Celem tego artykułu jest krótki przegląd aktualnych kierunków badań powiązań aktywności  słonecznej z procesami zachodzącymi na Ziemi.  Temat jest zbyt rozległy, żeby omówić znaczącą część badań; chciałbym jednak   wskazać na kilka z nich. Z moich rozmów z radioamatorami wynika że nie wszystkie procesy są zrozumiałe, a wiedza nie jest usystematyzowana. 

Na wstępie trzeba podkreślić ogromny wkład radioamatorów w dziedzinę badań nad Słońcem. To krótkofalowcy jako pierwsi zauważyli, że łączności na dalekich dystansach zmieniają się w czasie. Na podstawie zapisów w dziennikach amatorskich astrofizycy powiązali cykle aktywności na Słońcu z propagacją fal radiowych.

Znalezienie związków przyczynowo-skutkowych   spowodowało możliwość  prognozowania propagacji radowej, a nawet klimatu na Ziemi. Dobrze postawiona prognoza pogody kosmicznej może umożliwić lepszy wynik w zawodach lub  nawiązanie łączności poprzez zorze polarne. Ma też duże znaczenie w ochronie satelit, które posiadają czułe detektory, które mogłyby być łatwo uszkodzone przez rozpędzone cząstki wyrzucone przez Słońce. Jak widać badanie Słońca ma swoje uzasadnienie zarówno naukowe jak i ekonomiczne.

Jako radioamatorzy możemy sami spróbować badać zależności Słońce – Ziemia. Możemy porównywać raporty naszych łączności z tym, co widzimy na Słońcu.

  Zobaczyć możemy przede wszystkim twory zwane plamami, widoczne niekiedy na powierzchni Słońca bez przyrządów astronomicznych (oko obserwatora musi być chronione za pomocą bardzo ciemnych szkieł; dobre są tutaj szkła stosowane w maskach spawaczy, można też wykorzystać część magnetyczną dyskietki komputerowej). Bardziej dokładne obserwacje możemy uzyskać, patrząc przez teleskop lub przez lornetkę (Pamiętaj!  Nie wolno patrzeć bezpośrednio na Słonce – trzeba stosować odpowiednie metody np. projekcji cieniowej). Dla leniwych są dostępne zdjęcia z satelity SOHO w Internecie.

  Rozmiary plam sięgają nawet 100 000 km. Są to obszary o około 1000K chłodniejsze od fotosfery i dlatego dzięki kontrastowi z resztą jasnej powierzchni mogą być łatwo zauważone. Badania widmowe pozwalają wykryć we wnętrzu plam obecność silnych pól magnetycznych. Plamy słoneczne żyją przeciętnie kilkadziesiąt godzin, ale obserwowano plamy występujące przez kilka miesięcy. Na początku XIX wieku stwierdzono, że liczba plam wzrasta co 11 lat. Z takim samym jedenastoletnim okresem występują na Ziemi zorze polarne, burze magnetyczne. W 11-letnim cyklu zmienia się natężenie słonecznych fal radiowych, zmienia się też natężenie promieniowania rentgenowskiego, emitowanego przez Słońce. Wszystkie te objawy składają się na aktywność słoneczną. Pierwszymi, łatwo zauważalnymi objawami wzrostu aktywności Słońca są plamy słoneczne. Ta aktywność "plamotwórcza" opisywana jest powszechnie przez podanie parametru, zwanego liczbą Wolfa - R. R=10g+p, gdzie g oznacza liczbę grup plam, natomiast p liczbę wszystkich plam, występujących w grupach lub pojedynczo. W pobliżu plam słonecznych można bardzo często zaobserwować obszary jaśniejsze od fotosfery - są to pochodnie. Dzięki pochodniom ogólna ilość energii emitowana ze Słońca pozostaje stała, mimo obecności chłodniejszych plam. Jest to bardzo ważny fakt, wpływający na stabilne warunki życia na Ziemi w skali globalnej. Słoneczne pole magnetyczne powoduje powstawanie krótkotrwałych rozbłysków chromosferycznych. Rozbłyskom tym towarzyszy zwiększone natężenie słonecznego promieniowania radiowego. Towarzyszy im również emisja promieniowania korpuskularnego, polegająca na wyrzucaniu z aktywnych obszarów Słońca strumieni protonów i elektronów. Prędkość protonów może dochodzić do 10 000 km/s. Rejestruje się również drugi rodzaj promieniowania korpuskularnego - wiatr słoneczny. Jest to stały wypływ plazmy słonecznej - protonów i elektronów, z niewielkimi prędkościami, kilku km/s. W okolicach Ziemi liczba cząstek wiatru słonecznego jest oceniana na 10^9/cm^2*s. Jeśli przejawy aktywności Słońca w postaci liczby plam, liczby pochodni, natężenia promieniowania korpuskularnego, natężenia promieniowania radiowego, po wieloletnich obserwacjach zestawimy na wykresie podobnym do wykresu liczb Wolfa, to bez trudu zauważymy 11-letnią okresowość aktywności Słońca.

