Реферат: Солнечный ветер, особенности межпланетного пространства (Солнце – Планеты)
Министерство образования РФСанкт-Петербургский государственныйэлектротехническийуниверситет «ЛЭТИ» им. В.И.Ульянова (Ленина)
КафедраИЗОС
Реферат по экологии на тему:
« СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР, ОСОБЕННОСТИМЕЖПЛАНЕТНОГОПРОСТРАНСТВА (СОЛНЦЕ – ПЛАНЕТЫ) »Работувыполнил: Локсеев К.О.
ФКТИ, 3311 группа
Работупроверил: Бойцов А.А.
Санкт-Петербург
2004 г.
С О Д Е Р Ж А Н И Е
1.ВВЕДЕНИЕ……………………………………………………………………. 3
2. СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР, ОСОБЕННОСТИ
МЕЖПЛАНЕТНОГО
ПРОСТРАНСТВА (СОЛНЦЕ –ПЛАНЕТЫ)………………………………... 3
2.1.СОЛНЦЕ…………………………………………………………….…….. 3
2.2. ЗЕМЛЯ…………………………………………………………………….. 7
2.3. КОМЕТЫ………………………………………………………………….. 11
2.3.1. Поверхность кометного ядра как источникгазового потока……. 13
2.3.2. Физические процессы в потокегаза,
истекающего с поверхностикометного ядра…………………….. 15
2.3.3. Математическая модельистечения газа от комет………………... 17
2.3.4. Взаимодействие кометныхионосфер с солнечным ветром……… 18
2.3.5. Что предсказала теория передполетами космических аппаратов ккомете Галлея в марте 1986года…………………………………………………… 202.4.ПЛАНЕТЫ…………………………………………………………………. 24
3.ЗАКЛЮЧЕНИЕ…………………………………………………………………. 25
4.ЛИТЕРАТУРА…………………………………………………………………... 26
-2-
1. ВВЕДЕНИЕ<span Times New Roman",«serif»">Кажется, что в мире нет ничегоболее постоянного, чем Солнце. Наблюдаемые с древних времен пятна на дискеСолнца кому-то казались курьезом, а кому-то — кознями дьявола. Лишь в XIX векебыло замечено, что после появления солнечных пятен на Земле усиливаютсяполярные сияния и регистрируются колебания геомагнитного поля — магнитные бури.В начале XX века выдающийся российский ученый А. Л. Чижевский (1897-1964)впервые высказал идею о влиянии солнечной активности на неживой мир, биосферу исоциальные процессы и назвал ее «космической погодой». Так какфизические основы подобного воздействия были тогда совершенно неизвестны,взгляды Чижевского многие считали близкими к мистицизму. Это трагическисказалось на судьбе ученого, а его основополагающие труды были изданы толькоспустя много лет. В настоящее время благодаря космическим исследованиям природанашей зависимости от Солнца стала более понятной, а предупреждения о влияниисолнечных вспышек и магнитных бурь на состояние здоровья и работоспособностьтехнических систем стали частью нашей жизни.[5]
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»"> 2. СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР, ОСОБЕННОСТИМЕЖПЛАНЕТНОГО
<span Times New Roman",«serif»"> ПРОСТРАНСТВА (СОЛНЦЕ – ПЛАНЕТЫ)
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">
2.1 СОЛНЦЕ Солнечный ветер — непрерывный поток плазмысолнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнцаи заполняющий собой Солнечную систему до гелиоцентрический расстояний порядка100 а.е. С.в. образуется при газодинамическом расширении солнечной короныв межпланетное пространство.<span Times New Roman",«serif»">Первыесвидетельства существования С.в. получены Л.Бирманом(ФРГ) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В1957 г. Ю.Паркер (США), анализируя условия равновесиявещества короны, показал, что корона не может находиться в условияхгидростатического равновесия, как это раньше предполагалось, а должнарасширяться, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводитьк разгону коронального вещества до сверхзвуковыхскоростей.
