Кореляційний аналіз сонячної та геомагнітної активності

ГОЛОВНЕ УПРАВЛІННЯ ОСВІТИ І НАУКИ

ХАРКІВСЬКОЇ ОБЛАСНОЇ

ДЕРЖАВНОЇ АДМІНІСТРАЦІЇ

ХАРКІВСЬКЕ ТЕРИТОРІАЛЬНЕ ВІДДІЛЕННЯ

МАЛОЇ АКАДЕМІЇ НАУК

Фізико-математичне відділення

СЕКЦІЯ АСТРОНОМІЇ

Кореляційний аналіз СОНЯЧНОЇ

Та геомагнітної активності

Виконала:

Пирогова Уляна Володимирівна,

учениця 11 класу ХНУ ліцею

Дзержинського району м. Харкова

Науковий керівник:

Волоський Андрій Михайлович,

кандидат фізико-математичских наук,

доцент Харківського Національного

Університету ім. В.Н. Каразіна

м. Харків - 2009

Зміст

Введення

1. Сонячна активність.

1.1 Кількісне вимірювання сонячної активності.

1.2 Класифікація груп плям.

1.3 астрометричних спостережень Сонця відносно Землі.

2. Міжпланетна секторна структура

3. Магнітне поле Землі.

3.1 магнітосферні бурі та суббурі.

3.2 Одиниці напруженості магнітного поля

3.3 Складові магнітного поля

4. Індекси, що характеризують геомагнітні варіації.

5. Постановка завдання.

6. Реалізація завдання.

Висновки

Література

Програми

Введення

Німецький любитель астрономії Генріх Швабе, який спостерігав за сонячним диском з 1826р. по1843г. у пошуках нової планети, зауважив 11-річний цикл зміни кількості плям на Сонці. Проте раніше, Пітер Горребов (Данія г.Копенгаген), інтервал спостережень якого 1761-1769г., Стверджував про періодичність сонячних плям, пов'язуючи їх появи з потужними полярними сяйвами. У середині 19 ст. Йоганн фон Ламон виявив збільшення числа магнітних бур з таким же періодом, а наприкінці цього ж століття В.О. Біркелан припустив, що крім електромагнітного випромінювання Сонце випускає частинки. Ці й наступні відкриття поклали початок вивченню сонячно-земних зв'язків-розділу науки на стику геофізики та фізики Сонця. [1]

Проявом сонячно-земних зв'язків є наступна послідовність подій: від виникнення сонячного спалаху в сонячному вітрі (СВ) генерується ударна хвиля, кілька випереджальна плазмове хмара; по досягненню Землі ударна хвиля породжує магнітну бурю, а хмара плазми - суббурі. Розвиток і згасання центру активності також викликають магнітосферні обурення. Це обумовлено тим, що подібні процеси призводять до перерозподілу магнітних полів і потоків сонячної плазми, що виходять в міжпланетний простір. Оскільки в різних частинах сонячного диска розвивається і затухає кілька центрів активності, магнітосфера занурена в безперервно змінюється міжпланетну секторну структуру (МСС). У кожній секторної структурі відбувається систематичне зміна щільності СВ, його швидкості і напруженості магнітного поля. Неоднорідність перерахованих характеристик пов'язана з нестабільною сонячною активністю. Для більш глибокого дослідження сонячно-земних зв'язків вводяться чисельні оцінки міри сонячних впливів і земних відгуків на них, тобто спеціальні індекси.

1. Сонячна активність

Причиною нестабільності активності Сонця є його диференціальний обертання, яке «витягує» занурені силові лінії магнітного поля Сонця і підсилює його до 2000-4000Гс. Це посилення робить занурені силові трубки нестійкими, обумовлюючи їх поява над поверхнею фотосфери на геліографічних широтах ± 40 ° і поступове зниження до екватора. У точках перетину утворюються плями (першим-провідне пляма), в областях над ними розігрівається хромосфера і корона-освіта смолоскипів (флоккула) і протуберанців (волокон).

