Новости
Подписка
Библиотека
Новые книги
Карта сайта
Ссылки
О проекте

Пользовательского поиска






предыдущая главасодержаниеследующая глава

О. А. Трошичев, И. П. Габис, Л. В. Егорова, В. Я. Вовк, А. В. Янжура. Влияние солнечной активности и вариаций солнечного ветра на атмосферные процессы в Южной полярной области

УДК 551.515.1:523.9+551.524:523.9

Введение

В качестве основного фактора солнечной активности, влияющего на земную атмосферу, обычно рассматриваются всплески солнечных космических лучей (СКЛ) и модулированные солнечным ветром потоки галактических космических лучей (ГКЛ). Влияние галактических космических лучей и солнечных протонов на циркуляционный режим нижней атмосферы было показано в работах [Tinsley et al., 1989; Tinsley, Deen, 1991; Tinsley, Heelis, 1993; Pudovkin, Veretenenko, 1994; Besprozvannaya et al., 1997; Gabis, Troshichev, 2000]. М.И. Пудовкин с соавторами [Pudovkin, Babushkina, 1992; Pudovkin et al., 1996, 1997] обнаружил эффекты от космических лучей в вариациях тропосферного давления и температуры на широтах 50°<Ф<80° в Северном полушарии. Анализ аэрологических данных, полученных на антарктической станции Восток [Egorova et al., 2000], также выявил связь атмосферной температуры с вариациями космических лучей, однако соотношения между изменениями космических лучей и температуры в Южной полярной области оказались совсем другими, чем на широтах 50°<Ф<80° в Северном полушарии. Попытки понять причины столь разного отклика атмосферы средних широт и полярной шапки на влияние космических лучей привели к предположению [Troshichev et al., 2002], что на атмосферу полярных шапок влияют не только космические лучи, но и резкие флуктуации параметров солнечного ветра, типичные для межпланетных ударных волн, которые, как правило, сопутствуют всплескам СКЛ и Форбуш-понижениям ГКЛ. Анализ собранных в ААНИИ данных об атмосферных возмущениях в Арктической и Антарктической полярных областях выявил дополнительные каналы воздействия солнечной активности, критическим образом влияющие на состояние нижней атмосферы, к ним относятся кратковременные изменения ультрафиолетовой (УФ) радиации Солнца и вариации межпланетного магнитного поля (и соответствующие им вариации межпланетного электрического поля). В статье представлен краткий обзор результатов исследования этих воздействий по материалам работ [Egorova et al., 2000; Габис, Трошичев, 2001; Troshichev et al., 2002, 2003].

Данные, использованные в анализе

Параметры солнечного ветра. Солнечным ветром (SW) называют потоки относительно плотной (n=1-70 см-3) и низко-энергичной (Е<10 KeV) квазинейтральной плазмы, постоянно излучаемой Солнцем. Квазистационарный солнечный ветер подразделяют на медленную моду (V=250-г400 км/с) - ветер, берущий начало в области солнечного экватора, и быструю моду (V=400-Г-800 км/с) - ветер, связанный с корональными дырами. Чередующиеся потоки медленного и быстрого солнечного ветра обычно разделены приблизительно радиальными слоями взаимодействия (IR layers). Для солнечного ветра в IR слоях типичны стабильная низкая скорость (V <400 км/с) и быстрые изменения плазменной плотности и межпланетного магнитного поля. Ширина IR слоя на орбите Земли составляет около 13°, и Земля в орбитальном движении пересекает этот слой за один день. Соответственно межпланетное электрическое поле в IR слоях быстро (в пределах одного дня) возрастает или убывает в зависимости от характера изменений магнитного поля при переходе IR слоя. Следует подчеркнуть, что переход квазистационарного солнечного ветра от медленной к быстрой моде (и наоборот) никогда не сопровождается всплесками солнечных протонов и Форбуш-понижением галактических космических лучей, в противоположность межпланетным ударным волнам.

Спорадические высокоскоростные потоки солнечной плазмы связаны с солнечными вспышками (solar flares) или выбросами плазмы из короны Солнца (coronal mass ejection - СME). В общем случае спорадические потоки включают последовательно ударный фронт, поток нагретой плазмы и магнитный поршень (магнитное облако). Именно такая структура называется межпланетной ударной волной (interplanetary shock - IPS). Прохождение ударной волны отмечается резким скачком в скорости и/или плотности солнечного ветра, сопровождающимся сильными флуктуациями в полярности (и величине) межпланетного магнитного поля (ММП). На орбите Земли этот скачок фиксируется в пределах нескольких минут. Высокоскоростные потоки плазмы выметают на своем пути фоновое галактическое излучение, поэтому за прохождением ударной волны следует резкое понижение интенсивности галактических космических лучей (Forbush decreases - FD). В то же время часто фиксируются всплески солнечных протонов Ер=1÷10 MeV, ускоренных в области солнечных вспышек (Solar proton events - SPE). Характеристики солнечного ветра (скорость, плотность и межпланетное магнитное поле) брались из Solar Geophysical Data.

Атмосферные параметры. В работе использовались результаты метеорологических наблюдений (ежесуточные характеристики), проводившихся на околополюсной станции Восток на наземном уровне (h=3,45 км над уровнем моря) в 1976-1991 гг. Привлекались также данные аэрологических измерений (температура, давление, ветер), выполненные в тот же период на станции Восток на высотах от 3,5 до 20 км. К этим данным были добавлены температурные измерения, проводившиеся автоматической метеорологической станцией "MILOS", установленной на станции Восток в 1999 г. Таким образом, три независимых ряда наблюдений (выполненные вручную метеорологические, аэрологические и автоматические метеорологические) явились основой анализа. Рассматривались только условия полярной зимы в Антарктике (май-август), когда солнечное ультрафиолетовое излучение не достигает станции Восток.

Изменения температуры в приземном слое

Всего 133 случая наблюдений межпланетной ударной волны с доступными данными по параметрам солнечного ветра и атмосферными измерениями были обнаружены для зимнего сезона за период 1976-1991 гг. Поскольку наиболее явные изменения в связи с ударной волной наблюдались в таком атмосферном параметре, как температура в приземном слое на станции Восток, именно этот параметр рассматривался в качестве индикатора влияния ударной волны на нижнюю атмосферу. Оказалось, что наземная температура может как увеличиваться, так и уменьшаться при прохождении межпланетной ударной волны: потепление на станции Восток наблюдалось в 82% IPS тогда как похолодание случалось только в 18% событий. Диаграммы на рис. 1 показывают процентное соотношение между числом потеплений и похолоданий в связи с резкими изменениями следующих параметров солнечного ветра на фронте ударной волны: скорости ΔVSW (верхний ряд), динамического давления ΔРSW (средний ряд) и вертикальной компоненты межпланетного магнитного поля ΔBZ. Как можно видеть на этом рисунке, соотношение между числом потеплений и похолоданий практически остается одним и тем же для низких (ΔVSW<100 км/с) и высоких (ΔVSW>100 км/с) скоростей солнечного ветра, так же как и при отрицательных (ΔPSW<0) и положительных (ΔPSW>0) градиентах солнечного давления. И наоборот, вариации в межпланетном магнитном поле на фронте ударной волны кажутся основным параметром, определяющим характер изменения температуры на станции Восток: похолодания наблюдаются главным образом при положительных изменениях BZ (71,4%), тогда как потепления типичны для отрицательных скачков BZ (82,8%).

Рис. 1. Процентное соотношение между положительными (потепление) и отрицательными (похолодание) отклонениями наземной температуры на станции Восток. Верхний ряд - при малых и больших изменениях скорости солнечного ветра ΔV><sub>SW</sub>; средний ряд - при низком и высоком давлении солнечного ветра ΔP<sub>WS</sub>; нижний ряд - при разных знаках изменения межпланетного магнитного поля ΔB<sub>Z</sub>; 1 - число потеплений, %; 2 - число похолоданий, %
Рис. 1. Процентное соотношение между положительными (потепление) и отрицательными (похолодание) отклонениями наземной температуры на станции Восток. Верхний ряд - при малых и больших изменениях скорости солнечного ветра ΔVSW; средний ряд - при низком и высоком давлении солнечного ветра ΔPWS; нижний ряд - при разных знаках изменения межпланетного магнитного поля ΔBZ; 1 - число потеплений, %; 2 - число похолоданий, %

