Диссертация (1145308), страница 16
Текст из файла (страница 16)
Зависимость изменений концентрацииозона от высоты в значительной степени отражает высотную зависимость скорости ионизации.Пониженная концентрация озона (на 5−10%) наблюдается в течение последующих несколькихсуток, что обусловлено влиянием долгоживущего нечетного азота. Результаты моделированияхорошо согласуются с изменениями концентрации озона, зарегистрированными в ходе данногособытия с помощью прибора HALOE (Halogen Occultation Experiment) на спутнике UARS(Upper Atmosphere Research Satellite).Изменениятемпературыввысокоширотнойатмосфересеверногополушария,обусловленные изменением концентрации озона в ходе СПС 14 июля 2000 года (рис.1.15),приведены на рис.1.16 согласно результатам моделирования [Криволуцкий и др., 2015б]. Длярасчетов использовалась модель глобальной циркуляции атмосферы ARM (AtmosphericResearch Model), разработанная в Центральной Аэрологической Обсерватории.
Понижениеконцентрации озона способствует охлаждению (уменьшению нагрева за счет солнечнойрадиации) верхней стратосферы и мезосферы (40−80 км), что приводит к уменьшениюмеридиональных градиентов температуры и скорости зонального ветра в данной области.Ослабление зонального ветра создает благоприятные условия для распространения внутреннихгравитационных волн из нижних слоев атмосферы. Выше 90 км, где отсутствуют возмущениясодержания озона, формируется двухслойная структура, включающая области повышения ипонижения температуры и связанная, по-видимому, с динамическими эффектами (распространением в термосферу внутренних гравитационных волн). Таким образом, результатыРис.1.16.
Временной ход изменений температуры в атмосфере высоких широт северногополушария, вызванных СПС 14 июля 2000 года согласно результатам расчета с использованиеммодели ARM [Криволуцкий и др., 2015б].64моделирования свидетельствуют о том, что изменения содержания озона при мощных СПСмогут оказывать существенное влияние на температурный режим и динамические процессы ввысокоширотной атмосфере.1.3. Выводы к главе 1Таким образом, приведенные выше данные свидетельствуют о том, что механизм влияниясолнечной активности (СА) на состояние нижней атмосферы, погоду и климат достаточносложен и может быть обусловлен вариациями различных солнечно-геофизических факторов.Следует отметить, что перечисленные возможные механизмы часто действуют одновременно,при этом вклады различных агентов СА в развитие динамических процессов в нижнейатмосфере могут существенно различаться, что может приводить как к взаимной компенсации,так и к усилению их эффектов.
Так, с ростом солнечной активности уменьшается степеньионизации нижней атмосферы под действием галактических космических лучей, ноодновременно повышается уровень геомагнитной активности, что приводит к дополнительнойионизации верхней атмосферы при высыпаниях авроральных электронов и электроноврадиационных поясов. Кроме этого, в максимуме 11-летнего солнечного цикла увеличиваетсячастота солнечных протонных событий, что способствует увеличению ионизации полярнойатмосферы в широком диапазоне высот.
С ростом солнечной активности усиливаются такжепотоки ультрафиолетовой радиации, обеспечивающие работу озонного механизма.Также следует отметить, что воздействие перечисленных выше факторов характеризуетсяширотной и высотной зависимостями. Первичные эффекты вариаций солнечного УФ излученияв вариациях температуры локализованы в верхней стратосфере и нижней мезосфере низкихширот, тогда как ионизация атмосферы галактическими космическими лучами имеет максимумна высотах 15−25 км и возрастает с увеличением широты.
Эффекты электронных высыпанийнаблюдаются в атмосфере субавроральных и авроральных областей. В частности, КрымскийГ.Ф. [2002] обратил внимание на существенное различие между широтным распределениемпоступления солнечной радиации (TSI) с максимумом на экваторе и широтным ходом скоростиионизации в атмосфере за счет галактических космических лучей. Указанное различие, помнению Крымского, могло бы оказывать влияние на развитие меридиональной циркуляции.Важную роль в формировании эффектов солнечной активности играют, по всейвидимости, космические лучи солнечного и галактического происхождения.
Гипотеза о том,что космические лучи являются связующим звеном между солнечной активностью исостоянием нижней атмосферы, погодой и климатом, была впервые выдвинута Неем [Ney,1959]. Действительно, космические лучи обнаруживают вариации, связанные с солнечнойактивностью, как на коротких (от нескольких часов и суток), так на более длительныхвременных шкалах (вариации с периодами ~11 и ~22 лет, вековые вариации, связанные с65циклом Глайсберга, вариации с периодами порядка нескольких тысяч лет).
Амплитудауказанных вариаций может быть достаточно высока и достигать нескольких десятков и дажесотен процентов (Таблица 1). Следует отметить, что благодаря высоким энергиям КЛ, какгалактические, так и солнечные, могут проникать достаточно глубоко в атмосферу посравнению с другими видами заряженных частиц, влияющих на атмосферную ионизацию(рис.1.7).Изменения ионизации за счет ГКЛ имеют место на всех широтах, что создает условия дляодновременного воздействия вариаций ГКЛ на атмосферные процессы по всему земному шару.С другой стороны, широтная зависимость ГКЛ и СКЛ приводит к более высокой ионизации ватмосфере внетропических широт, где вследствие значительных температурных контрастоватмосфера довольно нестабильна и имеет место интенсивная циклоническая деятельность.Следует отметить, что изменения ионизации, обусловленные вариациями КЛ, могутучаствовать сразу в нескольких физических механизмах, формирующих отклик атмосфернойциркуляции на явления солнечной активности.