<span Times New Roman",«serif»">Средниехарактеристики С.в. на орбите Земли: скорость 400 км/с, плотность протонов — 6на 1 куб.см, температура протонов 50 000 К,температура электронов 150 000 К, напряжённость магнитного поля 5·10-5 эрстед.
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">-3-
<img src="/cache/referats/17356/image002.jpg" v:shapes="_x0000_i1025">
Потоки С.в. можно разделить на два класса: медленные- со скоростью ок. 300 км/с и быстрые — со скоростью600-700 км/с.
<span Times New Roman",«serif»">С.в.,возникающий над областями Солнца с различной ориентацией магнитного поля,образует потоки с различно ориентированным межпланетным магнитным полем — т.наз. секторную структуру межпланетного магнитного поля.
<span Times New Roman",«serif»">Межпланетнаясекторная структура — это разделение наблюдаемой крупномасштабной структурыС.в. на чётное число секторов с различным направлением радиального компонентамежпланетного магнитного поля. Характеристики С.в. (скорость, температура,концентрация частиц и др.) также в среднем закономерно изменяются в сечениикаждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потокаС.в. Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока С.в. Чащевсего наблюдаются два или четыре сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Этаструктура, образующаяся при вытягивании С.в. крупномасштабного магнитного полякороны, может наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Секторнаяструктура является следствием существования токового слоя в межпланетной среде,который вращается вместе с Солнцем. Токовый слой создаёт скачок магнитногополя: выше слоя радиальный компонент межпланетного магнитного поля имеет одинзнак, ниже — другой. Токовый слой располагается приблизительно в плоскостисолнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит кзакручиванию складок токового слоя в спирали (т.наз.«эффект балерины»). Находясь вблизи плоскости эклиптики,наблюдатель оказывается то выше, то ниже токового слоя, благодаря чему попадаетв секторы с различными знаками радиального компонента межпланетного магнитногополя.
<span Times New Roman",«serif»">Приобтекании С.в. препятствия, способных эффективно отклонять С.в. (магнитные поляМеркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферы
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">-4-
<span Times New Roman",«serif»">Венеры и,по-видимому, Марса), образуется головная отошедшая ударная волна. С.в.тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекатьпрепятствие. При этом в С.в. формируется полость — магнитосфера, форма и размеркоторой определяются балансом давления магнитного поля планеты и давленияобтекающего потока плазмы. Толщина фронта ударной волны — порядка 100 км. Вслучае взаимодействия С.в. с непроводящим телом (Луна) ударная волна невозникает: поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуетсяпостепенно заполняемая плазмой С.в. полость.
<span Times New Roman",«serif»">Настационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарныепроцессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных солнечных вспышкахпроисходит выброс вещества из нижних областей короны в межпланетную среду. Приэтом также образуется ударная волна, которая постепенно замедляется придвижении через плазму С.в.
<span Times New Roman",«serif»">Приходударной волны к Земли приводит к сжатию магнитосферы, после которого обычноначинается развитие магнитной бури.
<span Times New Roman",«serif»">С.в.простирается до расстояния ок. 100 а.е., где давлениемежзвёздной среды уравновешивает динамическое давление С.в. Полость, заметаемаяС.в. в межзвёздной среде, образует гелиосферу.Расширяющийся С.в. вместе с вмороженным в него магнитным полем препятствуетпроникновению в Солнечную систему галактических космических лучей малых энергийи приводит к вариациям космических лучей больших энергий.
<span Times New Roman",«serif»">Явление,аналогичное С.в., обнаружено и у некоторых типов других звёзд (звёздныйветер).[7]
<span Times New Roman",«serif»"><span Times New Roman",«serif»">Поток энергии Солнца, питаемыйтермоядерной реакцией в его центре, к счастью, исключительно стабилен, не впример большинству других звезд. Большая его часть в конце концов испускаетсятонким поверхностным слоем Солнца — фотосферой — в виде электромагнитных волнвидимого и инфракрасного диапазона. Солнечная постоянная (величина потокасолнечной энергии на орбите Земли) равна 1370 Вт/м2. Можнопредставить, что на каждый квадратный метр поверхности Земли приходитсямощность одного электрического чайника. Всего Солнце тогда можно заменить чутьболее чем 1014 чайниками.
