太阳活动及其对地球环境的影响

第22卷　第6期2002年11月 第　四　纪　研　究QUATERNARY SCIENCES Vol .22,No .6November ,2002　太阳活动及其对地球环境的影响3王家龙　孙静兰(中国科学院国家天文台,北京　100012)摘要 太阳活动及其对地球环境影响的研究至今已发展成一门涉及太阳物理学、空间物理学和地球物理学的边缘学科,它研究三者的关系及相互作用的过程。

本文将太阳活动分成缓变型和爆发型两类,分别介绍了它们的主要成员冕洞、总辐射、太阳黑子、太阳耀斑和日冕物质抛射的性质及特征;分别讨论了这两类太阳活动对地球环境的影响,还指出了太阳活动对固体地球的作用。

主题词 太阳活动　活动的分类　对地球环境的影响1　引言太阳活动及其对地球环境影响的研究受到越来越大的重视,主要是由于它与人类的生存环境和活动有着广泛和密切的关系[1,2]。

欧洲首先在1611年使用望远镜观察太阳黑子,开始了近代太阳物理的研究。

虽然19世纪初已经有人认为地面上的雨量与太阳黑子数的多少有关,但是从研究意义上说,是1843年提出并于1851年得到确认的太阳黑子活动周期的发现[3],里程碑性地开始了近代太阳活动对地球影响的探索。

这一发现使越来越多的地球学家和太阳物理学家把发生在地球的空间环境和大气、海洋中以至固体地球本体的现象与太阳现象作相关分析和解释,试图找到产生这些地球现象的太阳因素。

可以说,近代太阳活动及其影响研究经过100多年的发展,已经形成了一门跨越太阳物理学、空间物理学和地球物理学的边缘性大学科。

多学科的高度结合是它的一大特点;由于观测点地理位置的差异、人才与设施的优势差异以及空间观测需巨额投资,研究组织上的高度联合和相互依赖是它的另一特点。

1957年记录到了自1755年以来的最强的太阳活动高峰,同年10月前苏联发射了第一颗人造地球卫星。

在20世纪50年代中期至60年代初期,国际上相继组织了两次大规模的联合的太阳活动和地球物理现象的观测及合作研究。

前者称为国际地球物理年(IGY ),后者称为国际宁静太阳年(I QSY )。

最近3个太阳周(即峰年分别在1979年、1989年和2000年的第21,22和第23太阳周)中,国内外在这个领域执行的最突出的计划是80～90年代的“日地能量传输研究”[4]和90年代中后期各国纷纷启动的“空间天气战略研究”[5]。

这样,至少在70年代初就提出的“空间天气学”经过30年的历程,终于为国内第一作者简介:王家龙　男　66岁　研究员　太阳活动物理学、日地关系学与太阳活动预测专业E 2mail :jialongw @　3国家自然科学基金(批准号:49990451)资助重大项目和国家自然科学基金(批准号:10073013)资助项目2002-06-30收稿,2002-08-18收修改稿外学者所接受,而演化成一门完整的以现代化的地基和空间实测及现代理论知识为基础的广义的日地关系学或称为日地系统物理学。

它的主要内容是研究日地系统中各层次的动力学过程和各层次间的耦合作用。

太阳活动及其对地球环境的影响是它的重要组成部分。

本文的目的,是从日地关系的角度,简单地综述近几十年太阳活动及其对地球影响的研究进展,取得的主要成果以及它面临的难题。

2　两类太阳活动:缓变型和爆发型活动长期的观测,特别是近30年来利用地基设备和空间飞行器对日地系统的监测和分析表明,太阳活动是引起地球环境变化和扰动的主要源。

太阳活动是太阳大气中局部区域的异常现象。

这种异常是相对于太阳表面大部分区域宏观看起来表现为较长时间保持宁静或变化不大的状态而言的,并且有其自身的发生、成长和衰亡的过程。

我们可以依照太阳活动的一个或一组参量来分类太阳活动,然而从引起环境变化的角度看,太阳活动现象可依照其宏观参量的变化率的低、高被分为缓变型太阳活动和爆发型太阳活动两类[6]。

了解这两类活动,是研究它们对地球影响的基础。

2.1　缓变型太阳活动太阳大气中的异常结构,如太阳黑子群、光斑、谱斑、宁静日珥、日冕宁凝区和冕洞等都归属于缓变型太阳活动。

这些活动现象在几何尺度上、位置上或能量方面的变化速度相对于爆发型太阳活动而言具有缓慢的变化率。

例如,1989年3月日面上的一个罕见大黑子群,在3月13日时其面积约为3620单位(1个单位=3.04×106km 2),即使这群黑子的总面积在刚从日面东边缘转出来时为零,它的面积的增长率也不过为22单位Πd 。

然而,一个中等的爆发型活动,例如,一个二级的光学耀斑,它在脉冲相的面积增长率约可快到6×103单位Πd ,远比缓变型活动快得多。

从对地球的影响出发,在研究缓变型太阳活动时,时常采取3种方式进行:1)对某种具体的缓变型活动,考察它的对地效应。

例如,冕洞是一种对地球环境有重要影响的缓变型活动,常对它作这种研究。

2)选用一个指标对所有缓变型活动的效应进行集体的或称为半球面的考察,太阳总辐射就是这样一个指标。

3)对某种有代表性的易观测的缓变型活动现象,进行个体或群以及半球面指标性的考察,例如太阳黑子和太阳黑子数(亦称太阳黑子相对数或W olf 数)可算是一个典型。

本文不一一涉及各种缓变型太阳活动,仅对前述3种情况本身的性质作简短介绍。

2.1.1　冕洞太阳冕洞发现于20世纪50年代,是指用某些波段或白光在太阳外层大气———日冕中观测到的暗区,属于日冕中常见的大尺度结构[7],也定义为在软X 射线波段观测到的日面暗结构[8]。

用日冕仪、射电日像仪或在日全食期间用小型天文望远镜可在地上观测到冕洞。

冕洞是日冕中低亮度、低密度区(密度比周围宁静日冕区低2～3倍)。

冕洞的温度略低于或接近周围的温度,约为1.5×106～2.4×106K,同时冕洞的温度梯度比宁静日冕区低很多。

起源于太阳的磁场在冕洞区内,主要表现为开放型,即磁力线经冕洞向外延1156期 王家龙等:太阳活动及其对地球环境的影响215第 四 纪 研 究 2002年伸进入行星际空间。

但是观测表明,冕洞区下面的太阳光球处的磁场是某种极性(N或S)的磁流占绝对优势,另一极性磁流并非绝对不存在,因此并非完全的单一极性。

冕洞随太阳的自转运动作近乎刚性的转动。

冕洞的寿命较长,一般可存在几个太阳自转周或更长。

它的面积的平均变化率为(1.5±0.5)×104km2Πs。

冕洞依其在日面上的位置可分为中纬冕洞和极区冕洞,后者可以扩展占据日面相当大的部分,甚至可以从太阳的一个极区向低纬发展越过赤道进入另一个半球。

日面上中纬冕洞的数目在一个太阳周中随太阳黑子数的变化成正比关系。

极区冕洞的数目则与黑子数的变化成反比关系。

冕洞物理中还有不少问题尚未解决。

例如,实测上,冕洞磁场缺乏精确的测量,这是由于密度低、温度高,光谱线暗且弥散很宽,很难利用Z eeman效应测磁场;理论上,至今缺乏对冕洞近刚性随太阳旋转的解释[9]。

冕洞的磁场结构是由模型研究得到的。

冕洞处有物质高速流向行星际空间,主要是由地球附近的太阳风观测,在一定假设下推导而得到的[10]。

2.1.2　总辐射太阳的总辐射功率被定义为太阳常量。

总辐射的意义是包括太阳上一切宁静或活动结构辐射出的电磁波、粒子流、中微子以及各种其它波动。

但是实际上电磁波辐射占据了总辐射的大部分,其它成分所含的能量要比电磁波的能量小5个数量级或更多,在现在的测量条件下,太阳常量实际上近似等于太阳的总电磁辐射[11]。

称为太阳常量是因为20世纪50年代以前的长期测量由于误差～1%而未发现其随时间的变化[12]。

太阳的总辐射及其变化从一个方面代表了太阳的总状态及其变化,这种变化被太阳常量的变化所体现。

当仅研究太阳常量的几天至百年的变化时,就略去了太阳的短周期振荡(如5分钟振荡)、爆发型太阳活动以及长期的太阳整体演化对太阳常量的影响,而只剩下包含有缓变型太阳活动导致的太阳电磁辐射的变化。

据S M M卫星[13]在空间测量的太阳常量,其值为(1367±2)WΠm2,意为在距太阳一个日地平均距离(记为1AU)处,地球大气之外垂直于太阳光线的单位面积(1m2)上,单位时间(1s)内接受的太阳辐射能量(J)。

太阳总辐射中主要能量在可见光波段,约有99%的能量集中在276～496nm波段,其中495nm波长处具有可见光的最强辐射强度。

99.9%的能量分布于217～10940nm波段。

紫外波段与射电波段(即无线电波段)在太阳常量中占比例很小,但是它们的变化幅度很大,曾测得1961～1968年23～127nm的紫外辐射有50%的变化。

S M M和NI M BUS等卫星自1979年连续作了太阳常量的空间观测。

由测量可知太阳常量并不是不变的,例如,1979～1986年平均每年减小约0.03%。

2.1.3　太阳黑子太阳黑子是最容易观测到的缓变的太阳活动现象,它是太阳光球中局部的低温、强磁场区域,而光球是指太阳大气的低层,也就是用肉眼直接看到的光亮的太阳。

黑子的线度从1000公里左右直到几万公里以上。

在较大黑子的照片上,容易看出黑子中心有一暗黑核状部分,称为本影,本影与四周光球之间由亮暗纤维组成的过渡部分称为黑子的半影[11]。

黑子本影的等效温度约为4200K,半影温度约为5700K,低于光球的等效温度6000K 。

磁场观测表明,黑子的磁力线具有喇叭口状的分布。

可以用经验公式(1)表示黑子中最强的磁场B m 与黑子的面积S 的关系[14]B m =3700×S S +60(1)式中 B m ———以高斯为单位S ———以太阳半球面的10-6为单位此外还观测到黑子中有物质流动,流动方向从黑子中心向外称Evershed 效应,反之称为逆Evershed 流动。

黑子的寿命长短不一,大多数黑子存在时间为几天,有的大黑子寿命长达几个月。

黑子多为成群出现,每群最多可含几十个大小不等的黑子。

黑子在物理上常被视为具有磁力线组成的磁流管状结构,它们在太阳表层之下受到磁浮力即可上浮,从光球底层向上穿出光球表面而形成一对磁极性相反的偶极黑子群。

黑子在日面上的出现有明显的统计规律性:1)太阳黑子数目的多少随时间的变化具有周期性,最明显的周期长度为11a 左右,还有80a 或更长些的周期。

11a 左右的周期称为太阳活动周、太阳黑子周或简称太阳周。

2)每一个太阳周从黑子数的一个极小开始,这时大多数黑子出现在日面高纬区(30°或更多)。

随着黑子数的增加,黑子群的平均纬度逐渐向低纬度变化,到太阳周的高峰期(黑子数最多的时期)平均纬度约为15°,到活动周结束时约为8°,而且在一个周期还没有完全结束前,属于下一个周期的新黑子已经在高纬度处出现。

3)太阳南北两半球上占大多数的典型偶极黑子群的磁极性分布是相反的,这种相反的磁极性在相邻两个周期间又是相反的,因此也就出现比11a 太阳黑子周长一倍的22a 太阳磁活动周期。