太阳活动及其对地球环境的影响.doc

太阳活动及其对地球环境的影响王家龙孙静兰( 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 ( IQSY) 。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8090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1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E2mail :jialongw btamcul . net . cn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33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 3 620 单位 (1 个单位 = 3 . 04 ×106 km2 ) ,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d 。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d ,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 Wolf 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 23 倍) 。冕洞的温 度略低于或接近周围的温度 ,约为 1 . 5 ×106 2 . 4 ×106 K ,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第四纪研究2 0 0 2 年512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) ×104 km2 s 。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 Zeeman 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 SMM 卫星13 在空间测量的太阳常量 ,其值为 (1 367 ±2) Wm2 ,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 (1 m2 ) 上 ,单位时 间 (1 s) 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 276496 nm 波段 ,其中 495 nm 波长处具有可见光的最强辐射强度 。99 . 9 % 的能量分布于 21710 940 nm 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 19611968 年 23127 nm 的紫外辐射有50 %的变化 。SMM 和 NIMBUS 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 ,19791986 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 1 000 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 4 200 K , 半 影 温 度 约 为 5 700 K , 低 于 光 球 的 等 效 温 度6 000 K。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14子中最强的磁场 B m 与黑子的面积 S 的关系 S (1)B m = 3 700 ×S + 60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 。现在国际上使用的太阳黑子数并非简单的计算黑子数目 ,而是以公式 (2) 定义的R = K(10 g + f )R 黑子相对数或 Wolf 数 ,也简称为黑子数g 和 f 分别表示测量时可见日面上的黑子群数目和黑子的数目K 换算因子(2)式中规定瑞士 Zürich 天文台的 K 值为 1 ,由他们每天公布一个国际黑子数值 R 。