<span Times New Roman",«serif»">Над фотосферой расположена коронаСолнца — зона, видимая с Земли только во время солнечных затмений и заполненнаяразреженной и горячей плазмой с температурой в миллионы градусов. Это самаянестабильная оболочка Солнца, в которой зарождаются основные проявления солнечнойактивности, влияющие на Землю. Косматый вид короны Солнца демонстрируетструктуру его магнитного поля — светящиеся сгустки плазмы вытянуты вдольсиловых линий. Горячая плазма, истекающая из короны, формирует солнечный ветер- поток ионов (состоящий на 96% из ядер водорода — протонов и на 4% из ядергелия — альфа-частиц) и электронов, разгоняющийся вмежпланетное пространство со скоростью 400-800 км/с.
<span Times New Roman",«serif»">Солнечный ветер растягивает иуносит с собой солнечное магнитное поле. Это происходит потому, что энергиянаправленного движения плазмы во внешней короне больше, чем энергия магнитногополя, и принцип вмороженности увлекает
<span Times New Roman",«serif»">-5-
<span Times New Roman",«serif»">полеза плазмой. Комбинация такого радиального истечения с вращением Солнца (амагнитное поле «прикреплено» и к его поверхности) приводит кобразованию спиральной структуры межпланетного магнитного поля — так называемойспирали Паркера. Солнечный ветер и магнитное полезаполняют всю Солнечную систему, и, таким образом, Земля и все другие планетыфактически находятся в короне Солнца, испытываявоздействие не только электромагнитного излучения, но еще и солнечного ветра исолнечного магнитного поля.
<span Times New Roman",«serif»">Интересно, что впервые осуществовании солнечного ветра догадались еще до наступления космической эрыпри изучении комет. Если бы на кометы действовало только световое давлениеСолнца, то их хвосты были бы направлены точно от Солнца. Американский ученыйЛюдвиг Бирман в 1951 году обнаружил, что хвосты кометотклонены в среднем на 4 градуса от этого направления. Такое отклонение можнообъяснить только наличием потока ионов и электронов — «ветра»,«дующего» от Солнца со скоростью около 400 км/с. Позднее данные,полученные первыми советскими космическими аппаратами «Луна» в 1959году, позволили сотруднику Института космических исследований К. И. Грингаузу с коллегами впервые экспериментально обнаружитьсолнечный ветер.
<span Times New Roman",«serif»">Таково вкратце современноепредставление о стабильном Солнце. Сообщения о солнечных пятнах, заметных ввиде помутнений на фотосфере, стали, вероятно, первыми историческими свидетельствамисолнечной изменчивости. Несмотря на то, что случаи наблюдения отдельных большихпятен известны с античных времен, их «официальное» открытиедатируется 1611 годом, когда изобретение телескопа позволило начать постоянныеисследования. В середине XIX века немецкий ученый Рудольф Вольф, собравпрактически все известные упоминания о пятнах, обнаружил примерно 11-летнююпериодичность их появления (сами пятна могут существовать по несколькомесяцев). С тех пор количество пятен, посчитанное по особой формуле, — числоВольфа — служит основной характеристикой солнечной активности. В годыспокойного Солнца — в солнечный минимум — пятен практически нет, а во времямаксимума солнечной активности число пятен может достигать нескольких десятков.
<span Times New Roman",«serif»">Чтобы понять причины солнечнойактивности, нам придется познакомиться поближе с магнитным полем Солнца. Впериод минимума активности конфигурация солнечного магнитного поля близка кдипольной и похожа на форму магнитного поля Земли. При приближении к максимумуактивности структура магнитного поля по не вполне понятным причинамусложняется. Одна из наиболее красивых гипотез гласит, что при вращении Солнцамагнитное поле как бы навивается на него, постепенно погружаясь под фотосферу.Со временем, в течение как раз солнечного цикла, магнитный поток, накопленныйпод поверхностью, становится таким большим, что жгуты силовых линий начинаютвыталкиваться наружу. Места выхода силовых линий образуют пятна на фотосфере имагнитные петли в короне, видимые как области повышенного свечения плазмы нарентгеновских изображениях Солнца. Величина поля внутри солнечных пятендостигает 0,01 тесла, в сто раз больше, чем поле спокойного Солнца.