Через турбулентність, яка відбувається під фотосферою, магнітне поле центру активності стає складним і нестійким-утворюються нові плями. На широті 15 ° центр активності досягає максимуму, що характеризується найбільшою кількістю плям і сонячними спалахами. Наближаючись до широти 3 ° центр активності остаточно загасає. [2]

Більшу частину часу життя плями його магнітне поле залишається постійним, у той час як площа плями по досягнення максимуму тільки убуває. Відкрив Коулінг в 1946 році, порівнюючи дані про магнітних полях і площі плям, отримані в Маунт Вілсон, (рис. 2)

Виведені криві є усередненими, в них згладжені флуктуації поля день від дня, не носять систематичного характеру. Отже, магнітне поле не створюється разом з плямою, а лише «виходить» на поверхню, а потім знову опускається вниз під фотосфери. [4]

Раніше зазначалося, що при найбільшої концентрації плям у центрі активності виникають сонячні спалахи (ерупціі). До їх виникнення призводить взаємне рух плям, при якому відбувається зміна потоку магнітної індукції, збуджуючі електричне поле. Це поле прискорює частинки сонячної плазми - підвищення температури плазми. Спалах характеризується різким збільшенням яскравості хромосфери над максимумами центрів активів. Її тривалість від 5 до 40 хвилин, в роки максимуму може досягати 3 і більше годин. Кількість виділеної енергії може досягати ^жовтня 1933 Дж (≈ 1 млн. водневих бомб). Тобто ерупціі - це сильні вибухи, породжувані стиском сонячної плазми під дією тиску магнітних полів.

1.1 Кількісне вимірювання сонячної активності

Для кількісної оцінки Сонячної активності найбільш часто застосовують показник відносних чисел сонячних плям, званих числами Вольфа, що обчислюються за формулою

Rw = k (10g + f),

гдек - коефіцієнт, що залежить від умов спостерігача і виду інструменту;

g - кількість груп плям на Сонці;

f - число плям у всіх групах.

Важливість цього індексу (Rw) визначається:

1. його простотою;

2. тим, що значення його відомі починаючи з 1700р. (Річні дані) або з 1749г. (Місячні дані);

3. його видатним геліофізичних значенням, яке виявляється у значенні ряду значних кореляцій з індексом W у багатьох важливих геофізичних характеристик;

4. він загалом досить добре характеризує загальну напруженість геоактівной ультрафіолетової радіації Сонця ...

Дане визначення виясняв вибір названого індексу і для справжньої роботи. До того ж у цей час є методи прогнозу чисел Вольфа, та встановлено чисельна зв'язок, хоча і не дуже тісний (коефіцієнт кореляції між ними порядку 0,85). [3]

Основним поруч Rw вважається ряд Цюріхської обсерваторії, розпочатий в 1749г.

1.2 Класифікація груп плям

Хейл на обсерваторії Маунт-Вілсон встановлено, що групи плям можуть бути розділені на три класи:

1. Уніполярні групи - одиночне пляма або група плям, що володіють магнітними полями однієї і тієї ж полярності.

2. Біполярні групи, в найбільш простому випадку складаються з бінарних плям (бінарні групи) з протилежного полярністю. Вісь групи (лінія, що з'єднує плями) становить невеликий кут із сонячною паралеллю. Часто замість двох плям ми зустрічаємося з двома групами дрібних плям, що утворюють провідні і наступні компоненти групи, які так само, як і окремі плями, володіють різною полярністю.

3. Складні групи плям складаються з плям різної полярності, розташованих дуже неправильно.

Уніполярні групи представляють собою нерозвинені або, навпаки, дуже старі групи біполярного типу, в яких одна з плям замінюється областю протилежної магнітної полярності. Хейл називав такі області «невидимими плямами» і встановив їх присутність за наявністю магнітного поля. Складні групи, не представляють собою одного цілого і виникають як наслідок переналоженіе декількох біполярних груп. Біполярна група є основним і найбільш характерним освітою серед груп плям.