黑子群虽属缓变型活动 ,但是典型的较大黑子群附近经常有其它种缓变型及爆发型 活动出现 ,彼此关系密切 。事实上 ,以黑子群为核心会形成一个三维的立体活动区域 ,该区域在磁场和流场的作用下不断演化 ,当其所含能量超过一定阈值时就可能有爆发发生 ,磁场 、流场也随之变化调整 。随着爆发现象的衰亡 ,该区域的磁场 、流场又会有一定程度 的恢复或完全趋于平静状态 。因此 ,太阳黑子群数和个数通过公式 (2) 合成的黑子数 R被广泛使用 ,作为反映太阳缓变型和爆发型活动的总水平的指标 ,以研究太阳活动对地球环境的影响 。2. 2爆发型太阳活动在爆发型太阳活动中 ,太阳耀斑和日冕物质抛射是两种影响地球环境的重要扰动源 。第四纪研究2 0 0 2 年51420 世纪 60 年代后 ,空间观测的大规模开展给爆发型太阳活动的研究打开了新局面 。1973年发射的 Skylab 太空站第一次获得了大量日冕物质抛射的资料 ,在软 X 射线波段发现耀 斑的基本结构呈现环弧状 。加上射电频谱仪和二维射电日像仪的使用 ,对太阳爆发和行星际扰动研究方面有很大改善 。第 21 太阳周峰年附近 (19801981 年) SMM , Hinotori 15 和P78 - 1 等卫星的空间观测 ,大大推进了太阳爆发的高能辐射和非热辐射的研究 。80 年代 后期 ,我国太阳磁场望远镜正式运转 ,获得了太阳活动区磁场的诸多数据 。90 年代初 ,在第 22 太阳周峰后期 (1991 年) 发射了 Yohkoh16 太阳观测卫星 ,主要在软 、硬 X 射线波段观测活动区和太阳耀斑的二维象和能谱 。发现了 X 射线的日冕物质抛射以及磁重联现象 。1992 年 ,又把一座工作波段为 17 GHz 的射电日象仪投入观测 。90 年代中后期 , SOHO 卫星17成功地对太阳作了大量的各波段及白光的日冕观测 。这些多波段高分辨的对日观测和激波及粒子流的行星际观测极大地影响了我们对日冕物质抛射和太阳耀斑在影响地球方面的看法 。2. 2. 1太阳耀斑 太阳耀斑的一般性质太阳耀斑是太阳大气中局部区域的剧烈爆发现象 ,在日地关系研究中占有重要地位 。一个大耀斑所释放的能量中 ,电磁辐射占 14 ,粒子动能约占 34 。一个面积为太阳表面积的二千分之一的大耀斑在 103 s 的寿命中可释放能量 4 ×1032 erg1) ,每分钟约辐射 3 ×1030erg1) ,与太阳的总辐射率相比仅是十万分之一左右 。典型太阳耀斑是一个起源于低日冕 或高色球层局部区的 、向下贯穿到色球底乃至光球 、向上贯穿日冕的三维爆发和能量转换 的过程18 。典型太阳耀斑的储能过程在太阳耀斑爆发之前 12 天明显开始 ,储能可以通过磁场 的剪切 、挤压或扭转实现 ,也可以通过磁流浮现而实现 。现在普遍的看法是 ,无力场位形 的磁场所具有的磁能与势场位形的能量之差提供了太阳耀斑的能源 。无力场能量的增加 体现为无力因子 的变化 ,它可以表示为下式195 1=V-* ×( V-* ×B-*) ×B-*(3)B 25 tB-* 磁场强度V-* 运动速度若取 V-* 的 3 个分量 -*u , 4v 和 w-* 分别平行于日面上磁场纵向分量的极性反转线 (也称中 性线) 、垂直于中性线且平行于日面 、垂直于中性线也垂直于日面 ,则 -*u , 4v 和 w-* 运动就分 别体现了剪切 、挤压和浮现 3 种机制导致的储能 。王家龙等20 曾用 Tucker 公式估计由于1986 年大耀斑活动区中黑子群旋转所引起的活动区含能的增加 ,结果表明尽管 Alfven 波 可以把大部分能量带走 ,但扭转所产生的能量的几分之一到几十分之一即足以供大 、小耀斑所需 。太阳耀斑的爆发相主要表现为各波段辐射几乎同时的增强 ,具有 射线辐射的太阳 耀斑在 2 . 22 MeV 和 0 . 51 MeV 的辐射相对于其它波段有迟至现象 。各波段的辐射流量到式中1) 1erg = 10 - 7J达峰值的时间不一定相同 ,常可观测到高能硬 X 射线辐射的流量峰迟于低能的流量峰 ,低频微波辐射的流量峰迟于高频微波的峰 。这似乎可用产生高能硬 X 射线辐射的粒子需 要更多的加速时间以及爆发的最初位置在较强磁场处来解释 。应该提到的是第 21 太阳 活动周峰期已经测到了太阳耀斑发射的中子 ( 能量 1 GeV) ,太阳耀斑的中子流到达地球 的时间迟于太阳耀斑的开始时间几分钟到约 20 分钟21 。分析太阳耀斑的 H 单色光记录 ,可知在太阳耀斑的爆发相其亮斑面积迅速增长 ,在 微波辐射流量峰期其面积增长最快 ,而面积达到极大值的时间比微波辐射峰迟 ,最迟可达几十分钟22 ,23。人造卫星对太阳耀斑的观测揭示了太阳耀斑的基本空间结构是两端与日面相交的立于太阳大气中的磁弧 。但在磁弧内软 、硬 X 辐射源的核可有不同的分布 。太阳耀斑的统计性质太阳耀斑的统计性质主要是 :1) 太阳耀斑的总数也有与黑子数同步的 11a 左右的周 期 ;2) 大耀斑产率的峰期在太阳周中的时间位置往往迟于黑子数或小耀斑的峰期 ,在太阳周的谷期仍有可能产生大爆发24 ;3) 太阳射线爆发 、射电爆发 、硬 X 射线爆发以及光学耀斑的产率具有 154d 左右的周期变化25 ;4) 大耀斑具有群居性 ,少量的活动区具有多次 产生大爆发的能力 ;5) 太阳耀斑的出现频数对太阳耀斑参量的分布服从幂律定律26 28 。2. 2. 2 日冕物质抛射日冕物质抛射是日冕物质在较短的时间内被大规模逐离太阳 ,当它们的速度大于逃 逸速度时 ,就飞入行星际空间的一种太阳活动现象 。日冕物质抛射过程 ,在开始阶段以日 冕为背景 ,然后以太阳的连续微粒辐射 太阳风为背景 ,在太阳风中运行引起太阳风扰 动和地球环境扰动 。大量的观测表明 ,较多的日冕物质抛射虽然具有简单的弧状外形 ,但其本身有明显的三重结构 。即明亮的高密度外环 ,外环下面的暗黑部分是低密度空穴 ,再下面是环状或烛 头状内核 。日冕物质抛射在日冕中的性质在日冕中日冕物质抛射有以下几个性质 : 1) 一次抛射的质量为 1014 1016 g , 平均为1015 g ;2) 尺度一般都比太阳活动区大很多 ,它对日心的张角平均为 45°,有的跨度达 270°之 巨 ;3) 中心位置的根均方平均为 35°,中心的纬度分布与太阳活动有关 ,在太阳活动峰期可扩展到较高纬度 ,低年则集中于赤道附近 ;4) 运动速度可低到 7 kms ,高到 2 101 kms , 大部分速度范围为 35911 kms ,平均速度为 349 kms ,实际上一个抛射物质的运动过程中 内部不断变化 ,各个部分具有不同的速度 , 总的说 , 平均速度随太阳周的变化大约是从200 kms (极小期) 到 350450 kms (极大期) ,随日面纬度无显著变化 ,有的抛射作匀速运动 ,有的作加速运动 ;5) 一次抛射的能量范围是 1029 1033 erg1) ; 6) 抛射的产率与 11a 的太 阳周的位相有关 ,太阳活动极小期大约是 0 . 20 . 8 个d ,太阳活动极大期约是3 . 5 个d , 从极小期到极大期产率可变化一个数量级 ;7) 大约 410 的抛射有太阳耀斑相伴 ,约710的 抛射 有 相 应 的 爆 发 日 珥 或 暗 条 消 失 相 伴 , 约 310 甚 至 更 多 的 抛 射 无 日 面 活 动1) 1erg = 10 - 7J第四纪研究2 0 0 2 年516现象 (太阳耀斑或爆发日珥 、暗条消失) 相伴 ,相伴的 X 射线爆发的寿命与日冕物质抛射的关系更密切 ,但是能量大的快抛射全是有太阳耀斑相伴的 ;8) 有太阳耀斑相伴的抛射一 般作匀速运动 ,速度较高 ,而仅有爆发日珥相伴的抛射一般作匀加速运动 ,速度较低 ;9) 由 抛射的时间 高度测量图外推出的它在太阳色球的时间 ,总是比其相伴的太阳耀斑开 始的时间早 ,而且太阳耀斑常常是在抛射物拱形之下的一侧 ,并不位于拱形下面的中央 ;10) 统计上 41 %的抛射伴有米波射电 型爆发 ,其运动速度为 > 400 kms ,且伴有长寿命 ( 平均 3 小时) 的软 X 射线事件及行星际激波 ,100 % 的长寿命 ( > 6 小时) 软 X 爆发与日冕 物质抛射相关 ;11) 30 %的抛射无米波射电 型爆相伴 ,它们有相关的短寿命 ( < 0 . 5小时) 软 X 射线爆发发生 ,但无行星际激波 ; 12) 在抛射发生之前 ,在将要出现软 X 射线爆发的位置附近或大拱附近 ,该处的弥漫状日冕出现像小冕洞一样的软 X 射线辐射减弱区 ,在抛射发生时观测到大的软 X 射线拱状结构 ;13) 抛射不是产生于磁场开放区 冕洞 ,而是80 %的起始于冕流结构 ,抛射的纬度分布更近于暗条 ( 或日珥) 的分布 ,而不是黑子群 、太阳耀斑或活动区的纬度分布 ;14) 用紫外线在日冕物质抛射下面低日冕层可观测到与其相对应变暗区域 。日冕物质抛射在行星际的实测特征日冕物质抛射离开太阳后 ,在行星际背景太阳风中运动 ,由于它是磁化等离子体 ,必 然引起太阳风在磁场 、密度 、成分等方面的扰动 ,特别是较快运动的抛射会导致行星际激波的出现 ,概括地说 ,它们在行星际的特征是29 ,30 :1) 行星际激波 ;2) He 丰度的增长 ;3) 异常低的电离态 (如 He + ) ;4) 密度的增长 (约几分钟到 5 小时) ,然后是密度与温度的长时间 下降 (约 5 小时到几十小时) ;5) 磁云 ( 强磁场 ,磁场方向的旋转) 的出现 ; 6) 双向的电子晕流动 ;7) 双向的低能质子流动 ; 8) 抛射物飞离太阳越远在径向拉开的越长 ,在 1AU 附近 ,平均径向长为 0 . 2AU ,在 5AU 附近有的在径向方向长达 2 . 5AU ,有的有断开的现象 。3 太阳活动对地球环境的影响3. 1缓变型太阳活动的影响3. 1. 1冕洞的影响冕洞对地球的影响主要在于磁场扰动和粒子场方面31 。早在 20 世纪 50 年代就发 现 ,当在太阳东边缘某个区域观测到日冕的 Fe 辐射出现极小之后几天 ,地磁扰动就会出现峰 。于是冕洞这个现象就代替了 50 年代以前曾假设日面上有“M 区”产生地磁扰 动的说法 。当用温度 T 6 ×106 K 的谱线观测时 ,就看不到这种低辐射的区域 ,从而证明它是日冕中的结构 。在冕洞二维像的大量观测基础上 ,70 年代认证出冕洞是相当持久的 高速太阳风的源32 。冕洞随着太阳的自转作刚性转动就使得这种太阳风中的高速流在行星际空间周期性的扫过 。于是发现了地球附近的太阳风速度以及地磁扰动的指数等有受冕洞控制的 27d 的周期性变化 。80 年代中期从 3 000 个地磁扰动事件中认证出 500 个33AP 指数在 1236 之间的事件是由冕洞引起。冕洞高速流的速度平均为 580 kms ,大冕洞则对应于地球附近 700 kms 的高速太阳风 。用 184 个 He 的冕洞作统计 ,它们对地球 上无磁暴 、小磁暴和大磁暴事件的产率分别为 75 % ,25 % 和 15 % 。来自冕洞的高速流与地球磁层相遇时 ,流中的一部分荷电粒子就可能被磁场俘获暂时储存于地磁场中 ,使地球辐射带中的电子密度增加 。其中能量 > 2MeV 的电子就形成对 空间飞行器运行的安全 。上世纪 90 年代中期 ,在无任何爆发性太阳活动的背景下 ,加拿 大两颗卫星发生了一星失踪一星失控的事故 ,分析认为是冕洞出现 ,导致卫星在辐射带吸 附过多 2MeV 的电子 ,产生静电放电所致 。通过对太阳风物理参量等的时间变化的统计 ,发现太阳风有两种性质不同的太阳周变化34。一种是冕洞周变化 ,主要决定着太阳风的质量 、动能和热能的输出 ;另一种是黑子周的变化 ,主要决定着磁场对太阳风的控制作用 。因此 ,冕洞对地球影响的研究应着注前者 。冕洞中太阳风高速流的产生或加速问题是尚待解决的课题 。3. 1. 2太阳总辐射的影响据 2 . 1 . 2 节所述 ,已知太阳总辐射的对地球影响实际上就是太阳总的电磁辐射的对 地影响 。研究表明 ,气候系统从太阳总辐射中吸收的能量大约为 240 Wm2 。J . R. Herman等1指出 ,太阳总辐射量变化 1 % ,就会对地球大气产生巨大影响 ,使气温有 > 1 K 的变化 。太阳辐射的变化可以影响地球大气的压力 ,可以改变地球表面冰层的大小 ,从而影响气候 。若太阳辐射改变 0 . 1 %0 . 3 % ,地球上气压的变化就能达到可测量的程度 。若每个 世纪太阳辐射有 0 . 5 %的系统变化 ,就可以解释以前发生的种种气候变化 。在 2 . 1 . 2 节已提到 ,现代的空间测量 ,已知 19791986 年总辐射的变化为平均每年约 0 . 03 % ,还需要更长时期的测量才能得知它的世纪变化 。与此同时 ,在 1980 年还测量到 11 次短时间的太阳辐射降低35 ,其降低幅度比年均变 化幅度约大一个数量级 。SOHO 卫星 19962000 年也观测到几次较大的短时间的太阳辐射下降 。例如 ,在 2000 年 4 月底至 5 月初之间观测到一次下降 ,最大幅度约为 0 . 18 % ;在 同年 9 月观测到另一次 ,降幅约为 0 . 22 % 。已经知道 ,这些下降可能与大黑子群经过日 面有关 ,这些下降对地球大气层的影响可能会是不可忽略的 。因此 ,继续加强观测和相关 分析 ,同时探讨相关的理论工作 ,应该是开展这方面研究的合适措施 。3. 1. 3 太阳黑子活动的影响相关分析显示 ,黑子活动对地球气候 、水文的变化会有一定的调制作用 ,这种作用或 影响有时间特性和区域特性 。时间特性表现为 ,在不同时段调制作用不同 。例如 ,有一段 时间非洲维多利亚湖的水位与黑子数的多少成正相关 ;另一段时间无关 ,再一段时间则为 负相关 。而区域特性表现为 ,地球上不同的区域在同一时段里受到的调制效果不同 。例 如 ,地球上的不同区域 ,如赤道和中纬区的雨量在同一时期里与太阳黑子数的峰谷变化有不同的关系 。与此类似 ,气温与黑子数的关系也有这种表现36 。这类分析还发现 ,太阳黑子数的 11a 周期活动对我国夏季温度有明显影响 ,温度在11a 周期中有双波动 ;渤海的冰情变化与太阳黑子 11a 周期活动一致 ; 18891985 年长江 中下游地区大面积旱涝年存在 22a 和 11a 重现周期 ; 19501990 年的 40 年间 ,10 个厄尔 尼诺年中有 5 个发生在太阳黑子活动相对高值期 ( 黑子数年均值 66) ,有 5 个在低值期(黑子数年均值 2837 ) ;森林火灾年际活动水平受太阳黑子活动影响38 ; 地球的宇宙线 环境受太阳活动调制 ,体现在地面上接受到的银河系宇宙线强度与黑子数反比的变化 ,在 黑子数极大期间宇宙线强度为极小 ,而太阳粒子辐射为极大 。太阳大黑子群出现时会遮第四纪研究2 0 0 2 年518挡部分辐射 ,使总辐射值发生短时间降低39 ,从而影响地球环境 。尽管至今太阳黑子数仍在日地关系研究中被当作最重要的表示太阳活动水平的指标40,但是由于它缺乏物理意义等弱点 ,太阳在频率 2 800 MHz 的流量密度 、太阳黑子总面积和总辐射等参量正在逐渐成为更广泛使用的指标 。3. 2爆发型太阳活动的影响强的太阳耀斑 (含光学 、射电和 X 射线爆发) 常会有日冕物质抛射相伴 ,强的抛射也常有太阳耀斑相伴 ,虽然它们之间的关系尚无定论 ,但从对地球影响的角度 ,可能把这两 种爆发型活动共同研究 。太阳耀斑对地球大气气压 、大气的臭氧含量和大气电状态都有明显扰动作用41 。可以把太阳耀斑的影响分为同时效应和延迟效应两种 。前者包括地球电离层的突然骚扰及 地磁场的钩扰现象 ,它主要是耀斑的紫外与软 X 射线引起的 ,发生的开始时间与地面上 观测到耀斑的时间很相近 ;后者则是与太阳耀斑爆发有关的粒子辐射相应的电离层暴 、地 磁暴和太阳质子事件等42 。近 30 年来太阳耀斑 、日冕物质抛射 、行星际激波和地球环境扰动的比对研究 ,揭示出几乎所有地球附近观测到的粒子能量 E > 10MeV 的太阳高能粒子事件 ( 简称 SEP 事件) 都 与日冕物质抛射驱动的行星际激波有关 。特别是高流量的太阳高能粒子事件都伴随于快 速的 ( > 400 kms) 大抛射 。甚至对于很高能量 ( 相对论性的) 的太阳质子事件 ( 称为地面 事件 , GL E) , 也没发现与相应的太阳耀斑的爆发幅度有什么关系 。观测还发现了一个孤 立的没有耀斑相伴的爆发暗条 ,导致了一次含有能量 > 50 MeV 的质子事件 ,值得注意的是 ,这个暗条的消失伴有物质抛射及行星际激波 。许多人曾认为 ,米波射电 型爆发所代表的日冕激波是日冕物质抛射驱动的行星际激波的前身 ,认为米波射电 型爆发源是位于其之前 。这是必须给予更正的物理概念 。观测分析表明 ,存在两类不同起源的米波射电 型爆发 ,其一是日冕的激波导致的米波射电 型爆发 ,其二是物质抛射驱动的激波导致的行星际射电 型爆发 ( 频率 < 1 MHz = 称 为行星际 型事件 ( IP type event) 。当然 ,这两种起源的激波都能加速粒子 。也曾设想太阳高能粒子事件是分两步产生的 ,首先由太阳耀斑 ( 脉冲事件) 产生较低能量的粒子 , 然后再由激波把粒子加速到高能 。事实上 , 观测到的大的太阳高能粒子( SEP) 事件都有很大的空间跨度 ,对同一个物质抛射在不同位置测到的成分相近 ,这不能 用发生在某一相对小区域的耀斑脉冲爆发加速的高能粒子在日冕中扩散过程来解释 ; 大的太阳高能粒子事件都是渐变型的 ,可以持续长达几天 ,比耀斑寿命长很多 ; 脉冲型的事 件的成分为富铁型 ,3 He 与4 He 成分比率较高 ,而渐变型事件为贫铁型 ;对事件的元素电离 态的测量表明 ,大太阳高能粒子事件的等离子体温度范围是 12 MK ,很接近它周围的日 冕或太阳风的温度 ,而远小于耀斑区的温度 。再考虑到物质抛射还起着将太阳大气中的 闭合磁场打开成开放磁场的作用 ,终于使研究者认识到 ,不是太阳耀斑 ,而是日冕物质抛射是地球的高能粒子环境突发扰动的最重要的制造者 。现在普遍接受的看法是 ,有两种太阳高能粒子事件的起源 ,一种是起源于太阳耀斑爆 发区 ;另一种是渐变型的 ,与物质抛射密切相关29 。日冕物质抛射对地球磁场的影响 ,首先是从它与各种地磁指数如 KP ,AP ,DST 的关系研究得知的 。这些地磁指数与太阳风的速度 、强度及行星际磁场南向分量关系密切 。我们 已经知道 ,正是这种物质抛射引起了太阳风参量的不同程度的偶发性的扰动或增长 。在1AU 以内 ,绝大部分的行星际激波都是被它产生 。激波与地磁场的碰撞和压缩地磁场 ,形成 了地球上的磁暴急始 (SSC) ,因此 ,它们与物质抛射有很好的相关性 。统计工作表明 ,大多数 大地磁暴是由激波和日冕物质抛射导致的 ,少部分是仅由激波引起 ,很少一部分尚不知起因 ;强地磁暴则绝大多数是由激波和日冕物质抛射产生 ,其余部分是由激波产生 。在地球附近太阳风磁场的垂直分量 B z < 0 ( 即南向分量) 与地磁暴的发生有直接关系 ,特别是与长时间的南向分量关系更密切 。携带有强南向磁场的被抛射日冕物质 ,像一 块磁云一样扫过地球时 ,就会产生偶发性急始型地磁扰动 。同时磁云还会使地球的银河 宇宙线环境发生变化 。4太阳活动对固体地球的影响本节的讨论仅限于太阳活动现象对固体地球的影响 ,而不涉及宁静太阳 (含宁静太阳风 背景太阳风) 导致的影响 。为寻找地震活动的天文因素做的大量统计工作显示 ,较大地震多发生在太阳活动的 峰年及谷年或下降段后期43 ,44 。有人认为 ,地震的发生与地磁暴的发生有关 ,以及久旱是强地震的中期前兆 ,涝雨是临震前兆 ,磁暴和久旱的天气过程是以太阳活动为天文因素的45 ,46。还有人试图用太阳活动峰年 ,地磁暴和地电流加强 ,导致地壳中有磁致伸缩和加热 ,使不稳定态的震源发震 ,而谷年则因温度降低导致自发磁致伸缩引发地震43 ,来解释太阳活动与地震的关系 。应该肯定地震 、海啸等与太阳活动的关系 ,但是确切的联系特别 是其机理仍是有待解决的重要课题 。太阳活动影响固体地球环境的另一个方面 ,表现在地球的极移和自转速率的变化 。据地球的极移的 10 年尺度的波动研究 ,柯熙政等47 于 1999 年指出 ,极移的频谱分布中的白噪声项与太阳黑子数的变化有很强的相关性 ,受到太阳活动影响 。地球自转速率的变 化体现日长 (每天的时间长度) 的变化 ,日长的变化有 11a ,22a ,90a 等的周期 ,与太阳黑子活动周期相符 。罗时芳等48 和顾震年49 发现了太阳活动周的峰年日长周年变化幅度为最大值 ,谷年则为最小值 ,且太阳活动的峰年 、谷年大致分别对应于日长增大和缩短 。这 种影响的定量机理尚不清楚 ,定性可理解为太阳的电磁辐射和粒子辐射随太阳周的变化 通过地球大气 、海洋耦合到固体地球的自转运动 。太阳耀斑 、日冕物质抛射等爆发型活 动 ,会使背景太阳辐射和粒子发射突然叠加上增强量 。观测分析发现 ,这种突变将使地球 自转变慢 。最近 ,廖德春和廖新浩50 分析 18181999 年的资料 ,得到黑子数 schwabe 周期随时间的长期波动与地球自转率的低频变化有很强的相关性 ,位相滞后约 5a 。他们认为 这是太阳活动影响地球自转长周期变化的新证据 。应该指出的是除固体地球自转速率和极点位置本身受太阳活动影响外 ,它们还作为 太阳活动与地核 、地幔 、海洋 、大气之间的中介者 ,参与调制地震 、海平面变化 、El Ninno 事件 、气候变迁 、地磁变化等发生 ,将太阳活动的影响施于地球环境43 ,51 53