Tego typu korelacje, chociaż jakościowo niekiedy łatwo wytłumaczalne, w istocie są wynikiem bardzo złożonych mechanizmów fizycznych. Ta złożoność powoduje, że ciągle jeszcze nie potrafimy przewidywać najważniejszych zjawisk i skutków z zadowalającą dokładnością.

To co przedstawiłem to tylko podstawowe dane.

Biorąc najdokładniejsze  wyniki obserwacyjne w zakresie od 3,1 do 178 lat można wyznaczyć inne cykle Słoneczne powiązane z cyklem 11-letnim. Teoria opiera się na dudnieniach pomiędzy sztywno rotującymi i bezwładnie oscylującymi modami g wewnątrz Słońca. Okazuje się np., że jeśli istnieje okresowość 11,85 lat (Cole 1973) to powinna jej wtórować pulsacja o okresie 10,46 lat (u Colle'a jest 10,56!). Zwykła różnica w tych dwóch okresach jest z kolei odpowiedzialna za składową 178-letnią, odkrytą wcześniej przez wielu autorów, zaś równie dobrze znany cykl 80-letni zdaje się być zaledwie harmoniczną częstotliwością odpowiadającą tej różnicy.

Pozostają jednak wciąż nie rozwiązane problemy: dlaczego stała słoneczna się zmienia i jak te zmiany wpływają na produkcję plam.

Trzeba stwierdzić, że słabość teorii fizycznych powoduje, iż przy stawianiu prognoz aktywności ich miejsce okupują metody statystyczne. Jednak i te są bezradne wobec braku zadowalająco obfitych i dokładnych materiałów obserwacyjnych lub gdy analizowany proces okaże się bardziej niestacjonarny niż tego wymaga metoda. Ze względu na obfitość materiału obserwacyjnego, najczęstszą podstawą prognoz długoterminowych aktywności Słońca są analizy przebiegu liczby Wolfa. Przypomnijmy, że od 1700 r. największa średnia roczna liczba Wolfa miała wartość 190 (1957 r.). Obecnie skłonni jesteśmy zastanawiać się nad tym, czy przypadkiem najbliższe lata nie przyniosą nowego rekordu! Prowadząc własny dziennik i obserwacje Słońca możemy samodzielnie dochodzić do prognoz długoterminowych, wolnozmiennych.

Wiemy już, że procesy które zachodzą na Słońcu są przyczyną. Skutki obserwujemy w naszej atmosferze. Żeby dobrze prognozować propagacje trzeba znać podstawy budowy atmosfery ziemskiej.

Możemy wyróżnić kilka warstw powietrza o różnym stopniu zjonizowania. Przyjęto podział:

-          neutrosfera

-          jonosfera

-          egzosfera (nie będzie ona omawiana ze względu na znikomy wpływ na fale radiowe).

Neutrosfera zaczyna od powierzchni Ziemi do wysokości około 60 km. Od powierzchni ziemi do wysokość 12 km wyróżnia się troposferę. 

Dolną warstwę atmosfery można uznać w przybliżeniu za dielektryk bez strat.

  W górnych warstwach atmosfery pod działaniem promieni ultrafioletowych emitowanych przez Słońce, zachodzi proces rozszczepienia atomów gazu na dodatnie jony i elektrony. Dlatego tą część atmosfery przyjęto nazywać jonosferą. Stopień jonizacji charakteryzuje się koncentracją elektronową, tj. ilością swobodnych elektronów w 1 m^3.

Zjonizowane powietrze zaczyna pojawiać się od wysokości od 40 km do 60 km.

Rozróżnia się cztery warstwy jonizacyjne, które przyjęto odpowiednio nazywać: D, E, F1 i F2.

Warstwa D znajduje się na wysokości rzędu 60-80 km.  Podstawowe warstwy zjonizowane powietrza występują powyżej 60km.

Obszar E występuje w przedziale 60 –200km

Obszar F dzielimy na dwa podzakresy:

-          F1 200 – 300 km

-          F2 300 –500 km. 

 Stopień jonizacji górnych warstw atmosfery pod działaniem promieni ultrafioletowych emitowanych przez Słońce zależy od pory dnia, roku oraz od szerokości geograficznej. Koncentracja elektronów N w dzień jest większa niż w nocy, a latem większa niż zimą. Warstwa F1 ujawnia się tylko latem w czasie dnia i dlatego nieznacznie oddziałuje na proces rozchodzenia się energii elektromagnetycznej. Z nastaniem nocy znika warstwa D, a koncentracja elektronowa w warstwie E i F2 zmniejsza się. Gęstość jonizacji zmniejsza się wraz ze zwiększeniem szerokości geograficznej.

Po poznaniu budowy atmosfery należy wspomnieć o fizycznych podstawach rozchodzenia się fal elektromagnetycznych.  Fala elektromagnetyczna podlega:

-          odbiciu

-          załamaniu (refrakcja)

-          ugięciu (dyfrakcja)

-          nakładaniu (interferencja).

Wymienione zjawiska zachodzą nie tylko w  kolejnych warstwach atmosfery, ale  również na powierzchnia Ziemi. W pewnym przybliżeniu powierzchnia Ziemi może być przyjęta za idealny przewodnik dla fal długich, średnich, pośrednich i krótkich, oraz za idealny dielektryk dla fal ultrakrótkich (l < 10 m.). Tym samym oddziaływanie Ziemi na emisję energii można zamiennie przedstawić działaniem lustra odbijającego energię z anteny.
Przewodność gruntu wywołuje pochłanianie i odbicie fal, co powoduje, że obiegają one krzywiznę powierzchni ziemi.

Fale radiowe  mogą rozchodzić się jako :

-          fala przyziemna (powierzchniowa)

-          fala bezpośrednia

-          fala tropesferyczna

-          fala jonesferyczna.

Fale przyziemne rozchodzą się wzdłuż Ziemi. Nie ograniczają ich przeszkody terenowe i mogą się rozchodzić do odległości paru tysięcy kilometrów. Zasięg praktycznie zależy tylko od parametrów elektrycznych podłoża, częstotliwości i mocy nadajnika. Ziemia pochłania cześć energii i dlatego w podłożu płynie prąd. Absorbcja jest większa dla fal spolaryzowanych poziomo niż dla fal spolaryzowanych pionowo. Dlatego powinno się używać tej drugiej polaryzacji anten. Przypomnę, że krótkofalowcy w Polsce mogą używać częstotliwości 136kHz, a pasmo to nabiera dużego znaczenia dla łączności międzykontynentalnych w okresie, gdy na innych częstotliwościach kończy się propagacja.

Fale troposferyczne – współczynnik załamania fal elektromagnetycznych w troposferze jest znikomy. Wygodniej jest posługiwać się współczynnikiem ugięcia, który możemy wyliczyć ze wzoru N= (n – 1)10^6.

Refrakcja może być dodatnia lub ujemna, a w szczególnym uśrednionym  wypadku równa zero. Mówimy wtedy o dukcie.

Fala jonosferyczna -  rozchodzenie fal jonosferycznych zależy głównie od częstotliwości. Fala podlega tłumieniu, odbiciu lub może przechodzić przez jonosferę. Fale odbite mogą odbić się od Ziemi i ponownie skierować się ku jonosferze.  Tłumienie fali jest związane z efektem rozchodzenia się sygnałów w jonosferze.

W powodu dużej jonizacji jonosfera posiada właściwości ośrodka półprzewodzącego, fale rozchodzące się w zjonizowanym ośrodku doprowadzają do ruchu drgającego znajdujące się w jonosferze elektrony swobodne.
Elektrony zderzają się przy drganiach z neutralnymi molekułami i przekazują im energię otrzymaną od fal radiowych, po czym następuje reemisja.

Współczynnik pochłaniania przy reemisji określa wzór:

b = A1 * (N * v / f²)

Im jest większa koncentracja elektronów N i im jest większa liczba zderzających się elektronów z neutralnymi molekułami w ciągu jednej sekundy v, tym współczynnik pochłaniania jest większy. Ze zwiększeniem częstotliwości f współczynnik pochłaniania zmniejsza się.

Wskaźnik załamania ośrodka jonizacyjnego:

Zależy on od koncentracji elektronów i od częstotliwości drgań.
Im jest większa koncentracja elektronów N, tym mniejszy wskaźnik załamania zjonizowanej warstwy F2.

Energia elektromagnetyczna promieniująca pod pewnym kątem do horyzontu, byłaby tracona, gdyby górna część atmosfery nie była zjonizowana.

Częstotliwość krytyczna:

Jeżeli częstotliwość drgań f jest mniejsza od częstotliwości krytycznej, to silnie zjonizowana warstwa odbija energię elektromagnetyczną, zachowując tym samym energię w obrębie Ziemi.