Також Хейл відкрив закон зміни магнітної полярності біполярних груп, отже-і Сонця. Протягом 11-річного циклу сонячної активності всі провідні плями мають однакову полярність, тобто всі біполярні групи мають однакову орієнтування в довготному напрямку. При настанні нового циклу цей орієнтир змінюється на зворотну. Цього закону слід ≈ 98% всіх біполярних гуртів - і багато астрономів вважають основним 22-річний цикл. [5]

1.3 астрометричних спостережень Сонця відносно Землі

У зв'язку з нерівномірним рухом речовини на Сонці різні його зони обертаються навколо осі з різними періодами. Для точок екватора сидеричний період становить 25 діб, а поблизу полюсів він досягає 30 діб. Внаслідок руху Землі навколо Сонця його обертання представляється земного спостерігача кілька уповільненим: період обертання на екваторі становить 27 діб, а біля полюсів - 32 доби (синодичний період обертання).

Оскільки Сонце обертається не як тверде тіло, систему геліографічних координат не можна жорстко пов'язати зі всіма точками поверхні. Умовно геліографічних меридіани жорстко зв'язуються з точками, що мають географічні широти В = ± 16 °. Для них сидеричний період обертання становить 25,38 доби, а синодичний дорівнює 27,28 діб. За початковий геліографічних меридіан прийнятий той, який 1 січня 1954 року в 0 ^h по всесвітньому часу проходив через точку перетину сонячного екватора з екліптикою. [6]

2. Міжпланетна секторна структура

Конфігурація міжпланетних магнітних полів (ММП) подібна спіралі Архімеда. Вектор магнітного поля В має радіальну компоненту У _r, спрямовану або всередину, або назовні (до Сонця або від Сонця), і азимутальні компоненту У _φ. Міжпланетний простір розділений на чергуються спіральні сектора, в кожному з яких

радіальна компонента спрямована або назовні, або всередину (рис.3). Ця секторна структура обертається разом із Сонцем. За даними спостережень міжпланетних полів (за допомогою ракет) період обертання Сонця може бути поділені на кілька субперіоді, кожен тривалістю в декілька діб, протягом яких радіальна компонента спрямована переважно назовні або всередину. Така послідовність субперіоді може спостерігатися в продовженні декількох обертів Сонця, засвідчуючи про високий ступінь стабільності секторної структури. СВ рухається назовні так, як якщо б магнітного поля не було. У системі відліку, жорстко пов'язаної з Сонцем, магнітні силові лінії паралельні або антіпараллельни напрямку СВ.

У межах кожного сектору швидкість СВ і щільність частинок систематично змінюється (рис.4).

Ракетні спостереження показують, різке збільшення даних параметрів на кордоні сектора. Однак щільність дуже швидко зменшується в кінці другого дня після проходження кордонів, а потім дня через 2 або 3 починає поволі рости. Швидкість СВ зменшується повільно на 2 або 3 день після досягнення піку. Секторна структура та зазначені варіації швидкості і щільності тісно пов'язані з помірною магнітосферні збуреннями Сонця.

Вілкокс і Несс, порівнявши спостережувану міжпланетну секторну структуру (МСС) з конфігурацією фотосферних магнітних полів, зробили висновок, що фотосферні магнітні поля, що знаходяться в поясі геліографічною широти 15 °, витягуються назовні СВ, утворюючи стійкі і довго живуть великомасштабні поля малої напруженості, що існує з іншими магнітними полями. Бартельс назвав цей тип гідромагнітной активності М-збуреннями; СВ, відповідальний за нього, називається М-потоком, а його джерело на поверхні Сонця - М-областю. Кордон між двома полярностями М-області проходить приблизно з півночі на південь і полярність не змінюється при перетині екватора (мал. 5). [9]

До розвитку нового сектора призводить зростання центру активності: на рівні фотосфери викликає перерозподіл магнітного поля і картини потоків СВ.