<span Times New Roman",«serif»">-6-
<span Times New Roman",«serif»">Интуитивно энергию магнитногополя можно связать с длиной и количеством силовых линий: их тем больше, чемвыше энергия. При подходе к солнечному максимуму накопленная в поле огромнаяэнергия начинает периодически взрывным образом высвобождаться, расходуясь наускорение и разогрев частиц солнечной короны. Резкие интенсивные всплескикоротковолнового электромагнитного излучения Солнца, сопровождающие этотпроцесс, носят название солнечных вспышек. На поверхности Земли вспышкирегистрируются в видимом диапазоне как небольшие увеличения яркости отдельныхучастков солнечной поверхности. Однако уже первые измерения, выполненные наборту космических аппаратов, показали, что наиболее заметным эффектом вспышекоказывается значительное (до сотен раз) увеличение потока солнечногорентгеновского излучения и энергичных заряженных частиц — солнечных космическихлучей. Во время некоторых вспышек происходят также выбросы значительногоколичества плазмы и магнитного поля в солнечный ветер — так называемыхмагнитных облаков, которые начинают быстро расширяться в межпланетноепространство, сохраняя форму магнитной петли с концами, опирающимися на Солнце.Плотность плазмы и величина магнитного поля внутри облака в десятки разпревосходят типичные для спокойного времени значения этих параметров всолнечном ветре.
<span Times New Roman",«serif»">Несмотря на то, что во времякрупной вспышки может выделиться до 1025 джоулей энергии (поистинеастрономическая величина), общее увеличение потока энергии в солнечный максимумневелико и составляет всего 0,1-0,2%. Можно сказать, что солнечная активность — это всего лишь гримаса на чистом и спокойном солнечном диске, обогревающемЗемлю. Но так же как выражение лица человека может иногда ранить больнее, чемкакое-либо его действие, так и межпланетное пространство и окрестности Землиочень чувствительны к всплескам солнечной активности и их проявлениям вмежпланетном пространстве — солнечным космическим лучам, магнитным облакам,коротковолновому электромагнит ному излучению. Посмотрим, что Земля можетпротивопоставить в свою защиту.
<span Times New Roman",«serif»;mso-ansi-language: EN-US">[5]<span Times New Roman",«serif»"><span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»"> 2.2 ЗЕМЛЯ
<span Times New Roman",«serif»">Если основной поток солнечногоизлучения в видимом и инфракрасном диапазоне необходим для существованиябиосферы, то солнечное рентгеновское и ультрафиолетовое излучение губительнодля живой материи. К счастью, практически все оно поглощается еще в атмосфереЗемли при ионизации ее верхних слоев. Образующаяся в результате этого навысотах от 80 до нескольких сотен километров оболочка, в которой плазмасоседствует с нейтральными атомами и молекулами, называется ионосферой.Ионосфера — ближайший к поверхности Земли слой, проводящий электричество. Оналежит на изоляторе — нейтральной атмосфере. В отличие, например, от солнечноговетра, ионосфера «умеет» проводить ток поперек силовых линиймагнитного поля. Эту способность создают частые соударения ионов и электронов снейтральными атомами, в большом количестве присутствующими на таких высотах.Сталкиваясь, заряженные частицы меняют
<span Times New Roman",«serif»">-7-
<span Times New Roman",«serif»">направлениедвижения и переходят от одной силовой линии к другой, разрушая их изоляцию.
