1.2. Краткая характеристика деятельности Солнца

Астрономы отслеживают солнечные циклы начиная с 1755 г. Таким образом, наблюдениям за динамикой Солнца уже примерно 250 лет. Двадцать третий по счету 11-летний солнечный цикл достиг своего максимума в начале 2000-х годов. Так как обычно солнечная активность спадает медленнее, чем нарастает, вероятность возникновения сильных магнитных бурь и связанных с ними земных «фейерверков» высока в течение нескольких лет – примерно до 2005 года (Karl T., Thurber Ir. Солнечный ветер и магнитосфера земли. http://www.bezumnoe.ru/journal/MEMFIS/comments4518.html).

Считается, что за пятнообразовательный процесс на Солнце ответственны циркуляции солнечного вещества и дифференциальное вращение солнечных слоев, в особенности приливообразующая сила планет, а также перераспределение углового момента всей солнечной системы между планетами-гигантами и Солнцем и галактические магнитные поля. Возможно, что максимумы солнечной активности зависят от движения солнечной системы в Галактике, а также от электродвижущей силы Юпитера, имеющего наибольшую массу и МП. Галактические факторы через солнечную активность влияют на земные процессы (Дружинин И. П. с соавт., 1974; Прудников И. М. с соавт., 1996). Возвратные потоки Солнца имеют максимум на точках перегиба, ближе к точке минимума солнечной активности. Этот факт важен при сопоставлении геофизических явлений с солнечной активностью (Оль А. И., 1971).

В районе максимума 11-летнего цикла возникают сильные магнитные бури на Земле (Дубров А. П., 1974; Митчел Дж. М. мл. с соавт., 1982). Число Вольфа оценивает относительное суммарное цюрихское число видимых солнечных пятен, отражающее активность Солнца, сильно коррелирующих с площадью этих пятен (Андронова Т. И. с соавт., 1982). Расширяющаяся плазма частично захватывает магнитное поле Солнца, вытягивает его силовые линии и за счет вращения Солнца образует межпланетное магнитное поле в виде спирали Архимеда. Оно состоит из 2 – 4-х секторов. Его периодичность 27 дней, иногда 13–14 дней. Несмотря на небольшую величину этого поля – несколько гамм, от его направления зависит геоэффективность корпускулярного потока (Акасофу С. И., Чепмен С., 1974, 1975).

Солнечная активность и геофизические факторы оказывают колоссальное влияние на биосферу в силу своей масштабности. Флуктуации их имеют самую различную периодичность. Число солнечных пятен изменяется со средним периодом 11,2 года. Активные центры повторяются с периодом примерно 27 дней (Акасофу С. И., Чепмен С., 1974, 1975). Смена полярности общего МП Солнца происходит с периодом около 22 лет. Кроме того, существуют 3-, 5-, 7-, 8-, 90-летние циклы (Владимирский Б. М., 1971, 1977, 1980, 1982; Мартер М. Дж., Бруцек А., 1980; Мирошниченко Л. И., 1981).

Характер погоды сезонов значительно отличается от года к году и имеет связь с положением планет. Многолетние наблюдения показали, что соединение планет-гигантов в одном небольшом телесном угле приводит к смещению центра тяжести Солнца относительно неподвижного центра масс солнечной системы от 0,01 до 2,19 солнечного радиуса. Периоды соединения Юпитера и Сатурна происходят примерно через 20 лет. 10-летний полупериод способствует меридиональной циркуляции воздуха на Земле и экстремальным проявлениям погоды: холодной зиме, засушливому лету, ураганам, наводнениям. Поэтому «парады планет» не безобидны (Белязо В. А., 1990).

В настоящей работе использовалось два показателя солнечной активности (СА), публикуемые в сборнике «Космические данные. Месячный обзор» (1977–1988): относительное число солнечных пятен (ОЧСП), называемых иногда числами Вольфа, и плотность потока радиоизлучения на частоте 3000 МГц (ППСР3000) – на каждый день с 1977 по 1988 г. Таким образом, эти показатели отражают интенсивность СВЧ-излучений Солнца и общего показателя радиоизлучений – ОЧСП. В табличном материале и иллюстрациях обозначение СА означает солнечную активность, описываемую двумя параметрами: ППСР3000 и ОЧСП.

Таким образом, в работе использовались два показателя солнечной активности: количество солнечных пятен и излучение солнечного диска.