М-області часто не містять сонячних плям, тому що прагнуть уникати області підвищеного коронарного випромінювання.

МСС існує навіть під час самого спокійного періоду 11-річного циклу сонячної активності. Усередині кожної секторної структури її характеристики (швидкість, концентрація і напруженість ММП) систематично змінюються, і досягають своїх максимальних значень поблизу провідною кордону сектора. Отже, провідний фронт (крива Т на рис.7) створює радіальну силу на тиловій стороні секторної структури (попереду неї). Така взаємодія може сформувати в секторної структурі ударну хвилю (крива S на рис.7). Внаслідок чого провідні кордону МСС мають характеристики тангенціального розриву.

Секторна структура досить стійка, тому вся структура потоку обертається з Сонцем принаймні протягом декількох сонячних оборотів, проходячи над Землею приблизно через кожні 27 днів, що пояснювало тенденцію геомагнітних збурень до повторення. Таким чином, структури всередині кожного сектора викликають обурення в магнітосфері. Однак, Хейл виявив, що особливо сильні магнітні бурі, не показують 27-денний повторюваності. Відсутність повторюваності пояснюється тим, що спалахи - явище короткочасне і порівняно рідкісне. Через кілька хвилин після початку спалаху магнітне поле Землі «здригається», спостерігається раптове, дуже різке і порівняно невелика його зміна. Ці «магнітні гачки» викликані непостедственним дією випромінювання спалаху на магнітне поле Землі.

Дослідження розподілу міжнародних спокійних днів (Q) та міжнародних обурених днів (D) залежно від проходження через центральний меридіан. (СМР) показали помітний максимум Q - днів приблизно через 3 дні після СМР активних областей. Що виявило існування «конуса уникнення» над центром активності, який досягає Землі через 2,5 - 3 дні після СМР. Таким чином, періодична магнітна активність обумовлена ​​М-потоками, які збираються в пучки відхиляють дією активних областей.

Геомагнітна активність має річні піки поблизу точок рівнодень, викликані проходженням Землі на мінімально можливої ​​геліографічною широті (7 ° від сонячного екватора), тобто вектор потоку сонячної плазми по відношенню Землі є важливою характеристикою ступеня геомагнітної активності. Виходячи з цього, можна очікувати залежність геомагнітної активності від всесвітнього часу, враховуючи, що вплив Сонця на Землю переноситься СВ з запізненням на 4-5 діб. [7]

3. Магнітне поле Землі

Через ідеальної провідності плазми сонячного вітру магнітні силові лінії земного диполя не можуть проникнути в натікало сонячний вітер і утворює в першому наближенні порожню магнітну порожнину біля Землі - магнітосферу. У цьому ж наближенні форми магнітосфери визначаються балансом динамічного тиску сонячного вітру і тиском магнітного поля Землі.

Магнітосфера представляє собою «тупе» перешкода для надзвукового СВ, і перед нею на відстані 13-17 R _з від центру Землі утворюється відійшла бесстолкновітельная ударна хвиля (на рис. 1 показана найближчої до Сонця поверхнею), що відхиляє потік сонячної плазми - обтікає магнітосферу. Передача енергії та імпульсу СВ в магнітосфері відбувається лише завдяки дисипативним процесам, а за відсутності останніх плазма і поля всередині магнітосфери знаходяться в статичний. рівновазі.

