от вспышек, вызывающие внезапные ионосферные возмущения в D-области ионосферы, характерное время - несколько минут.
Наиболее сильную глобальную перестройку магнитосферы и ионосферы вызывают потоки типа (а). Поэтому их изучению уделяется основное внимание на начальном этапе работ по прогнозированию и в этом докладе. Физическая суть метода прогноза возмущений в околоземной среде состоит в следующем:
- выделить все наиболее геоэффективные потоки СВ типа (а);
- определить их источники на диске Солнца;
- найти закономерности распространения потоков СВ на участке Солнце - Земля, учесть их взаимодействие;
- найти количественные соотношения между параметрами источников СВ на Солнце и характеристиками вызываемых ими магнитосферных возмущений (или параметрами СВ на орбите Земли).
К настоящему времени достаточно надежно установлено, что СВ типа (а) могут быть разбиты на два больших класса: квазистационарные потоки СВ, время жизни источников которых t более суток, и спорадические потоки СВ, источники которых характеризуются величиной t менее суток. В свою очередь квазистационарный СВ подразделяется на два типа: быстрый СВ, истекающий из области корональных дыр и достигающий на орбите Земли V ~ 400-800 км/с и медленный СВ, текущий в поясе стримеров или цепочках стримеров, с V ~ 250-400 км/с, исследованию которого посвящена первая часть лекции. Пространственное распределение казистационарных потоков СВ в гелиосфере показано на рис. 5. Основными источниками спорадического СВ являются выбросы корональной массы включающие в себя эруптивное волокно и возможно, вспышки.
Рис. 5. Вид Солнца и гелиосферы от Земли.
Знание источников потоков СВ различных типов и их характеристик на Солнце позволяет рассчитать, а значит прогнозировать параметры СВ на 1 а.е. и связанные с ними индексы геомагнитной активности в зависимости от времени. В свою очередь, знание КР (t) и АР(t) дает возможность, используя модели возмущенных магнитосферы и ионосферы, определить положения наиболее важных пространственных структур: границы плазменного слоя, границы плазмосферы, а также место и время начала суббури и положение главного ионосферного провала.
На рис. 6 показан вид Солнца и гелиосферы из точки над полюсом Солнца. Поскольку плазма СВ дви-жется радиально, на расстояниях R > 20Rо (Rо - радиус Солнца) быстрый СВ догоняет медленный СВ и сталкивается с ним. При их столкновении формируется область взаимодействия (IR). Она представляет собой узкий слой (несколько градусов), в котором резко меняются параметры СВ. IR - главный источник геомагнитных бурь. Поэтому для квазистационарных потоков СВ прогнозирование момента прихода на 1 а.е. и его характеристик является первоочередной задачей.
Рис. 6. Вид Солнца и гелиосферы из точки над полюсом.
Корональные дыры (КД) в свете линии 10830 Å считаются одним из наиболее надежных индикаторов источников быстрого СВ на Солнце. Однако в отдельные периоды солнечной активности прогноз параметров быстрого СВ на 1 а.е. с использованием КД может иметь весьма невысокую оправдываемость. Возможным выходом из этого положения является использование в качестве индикаторов источников быстрого СВ оснований открытых трубок магнитного (ООМТ) поля Солнца, рассчитанных по фотосферным магнитным полям с временным разрешением, равным времени получения магнитограммы Солнца, т.е. порядка 1 час. Метод таких расчетов развит и реализован в виде действующего сайта института в сети Internet. Этому прибору в ближайшие годы предстоит стать основным как в фундаментальных исследованиях по солнечно-земной физике, так и в системе мониторинга и прогноза программы «Космическая погода».
Наиболее сильные геомагнитные возмущения вызываются спорадическими потоками СВ, распространяющимися, как правило, по квазистационарному СВ.
В отдельных редких случаях возможна последовательность следующих друг за другом спорадических потоков. Они вызывают самые мощные возмущения магнитосферы и ионосферы Земли. В общем случае структура спорадического потока показана на рис. 7. Она представляет собой последовательность ударной волны, ударно нагретой плазмы и магнитного поршня (магнитное облако). Воздействие ударной волны на магнитосферу проявляется в виде внезапного начала (SSC). Вблизи Солнца в короне спорадические потоки наблюдаются на лимбе в белом свете в виде корональных выбросов массы (СМЕ).
Рис. 7. Типичный вид связанного с СМЕ спорадического потока в гелиосфере.
Принципы прогнозирования геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, те же, что и для квазистационарного СВ. Однако их эффективное воплощение во многом зависит от прогресса в решении следующих двух проблем:
1. Способы регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и определения их характеристик. В настоящее время известны как минимум 5 методов регистрации СМЕ на диске Солнца:
а) прямые наблюдения СМЕ в линии 195 Å;
б) по уменьшению светимости в области мягкого рентгена в месте образования СМЕ (dimming);
в) по рождению короткоживущих КД при наблюдении в линиях 10830 Å и крайнего ультрафиолета;
г) по динамике границ рядом расположенных КД, сопровождающей возникновение СМЕ;
д) по LDE-вспышкам, регистрируемым в мягком рентгене.
