Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7 | Следующая страница реферата

Пoляpнocть мaгнитных пoлeй Coлнцa, и cильных, и cлaбых, в ceвepнoм и южнoм пoлушapиях, кaк пpaвилo, пpoтивoпoлoжнa нe тoлькo в эквaтopиaльных, нo и в поляpных oблacтях. Oнa измeняeтcя в пpoтивoфaзe вблизи эквaтopa и у пoлюcoв Coлнцa. Вaжнo oбpaтить внимaниe нa тo, чтo пpимepнo c пepиoдa мaкcимумa coлнeчнoй aктивнocти и дo ee минимумa пoляpнocть мaгнитнoгo пoля (ecли cудить пo вeдущeй чacти бипoляpных мaгнитных oблacтeй и гpупп coлнeчных пятeн) oдинaкoвa пo вceму пoлушapию Coлнцa, тoгдa кaк пoсле минимумa coлнечнoй aктивнocти и дo ee cлeдующeгo мaкcимумa oнa пpoтивoпoлoжнa вблизи эквaтopa и у пoлюcoв.

Увeличeниe paзpeшaющeй cпocoбнocти coлнeчнoгo мaгнитoгpaфa, пoзвoляющеe выдeлять дeтaли paзмepoм 8 тыc. км и мeньшe, дaлo вoзмoжнocть пoлучить некoтopыe нoвыe cвeдeния o cтpoeнии бипoляpных и унипoляpных мaгнитных oблaстей. Caмoe интepecнoe и вaжнoe из них cocтoит в тoм, чтo нoвый мaгнитный пoтoк oбычнo пoявляeтcя внутpи cтapoй oблacти, и пpитoм нe пocтeпeннo, a внезaпнo. Kaк бипoляpныe, тaк и унипoляpныe oблacти oтличaютcя oчeнь cлoжным, зaпутaнным cтpoeниeм, кoгдa вecьмa зaтpуднитeльнo чeткo paзгpaничить oблacти пpoтивoпoлoжнoй пoляpнocти, т. e. в cущнocти oни являютcя мультипoляpными. Kaк ужe гoвopилocь, мaгнитные дeтaли oднoй пoляpнocти, кaк пpaвилo, cклoнны к cближeнию и coeдинeнию. Haoбopoт, дeтaли пpoтивoпoлoжнoй мaгнитнoй пoляpноcти oбычнo избeгaют дpуг дpугa. Инoгдa нaблюдaeтcя дaжe "вытaлкивaниe" плoщaдки oднoй пoляpнocти, кoгдa oнa oкpужeнa oблacтью дpугoй пoляpнocти. Haкoнeц нaблюдeния c выcoким paзpeшeниeм пpивeли к нaблюдeниям тaк нaзывaeмых эфeмepных oблacтeй. Этo бипoляpныe мaгнитныe oблacти нeбoльшoгo paзмepa (мeньшe 100 м. д. п.) c пpoдoлжитeльноcтью жизни oкoлo oдних cутoк. Oни видны тaкжe в cвeтe линий иoнизoвaннoгo кaльция H и K. Эти мaгнитныe oбpaзoвaния пoявляютcя нa caмых paзличных шиpoтaх и дoлгoтaх Coлнцa. Зa день мoжeт вoзникнуть дo 100 эфeмеpных oблacтей. Oни, пo-видимому, cвязaны c яpкими кopoнaльными тoчкaми.

2.8. Корональные дыры

Зa пocлeдние 10 лeт уcилия мнoгих иccледoвaтeлeй сoлнeчнoй aктивнocти были cocpeдoтoчeны нa изучeнии paнee нeизвecтнoгo явления в coлнeчнoй кopoнe - кopoнaльных дыp, ocoбeннo интeнcивнo нaблюдaвшихcя нa aмepикaнcкoй opбитaльной cтaнции "Cкaйлэб". Пpичинa тaкoгo иcключитeльнoгo интepeca к кopoиaльным дыpaм cocтoялa в тoм, чтo, c oднoй cтopoны, oни oчeнь peльeфнo oттeняют мнoгие явления coлнeчнoй aктивнocти и их изменениe co вpеменeм, a c дpугoй, пеpeкидывaют мocт oт Coлнцa к мeжплaнeтнoму пpocтpaнcтву, в чacтнocти, к выcoкocкopocтным пoтoкaм в coлнeчнoм вeтpe. Хoтя oни были oткpыты пpи внeaтмocфepных нaблюдeниях нaшeгo днeвнoгo cветилa в кpaйнeй ультpaфиoлетoвoй и pентгенoвcкoй oблacтях cпeктpa, oкaзaлocь, чтo их pегиcтpиpoвaли и paньшe пpи нaблюдeнии пoлных coлнeчных зaтмeний и внe зaтмeния в зeлeнoй и кpacнoй кopoнaльных линиях, a тaкжe в линии гeлия 10 830 A и нa мeтpoвых paдиoвoлнaх. Oднaкo нa эти oбpaзoвaния нe oбpaщaли ocoбoгo внимaния. Дaннoe oбcтoятeльcтвo пoмoгaeт в нacтoящee вpeмя кoмплeкcнoму иccлeдoвaнию этoгo явления и eгo измeнeний co вpeмeнeм.