Незважаючи на те, що густина енергії міжпланетного магн. поля (магнітне поле, вморожені в плазму СВ) складає всього 1% від щільності кінетичної енергії СВ на орбіті Землі, процеси перез'єднання міжпланетних і земних магнітних силових ліній істотно визначають структуру і динаміку магнітосфери. Перез'єднання відбувається в невеликій області магнітосфери, де завдяки розвитку плазмових нестійкостей зростає опір плазми, що порушує вморожений магнітних силових ліній в плазму. Це дозволяє міжпланетним і земним силовим лініям «розірватися» і «пересоедініться» між собою (див. рис.9). Найбільш сприятливою для протікання цих процесів є ситуація, коли міжпланетне магнітне поле (ММП) антипараллельно земній магнітному полю в соняшниковій точці магнітопауза. СВ захоплює перез'єднання силові лінії магнітного поля Землі, які за тим утворюють протяжний магнітний шлейф - хвіст магнітосфери.

3.1 магнітосферні бурі та суббурі

Ударна хвиля і хмара плазми рухаються зі швидкістю @ 1500 км / с і досягають Землі за 1,5-2 доби. Тривалість виникає бурі пропорційна ширині корпускулярного потоку у Землі і швидкості орбітального руху Землі. Для бурі тривалістю 24 години вона складе близько 13 °, а для двогодинної - @ 1 ° (кутова широта, рівна лінійної, поділеній на відстань Земля-Сонце). Середній кут розчину корпускулярних потоків близько 8-9 °.

Типова магнітна буря складається з трьох фаз. Вона починається, коли міжпланетна ударна хвиля досягає магнітосфери і стискає її. Оскільки перехідний ударний фронт має невелику товщину (кілька тисяч кілометрів), стиснення відбувається досить швидко (хвилини), і чітко проявляється у варіаціях геомагнітного поля як різке збільшення його напруженості.

Після стиснення магнітосфери ударною хвилею і до початку головної фази бурі спостерігається декілька відносно спокійних годин - початкова фаза. У цей спокійний період магнітосфера оточена СВ, потік якого ослаблений у результаті форшбуш-ефекту. Тривалість періоду варіює від 10 хв. до 6 і більше годин.

Головна фаза магнітосферної бурі починається, коли магнітосфери досягає плазмове хмара, що породило ударну хвилю. Вона характеризується послідовністю вибухоподібне процесів - магнітними суббурі.

Плазмове хмара турбулентно, зокрема, північно-південна компонента ММП В в потоці плазми вкрай і іррегулярних. У період, коли Земля оточена потоком, у якому поле ММП У ​​антіпаралельно земному, відбувається перез'єднання міжпланетних і геомагнітних ліній, що призводить до появи електричного поля Е, спрямованого поперек магнітного хвоста з ранкової сторони на вечірню. Таким чином, при проходженні турбулентного потоку плазми спостерігається появи багатьох суббурі. Турбулентний М-потік також може бути причиною магнітосферних суббурі. Електричне поле Е обумовлює раптовий початок інтенсивного напрямку до Землі руху плазми в магнітному хвості і плазмосфере. У хвості цей рух має компонентою, спрямованої до нейтрального шару, тобто відбувається складне перерозподіл плазми.

У початковій стадії розвитку суббурі плазмовий шар стає дуже тонким. Внаслідок цього різко змінюється напрямок частини струму, поточного в хвості магнітосфери. Струм з хвоста магнітосфери випливає уздовж магнітних силових ліній в ранковий сектор овалу полярних сяйв, тече вздовж північного сектора овалу і уздовж силових ліній випливає з вечірньої частини овалу в хвіст магнітосфери.

Конвекція магнітосферної плазми до Землі і струми вздовж силових ліній призводять до прискорення частинок плазми. Виникає гаряча плазма з температурою 10 ⁷ До або більше; частина цієї плазми вторгається у верхню атмосферу високих широт, а інша частина заповнює плазмовий шар.

Гаряча плазма частково інжектується в область захоплення і утворює під час бурі протонний пояс (так званий кільцевий струм) і зовнішній радіаційний пояс (електронний). Послідовне прояв магнітосферних суббурі може призвести до генерації дуже інтенсивного протонного пояса. Його магнітний ефект на поверхні Землі проявляється у вигляді зменшення горизонтальної складової геомагнітного поля в низьких і середніх широтах.