<span Times New Roman",«serif»">От потока солнечных космическихлучей и солнечного ветра Землю защищает магнитный щит. Хотя эту оболочку невозможноувидеть, люди издавна пользовались земным магнитным полем для определениянаправления при помощи компаса. После догадки жившего в XVI веке английскогофизика Уильяма Гильберта, что Земля — огромныймагнит, стало понятно, что геомагнитное поле существует и в околоземномпространстве. Если на ее поверхности величина магнитного поля составляет(3-5)ґ10-5 тесла, в зависимости от широты места измерения, то судалением от Земли магнитное поле ослабевает пропорционально третьей степенирасстояния и скоро становится достаточно слабым, чтобы ощущать воздействиемежпланетной среды.
<span Times New Roman",«serif»">Солнечный ветер у орбиты Землисильно разрежен и непостоянен — средняя концентрация частиц в нем составляетоколо 1-10 см-3, скорость — 250-1000 км/с, величина межпланетногомагнитного поля — (1-10)ґ10-9 тесла. Так как заряженные частицынеохотно меняют силовые линии магнитного поля, поток солнечного ветра несмешивается с геомагнитным полем и околоземным плазменным населением, аобтекает их, образуя геомагнитную полость — магнитосферу Земли. Границамагнитосферы — магнитопауза — проходит там, гдедавление солнечного ветра уравнивается давлением геомагнитного поля. Вподсолнечной точке она находится в среднем на расстоянии девяти радиусов Земли(55-60 тысяч километров) от ее центра. Полное усилие, которое солнечный ветероказывает на магнитосферу, ничтожно, оно примерно равно весу воды в большомбассейне, но тем не менее внешние области магнитосферы, заполненные слабымгеомагнитным полем, сильно искажены относительно начальной — дипольной — формы.Со стороны Солнца (дневной стороны) магнитосфера сплющивается, а спротивоположной — ночной — вытягивается, образуя магнитный хвост, тянущийся насотни радиусов Земли, более миллиона километров. А поскольку поток солнечноговетра сверхзвуковой, то перед магнитосферой, как перед сверхзвуковым самолетом,образуется ударная волна.
<span Times New Roman",«serif»">Внешняя магнитосфера содержитразреженную (менее 1 см-3) плазму солнечного и ионо-сферногопроисхождения, нагретую до миллионов и сотен миллионов градусов. Но при такихнизких плотностях понятие температуры как меры теплоты объекта, находящегося втермодинамическом равновесии, становится бессмысленным и вместо температурыиспользуют величину средней энергии заряженных частиц, выраженную вэлектрон-вольтах (эВ). Частица с единичным зарядомприобретает (или теряет, в зависимости от знака заряда) один электрон-вольтэнергии, пройдя разность потенциалов 1 В. Температура плазмы в этих единицахсоставляет от 1 до 100 килоэлектрон -вольт (кэВ).
<span Times New Roman",«serif»">Несмотря на то, что полная массагорячих частиц внешней магнитосферы составляет всего около тонны, их роль впостроении магнитосферы очень важна. Только простейшие конфигурации магнитногополя типа дипольной могут существовать в пространстве сами по себе, в созданииже более сложных форм, к которым принадлежит и магнитосфера, согласноуравнениям Максвелла, должны
<span Times New Roman",«serif»">-8-
<span Times New Roman",«serif»">участвоватьэлектрические токи. Такую замкнутую систему токов, текущих по большей части вместах резких изменений направления магнитного поля — вокруг Земли вдоль магнитопаузы (ток Чепмена-Ферраро),поперек магнитного хвоста и некоторых других, и формируют частицы плазмы.
<span Times New Roman",«serif»">В целом влияние солнечного ветрана магнитосферу достаточно сильно, но ее форма искаженного диполя всегдасохраняется. Так как частицы легко передвигаются вдоль силовых линий магнитногополя, особенности различных областей магнитосферы проецируются вдоль линий и намалые высоты, в ионосферу. Силовые линии из более удаленных областей подходят кЗемле в более близких к полюсам районах. Приполярные районы — «полярныешапки» — всегда заполнены так называемыми «открытыми» силовымилиниями, другой конец которых уходит в межпланетное пространство. Все болееблизкие к экватору силовые линии замкнуты, и оба их конца упираются в Землю.Линии, наиболее удаленные точки которых находятся в окрестностях магнитопаузы и в магнитном хвосте — самых динамичныхобластях магнитосферы, сильно реагирующих на изменения в солнечном ветре,подходят к Земле в зонах так называемого авроральногоовала, расположенных на 65-72 градусах магнитной широты. (Здесь надо помнить,что магнитные полюса смещены относительно географических и южный магнитныйполюс находится на севере канадского архипелага, в точке с координатами 71°северной широты и 265° долготы). В экваториальной области к Земле подходятлинии из более стабильной внутренней магнитосферы, сохраняющей дипольнуюконфигурацию поля.
