Юрий Мизун - Полярные сияния

По наблюдениям в Антарктиде за 1967 г. было установлено, что протонные полярные сияния по сравнению с сильными отдельными электронными сияниями всегда возникают ближе к экватору. Однако в утреннее время этот эффект в отличие от вечернего проявляется менее отчетливо. Протонное сияние ближе к электронному в утренние часы, нежели в полночь.

Видимо протяженность овала протонных сияний несколько меньше, чем электронных, при увеличении магнитной активности.

Изучение протонных сияний позволяет получать информацию о характеристиках вторгающихся протонов. Она хорошо дополняет данные о потоках протонов, полученных с помощью ракет и спутников.

Потоки протонов, которые вызывают протонные полярные сияния, имеют величину около 10 7см -2с -1, а иногда доходят до 10 8см -2с -1. Один протон излучает несколько фотонов в зависимости от энергии. При этом типичная интенсивность излучения линии Н βимеет величину 100 рэлей. Энергия протонов составляет 1—100 кэВ. Источником этих протонов является солнечный ветер.

Расчеты показали, что для характерной энергии между 5 и 50 кэВ максимум свечения приходится на диапазон высот примерно от 130 до 100 км и вертикальная полуширина составляет от 60 до 20 км. Высотное распределение водородных эмиссий довольно трудно измерять с Земли. В большинстве случаев водородная эмиссия простирается на несколько сотен километров в направлении север—юг и на тысячи километров в направлении геомагнитной параллели. Следовательно, во всех случаях для определения высотного распределения с достаточно высокой точностью необходимо использовать тщательно разработанный метод параллактических измерений при помощи сканирующих фотометров.

Допплеровское смещение длины волны излучения атомов водорода происходит за счет движения самих излучающих атомов. Поэтому величина этого смещения содержит информацию о характере движения протонов (их скорости, т. е. энергии и распределения их по питч-углам). Правда, в настоящее время такому систематическому изучению мешает отсутствие в достаточном количестве экспериментальных данных. Но регулярные наблюдения профилей линий водорода могут дать информацию о пространственных и временных изменениях этих характеристик движения протонов.

Если линии Н αи Н βсмещены соответственно на 22 и 16 Å, то допплеровская скорость равна 1000 км/с. Профили слабо меняются от одного сияния к другому.

Данные, полученные с помощью ИСЗ, говорят о том, что распределение по питч-углам протонов зависит от широты.

Профили линий водорода в магнитном зените указывают на существование излучения с длинноволновой стороны несмещенной линии. Это излучение обусловлено атомами водорода, которые движутся вверх от наблюдателя. Они имеют компоненту энергии, параллельной магнитному полю, около 1—3 кэВ. Было предположено, что простое смещение обусловлено протонами, отраженными в магнитной зеркальной точке. Но для этого необходимо, чтобы распределение по питч-углам для протонов низких энергий имело максимум вблизи 70—90° и было приблизительно изотропным для меньших углов. В настоящее время это пока еще экспериментально не подтверждено.

Распределение полярных сияний в зависимости от времени суток и широты исследовалось неоднократно. Вопрос оказался весьма сложным, поскольку на это распределение влияют одновременно несколько физических факторов. Основной из них — конфигурация магнитного поля Земли, т. е. магнитосферы, которая зависит от степени возмущенности, сезона, солнечной активности и пр. Зоны высыпания заряженных частиц (электронов и протонов), вызывающие полярные сияния, меняют свое положение в зависимости от конфигурации магнитосферы. Что касается наличия высыпания этих частиц в верхнюю атмосферу Земли, то на него влияет выброс потоков плазмы из Солнца.

Именно зависимость частоты появления полярных сияний от многих факторов и была причиной продолжительных неудачных поисков закономерностей, которым подчиняются полярные сияния.

Рис. 28. Овал полярных сияний по Фельдштейну (заштрихованная область) и внешняя граница области захвата заряженных частиц (жирная линия)

Частота появления сияний 75—90%; поток захваченных электронов с Е ≥ 40 кэВ 10 4электрон/см 2с

За период МГГ в 1957—1958 гг. на целой сети обсерваторий был накоплен большой экспериментальный материал, который позволил показать, что дуги полярных сияний наблюдаются не во всех высоких широтах, а в узком овальном поясе, окружающем геомагнитный полюс. Центр овала приблизительно на 3° смещен в ночную полусферу (рис. 28).

Овал полярных сияний фиксирован относительно Солнца. Земля в течение суток совершает один оборот под этим овалом. Наблюдатель на поверхности Земли в разные часы суток сможет видеть полярные сияния в разных областях: его расположение относительно овала будет постоянно меняться.

Зона полярных сияний была определена раньше. Это область, в которой полярные сияния в ночные часы наблюдаются более часто. Отсюда ясно, что в ночном секторе овал полярных сияний совпадает с зоной полярных сияний, но в дневные часы пройдет почти на 10° ближе к геомагнитному полюсу. Овал полярных сияний — это область, где сияния наблюдаются наиболее часто в один и тот же момент мирового времени. Другими словами, если наблюдатель будет регистрировать полярные сияния с точки, поднятой над геомагнитным полюсом, то он с достаточной высоты увидит замкнутую область свечения.

Магнитосфера делится на внутреннюю часть, в которой геомагнитные силовые линии являются замкнутыми, и внешнюю, где они разомкнуты. Заряженные частицы могут быть захвачены только внутренней частью магнитосферы. Из рис. 28 видно, что овал полярных сияний тесно связан с линией пересечения полярной ионосферы с внешней границей области захвата заряженных частиц.

Очевидно, что наиболее существенную роль играет не сама по себе геомагнитная или дипольная широта станции, а ее положение относительно овала полярных сияний. В разные часы мирового времени положение овала полярных сияний относительно географических пунктов меняется (рис. 29).

То, что мгновенная область появления полярных сияний является эксцентричным овалом, связано с асимметрией внутренней структуры магнитосферы в направлении день—ночь. Так же асимметричен внешний радиационный пояс, а линия пересечения его внешней границы с ионосферой примерно совпадает с овалом полярных сияний.

Область, которая находится ближе к полюсу от овала полярных сияний, называется полярной шапкой. Поскольку положение овала в разные часы мирового времени различное, то и полярная шапка не является раз навсегда заданной областью. Один и тот же географический пункт может в определенное время попадать в полярную шапку, затем в овал полярных сияний и даже выходить за пределы овала в сторону более низких широт.