В 1848 году швейцарским астрономом Йоханом Рудольфом Вулфом были введены ежедневные измерения числа солнечных пятен. Его метод, который все еще используется сегодня, рассчитывает общее количество пятен, видимых на поверхности Солнца, и число групп, в которые они группируются, так как ни одна величина удовлетворительно не измеряет активность солнечных пятен.

Относительное число солнечных пятен является показателем активности всего солнечного диска. Это определяется каждый день независимо от предыдущих дней. Каждый изолированный кластер солнечных пятен называют группой пятен, и она может состоять из одного или большого количества разных пятен, размер которых колеблется от 10 или более квадратных степеней солнечной поверхности вниз к пределу решения (например, 1/25 квадратная степень). Относительное число солнечных пятен определяется как R = K (10g + s), где g – число групп пятен, s – общее количество различных пятен. Коэффициент пропорциональности K (как правило, меньше единицы) зависит от наблюдателя и предназначен для осуществления перехода к шкале Вольфа.

Массив данных, содержащий информацию о солнечных пятнах, имеет табличный формат (таблица 1.1):

Таблица 1.1 

Ежедневные измерения комплексного излучения солнечного диска в 2800 МГц (длина волны 10,7 см) производятся Национальным исследовательским советом Канады с 1947 г. До 31 мая 1991 г. наблюдения проводились в Обсерватории Алгонкинского радио, около Оттавы. Далее программа была передана Доминион радио астрофизической обсерватории около Пентиктона в Британской Колумбии. С 1 июня 1991 года данные берутся из этого места.

Таблицы содержат сведения о потоках от всего солнечного диска в частоте 2800 МГц в единицах 10^-22 Вт/(м²МГц). Во избежание десятичных знаков каждый показатель был умножен на 10. В итоге получены три вида потока – наблюдаемый, скорректированный и абсолютный. Из них наблюдаемый – наименее точный, так как он содержат флуктуации до 7 %, которые возникают с изменением расстояния Солнце – Земля. Скорректированные потоки не имеют такого изменения; числа в этих таблицах, равные потоку энергии, полученному датчиком, рассчитаны для средних расстояний между Солнцем и Землей. Наконец, абсолютные потоки содержат меньше всего ошибок, здесь каждое скорректированное значение умножается на 0,90, чтобы компенсировать погрешность антенны и волн, отраженных от Земли.

Данные сведены в таблицу в двух формах: «наблюдаемый поток» (S), и «скорректированный поток» (Sa). Первый – фактические измеренные значения – зависит от изменения расстояния между Землей и Солнцем весь год, тогда как второй масштабируется в стандартном расстоянии. Значения наблюдаемого потока полезны в физике ионосферы и других земных последствий солнечной активности. Скорректированные потоки более точно описывают поведение Солнца.

1.2.1. Динамика гелиофизических факторов

Временная изменчивость солнечной активности, выраженная количеством солнечных пятен и плотностью потока радиоизлучения на частоте 2800 МГц, представлена на рис. 1.1. Ход двух кривых очень похож, он отображает 11-летний цикл, с начала 1996 года значения увеличиваются, достигнув максимума в середине исследуемого периода, затем постепенно начинают уменьшаться. Максимум числа солнечных пятен (170) приходится на середину 2000 года, а максимум плотности потока (2350) – на начало 2002-го.

Рис. 1.1. Многолетняя среднемесячная изменчивость солнечных пятен и плотности радиоизлучения на частоте 2800 МГц

1.2.2. Спектральный анализ гелиофизических параметров

Рис. 1.2 показывает десятичный логарифм спектральной плотности солнечных пятен. График содержит большое количество периодичностей повторения явлений: 13 лет, 12 месяцев, 7,43 месяца, 6, 4,3, 3,7 и 2,74 месяца. Эти периоды синхронны со стационарной летальностью больных Санкт-Петербурга, описанной в главе 10 настоящей книги.

Рис. 1.2. Десятичный логарифм спектральной плотности динамики солнечных пятен

1.3. Основные параметры ионосферы и сопряженные с ними факторы

Возрастание солнечной активности приводит ко многим эффектам, поэтому ионосферное распространение может испытывать различные кратковременные возмущения. Во время некоторых геомагнитных бурь, называемых ионосферными, может происходить разрушение ионосферы, что приводит к различным эффектам. Как правило, затрагивается распространение коротких волн через ионосферную область F (на высоте около 300 км). Эти возмущения нарушают электронную конфигурацию ионосферы и вызывают ухудшение или даже полное исчезновение прохождения радиоволн.