На данном этапе эти пять методов не обеспечивают регистрацию всех возникающих СМЕ на диске Солнца. Новые перспективы в определении источников открывают исследования динамики магнитных полей в солнечной атмосфере в момент возникновения спорадического потока СВ по данным сайта института, имеющих необходимое высокое временное.
2. Знание закономерностей распространения спорадических потоков в межпланетном пространстве: взаимодействия спорадического потока с квазистационарным СВ, по которому он распространяется к Земле; определения знака и максимальной величины Вz->компоненты за фронтом ударной волны и в области магнитного поршня.
Имеющиеся в настоящее время методы для решения этих проблем позволяют осуществлять прогноз даже наиболее сильных магнитных бурь (Кр > 6) с оправдываемостью не лучше, чем 70 - 75 %. Наши предварительные исследования показали, что для периода вблизи минимума солнечной активности 1996 - 1997 гг. оправдываемость прогноза потоков быстрого СВ по КД может составить около 30 %, в то время, как по ООМТ она превышает 90 %.
Учитывая это, а также тот факт, что наблюдения Солнца в различных диапазонах длин волн дают очень ограниченную, противоречивую и, главным образом, морфологическую (не количественную) информацию, можно с уверенностью сказать, что основой количественных исследований квазистационарного СВ и его прогноза в ближайшие годы станут магнитные поля на поверхности Солнца.
Выводы
1. Пояс стримеров, в котором течет квазистационарный медленный солнечный ветер, на расстояниях R > (3-4)Ro от центра Солнца представляет собой последовательность пар радиальных лучей повышенной яркости. На расстояниях R, меньших высоты шлема стримера, каждый из пары лучей при продвижении к поверхности Солнца огибает шлем по разные его стороны. При этом минимальный угловой диаметр лучей » 2-3њ остается практически постоянным на R = (1.2-6.0) Ro. Направление магнитного поля в лучах каждой пары противоположное.
2. Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых квазистационарными потоками СВ, в ближайшие годы будет определяться, в первую очередь, успехами фундаментальных исследований динамики магнитных структур с временным разрешением около 1 час, которые ежедневно появляются на сайте института (http://iszf.irk.ru/). Вопрос о роли такой динамики в формировании спорадических потоков СВ находится в стадии поисковых исследований.
3. Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, зависит от решения в ближайшем будущем двух проблем:
а) разработка методов регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и измерение их характеристик;
б) выяснение природы возникновения Bz-компоненты в различных областях спорадических потоков СВ.
Список литературы
1. Burlaga L.F., Hundhausen A.J., Zhao Xue-pu. The coronal and interplanetary current sheet in early 1976 // J. Geophys. Res. 1981. V. 86. P. 8893.
2. Crooker N.U., Siscoe G.L., Shodhan S. et al. Multiple heliospheric current sheets and coronal streamer belt dynamics // J. Geophys. Res. 1993. V. 98. P. 9371.
3. Eselevich V.G. Solar flare: geoeffectiveness and the possibility of a new classification // Planet. Space Sci. 1990. V. 38. P. 189.
4. Eselevich V.G., New results on the site of initiation of coronal mass ejections // Geophys. Res. Lett. 1995. V. 22(20). P. 2681.
5. Eselevich V.G., Fainshtein V.G., Filippov M.A. On the problem of the geoeffectiveness of sporadic phenomena on the Sun // Planet. Space Sci. 1988. V. 36. P. 1015.
6. Eselevich V.G., Fainshtein V.G. On the existence of the heliospheric current sheet without a neutral line (HCS without NL) // Planet. Space Sci. 1992. V. 40. P. 105.
7. Eselevich V.G., Tong Y. New results on the site of initiation of coronal mass ejections, and an interpretation of observation of their interaction with streamers // J. Geophys. Res. 1997. V. 102. P. 4681.
8. Gosling J.T., Borrini G., Asbridge J.R. et al. Coronal streamers in the solar wind at 1 a.u. // J. Geophys. Res. 1981. V. 82. P. 5438.
9. Hundhausen A.J. Sizes and locations of coronal mass ejections: SMM observations from 1980 and 1984 - 1989 // J. Geophys. Res. 1993. V. 98. P. 13177.
10. Korzhov N.P. Large-scale three dimensional structure of the interplanetary magnetic field // Solar Phys. 1977. V. 55. P. 505.
11. Mendoza, B., Perez-Enriquez R. Association of coronal mass ejections with the heliomagnetic current sheet // J. Geophys. Res. 1993. V. 98. P. 9365.
12. Svalgaard L., Wilcox J.M., Duvall T.L. A model combining the solar and sector structured polar magnetic field // Solar Phys. 1974. V. 37. P.157.
13. Wilcox J.M., Hundhausen A.J. Comparison of heliospheric current sheet structure obtained from potential magnetic field computations and from observed polarization coronal brightness // J. Geophys. Res. 1983. V. 88. P. 8095. ИСЗФ СО РАН, Иркутск
|
