Содержание

Введение

1. Солнечная активность.

1.1 Количественное измерение солнечной активности.

1.2 Классификация групп пятен.

1.3 Астрометрическое наблюдение Солнца относительно Земли.

2. Межпланетная секторная структура

3. Магнитное поле Земли.

3.1 Магнитосферные бури и суббури.

3.2 Единицы напряжённости магнитного поля

3.3 Составляющие магнитного поля

4. Индексы, характеризующие геомагнитные вариации.

5. Постановка задачи.

6. Реализация задачи.

Выводы

Литература

Приложения

Введение

Германский любитель астрономии Генрих Швабе, наблюдавший за солнечным диском с 1826г. по1843г. в поисках новой планеты, заметил 11-летний цикл изменения количества пятен на Солнце. Однако ранее, Питер Горребов (Дания г.Копенгаген), интервал наблюдений которого 1761-1769г., утверждал о периодичности солнечных пятен, связывая их появления с мощными полярными сияниями. В середине 19 в. Иоганн фон Ламон обнаружил увеличение числа магнитных бурь с таким же периодом, а в конце этого же века В.О. Биркелан предположил, что кроме электромагнитного излучения Солнце испускает частицы. Эти и последующие открытия положили начало изучению солнечно-земных связей- разделу науки на стыке геофизики и физики Солнца.[1]

Проявлением солнечно-земных связей является следующая последовательность событий: с возникновения солнечной вспышки в солнечном ветре (СВ) генерируется ударная волна, несколько опережающая плазменное облако; по достижению Земли ударная волна порождает магнитную бурю, а облако плазмы — суббури. Развитие и затухание центра активности также вызывают магнитосферные возмущения. Это обусловлено тем, что подобные процессы приводят к перераспределению магнитных полей и потоков солнечной плазмы, исходящих в межпланетное пространство. Поскольку в различных частях солнечного диска развивается и затухает несколько центров активности , магнитосфера погружена в непрерывно изменяющуюся межпланетную секторную структуру (МСС).В каждой секторной структуре происходит систематическое изменение плотности СВ, его скорости и напряжённости магнитного поля. Неоднородность перечисленных характеристик связана с нестабильной солнечной активностью. Для более глубокого исследования солнечно-земных связей вводятся численные оценки меры солнечных воздействий и земных откликов на них, т.е. специальные индексы.

1. Солнечная активность

Причиной нестабильности активности Солнца является его дифференциальное вращение, которое «вытягивает» погружённые силовые линии магнитного поля Солнца и усиливает его до 2000-4000Гс. Это усиление делает погружённые силовые трубки неустойчивыми, обуславливая их появление над поверхностью фотосферы на гелиографических широтах ±40° и постепенное снижение к экватору. В точках пересечения образуются пятна(первым- ведущее пятно), в областях над ними разогревается хромосфера и корона- образование факелов (флоккул)и протуберанцев (волокон).

Из-за турбулентности, происходящей под фотосферой, магнитное поле центра активности становится сложным и неустойчивым- образуются новые пятна. На широте 15° центр активности достигает максимума, характеризующегося наибольшим числом пятен и солнечными вспышками. Приближаясь к широте 3° центр активности окончательно затухает.[2]

Большую часть времени жизни пятна его магнитное поле остаётся постоянным, в то время как площадь пятна по достижения максимума только убывает. Открыл Коулинг в 1946 году, сравнивая данные о магнитных полях и площади пятен, полученные в Маунт Вилсон, (рис. 2)

Выведенные кривые являются усреднёнными, в них сглажены флуктуации поля ото дня ко дню, не носящие систематического характера. Следовательно, магнитное поле не создаётся вместе с пятном, а лишь «выходит» на поверхность, а затем опять опускается вниз под фотосферу.[4]

Ранее отмечалось, что при наибольшей концентрации пятен в центре активности возникают солнечные вспышки (эрупции). К их возникновению приводит взаимное движение пятен, при котором происходит изменение потока магнитной индукции, возбуждающие электрическое поле. Это поле ускоряет частицы солнечной плазмы — повышение температуры плазмы. Вспышка характеризуется резким увеличением яркости хромосферы над максимумами центров активости. Ее длительность от 5 до 40 минут, в годы максимума может достигать 3 и более часов. Количество выделяемой энергии может достигать 1033 Дж (≈ 1 млн. водородных бомб). Т.е. эрупции – это сильные взрывы, порождаемые сжатием солнечной плазмы под действием давления магнитных полей.

1.1 Количественное измерение солнечной активности

Для количественной оценки Солнечной активности наиболее часто применяют показатель относительных чисел солнечных пятен, называемых числами Вольфа, вычисляемых по формуле

Rw = k (10g + f),

гдек – коэффициент, зависящий от условий наблюдателя и вида инструмента;

g – количество групп пятен на Солнце;

f – число пятен во всех группах.

Важность этого индекса (Rw) определяется:

1) его простотой;

2) тем, что значения его известны начиная с 1700г. (годичные данные) или с 1749г. (месячные данные);

3) его выдающимся гелиофизическим значением, которое выражается в значении ряда значительных корреляций с индексом W у многих важных геофизических характеристик;

4) он в общем довольно хорошо характеризует общую напряжённость геоактивной ультрафиолетовой радиации Солнца …

Данное определение изъясняет выбор названного индекса и для настоящей работы. К тому же в настоящее время имеются методы прогноза чисел Вольфа, и установлена численная связь, хотя и не очень тесная (коэффициент корреляции между ними порядка 0,85).[3]

Основным рядом Rw считается ряд Цюрихской обсерватории, начатый в 1749г.

1.2 Классификация групп пятен

Хейлом на обсерватории Маунт-Вилсон установлено, что группы пятен могут быть разделены на три класса:

1) Униполярные группы – одиночное пятно или группа пятен, обладающих магнитными полями одной и той же полярности.

2) Биполярные группы, в наиболее простом случае состоят из бинарных пятен (бинарные группы) с противоположной полярностью. Ось группы (линия, соединяющая пятна) составляет небольшой угол с солнечной параллелью. Часто вместо двух пятен мы встречаемся с двумя группами мелких пятен, образующих ведущие и последующие компоненты группы, которые так же, как и отдельные пятна, обладают различной полярностью.