Геомагнитные возмущения, приводящие к возникновению авроры, могут фактически улучшить распространение на высокочастотных КВ-диапазонах. Наряду с видимой авророй может возникать и радиоаврора. Это своего рода флуоресценция ионосферного слоя Е, которая приводит к возникновению тенденции отражения радиосигналов на частотах примерно выше 20 МГц.

Существуют и ионосферные бури. Ионосферные бури вызываются различными процессами на Солнце, такими как солнечные вспышки, корональные дыры и корональные извержения масс. Бури длятся от нескольких часов до нескольких дней и иногда повторяются с периодом 27,5 дня, равным периоду собственного вращения Солнца.

Сила бури отмечается индексами А и К, которые указываются в радиовещательных сигналах геофизической тревоги Geoalert, передаваемых станциями WWV и WWVH, принадлежащими Национальному институту стандартов и технологий США (NIST) в г. Боулдер, шт. Колорадо. Радиостанция WWV располагается в окрестностях Форт-Коллинза (Ft. Collins), а радиостанция WWVH – в Кауаи, Гавайи. Обе станции осуществляют непрерывное вещание на частотах 2,5; 5; 10 и 15 МГц; кроме того, WWV вещает и на 20 МГц. Информация обновляется каждые три часа и передается станцией WWV на 18-й минуте каждого часа, а станцией WWVH – на 45-й минуте каждого часа. Ионосферные и магнитные возмущения могут сопровождаться видимой авророй.

Индекс К представляет собой результат трехчасовых магнитометрологических измерений интенсивности и направления геомагнитного поля и сравнения их с этими же характеристиками в геомагнитно «спокойных» условиях. Измерения индекса К осуществляются во многих местах земного шара и тщательно согласуются с геомагнитными характеристиками места, в котором проводятся измерения. Индексы К станции Боулдер (Boulder) измеряются по шкале от 0 до 9.

Индекс А дает усредненную меру геомагнитной активности, полученную из ряда физических измерений, долговременную картину геомагнитной активности. Он выводится из индексов К и принимает значения от 0 до 400.

Многие организации принимают участие в предсказаниях солнечных циклов и в мониторинге солнечной активности. Например, солнечная и гелиосферная обсерватория (SOHO) – это реализованный совместный проект Европейского космического агентства (ESA) и Национального управления по океану и атмосфере (NOAA). Эта космическая станция – наиболее претенциозный проект, позволяющий осуществлять непрерывное наблюдение за Солнцем. Реализация проекта позволяет лучше понять взаимодействие между Солнцем и Землей, включая солнечный ветер.

Солнечные, геомагнитные и ионосферные данные в Интернет. Огромное число данных о солнечной, геомагнитной и ионосферной активности и об условиях распространения волн можно найти во Всемирной паутине (World Wide Web). Большинство web-сайтов спонсируются хорошо известными академическими, педагогическими и правительственными организациями:

– Космический центр SEC (Space Environment Center) NOAA, являющийся частью Департамента торговли США, спонсирует обширный и поддерживаемый в хорошем состоянии сайт, который находится по адресу: http://www.sel.noaa.gov/sec.home.htmb.

– Национальный центр геофизических данных NGDC (National Geophysical DataCenter) NOAA распространяет бюллетень солнечных и геомагнитных индексов и предоставляет превосходный доступ к геофизическим данным и архивной информации на сайте http://www.ngdc.noaa.gov.

– Информационное агентство по солнечно-земным связям STD (Solar Terrestrial Dispatch), управляемое университетом г. Летбридж (провинция Альберта, Канада), предоставляет обильную информацию о состоянии Солнца и его влиянии на Землю: http://solar.uleth.ca/solar/main.html.

– служба IPS Radio and Space Service австралийского правительства имеет Австралийский центр прогнозирования состояния космоса (Australian Space Forecast Center), который гордится своей информационной базой on line по солнечно-земным связям, прогнозированию состояния космического пространства и условий распространения радиоволн: http://www.ips.gov.au.

– страничка Aurora спонсируется Мичиганским технологическим университетом. На ней имеются информация и изображения, относящиеся к Северному полушарию: http://www.geo.mtu.edu/weather/aurora.