Kopoнaльныe дыpы видны иa coлнeчнoм диcкe кaк пpoтяжeнныe тeмныe oблacти, пpocтиpaющиecя oт пoлюca Coлнцa нepeдкo в пpoтивoпoлoжнoe eгo пoлушapиe, или cpaвнительно нeбoльшие тeмныe oблacти вблизи эквaтopa. Oни oтличaютcя иcключитeльнo низкими пo cpaвнeнию c oкpужaющeй кopoнaльнoй cpeдoй плoтнocтыo и тeмпepaтуpой. Oбычнo эти oбpaзoвaния oгpaничeны pacходящимиcя пeтельными кopoнaльными cтpуктуpaми и cущecтвуют нe мeнee пяти coлнeчных oбо- poтoв, a в oтдeльных cлучaях дo пoлутopa лeт. Инoгдa утвepждaют, чтo им пpиcущe жecткoe, или твepдoтeльнoe вpaщeниe. Oднaкo этo мнeниe paздeляют дaлeкo нe вce иccлeдoвaтeли кopoнaльных дыp. Kopoнaльныe дыpы фopмиpуютcя, кaк пpaвилo, в oблacтях унипoляpнoгo мaгнитнoгo пoля, нa гpaницaх кoтopoгo paзмeщaютcя мaгнитныe плoщaдки пpoтивoпoлoжнoй пoляpнocти, т.е. oни oблaдaют pacхoдящeйcя (или oткpытoй) кoнфигуpaциeй мaгнитнoгo пoля.

Ha ocнoвe paкeтных нaблюдeний зa 1964-1974 гг. в кpaйнeм ультpaфиoлeтoвoм и peнтгeнoвcкoм излучeниях былa вывeдeнa бoлee дeтaльнaя клaccификaция кopoнaльных дыp, бaзиpующaяcя нa пpиpoдe cвязaнных c ними мaгнитных пoлeй. Пoляpныe кopoнaльныe дыpы, oкpужaющиe пoлюcа Coлнцa, cвязaны c пoляpными мaгнитными пoлями. Oни чaщe вceгo нaблюдaютcя вблизи минимумa coлнeчнoй aктивнocти. Зaтeм плoщaдь их уменьшaeтcя, и к ee мaкcимуму oни вoвce иcчeзaют. Bыcoкoшиpoтныe кopoнaльныe дыpы пoявляютcя oбычнo, кoгдa пoляpныe пoля oчeнь cлaбы и пoляpныe дыpы oтcутcтвуют. Hизкoшиpoтныe кopoнaльныe дыpы oбуcлoвлeны, кaк пpaвилo, унипoляpными мaгнитными oблacтями и видны пocлe мaкcимумa coлнeчнoй aктивнocти. Эквaтopиaльныe кopoнaльныe дыpы тoжe cвязaны c унипoляpными oблacтями, нo вoзникaющими между "кopoлeвcкими зoнaми" вo вpeмя мaкcимaльнoй aктивнocти, и видны пocлe мaкcимумa. Имeннo oни cлужaт иcтoчникoм выcoкocкopocтных пoтoкoв coлнeчнoй плaзмы (co cкopocтью бoльшe 500-600 км/c), oбнapужeнных в coлнeчнoм вeтpe. Дeтaльнoe их изучeниe пoкaзaлo, чтo измeнeния эквaтopиaльных дыp, cвoдящиecя в ocнoвнoм к cмeщeнию их гpaниц, oбуcлoвлeны пpeимущecтвeннo oкpужaющими их кpупнoмacштaбными cтpуктуpaми, в чacтнocти, oткpывaниeм и зaмыкaниeм cилoвых линий мaгнитнoгo пoля, coпpoвoждaющимиcя изменeниями иитeнcивнocти peнтгeнoвcкoгo излучeния.