Гаряча плазма, інжектіруемая в високоширотні райони, помітно обурює полярну іоносферу, приводячи до появи полярних суббурі. Полярна електроструя, інтенсивний концентрований електричний струм вздовж овалу полярних сяйв, може бути ідентифікована з іоносферної частиною струму, поточного з хвоста магнітосфери. Полярна електроструя викликає полярні магнітні суббурі. Для оцінки активності магнітосферних суббурі використовують інтенсивність полярних магнітних суббурі. Для цієї мети застосовуються індекси АЕ, AU, AL, що виводяться з варіацій горизонтальної компоненти магнітного поля на станціях, розташованих у зонах полярних сяйв.

У період головної фази бурі нейтральний склад верхньої атмосфери в полярній області та іоносфера в середніх широтах виявляються сильно обуреними. Причина цього явища досі остаточно не встановлена. Частина протонів не протонного пояса проникає в плазмосферу і збуджує іонно-циклотронної нестійкість. Передбачається, що в результаті утворюються гарячі електроди. Опускаючись на висоти іоносфери в середніх широтах, вони призводять до утворення среднеширотной червоних дуг. [8]

3.2 Одиниці напруженості магнітного поля

Їх найбільш просто можна отримати в рамках уявлень про магнітні полюси. Полюси одного знака відчувають відштовхування, протилежного - тяжіння. І хоча магнітні полюси є тільки теоретичною абстракцією, вони бувають корисні для описів взаємодії магнітних полів і магнітів. Полюса приписується одинична «магнітна маса», якщо з боку рівного йому за величиною іншого полюса, розташованого на одиничному відстані, на нього діє одинична сила. У системі СГС одиницями сили служать дина і сантиметр. Магнітна маса полюса дорівнює m, якщо на відстані 1 см сила, що діє на одиничну масу, буде дорівнює m дин. На відстані r на одиничну масу діє в цьому випадку сила m / r ² дин, в на масу m ₁ - m ₁ · m / r ² дин (закон Кулона).

У певному магнітному полі в точці Р на магнітну масу m ₁ діє пропорціонаольная їй сила, якщо присутність цієї маси не викликає змін магнітних властивостей тіла, що створює це поле. Така умова виконується, якщо m ₁ мала. Якщо механічну силу, що діє на магнітну масу в точці Р, розділити на m _1, то вийде величина, яка називається напруженістю магнітного поля в цій точці. У системі СГС одиниця напруженості називається гаус (Гс). Фізична розмірність напруженості р ^{1 / 2 /} см ^{1 / 2} · з = дин ^{1 / 2 /} див. У земному магнетизм часто вживається менша одиниця напруженості поля, гамма g: 1 g = 10 ^-5 Гс. []

3.3 Складові магнітного поля

У будь-якій точці О вектор напруженості магнітного поля F (В), може бути розкладений на складові різними способами

В одному випадку цими складовими будуть F, або В, - абсолютна величина (модуль) вектора - і два кути D і I. Кут D утворений напрямом на північ і горизонтальної складової Н вектора В, I є кут між В і Н. D вважається позитивним, якщо Н відхиляється на схід, I позитивно при відхиленні У вниз від горизонтальної площини. Величина D називається магнітним схиленням і - нахилом. Вертикальна площина, що проходить через Н, називається (місцевої) площиною меридіана.

В іншому випадку для розкладання F (B) використовуються величини X, Y, Z - північна (Х) і східна (Y) компоненти Н і вертикальна складова Z, яка вважається позитивною, якщо У спрямована вниз. Напруженість F (В), звана «повною силою», Н, Z (горизонтальна і вертикальна складова) і X, Y вимірюються в гаусах або гамах; D і I вимірюються в дугових градусах та хвилинах. Всі 7 величин В, Н, D, I, X, Y, Z називаються магнітними елементами. Між собою вони пов'язані такими співвідношеннями: