Диссертация (1145308), страница 8
Текст из файла (страница 8)
Модельные оценки достаточно хорошо согласуются сданными наблюдений в средней и верхней стратосфере.Как отмечалось выше, согласно экспериментальным данным [Kodera and Kuroda, 2002;Frame and Gray, 2010], увеличение температуры в области экваториальной стратопаузы на1−2ºK в максимуме 11-летнего цикла способствует формированию положительной аномалиизонального западного ветра, которая затем сдвигается в сторону полюса и опускается вниз,увеличиваясь по амплитуде.
В работе Хайнса [Hines, 1974] был предложен механизм солнечноатмосферных связей, согласно которому изменения ветрового режима на больших высотах,обусловленные солнечной активностью (например, при нагреве нижней термосферы за счетдиссипации джоулева тепла во время полярных суббурь), могут влиять на распространение30Рис.1.5. Разности среднегодовой зональной температуры между максимумом и минимумомсолнечной активности, рассчитанные с использованием модели общей циркуляции атмосферы[Haigh et al., 2004].
Области, где изменения температуры статистически значимы на уровне 99%и 95%, показаны темно-голубым и свето-голубым цветом, соответственно.планетарных волн в зимней атмосфере. Отражение планетарных волн способствуетвозвращению энергии, переносимой волнами, в нижние слои атмосферы. Действительно,Кодера и Курода [Kodera and Kuroda, 2002] показали, что скорость зонального ветра в верхнейстратосфере зависит не только радиационного нагревания, но и от взаимодействия сраспространяющимися вверх планетарными волнами, что приводит к усилению положительнойаномалии западного ветра и ее смещению к полюсу и в нижележащую атмосферу.
Эволюцияаномалии скорости зонального ветра, обусловленной изменениями УФ радиации иконцентрации озона в максимуме 11-летнего цикла, показана на рис.1.6 согласно результатамрасчетов, выполненных в работе [Matthes et al., 2006] с использованием модели атмосферыFUB-CMAM (Freie Universität Berlin Climate Middle Atmosphere Model). Видно, что увеличениенагрева верхней тропосферы в солнечном максимуме приводит к значительному ускорениюсубтропического зонального ветра на высотах ~40 км и выше уже к началу ноября. Затем втечение ноября аномалия скорости западного ветра усиливается и смещается к высокимширотам вследствие взаимодействия планетарных волн с зональным потоком, что хорошосогласуется с данными наблюдений. В декабре указанная аномалия охватывает всювысокоширотную область от высот верхней стратосферы до поверхности Земли.31Рис.1.6. Разности зонально осредненных значений скорости ветра между максимумом иминимумом солнечной активности в северном полушарии для десятидневных интервалов сначала ноября по вторую декаду декабря (Nov1 – Dec2) [Matthes et al., 2006].
Изолиниискорости ветра проведены через 2 м·с−1. Светло-серым и темно-серым фоном показаны областистатистической значимости 95% и 99% соответственно.Расчеты, проведенные с использованием модели общей циркуляции атмосферы (GCM) вработах Хэй и соавторов [Haigh, 1996, 1999; Larkin et al., 2000; Haigh et al., 2004], показали, чтов солнечном максимуме в тропосфере должно происходить ослабление и сдвиг в сторонуполюса субтропического струйного течения, а также ослабление и расширение экваториальнойячейки Хэдли. Ослабление ячейки Хэдли обусловлено уменьшением вертикальной скоростивоздушных движений вследствие возрастания статической стабильности стратосферы приувеличении температуры.
Исследования [Gleisner and Thejll, 2003] подтвердили присутствиеданного эффекта (уменьшение скорости восходящих движений в районе экватора) в реальнойатмосфере.Таким образом, результаты наблюдений и модельных исследований показывают, чтовариации содержания стратосферного озона могут играть важную роль в механизме солнечноатмосферных связей. Действие озонного механизма на циркуляцию нижней атмосферывозможно в масштабе 11-летнего солнечного цикла, что обусловлено наличием 11-летнихвариаций потока УФ с амплитудой ~6% в области континнуума Герцберга (180−240 нм),способствующее увеличению содержания стратосферного озона на ~2−4% в максимуме цикла инепосредственному разогреву стратосферы.
Следует отметить, что помимо 11-летней вариациипотока УФ радиации с длиной волны 200 нм наблюдаются также 27-дневные вариации,связанные с вращением активных областей на Солнце. Однако амплитуда этих вариацийсущественно меньше (~1% согласно оценкам [DeLand and Cebula, 1993]), и соответствующиеизменения содержания озона в 3−5 раз меньше, чем в 11-летнем цикле [Zerefos et al., 1997].Солнечные вспышки могут давать мощные всплески излучения в дальней УФ области – линииLα (121.6 нм), являющегося основным источником ионизации в слое Е ионосферы, и в мягкомрентгене (0.1-10 нм), ионизирующего слой D ионосферы, но на длине волны 205 нм заметныхсуточных вариаций УФ излучения обнаружено не было [Donnelly et al., 1986]. Вследствие этого32на коротких временных шкалах (сутки, месяц) озонный механизм, связанный с вариациями УФрадиации, по всей видимости, не может быть эффективным.1.2.3.
Вариации потоков энергичных заряженных частиц в атмосфере Земли и связанные сними физические механизмы1.2.3.1. Виды заряженных частицВажным связующим звеном между процессами на Солнце и атмосферными процессамиявляются вариации потоков энергичных заряженных частиц, вызывающие изменения скоростиионизации в атмосфере.
К ним относятся солнечныеи галактические лучи, авроральныеэлектроны и релятивистские электроны из радиационных поясов. На рис.1.7 представленыпрофили ионизации для перечисленных типов заряженных частиц, а также солнечногоизлучения в дальней ультрафиолетовой (EUV) и рентгеновской (X) областях, полученные наоснове спутниковых измерений SAMPEX (Solar, Anomalous and Magnetospheric ParticleExplorer) [Baker et al., 2012] и адаптированные в работе [Mironova et al., 2015]. Как видно изрисунка, ионизация в атмосфере ниже 100 км обусловлена вариациями солнечных игалактических космических лучей и высыпаниями релятивистских электронов.Рис.1.7. Мгновенные профили ионизации для различных типов заряженных частиц исолнечного излучения по данным измерений SAMPEX [Baker et al., 2012] (адаптированнаяверсия из работы [Mironova et al., 2015]).Космическиелучи.Наиболееглубоковатмосферупроникаютгалактическиекосмические лучи (ГКЛ) − потоки высокоэнергичных заряженных частиц, образующихся,предположительно, при взрывах сверхновых и ускоряемых до релятивистских энергий запределами Солнечной системы.
В составе ГКЛ преобладают протоны (~93%), α-частицы и ядра33с зарядом Z >3 составляют, соответственно, ~6% и менее 1%. Также присутствует электроннаякомпонента с энергиями частиц >1 ГэВ (~1%) [Гинзбург, 1988]. Энергии ГКЛ варьируют вшироком диапазоне, охватывающем 15 порядков величины (от ~ 10 6 до ~ 10 21 эВ). В интервалеэнергий от ~ 1010 до 1015 эВ интегральный энергетический спектр (зависимость числа частиц сэнергией выше E от величины E ) описывается степенной функцией J (> E ) ~ E −γ , гдепоказатель спектра γ ≈ 1,7 [Bazilevskaya et al., 2000]. Падающий характер спектра показывает,что с увеличением энергии интенсивность потока ГКЛ уменьшается. При больших энергиях1015 − 1017 эВ показатель спектра увеличивается (γ ≈ 2,2), т.е.
падение интенсивностипроисходит быстрее. При энергиях ниже ~2⋅ 10 8 эВ увеличение потока частиц при убыванииэнергии практически прекращается (спектр становится плоским), т.е. в составе ГКЛ почтиотсутствуют частицы с малыми энергиями. Это обусловлено тем, что проникнуть вглубьгелиосферы (обширной области, в которой распространяется солнечный ветер) безвзаимодействия с межпланетными магнитными полями (ММП) могут только частицы сэнергиями > 1 ГэВ.