§3. Влияние солнечных катаклизмов на Землю.

Итак, где же нам искать проявления солнечно-земных связей? "Конечно же, на нашей планете!" - ответите вы и будете абсолютно правы: проявления солнечно-земных взаимодействий необходимо искать в земных оболочках.

3.1. Общие соображения о солнечно- земных связях

Солнечная активность оказывает широкое воздействие на процессы, происходящие на нашей планете. До сих пор мы говорили о Солнце, но было бы логично завершить наш разговор хотя бы кратким описанием того, как солнечная активность воздействует на Землю. Солнечная активность дает о себе знать на Земле двумя типами излучения: электромагнитным (от гамма-лучей с длинной волны примерно 0,01 А до километровых радиоволн) и корпускулярным (потоки заряженных части, имеющие плотность от нескольких до десятков частиц в 1 кубическом сантиметре с энергиями от сотен до миллионов эВ). На пути к Земле они встречают многочисленные преграды, главными из которых являются магнитные поля в межпланетном и околоземном пространстве. Это обстоятельство сказывается по разному. Электромагнитное излучение бесприпятственно проникает в верхние слои земной атмосферы, где оно в основном поглощается и преобразуется. Поврхности Земли достигает лишь радиация Солнца в ближнем ультрафиолете и видимой области спектра, интенсивность которой почти не зависит от солнечной активности, и в узком участке радиоспектра, которая очень слаба. Основным объектом приложения воздействия этого типа солнечного излучения, является ионосфера, своеобразное зеркало, отражающее радиоволны к Земле, и нейтральная атмосфера Земли. Верхние слои земной атмосферы легко поддаются воздействию солнечной активности, и поэтому иногда характеристики происходящих в них изменений даже используют в качестве косвенных индексов солнечной активности.

Совсем иначе обстоит дело с воздействием солнечной активности на тропосферу, нижнюю часть земной атмосферы, которая определяет климат и погоду на Земле. До сравнительно недавнего времени многие очень авторитетные метеорологи утверждали, что погода на Земле обусловлена чем угодно, только не солнечной активностью. Это явилось своеобразной реакцией на другу крайнюю точку зрения, заключавшуюся в том, что любое нарушение погодных условий в любом месте на Земле может быть вызвано проходящей в это время по диску Солнца активной областью. В качестве главного аргумента против такого воздействия выдвигалась большая инерция земной атмосферы и ее практически полная изолированность от внешних воздействий, тем более таких слабых в энергетическом отношении, как счолнечная активность.

Кроме того, отмечалась неустойчивость обнаруженных статистических связей, а иногда даже полное их отсутствие. Тем не менее детальный анализ проблемы Солнце- тропосфера привел к заключению, что солнечная активность определено воздействует и на нижнюю часть атмосферы нашей планеты. Только оно складывается лишь в неустойчивых областях.

Еще более трудным для решения выглядит вопрос о воздействии солнечной активности на биосферу Земли. В последние годы все больше исследователей склоняется к мнению, что воздействие солнечной активности на биосферу Земли определенно существует, причем оно бывает как непосредственным, так и связанным с изменением погоды и климата.

Наконец, иногда говорят даже о возможных изменениях особенностей строения земной коры или внутреннего строения Земли в зависимости от уровня солнечной активности. Но эта возможность еще более проблематична, хотя было бы преждевременно отвергать ее только на этом основании.

Далее будут рассмотрены вопросы воздействия солнечной активности на различные оболочки нашей планеты.

3.2. Солнечная активность и верхняя атмосфера.

