Явления на Солнце и в гелиосфере

Явления на Солнце и в гелиосфере − источники геоэффективных событий в ОКП

Солнечные вспышки

Данные эксперимента СПИРИT (ФИАН) - на ИСЗ КОРОНАС-Ф - Вспышка 28.10.03, 11:00 UT Х17.2/4B, S16E08 –УФ (линия MgXII - 8.42 А) [5].

Солнечная вспышка – это мощное проявления СА, вызванное возникновением неустойчивой конфигурации магнитного поля в активной области на Солнце. Вспышки наблюдаются в виде внезапного увеличения яркости солнечной хромосферы, при мощных событиях − и фотосферы. Вспышка длится от нескольких минут до десятков минут и сопровождается выделением энергии до 10²⁶ Дж в виде коронального выброса массы и потока космических лучей, электромагнитного излучения во всех диапазонах от ультра-фиолетового, рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн [4].

От чего зависит степень геоэффективности солнечных вспышек?

Не каждая вспышка, произошедшая на Солнце, влияет на состояние ОКП, то есть является геоэффективной. Геоэффективность вспышечных явлений, в основном, определяется мощностью (интенсивностью) и локализацией на диске Солнца. Естественно, что чем мощнее вспышка, тем более сильное влияние она может оказать на ОКП, при условии, что образовавшиеся в ней частицы достигнут орбиты Земли. Согласно последним исследованиям, максимальную геоэффективность имеют вспышки рентгеновского класса выше М5, произошедшие на западной половине солнечного диска (например, [6]).
(Подробнее см. материалы к теме "Солнечные космические лучи").

Корональные выбросы массы (КВМ)

В 90-е гг. 20 века стало ясно, что важным источником геоэффективных возмущений являются не только солнечные вспышки, но также и гигантские выбросы вещества из короны Солнца, так называемые корональные выбросы массы (КВМ) [7]. Схематично КВМ выглядит как оторвавшаяся от Солнца замкнутая петля магнитного поля, несущая в себе сгусток коронального вещества (см. рисунок 2).

Корональный выброс массы в сторону Земли 28.02.2000 по данным SOHO (Источник)

Схема вылета из Солнца коронального выброса массы, окруженного петлей замкнутых силовых линий магнитного поля Солнца. Толстой линией показана ударная волна перед фронтом выброса.

Эруптивные протуберанцы

В качестве примера показан крупный протуберанец, наблюдавшийся на SOHO в УФ диапазоне в июле 2002, (Источник)

Эруптивные протуберанцы (ЭП) - это крупные образования в атмосфере Солнца, отличающиеся от окружающего их вещества повышенной плотностью и пониженной температурой; наиболее заметный тип проявления активности в солнечной короне [8]. Вопрос о степени влиянии протуберанцев на космическую погоду (прямого [3] или косвенного, как одна из возможных причин возникновения (КВМ) [9]) на сегодняшний день остается открытым.
Примером события, когда распад волокна (волокно – это протуберанец, наблюдаемый в проекции на солнечный диск) стал источником возрастания потоков СКЛ в ОКП, может служить событие 14-17 апреля 1994 [10]. Но следует отметить, что такие события являются относительно редкими.

Высокоскоростной солнечный ветер

Текущие значения скорости и давления солнечного ветра по данным ИСЗ АСЕ (Источник)

Солнечный ветер имеет бимодальный характер, это смесь медленного и быстрого потоков. Скоростной поток, в свою очередь, делится на квазистационарные и спорадические потоки, имеющие разную природу. Квазистационарные высокоскоростные потоки солнечной плазмы, ответственные за рекуррентные геомагнитные возмущения, наблюдаются над корональными дырами. Скорость здесь повышена до 700-1000 км/с, плотность понижена ( 3-4 см^-3).Спорадические высокоскоростные потоки - относительно кратковременные и сложные по структуре образования, ответственные за спорадические магнитосферные возмущения, в частности, с ними связаны большие магнитные бури.
Скорость солнечного ветра в спорадических потоках достигает 1200 км/с; на переднем фронте и впереди его образуется ударная волна [11].

На рисунке показано в условных цветах изображение Солнца, полученное в крайнем УФ-диапазоне с помощью аппаратуры EIT на борту космической обсерватории SOHO. (Источник)

Корональные дыры

Корональные дыры (КД) − это области солнечной короны с относительно низкой температурой (0.8 × 10⁶К), пониженной плотностью и направленным примерно радиально от Солнца магнитным полем. На фотографиях в рентгеновских лучах КД выглядят тёмными по сравнению с другими областями короны (см. рисунок). КД, по-видимому, всегда существуют в полярных областях Солнца и иногда продолжаются в область низких широт, где могут образовываться изолированные КД [12].

Коротирующие области взаимодействия

Когда быстрый поток солнечного ветра из корональной дыры догоняет предшествующий ему низкоскоростной поток, это приводит к сжатию плазмы вдоль линии взаимодействия токов, что, в свою очередь, ведет к к возрастанию плотности и температуры плазмы медленного потока за счет кинетической энергии быстрого. Область, где это явление имеет место, называется коротационной областью взаимодействия (КОВ), в английском варианте - (co-rotating interaction region - CIR). Достигая орбиты Земли, КОВ становятся причиной геомагнитных бурь, но их геоэффективность по сравнению с КВМ не очень велика [13]. Тем не менее, многими авторами влиянию КОВ на безопасность авиа и космических полетов придается большое значение (например, [14]).

Выводы

Основные проявления солнечной активности, которые наиболее часто становятся причиной геоэффективных событий в ОКП - это солнечные вспышки и корональные выбросы массы.
Помимо того, причиной возмущений в ОКП являются также достигающие Земли высокоростные потоки солнечного ветра, источником которых, в свою очередь, существующие на Солнце корональные дыры.