Малоэнергичные частицы рассеиваются на различных неоднородностяхММП и, таким образом, их интенсивность определяется конфигурацией магнитного поля вгелиосфере. Интегральный поток частиц ГКЛ с энергиями >100 МэВJ (> 100 МэВ) вмежпланетном пространстве на орбите Земли в минимуме 11-летнего солнечного циклаприблизительно равен 0.33 см−2⋅с−1⋅ср−1, а в максимуме − 0.12 см−2⋅с−1⋅ср−1 [Bazilevskaya et al.,2000], т.е. уменьшается примерно в 2.5 раза. Плотность энергии ГКЛ составляет 10 −12 эрг·см−3(0.6 эВ см−3) [Криволуцкий и Репнев, 2009].Потоки галактических космических лучей испытывают значительные вариации на разныхвременных шкалах в зависимости от изменений солнечной активности. В наибольшей степениподвержена солнечной модуляции низкоэнергичная компонента ГКЛ (частицы с энергиямименее 3−5 ГэВ).
Амплитуда вариаций ГКЛ, связанных с Солнцем, на разных широтах иатмосферных уровнях приведена в Таблице 1 согласно данным аэростатных экспериментовФизического института им. П.Н. Лебедева (λ − геомагнитная широта, Rc – вертикальнаяжесткость геомагнитного обрезания) [Bazilevskaya et al., 2000]. Там же приведеныхарактеристики всплесков СКЛ (солнечных протонных событий).Вариации интенсивности ГКЛ, связанные с кратковременными возмущениями всолнечном ветре, т.н. Форбуш-эффекты, подробно описаны в разделе 3.1. Рассмотриммодуляцию потоков ГКЛ в 11-летнем солнечном цикле, обусловленную долговременнымиизменениямиусловийраспространениякосмическихлучейвмежпланетнойсреде.Космические лучи движутся из межзвездной среды вглубь гелиосферы через магнитные поля,34Таблица 1.
Характеристики вариаций потока КЛ в атмосфере Земли.Тип вариации11-летняя (ГКЛ)27-суточная(ГКЛ)ФорбушпониженияГКЛСолнечныепротонныесобытияХарактерноевремяВысота(км)Амплитуда,полярныешироты(λ=64º,Rc=0.6 ГВ)Амплитуда,умеренныешироты(λ=51º,Rc=2.4 ГВ)Амплитуда внейтроннойкомпоненте(λ=64º)9−12 лет25−306−12~60%~20%~30%~20%~30%25−35 сут25−30до ~15%до ~10%до ~10%3−10 сут25−30до ~30%до ~20%до ~20%1−5 сут>12-15J(E>10 МэВ)до ≥104см−2⋅с−1⋅ср−1Наблюдаются до сотен % (GLE)редковмороженные в плазму солнечного ветра. Согласно современным представлениям, модуляцияпотоков ГКЛ связана со следующими процессами: диффузией частиц ГКЛ в возмущенноммагнитном поле, конвективным выносом частиц из гелиосферы потоками солнечного ветра,дрейфом частиц в крупномасштабном гелиосферном магнитном поле, адиабатическимизменением энергии частиц [Parker, 1955].
Таким образом, основными физическими факторами,влияющими на интенсивность потока ГКЛ, являются гелиосферное магнитное поле и скоростьсолнечного ветра.Характеристики межпланетной среды, в которой распространяются космические лучи,меняются в зависимости от уровня солнечной активности. В максимуме солнечной активностивозрастают скорость солнечного ветра, напряженность и возмущенность магнитного поля,увеличивается количество и масштабы магнитных неоднородностей в солнечном ветре. Этоспособствует более интенсивному рассеянию частиц ГКЛ и “выметанию” их из Солнечнойсистемы неоднородными магнитными полями, движущимися с солнечным ветром. Важнуюроль в 11-летней модуляции ГКЛ играет также наклон гелиосферного токового слоя (ГТС),разделяющего гелиосферу на две области с противоположным направлением радиальнойкомпоненты магнитного поля.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