Fala bezpośrednia – rozchodzi się po linii prostej i w związku z tym anteny muszą być w zasięgu tzw. horyzontu radowego.

Analizując kąt krytyczny możemy zdefiniować falę bezpośrednią.

Jeżeli częstotliwość drgań f > fkr , to fale nie będą odbijać się od zjonizowanej warstwy atmosfery.

 Fale ultrakrótkie (l<10m) nie odbiją się od zjonizowanej warstwy atmosfery.

Propagacja fal długich – fale długie rozchodzą się za pomocą fal powierzchniowej i troposferycznych, a odbiją się od dolnych warstw jonosfery, nie wnikając w nią. W związku z dużym pochłanianiem przy odbiciu od jonosfery (w dzień od warstwy D i nocą od warstwy E) do łączności radiowej na falach długich na duże odległości konieczne są silne nadajniki. Na falach z zakresu l= 200 do 2000m w dzień energia przekazywana jest głównie falami powierzchniowymi, fale troposferyczne przy odbiciu od jonosfery doznają silnego pochłaniania. W nocy wraz ze zmniejszeniem się koncentracji elektronowej, fala troposferyczna zmienia swoje natężenie w miejscu odbioru.

Propagacja fal średnich – o zasięgu fal średnich w dzień decyduje fala powierzchniowa. Fale średnie wnikające w jonosferę podlegają absorbcji. W nocy tłumienie fal jonosferycznych zdecydowanie maleje i zasięg się zwiększa.

Propagacja fal krótkich – fale krótkie rozprzestrzeniają się jako fala powierzchniowa na niewielkie odległości (od kilku do kilkudziesięciu kilometrów) ze względu na dużą tłumienność powierzchniowych warstw Ziemi.  Za to odbijają się od jonosfery w strefie F2 , a w pewnych okresach od E i F1. Ulegają nieznacznej absorpcji w obszarze D i E.

Ponieważ propagacja dalekiego zasięgu zleży głównie od stanu jonosfery, więc należy ja prognozować. W tym celu wprowadzono kilka oznaczeń:

-          MUF robocza – największa częstotliwość, przy której istnieje możliwość łączności pomiędzy dwoma stacjami o określonej godzinie i określonych warunkach pracy,

-          MUF klasyczna - największa częstotliwość, przy której jest możliwość łączności pomiędzy dwoma stacjami tylko przy pomocy odbicia jonosferycznego,

-          FOT – optymalna częstotliwość robocza, przy której jest możliwość łączności pomiędzy dwoma stacjami mniejsza od MUF,

-          LUF – najmniejsza częstotliwość fali roboczej, przy której istnieje możliwość łączności pomiędzy dwoma stacjami.

Krótkofalowców interesuje MUF, który zależy od czasu i od pory roku. I tak:

-          wartości MUF są większe w porze dziennej lub nocnej.

-           Wartości MUF są większe w lecie lub w zimie

-          wartości MUF dla warstwy F2 są większe w lecie lub w zimie.

-          Wartości MUF są większe dla początku cyklu aktywności Słońca lub dla końca.

Warunki MUF spowodowały podział zakresu fal krótkich na:

-          fale dzienne 10 do 25 metrów

-          fale przejściowe 25 do 35 metrów

-          fale nocne 35 do 100m

Propagacja fal UKF – Fale UKF rozchodzą się za pomocą fal bezpośrednich. W praktyce zasięg jest większy niż bezpośrednia widoczność anten. Wynika to z refrakcji i interferencji w troposferze.  Horyzont radiowy można wyliczyć ze wzoru:

gdzie:

a – promień Ziemi 6378 km

 - wysokość zawieszenia anten

W praktyce zakładając warunki dyfrakcji i interferencji zasięg oblicza się ze wzoru:

Fale UKF przenikają przez jonosferę. Zjawisko odbicia przez jonosferę jest rzadkością i wynika z dużej aktywności słonecznej, gdy występuje duży wyrzut masy z powierzchni Słońca. Ten sam mechanizm odpowiedzialny jest za powstawanie zorzy polarnej. Wykorzystuje się również odbicie od śladów przelotów meteorów. 

Nasze Słońce potrafi nas zaskoczyć niespodziewaną burzą . Dla krótkofalowców jest to kolejne wyzwanie do łączności. W takich przypadkach decydującą rolę ma szybki przekaz informacji o anomaliach na Słońcu. Dla przykładu strony pogody kosmicznej NASA są aktualizowane co 5 minut. Są to jednak tylko dane pomiarowe z satelit. Do prawidłowego zdiagnozowania wyników musimy zrozumieć mechanizm powstawania zorzy polarnej oraz zdefiniować pojęcie magnetosfery.

Ziemskie pole magnetyczne wytwarza wokół naszego globu magnetosferę, czyli strefę oddziaływania magnetycznego (strefę, w której cząstki naładowane elektrycznie pozostają pod dominującym wpływem pola magnetycznego Ziemi). Granica magnetosfery od strony Słońca przebiega niezbyt daleko od Ziemi, zaledwie 64tys. km. W kierunku przeciwnym magnetosfera nie ma tak wyraźnej granicy i jej zasięg obejmuje wiele milionów km. Magnetosfera jest zniekształcona przez wiatr słoneczny.

Magnetosfera obejmuje całą atmosferę ziemską, a także przyczynia się do powstawania radiacyjnych pasów wokół Ziemi, tzw. pasów Van Allena.  Są to dwa koncentryczne pierścienie, zbudowane z protonów, elektronów i jonów opasujące Ziemię w odległości: 3,5 do 4 tys. km pierwszy, oraz 12 do 25 tys. km drugi od równika geomagnetycznego.

         Zorza polarna powstaje  w wyniku wpadania w magnetosferę cząsteczek emitowanych przez Słońce.

 Tłumaczy się to za pomocą teoretycznego modelu równowagowego. Według tej teorii większość tych cząsteczek jest odchylona przez zewnętrzne granice magnetosfery. Niektóre wnikają jednak do niej przez znajdujące się po ”dziennej”- skierowanej ku Słońcu- stronie szczeliny w pasach Van Allena. Łatwo docierają one do górnych warstw atmosfery, wywołując równocześnie zorzę polarną północną i południową.

Zorze polarne pojawiają się na wys. 65km, a rozciągłość pionowa wynosi 100km. Atomy i cząsteczki (gł. tlenu i azotu) w górnych warstwach atmosfery, wzbudzone wskutek bombardowania ich przez plazmę, emitują promieniowanie o charakterystycznym dla nich widmie (stąd różne barwy zorzy).

Zorze można obserwować nie tylko w okolicach podbiegunowych, występują również w Polsce po silnych krótkotrwałych rozbłyskach chromosferycznych na Słońcu.

 Zorze nabrały istotnego znaczenia praktycznego w latach dwudziestych naszego wieku, gdy po raz pierwszy wykorzystano odbicie fal bezpośrednich od jonosfery w celu zwiększeniu zasięgu komunikacji radiowej. Odbite tą drogą sygnały radiowe są często silne, mimo niewielkiej mocy nadajnika. Szerokie grono krótkofalowców czeka na te zjawiska latami, aby przeprowadzić łączność przez odbicie od zorzy polarnej. 

 Wiele pytań dotyczących zórz polarnych do tej pory pozostaje bez odpowiedzi. Nie wyjaśniono na przykład, dlaczego zorzy często towarzyszy krótkotrwałe pole elektryczne w górnych warstwach atmosfery, które indukuje prądy na powierzchni Ziemi. Prądy te zaburzają pracę  aparatury używanej do poszukiwania ropy naftowej. Silne prądy mogą nawet uruchomić wyłączniki awaryjne, powodując przerwy w dostawie prądu, jak to się wydarzyło w Quebec (Kanada).

Rozumiejąc powiązanie Słońce – Ziemia możemy prognozować propagację radiową na każdej częstotliwości. Dokładność prognozy można zwiększyć, poznając lepiej procesy zachodzące na Słońcu. Ostatnio dużo mówi się o teoriach konwekcji plazmy. Dokładne badania satelitarne wskazują na trzęsienia sejsmiczne na Słońcu, podobne do trzęsień sejsmicznych na Ziemi.   Badania atmosfery ziemskiej i procesów fizycznych wprowadzą również nowe lepsze prognozy. Słońce obserwujemy również pod Ziemią. W Instytucie Problemów Jądrowych w Łodzi znajduje się aparatura rejestrująca miony promieniowania kosmicznego. Ich detektor, zwany teleskopem mionowym, znajduje się w pomieszczeniu przykrytym trzynastometrową warstwą ziemi. Składa się z dwóch par warstw liczników Geigera-Millera

W latach 60-tych XX wieku armia amerykańska prowadziła badania nad sztuczną jonizacją w górnych warstwach atmosfery za pomocą wybuchów bomb jądrowych. Zimną Wojnę mamy już za sobą, a nam pozostaje sieć biconów , Internet i raporty od kolegów z pasma.