Начнем с влияния на верхнюю атмосферу Земли электромагнитного излучения Солнца. Как уже говорилось, оно оказывает воздействие главным образом на земную ионосферу, т. е. часть верхней атмосферы от высоты 50-70 км до нескольких тысяч километров, в которой имеется достаточное количество ионов и электронов, чтобы изменить распространение электромагнитной волны. Ионизация нейтральных частиц атмосферы вызывается солнечным излучением и поэтому плотность электронов в ней изменяется в зависимости от высоты Солнца над горизонтом, уровня солнечной активности и фазы ее 11-летнего цикла, а также от времени суток и сезона года. Обычно атмосферу делят на четыре области: В, Е, F1 и F2. Область D расположена на высоте 50—90 км и отличается невысокой электронной плотностью и значительным поглощением радиоволн. Ионизация се обусловлена прежде всего солнечным излучением в линии 1216 А. Область Е характеризуется высотами 85—140 км и высокой электрон-ной плотностью (5-103 —104 см-3 ночью и 1-105 — 4-105 см -3 днем. Ее ионизация вызывается в основном рентгеновским излучением в интервале длин волн 8—104 А.1 Области F1 и F2 расположены соответственно на высотах 140—230 км и 200—600 км. Плотность электронов в области F1 летом равна 2-105 см-3, а зимой— 4-105 см-3 и в области F2 — 2*106 и 2*106 см-3. Основным источником ионизации в этих областях является солнечное ультрафиолетовое излучение в интервале длин волн 300—910 Д. Заметим, что в полярных районах ионосфера подвержена также воздействию корпускулярных потоков, идущих вдоль геомагнитных силовых линий из магнитосферы Земли. Как вы уже могли заметить, высоты областей ионосферы, как и величина плотности электронов в них, испытывают колебания с течением времени.

Поскольку электронная плотность в областях Е, F1 и особенно F2 сильно зависит от уровня солнечной активности, выражаемого числами Вольфа или плотностью потока радиоизлучения Солнца на волне 10,7 см, увеличиваясь от минимума к максимуму 11-летнего солнечного цикла соответственно в 1,5—2 раза и 2,5— 4 раза, изменяются условия радиосвязи, особенно на коротких и очень длинных волнах. И это имеет практическую важность для всех специалистов, нуждающихся в устойчивой радиосвязи. Учитывая, что увеличение электронной плотности в поглощающем слое приводит к увеличению в нем поглощения, в эпоху максимума 11-летнего цикла солнечной активности целесообразно в коротковолновом диапазоне радиоволн переходить на более короткие волны, а в эпоху минимума цикла — на более длинные. В то же время, в годы максимума 11-летних циклов должна значительно улучшаться радиосвязь на самых длинных волнах (больше 10000 м), распространяющихся путем отражения от нижней границы области Е, поскольку с повышением плотности электронов в лей в это время улучшаются и ее отражательные свойства.

Но помимо постепенных изменений условий радиосвязи, обусловленных ходом 11-летнего цикла солнечной активности, нередко мы сталкиваемся с еще одним (гораздо более неприятным) эффектом воздействия на верхнюю атмосферу электромагнитного излучения Солнца — внезапным затуханием радиосигнала при коротковолновой радиосвязи. Теперь его обычно называют внезапным ионосферным возмущением, до недавнего времени оно было также известно под названием эффекта Деллинджера. Начальная фаза этого явления длится в среднем несколько минут, а общая его длительность составляет около часа. Внезапные ионосферные возмущения вызываются повышенной ионизацией области D ионосферы, виновником которой служит приход рентгеновского излучения с длиной полны меньше 10 А от солнечных вспышек. Повышение ионизации в этом случае влияет также на распространение длинных и очень длинных радиоволн, а также приводит к усилению отражения длинных радиоволн, создаваемых в земной атмосфере грозами.

Гораздо сложнее дело обстоит с воздействием на верхнюю атмосферу корпускулярного излучении Солнца. Прежде всего следует отдавать себе отчет в том, что понятие это, в сущности, сборное, объединенное лишь тем, что речь в нем идет о потоках солнечных частиц. Оно включает в себя по крайней мере три составляющие. Во-первых, это потоки заряженных частиц солнечного ветра. Они обладают сравнительно низкими энергиями (500—2000 эВ для протонов н 0,3—1 эВ для электронов) и умеренной скоростью (300—600 км/с). Во-вторых, это потоки заряженных частиц из активных областей Солнца, в частности, солнечных вспышек. Энергии протонов сильных вспышек могут достигать 20 кэВ, а электронов—10 эВ, скорости—3000 км/с. Что же касается частиц протонных вспышек, то они обладают энергиями 10—1000 МэВ и скоростями от 10 000 км/с до величин, близких к скорости света. Плотность частиц в таких потоках достигает нескольких сотен в 1 см3, т, е. примерно на порядок выше, чем в солнечном ветре. Наконец, в-третьих, это потоки заряженных частиц из рекуррентных униполярных магнитных областей, связанных с корональными дырами. Им присущи энергии 5000 эВ для протонов и несколько эВ для электронов при скорости около 1000 км/с и плотности порядка нескольких десятков частиц в 1 см3.

Необходимо подчеркнуть, что только протоны энергий, характерных для протонных вспышек, в состоянии проникать глубоко в земную атмосферу что же касается остальных составляющих корпускулярного излучения Солнца, то они недостаточно энергичны, чтобы не быть задержанными магнитным полем Земли, и только после ускорения до необходимых энергий могут попасть в верхние слои земной атмосферы.

Приближаясь к Земле со сверхзвуковой скоростью, поток солнечных частиц, обладающий высокой электропроводностью, вступает во взаимодействие с геомагнитным полем. При этом в нем возникает система индуцированных электрических токов, магнитное поле которых сильно искажает геомагнитное поле. Оно уничтожает магнитное поле Земли внутри потока солнечного ветра и усиливает геомагнитное поле перед фронтом этого потока. В результате в потоке образуется полость, внутри которой расположена Земля со своим магнитным полем. Эту полость называют магнитосферой.»

Обращенная к Солнцу граница магнитосферы находится в среднем на расстоянии 10—12 радиусов Земли. При обтекании геомагнитного поля солнечным ветром возникает устойчивая ударная волна, т. е. граница, отделяющая области пространства с существенно различными характеристиками плазмы и магнитного поля. На некотором расстоянии перед ней расположена магнито-пауза, которая служит границей магнитосферы и имеет толщину 100—200 км. Между ударной волной и магни-топаузой образуется переходная область, отличающаяся турбулентным состоянием вещества и неправильными колебаниями магнитного поля. Магнитогидродинамике-скос 'взаимодействие солнечного ветра с геомагнитным полем «сдувает» часть силовых линий с дневной стороны (обращенной к Солнцу) на ночную и тем самым приво дит к образованию хвоста магнитосферы, или геомаг» нитного хвоста, который можно проследить до 1000 радиусов Земли. Силовые линии этого хвоста по обе стороны от геомагнитного экватора имеют противоположное направление. Около экватора они находятся так близко друг к другу, что могут соединяться, создавая вблизи геомагнитного экватора нейтральный слой, напряженность магнитного ноля в котором близка к нулю, а направление перпендикулярно к плоскости геомагнитного экватора. На дневной стороне северной и южной полярных шапок Земли образуются замкнутые воронкообразные области, которые получили название дневных полярных каспов. Они отделяют замкнутые силовые линии на дневной стороне магнитосферы от разомкнутых, уходящих в ее хвост.

Именно процессы, происходящие в нейтральном слоё хвоста магнитосферы, определяют возникновение целой группы явлений, называемых авроральными, которые разыгрываются в двух овальных зонах вблизи северного и южного геомагнитных полюсов, так называемых авроральных овалах. Это полярные магнитные бури, или суббури, полярные (Гйяния, ионосферные возмущения. Суббури представляют собой геомагнитные возмущения длительностью 1—2 часа, возникающие около полуночи по местному времени и проявляющиеся в бухтообразном падении горизонтальной составляющей геомагнитного поля, на которые накладываются беспорядочные флуктуации поля. Полярные сияния видны в высокоширотных районах Земли и представляют собой изумительное зрелище. Иногда вблизи максимума наиболее мощных 11-летних циклов их наблюдают и на средних широтах. Вид полярных сияний весьма разнообразен, но в общем он сводится к четырем классам: спокойным однородным дугам или полосам, лучам, пятнам или поверхностям без определенной формы и вуали, однородному свечению, покрывающему большие участки небосвода. В начале этого раздела мы уже говорили о внезапных ионосферных возмущениях, обусловленных электромагнитным излучением Солнца. Магнитосферные возмущения также приводят к ионосферным возмущениям в высокоширотных районах, которые проявляются в полном прекращении радиосвязи на коротких волнах в ночное время в результате вторжения потоков частиц из хвоста магнитосферы.