<span Times New Roman",«serif»">Описанная выше схема магнитосферыбыла впервые предложена американскими физиками Сидни Чeпменоми Винцентом Ферраро в 30-хгодах XX века. Она удачно описывала форму магнитосферы, но не могла объяснитьвнезапных отклонений геомагнитного поля от своего постоянного значения. Такиеотклонения исторически называют геомагнитной активностью.
<span Times New Roman",«serif»">Более близкой к реальностиоказалась предложенная в 1961 году британским ученым Джеймсом Данжи модель «открытой» магнитосферы, котораяучитывала взаимодействие геомагнитного и межпланетного магнитных полей.Согласно этой модели, когда направление межпланетного магнитного полястановится противоположным направлению геомагнитного поля на дневной стороне,начинается процесс так называемого пересоединения.При сближении противоположно направленных силовых линий магнитное полеобращается в нуль и принцип вмороженности нарушается.Из «замкнутой» геомагнитной линии и «свободной» линиимежпланетного поля образуются две «открытые» силовые линии, которыеодним концом начинаются на Земле в полярной шапке, а другим — уходят вмежпланетное пространство. Пересоединение«выгодно» с энергетической точки зрения, так как суммарная длинасиловых линий уменьшается. Поток солнечного ветра сносит «открытые»линии на ночную сторону. Здесь противоположно направленные линии сновасближаются, и процесс ночного пересоединениявоссоздает линии солнечного ветра и замкнутые геомагнитные линии, которыепостепенно возвращаются на дневную сторону. При этом магнитосфера и ионосфераоказываются вовлеченными в круговорот — глобальную конвекцию. Интенсивность
<span Times New Roman",«serif»">-9-
<span Times New Roman",«serif»"> конвекции зависит от величины и направлениямежпланетного поля, а также скорости солнечного ветра, определяющей«количество» его силовых линий, падающих на магнитопаузу.Так как геомагнитное поле на экваторе направлено на север,«открывает» магнитосферу «южное» направление межпланетногополя. Когда его направление «северное», процесс пересоединенияне идет и магнитосфера «закрыта».
<span Times New Roman",«serif»">Скорость пересоединенияна ночной стороне обычно меньше, чем на дневной, поэтому в хвосте магнитосферыпроисходит накопление открытых силовых линий и, следовательно, магнитнойэнергии. Размер полярной шапки растет, и зона авроральногоовала сдвигается ближе к экватору на несколько градусов. Через некоторое время(1 — 2 часа) магнитный хвост, «переполненный» магнитным полем, теряетустойчивость, процесс пересоединения на ночнойстороне принимает взрывной характер, и за несколько минут избыточные силовыелинии сбрасываются. Этот циклический процесс называется магнитосферной суббурей и сопровождается значительным возмущением всейвнешней магнитосферы Земли. Фактически происходит обрыв части магнитногохвоста, а его остаток поджимается к Земле. В этот момент часть плазмы внешнеймагнитосферы становится «лишней» и сбрасывается по силовым линиям в авроральную зону ионосферы. Здесь энергичные ионы иэлектроны сталкиваются с нейтральными атомами и заставляют их испускать фотоны.Именно так возникают замечательные по своей красоте полярные сияния (auroras borealis — по-латыни),давшие свое название авроральной зоне.
<span Times New Roman",«serif»">Другое важное следствие суббури — изменения в системе магнитосферных токов. При«отрыве» магнитного хвоста электрический ток, в нормальных условияхтекущий поперек хвоста, вынужден обойти этот разрыв через ионосферу, используя«резервную цепь»: вдоль силовых линий к Земле, затем вдоль авроральной зоны ионосферы и обратно в хвост. Силавозникающего при этом ионосферного тока — электроджета — составляет более миллиона ампер, а магнитное поле, наводимое им наповерхности земли в авроральной зоне, вноситсущественные, до 10-6 тесла (2% величины стабильного поля), вариациив геомагнитное поле. Наряду с полярными сияниями появление вариаций служитосновным признаком начала суббури, а их величина,называемая индексом АЕ, — главной характеристикой силы суббури.
<span Times New Roman",«serif»">Направление межпланетногомагнитного поля постоянно меняется более или менее случайным образом, поэтому«рядовые» суббури, связанные с«южными» полями, случаются несколько раз за сутки, независимо оттекущей солнечной активности. Более известные широкому читателю магнитные бурирегистрируются реже. Они непосредственно связаны со вспышками солнечнойактивности, а точнее, с попаданием Земли в зоны аномально интенсивногосолнечного ветра и в межпланетные магнитные облака.
Величина поля в магнитном облаке у орбиты Земливозрастает до 50-100 нанотесла (1нТл = 10-9Тл), а скорость солнечного ветра — до 1000 км/с.Эффект такого увеличения подобен смене легкого ветерка на ураган. Интенсивностьмагнитного пересоединения на дневной стороневозрастает на порядок, приводя к разрастанию области, занимаемой полярнойшапкой. Во время сильной бури мощнейшие
-10-
магнитные суббури следуютодна за другой, а авроральная зона расширяется вплотьдо умеренных широт. Конвекция, прежде незаметная на фоне взрывных процессов вхвосте, начинает доминировать, возмущая внутреннюю магнитосферу и создаваякольцевой ток, опоясывающий Землю на высоте 20-30 тысяч километров. У ееповерхности ток создает магнитное поле, направленное противоположно основномугеомагнитному. Амплитуда регистрируемого в результате уменьшения полного поляназывается Dst-индексом и служит основной характеристикойсилы магнитной бури. Так, во время крупнейшей бури этого солнечного максимума,разыгравшейся 31 марта 2001 года и длившейся более суток, индекс Dst составил _358 нТл,а полярные сияния наблюдались даже в Москве. Энергия, выделившаяся тогда вмагнитосфере Земли, составила около 5ґ1017 Дж, что примерно равноэнергии взрыва 100 мегатонн тротила. [5]<span Arial Unicode MS",«sans-serif»">
<table cellspacing=«1» cellpadding=«0» ">Солнечный ветер вблизи орбиты Земли:<span Arial Unicode MS"">
<span Arial",«sans-serif»">Скорость
<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">400 – 700
<span Arial",«sans-serif»"> <span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">км/с
<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">Температура
<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">5 · 10
<span Arial",«sans-serif»"> 4<span Arial",«sans-serif»"> – 5 · 10<span Arial",«sans-serif»"> 5<span Arial",«sans-serif»; mso-fareast-font-family:«Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">К
<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">Магнитная индукция
<span Arial",«sans-serif»; mso-fareast-font-family:«Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">10
<span Arial",«sans-serif»"> -9<span Arial",«sans-serif»"> – 10<span Arial",«sans-serif»"> -8<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">Тл
<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family:«Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">Концентрация
<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">1 – 10
<span Arial",«sans-serif»"> <span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">1/см
<span Arial",«sans-serif»">3<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">Поток массы
<span Arial",«sans-serif»; mso-fareast-font-family:«Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">10
<span Arial",«sans-serif»"> 8<span Arial",«sans-serif»"> – 10<span Arial",«sans-serif»"> 10<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family:«Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">кг/с
<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">Поток энергии
<span Arial",«sans-serif»; mso-fareast-font-family:«Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">10
<span Arial",«sans-serif»"> 19<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial",«sans-serif»">Вт
<span Arial",«sans-serif»;mso-fareast-font-family: «Arial Unicode MS»"><span Arial Unicode MS",«sans-serif»; color:black">
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">
<span Times New Roman",«serif»">2.3 КОМЕТЫ
<span Times New Roman",«serif»"><span Times New Roman",«serif»">На фреске известного итальянскогохудожника Джотто ди Бондоне «Поклонение волхвов» (1303) можно увидетьизображенную на небе хвостатую комету (рис. 1).
<table cellpadding=«0» "><img src="/cache/referats/17356/image003.gif" v:shapes="_x0000_i1026"><span Arial Unicode MS"">
<span Times New Roman",«serif»">Рис. 1.
<span Times New Roman",«serif»"> Изображение хвостатой кометы (предположительно кометы Галлея) на фреске знаменитого итальянского художника Джотто «Поклонение волхвов» (1303)<span Times New Roman",«serif»">-11-
<span Times New Roman",«serif»">Некоторые современные ученыеуверены, что Джотто изобразил очередное прохождениевблизи Земли в 1301 году довольно активной кометы, названной кометой Галлея вчесть английского астронома Эдмунда Галлея(1656-1742), вычислившего 76-летний период ее вращения вокруг Солнца ипредсказавшего ее очередное появление вблизи Земли в 1758 году. Из картинхудожников можно получить визуальные исторические доказательства появлениякомет вблизи орбиты Земли в те далекие времена, когда еще не существовало ниспектрофотометрических исследований при помощи наземных телескопов, ни темболее исследований при помощи космических аппаратов. Вывод космическихаппаратов за пределы земной атмосферы позволил ученым проводить не толькодистанционные спектрофотометрические исследования комет во всем диапазоневолновых частот, но и прямые измерения физических параметров вблизи ихповерхности. Интересно, что именно комета Галлея оказалась первой кометой,которая была исследована в марте 1986 года при помощи запущенных к нейкосмических аппаратов "Джотто" (Европейскоекосмическое агентство), «Вега-1» и «Вега-2» (СССР), "Суиссеи" и "Сакигаке"(Япония). Вблизи орбиты Земли, то есть на расстоянии около 1 а.е.(астрономическая единица, или расстояние от Земли до Солнца), яркие кометыобычно состоят из трех частей: прекрасно видимого гигантского хвоста, оченьмаленького размера (по сравнению с хвостом) и невидимого ядра и светящейсяатмосферы, окружающей ядро и называемой комой кометы. Кома вместе с ядромобычно называется головой кометы. Несмотря на относительно малые размеры, ядроявляется главной частью кометы. Кома и хвост образуются как следствие истечениявещества из ядра кометы.
<span Times New Roman",«serif»">Если взглянуть в телескоп натолько что появившуюся комету, находящуюся на расстоянии от Солнца в 3-5 а.е. иболее, то можно увидеть бледную, едва светящуюся шарообразную туманность. Помере приближения к Солнцу атмосфера кометы становится все более и болееактивной, увеличиваясь в размерах и по яркости, изменяя форму от шаровой ковальной. Постепенно в антисолнечном направленииразвивается и ее хвост.
<span Times New Roman",«serif»">По атмосферной активности кометыотличаются друг от друга. Многие кометы, ядра которых богаты летучимивеществами, такими, как CO2 и CO, начинают проявлять активность ужена расстоянии от Солнца d<img src="/cache/referats/17356/image004.gif" v:shapes="_x0000_i1027">2O),проявляют значительную активность только при d<img src="/cache/referats/17356/image005.gif" v:shapes="_x0000_i1028">Rn = 1 км состоит в основном из H2O,практически не является препятствием для течения солнечного ветра при d<img src="/cache/referats/17356/image006.gif" v:shapes="_x0000_i1029">d = 1 а.е. от Солнца, то в ней как результатсублимации вещества с ее поверхности и последующего его расширения развиваетсянастолько мощная атмосфера, что она становится существенным препятствием длятечения солнечного ветра. В этом
<span Times New Roman",«serif»">-12-
<span Times New Roman",«serif»">случаесолнечный ветер чувствует кометную атмосферу на расстоянии, которое на 5-6 порядковвеличины и более может превосходить размер самого ядра ком