Увеличение ионизации может способствоватьболее интенсивному образованию облачности под действием ион-индуцированной нуклеации, атакже вследствие увеличения проводимости атмосферы и соответствующего усилениявертикальных электрических токов, способствующих поляризации облака и увеличению зарядана облачных частицах. На низких широтах усиление электрических токов и электризацияразвивающихся кучевых облаков может оказывать влияние на грозовую активность, процессыконденсации, выпадение осадков и выделение скрытой теплоты.
Изменения ионизации в связис вариациями КЛ могут влиять на химический состав и температурный режим высокоширотнойстратосферы, способствуя развитию динамического отклика в нижней атмосфере.Тем не менее, отклик динамических процессов в нижней атмосфере на вариациикосмических лучей остается недостаточно изученным. В частности, непонятны причиныпространственного распределения вариаций давления, формирующихся в различных точкахземного шара под воздействием вариаций космических лучей на различных временных шкалах.Серьезной проблемой остается временнáя неустойчивость корреляционных связей междувариациями солнечной активности/вариациями КЛ и теми или иными атмосфернымихарактеристиками, ставящая под сомнение реальность солнечно-климатических связей.
Внастоящей работе исследуются характер пространственно-временной структуры эффектовкосмических лучей в вариациях давления нижней атмосферы, и дается интерпретациянаблюдаемых эффектов с точки зрения эволюции динамических процессов. Особое вниманиеуделено исследованию изменений знака корреляционных связей между атмосфернымихарактеристиками(давлением,состояниемоблачности)ивариациямиСА/ГКЛнамультидекадной шкале, а также поиску возможных причин указанных изменений.66Глава2.Влияниесолнечныхпротонныхсобытийнаэволюциюциклонических процессов во внетропических широтах2.1. Солнечные космические лучи и их эффекты в атмосфере Земли2.1.1.
Солнечные протонные события с энергиями частиц более 100 МэВСолнечные космические лучи (СКЛ) представляют собой заряженные частицы,ускоряемые до высоких энергий (для протонов − до 1010 эВ) во время вспышек на Солнце. Воколоземном пространстве солнечные космические лучи регистрируются как резкиевозрастания интенсивности потока заряженных частиц на фоне галактических космическихлучей. Длительность возрастания может составлять от нескольких часов до нескольких суток взависимости от энергий частиц. Нижний предел энергии СКЛ составляет порядка несколькихМэВ, верхний предел обычно не превышает несколько десятков ГэВ [Bazilevskaya, 2005].Поскольку основную долю частиц СКЛ составляют протоны (≥90%), возрастания СКЛ частоназывают солнечными протонными событиями (СПС).
Наблюдение СКЛ с энергиями менее100 МэВ стало возможным после появления искусственных спутников Земли и космическихаппаратов. Временной ход интенсивности заряженных космических частиц с различнымиэнергиями для солнечных протонных событий в октябре 1989 года представлен на рис.2.1Рис.2.1. Временные профили потоков заряженных частиц с различными энергиями для серииСПС, начавшейся 19 октября 1989 г. Протоны: I1 – E > 1 МэВ; I2 – E > 5 МэВ; I3 – E> 10 МэВ;I4 – E > 30 МэВ; I5 – E > 50 МэВ; I6 – E > 60 МэВ; I7 – E > 100 МэВ. Электроны: E1– E > 2МэВ. (по данным спутника GOES-7, http://spidr.ngdc.noaa.gov).67согласно данным спутника GOES-7 (геостационарный спутник на расстоянии 6.6 земныхрадиусов).
Видно, что СПС характеризуется быстрым возрастанием потока частиц (отнескольких минут до десятков минут) и последующим медленным спадом (от нескольких часовдо нескольких суток). Амплитуда возрастания потока солнечных протонов может достигатьсотни и тысячи процентов относительно фонового потока галактических космических лучей.Частицы СКЛ с энергиями 100−500 МэВ достигают высот стратосферы и могутнаблюдаться с помощью радиозондов, поднимаемых на аэрологических баллонах ипередающихинформациюопотокахзаряженныхчастиц. Измеренияинтенсивностикосмических лучей в атмосфере высоких и средних широт проводятся Физическим институтомим.
П.Н. Лебедева с июля 1957 года [Bazilevskaya, 2005]. Вторжения в атмосферу СКЛ сэнергиями более 100 МэВ было впервые обнаружено группой ФИАН в марте 1958 года[Базилевская и др., 2003].В отличие от частиц с энергиями >500 МэВ, генерирующих в атмосфере электронноядерные каскады (вторичные частицы), солнечные протоны с энергиями 100−500 МэВ вядерных взаимодействиях не участвуют и поглощаются в атмосфере за счет ионизационныхпотерь. Путь, пройденный частицей в атмосфере до столкновения, принято характеризоватьколичеством вещества в столбе сечением 1 см2, т.е. пробег частицы выражается в г·см-2вещества атмосферы.
Энергия протонов E (в МэВ) связана с пробегом в воздухе r (в г⋅см-2)следующим соотношением [Базилевская и др., 2003]:E (r ) = a ⋅ r b ,(2.1)где a = 29,4; b = 0,57 для r ≤ 95 г⋅см-2 и a = 20,6; b = 0,65 для r > 95 г⋅см-2. Зависимость пробегаот энергии протонов, рассчитанная по формуле 2.1, приведена на рис.2.2. Видно, что частицы сэнергиями 500 МэВ проникают до уровня атмосферы с давлением ~140 г⋅см-2, чтосоответствует высотам ~15 км. Частицы с энергиями ~100 МэВ достигают уровня ~10 г⋅см-2(высоты ~30 км).Солнечные протонные события тесно связаны с солнечными вспышками, однакопредполагается, что для СПС с различными диапазонами энергий частиц действуют различныемеханизмы ускорения.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