– Web-сайт Kangaroo Tabor Software, спонсируемый Icim Tabor (KU5S), содержит некоторые программы и предназначен тем, кто интересуется прогнозированием текущего и будущего состояния Солнца и условий распространения радиоволн: Он включает такие инструменты, как Active Beacon Wizard++ и WinCAPWizard 2: http://www.taborsoft.com.

Важнейшими направлениями исследований являются эволюция биосферы, энерго– и массообмен, методология системных исследований в соответствии с международной геосферно-биосферной программой (Кондратьев К. Я., Покровский О. М., 1989; Кондратьев К. Я., 1990; 1992; 1993). К числу активно воздействующих на биосферу Земли можно отнести ее оболочки – ионосферу и атмосферу, в которых происходят преобразования внешних космических факторов с образованием комплекса вторичных эффектов: магнитных полей и токов, инфразвуков и акустических колебаний, потоков элементарных частиц (Васильев К. Н., 1969; Алексеева Л. М., 1977; Владимирский Б. М. с соавт., 1994).

К числу активно воздействующих на биосферу Земли можно отнести ее оболочки – ионосферу и атмосферу, в которых происходят преобразования внешних космических факторов с образованием комплекса вторичных эффектов: магнитных полей и токов, инфразвуков и акустических колебаний, потоков элементарных частиц (Голицин Г. С., 1961; Goe G. B., 1971; Beer T., 1972; Госсард Э. Э., Хук У. Х., 1978; Бирагов С. Б., 1979; Глушковский Б. И. с соавт., 1979; Потапов Б. П., 1979). Поглощение и преобразование излучений Солнца происходит в основном в ионосфере и нейтральной атмосфере Земли. Поверхности Земли достигают ультрафиолетовые лучи, видимый свет, инфракрасное излучение, участок радиоспектра (с длиной волны 1 мм – 30 м). Солнечное радиоизлучение в диапазоне 10–30 000 МГц свободно достигает поверхности Земли, так как в этом диапазоне существует радиочастотное окно прозрачности ионосферы (Владимирский Б. М., 1977; 1980).

Влияние ионосферы на биосферу изучено в настоящее время совершенно недостаточно. Здесь имеются лишь единичные работы. Например, для реакции Белоусова – Жаботинского получены самые высокие корреляции f₀F₂ – критической частоты ионосферного слоя F₂ и КЛ. Агглютинация бактерий сильно коррелирует с критической частотой f₀F₂ слоя F₂ ионосферы. Исследования показали, что здесь играют большую роль ГМП в диапазоне короткопериодических колебаний, полярность межпланетного МП (Опалинская А. М., Агулова Л. П., 1984). Имеется всегда комбинированное многофакторное воздействие различных естественных ЭМП на биосферу (Ерущенков А. И., 1977; Ерущенков А. И. с соавт., 1977а; 1977б; Ишкова Л. М. с соавт., 1989). Например, показана связь атмосферных процессов с параметрами ЭМП атмосферы (Чекин В. Я., 1962; 1963; Оль А. И., 1971), c содержанием аэроионов (Климат и здоровье…, 1988), инфразвуковыми колебаниями в атмосфере (Ерущенков А. И. с соавт., 1977а; 1977б; Махотин Л. Г., 1984).

Ионосфера – область верхней атмосферы, где количество ионов и электронов достаточно для того, чтобы существенно влить на распределение радиоволн. Ионосфера включает в себя озоносферу, не имеет резко выраженной верхней границы и постепенно переходит в гелиосферу, где основными компонентами являются нейтральный и ионизированный гелий, а затем в протоносферу, которая в основном состоит из ионизированного водорода. Границы этих областей четко не определены (Ришбет Г., Гарриот О. К., 1975).

Степень ионизации ионосферы, электронная концентрация зависит от энергии ионизирующего излучения Солнца, коэффициента поглощения газом излучений и исходной плотности атмосферного газа. Процесс ионизации ведет к появлению максимума на кривой зависимости электронной концентрации от высоты. Cостав атмосферы сложен, различные составляющие по-разному ионизируются различными участками солнечного спектра, и, значит, в ионосфере образуется несколько максимумов на кривой концентрации ионов, особенно в дневное время. Эти максимумы и отождествляют с положением отдельных «слоев», или «областей» ионосферы. В порядке возрастания эти слои называются D, E, F₁, F₂