Все авроральные явления возникают в результате грандиозного процесса (магнитосферного возмущения), развивающегося в магнитосфере при вторжении высокоскоростного потока частиц, солнечного ветра или вмороженного в его плазму магнитного поля, которое имеет составляющую, направленную к югу. При этом пересоеди-пенные силовые линии геомагнитного поля «сносятся» в хвост магнитосферы и там сближаются, что приводит к возрастанию в нем напряженности магнитного ноля и, следовательно, к возникновению неустойчивости этого поля. В хвосте происходит бурное перссоедииенис противоположно направленных силовых линий и перемещение их в сторону Земли. Они увлекают за собой плазму, заполняющую плазменный слой геомагнитного хвоста. Заряженные частицы устремляются вдоль границы между замкнутыми и разомкнутыми силовыми линиями и приходят в аморальные овалы. Перемещаясь из области слабого магнитного поля в Хвосте в область сильного вблизи замкнутой магнитосферы, частицы ускоряются. Частицы, получившие наибольшее ускорение, прорываются в замкнутую магнитосферу и образуют там кольцевой электрический ток, вызываюший ослабление геомагнитного поля во время главной фазы магнитной бури. В авроральных овалах эти частииы увеличивают ионизацию ионосферы. Это ведет к поглощению радиоволн в нижних слоях ионосферы и существенному повышению проводимости ионосферы. В результат появляются ионосферные электрические токи, магнитные поли которых регистрируются на земной поверхности. Так возникают возмущения в нижних слоях ионосферы и магнитные бури. Наконец аморальные частицы сталкиваются с атомами и молекулами воздуха, возбуждая их свечение, т. е. полярные сияния.

Сходные более слабые явления возникают и на дневной стороне авроральных овалов. Они связаны с вторжением в ионосферу менее энергичных заряженных частиц через дневные полярные каспы.

До сих пор мы говорили только о полярных магнитных бурях. Между тем магнитная буря обычно наблюдается одновременно на всей Земле, хотя проявления ее в разных местах земной поверхности могут быть неодинаковыми. Особенно простой характер она имеет па низких и средних широтах. Там во время магнитной бури происходит более или менее внезапное падение горизонтальной составляющей геомагнитного ноля, которое длится несколько десятков минут. Это главная фаза магнитной бури, за которой следует стадия медленного восстановления геомагнитного поля до нормы, охватывающая иногда несколько суток. Во время сильных магнитных бурь может быть несколько падений горизонтальной составляющей ноля, причем главная фаза следующей бури накладывается па фазу восстановления предыдущей. Иногда перед падением горизонтальной составляющей геомагнитного ноли отмечаема кратковременный ее подъем. Такое явление называют внезапным началом магнитной бури. Если на записях геомагнитного поля его выделить невозможно, бурю относят к магнитным бурям с постепенным началом. Такое разделение бурь на два класса становится еще более четким, если раздельно рассматривать сильные магнитные бури (в основном с внезапным началом), обусловленные активными вспышечными областями, и рекуррентные магнитные бури (обычно с постепенным началом), вызываемые корпускулярным излучением корональных дыр, расположенных над униполярными магнитными областями Солнца. В отличие от вспышечных магнитных бурь, рекуррентные повторяются в те же дни 27-дневного солнечного календаря в течение нескольких солнечных оборотов, а иногда даже 10—15 оборотов. Если число первых достигает максимальной величины в эпоху максимума 11-летнего цикла чисел Вольфа, то максимальное число вторых отмечается на его ветви спада, за 2—3 года до эпохи минимума.

Обратимся теперь к воздействию на верхнюю атмосферу Земли наиболее энергичных солнечных частиц-проюпов, выбрасываемых из Солнца во время протонных вспышек. Эти частицы вызывают возмущения ионосферы, особенно опасные для коротковолновой связи на самых высоких широтах. Это так называемые поглощения в полярной шапке Обычно такое возмущение начинается в среднем через несколько часов после сильной солнечной вспышки, его максимум наблюдается через 1—2 суток после его начала, а восстановление может продолжаться около 10 суток Поскольку протоны таких сильных вспышек беспрепятственно проникают в области О ионосферы, где частота соударений частиц велика, и поглощаются в ней, они вызывают особенно большое поглощение радиоволн именно в этой области. В результате уменьшается интенсивность радиоволн и повышается температура верхней атмосферы. Поглощение в полярной шапке, как правило, приводит к полному прекращению радиосвязи на коротких волнах на несколько суток над Северным Ледовитым океаном и над Антарктидой. Особенно большое число возмущений этого типа отмечают в эпоху максимума 11-летнего цикла или вскоре после него.

Наш рассказ о влиянии солнечной активности на верхнюю атмосферу Земли останется незавершенным, если не сделать из пего соответствующих практических выводов. Читатель мог убедиться, что опасности, которые нас ждут в результате этого воздействия, таковы, что они со всей остротой ставят вопрос об особой важности прогнозов солнечной активности для обеспечения устойчивой радиосвязи и безопасной навигации. Такие прогнозы позволили бы успешно прогнозировать нарушения радиосвязи, подготовить обходные радиотрассы, перейти на более выгодные длины волн.

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: решебник виленкин, реферат театр.



Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7 | Следующая страница реферата

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки