Книга: Полярные сияния

Магнитосферная буря

Магнитосферная буря

Проследим далее движение облака солнечной плазмы по направлению к Земле. Рассмотрим три момента в этом движении: через 10—30 мин, 12 ч и 40—50 ч после солнечной вспышки. Ситуация схематически изображена на рис. 24.

Положение солнечной вспышки, как ее видит наблюдатель с Земли, зависит от угла между солнечным радиусом, который проходит через место вспышки и линией Солнце-Земля. Если вспышка видна на центральном меридиане, то Земля расположена в точке А. Если же вспышка видна на удаляющейся западной полусфере, Земля будет находиться в точке В и в точке С в том случае, если вспышка видна в приближающейся восточной полусфере. В первый промежуток времени солнечные протоны быстро распространяются в межпланетном пространстве. Они достигают земной орбиты вначале в точке В, а затем в точке А, поскольку они движутся вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля. В этот начальный период в точке С протоны не наблюдаются.

Примерно через 12 ч после вспышки солнечная плазма и генерированная в ней ударная волна проходят половину расстояния до Земли. Релятивистские солнечные протоны распространяются во внешнюю межпланетную среду. Как ударная волна, так и движущаяся вперед плазма замедляются и пересекают земную орбиту примерно через 40—50 ч после вспышки (рис. 24, в).

На рис. 25 показано пересоединение геомагнитных силовых линий и силовых линий межпланетного магнитного поля в разных секторах межпланетного магнитного поля (положительном и отрицательном), а также дано направление движения солнечных электронов.

Рис. 25. Схема, показывающая пересоединение геомагнитных силовых линий и силовых линий межпланетного магнитного поля, когда Земля находится в положительном секторе (вверху) и отрицательном секторе (внизу) межпланетного магнитного поля

Стрелками с точкой около силовых линий показано направление движения солнечных электронов

При прохождении фронта ударной волны мимо Земли магнитосфера «погружается» в солнечный ветер. Солнечный ветер имеет повышенные значения скорости, плотности и температуры. Это приводит к внезапному сжатию магнитосферы. Магнитометры на поверхности Земли регистрируют в это время внезапное увеличение горизонтальной компоненты геомагнитного поля. Это и есть начало геомагнитной бури. Примерно в это же время вне магнитосферы и в полярных областях часто наблюдается сильное увеличение солнечных протонов низкой энергии.

Когда ударная волна, несущая облако плазмы, действует на магнитосферу, последняя становится неустойчивой. Во внешней магнитосфере образуется большой поток частиц с большой энергией. На этой стадии растут и затухают системы интенсивных электрических токов, которые вызывают магнитосферные возмущения.

Рассмотрим, какие процессы в околоземном пространстве происходят, когда электромагнитное и корпускулярное излучение Солнца действует на магнитосферу и атмосферу Земли.

Электромагнитное излучение Солнца, приходящее к Земле во время солнечных бурь, воздействует на земную атмосферу примерно через 10 мин после солнечных явлений. После момента подхода быстрых частиц к орбите Земли магнитосфера в течение нескольких дней оказывается окруженной потоком энергичных частиц. Часть из этих частниц проникает в верхнюю атмосферу в высоких широтах северного и южного полушарий.

Вслед за энергичными частицами, которые быстро распространялись в межпланетном пространстве, следует облако солнечной плазмы, которое пересекает межпланетное пространство со скоростью ~500—1000 км/с. Как уже говорилось, в солнечном ветре генерируется ударная волна, несколько опережающая плазменное облако. Когда межпланетная ударная волна и солнечная плазма сталкиваются с магнитосферой Земли, наступает магнитосферная буря. Магнитосфера Земли погружена в непрерывно изменяющееся межпланетное магнитное поле, которое имеет секторную структуру. Она обусловлена тем, что в различных частях солнечного диска развиваются и затухают несколько центров активности. В каждой секторной структуре систематически изменяются плотность солнечного ветра, его скорость и напряженность магнитного поля.

Магнитосферная буря состоит из трех периодов или фаз. Как уже отмечалось, она начинается, когда межпланетная ударная волна достигает магнитосферы и очень быстро сжимает ее. Эффект сжатия магнитосферы Земли отчетливо проявляется в вариациях геомагнитного поля в виде резкого увеличения его напряженности как на поверхности Земли, так и в магнитосфере. После сжатия магнитосферы наступает начальная фаза магнитосферной бури. Это относительно спокойный период, продолжающийся несколько часов. В это время магнитосфера окружена солнечным ветром, параметры которого меняются под действием ударной волны.

Но вот магнитосферы достигает главное облако плазмы, породившее ударную волну. Начинается главная фаза магнитосферной бури, которая характеризуется последовательностью взрывоподобных процессов. Последние называются магнитосферными суббурями.

В случае если Земля окружена потоком плазмы, в котором магнитное поле имеет южную составляющую, происходит пересоединение межпланетных и геомагнитных силовых линий. Это приводит к появлению электрического поля E, направленного поперек хвоста магнитосферы с утренней стороны на вечернюю. Поскольку поток плазмы имеет турбулентный характер, то должна появиться серия суббурь. Под действием возникшего интенсивного электрического поля плазма, находящаяся в хвосте магнитосферы, начинает двигаться в направлении к Земле. Из хвоста магнитосферы вытекает электрический ток. Сначала он течет вдоль магнитных силовых линий в утренний сектор овала полярных сияний, затем — вдоль полуночного сектора овала и вдоль силовых линий магнитного поля вытекает из вечерней части овала и оттуда — обратно в хвост магнитосферы. В описанных движениях плазмы (конвекция к Земле и токи вдоль силовых линий) происходит ускорение частиц плазмы. Энергия частиц увеличивается. При этом возникает плазма с температурой 10⁷ К или даже больше. Часть ее вторгается в верхнюю атмосферу Земли в высоких широтах, а другая — заполняет плазменный слой.

Образованная таким путем горячая плазма частично впрыскивается в области захвата в магнитосфере, где образует протонный пояс или так называемый кольцевой ток, а также внешний радиационный пояс (электронный). Если магнитосферные суббури протекают довольно часто друг за другом, то протонный пояс оказывается весьма интенсивным. Протоны в этом поясе дрейфуют вокруг Земли с востока на запад (это дрейф за счет кривизны магнитных силовых линий Земли). Магнитное поле этого кольцевого электрического тока на поверхности Земли (в районе экватора) направлено против геомагнитного поля.

В такие моменты магнитометры на Земле регистрируют уменьшение горизонтальной составляющей геомагнитного поля в низких и средних широтах. В высоких — происходит инжекция плазмы в верхнюю атмосферу. Последнее вызывает появление полярной суббури. Интенсивный электрический ток, появляющийся вдоль овала полярных сияний (полярная электроструя), есть не что иное, как ионосферная часть тока из хвоста магнитосферы. Он вызывает полярные магнитные суббури и является основным индикатором и количественным показателем, характеризующим магнитосферную суббурю. Обычно применяются индексы АЕ, AU и AL, которые выводятся из вариаций горизонтальной составляющей геомагнитного поля на магнитных обсерваториях, расположенных в зонах полярных сияний.

После внезапного начала магнитной бури (в начальную ее фазу) в полярных областях, особенно около геомагнитной широты 80°, в полуденном секторе освещенного полушария наблюдается существенное увеличение геомагнитной активности. На этой широте в полдень отмечаются интенсивные возмущения магнитного поля даже тогда, когда они отсутствуют в полуночном секторе овала полярных сияний.

Главная фаза магнитосферной бури характеризуется не только уменьшением горизонтальной составляющей в средних широтах, но и частым появлением полярных магнитных возмущений.

Мы уже говорили, что магнитосферная буря «питается» целой серией полярных магнитных суббурь. Если величина авроральной электроструи не очень велика (~500?), то даже при очень частых проявлениях интенсивность буревой (D_st) вариации не превышает 50—70?. Наблюдение высоких значений буревой D_st вариации (—100?) возможно при AE >? 1000?.