Характер влияния межпланетного электрического поля на приземную температуру атмосферы можно видеть на рис. 2, графики построены на основе анализа данных автоматической метеорологической станции "MILOS" на станции Восток за 2000-2001 гг. Рассматривались среднечасовые значения ESW и одновременные (среднечасовые) величины температуры. Анализ проводился методом наложенных эпох, при этом за нулевую дату принимали час с наибольшим отрицательным значением BZ компоненты ММП, а температуру за этот час принимали за уровень отсчета, т е рассматривались величины ΔТii0. Учитывались только такие события, когда отклонения BZ компоненты превышали -3 нТ. На рис. 2 представлены три категории событий, отвечающих следующим критериям: количество среднечасовых значений (5) с BZ<-3 нТ за двенадцатичасовой интервал (Т0 ±6 час) в ходе рассматриваемого события равно 3 (верхний ряд), S=6 (средний ряд), и S=12 (нижний ряд). Число событий п для каждой категории равнялось 20, 14 и 4 соответственно. Штриховая линия на рис. 2 показывает усредненный для рассмотренных событий ход Bz компоненты, пунктирные - показывают ход температуры для конкретных событий, сплошная линия - усредненная кривая температурных изменений. Как видно, наблюдается четкое соответствие между эффективностью воздействия (длительность+величина) межпланетного электрического поля и последующим изменением наземной температуры: если воздействие BZ<-3 нТ ограничивается 3 часами, то среднее увеличение температуры не превышает 5° и максимальное потепление происходит примерно через 36 час. При 6-часовом воздействии BZ<-3 нТ потепление начинается через сутки и достигает +10°. При 12-часовой длительности воздействия отрицательного межпланетного электрического поля эффект потепления наблюдается уже через 12 часов и может достигать столь больших величин, как +20°. Из этих результатов мы делаем вывод, что инерционность отклика атмосферы на изменения межпланетного электрического поля может колебаться от 12 до 36 ч, в зависимости от эффективности воздействия.

Рис. 2. Характер влияния межпланетного электрического поля на приземную температуру при разной длительности S и величине межпланетного магнитного поля (BZ<2 нT, S><sub>1</sub>=3, S<sub>2</sub>=6, S<sub>3</sub>=12 часов). Пояснения см. в тексте
Рис. 2. Характер влияния межпланетного электрического поля на приземную температуру при разной длительности S и величине межпланетного магнитного поля (BZ<2 нT, S1=3, S2=6, S3=12 часов). Пояснения см. в тексте

Степень влияния ММП на температуру атмосферы зависит от динамического давления солнечного ветра: корреляция между ΔT и ΔBZ не наблюдается при низких величинах давления и становится явной при величинах PSW>4•10-8д/см2 (рис. 3). Принимая во внимание, что прямая зависимость AT от Psw не была обнаружена (см. рис. 1), мы приходим к выводу, что влияние солнечного ветра на атмосферную температуру определяется в действительности межпланетным электрическим полем ΔESW=VSW•ΔBZ, взаимодействующим с магнитным полем Земли (магнитосферой). В этом случае характер температурных изменений будет зависеть не только от полярности и величины ΔBZ, но и от скорости солнечного ветра: чем больше и устойчивее изменения в электрическом поле, тем значительнее температурный эффект. Результаты анализа данных за 1978-1991 гг. показывают, что при высоких значениях динамического давления солнечного ветра (АР>4•10-8д/см2) корреляция ΔT с ΔESW (рис. 4, верхний ряд) оказывается значительно выше, чем с ΔBZ (рис. 4, нижний ряд). Связь между ΔESW и ΔT на станции Восток может быть описана линейным законом:

ΔT [град]=3,5-0,0047•ΔESW [нТ•км/с],

где ΔESW рассматривается как отрицательная величина для отрицательных значений ΔBZ. При этом кажется, что регрессионные коэффициенты, описывающие линейную связь, не зависят от величины скачка ΔBZ.

Рис. 3. Связь между изменениями температуры на наземном уровне на станции Восток и вариациями межпланетного магнитного поля при низком (P><sub>SW</sub><2•10<sup>-8</sup>д/см<sup>2</sup>), среднем (P<sub>SW</sub>>2•10<sup>-8</sup>д/см<sup>2</sup>) и высоком (P<sub>SW</sub>>4•10<sup>-8</sup>д/см<sup>2</sup>) динамическом давлении солнечного ветра; r - коэффициент рефракции
Рис. 3. Связь между изменениями температуры на наземном уровне на станции Восток и вариациями межпланетного магнитного поля при низком (PSW<2•10-8д/см2), среднем (PSW>2•10-8д/см2) и высоком (PSW>4•10-8д/см2) динамическом давлении солнечного ветра; r - коэффициент рефракции

Рис. 4. Коррекция между изменениями температуры T на станции Восток и ΔB><sub>Z</sub> (верхний ряд) и между ΔT и электрическим полем E<sub>SW</sub> (нижний ряд) при всех величинах B<sub>Z</sub>, при B<sub>Z</sub>>1,5 нТ (1978-1991); r - коэффициент рефракции
Рис. 4. Коррекция между изменениями температуры T на станции Восток и ΔBZ (верхний ряд) и между ΔT и электрическим полем ESW (нижний ряд) при всех величинах BZ, при BZ>1,5 нТ (1978-1991); r - коэффициент рефракции

Чтобы оценить пространственные размеры области полярной тропосферы, отвечающей на изменения в Esm мы рассмотрели для того же периода соотношения между ΔESW и изменениями температуры ΔT на станции Южный полюс, расположенной на расстоянии 1200 км от станции Восток. Оказалось, что обнаруженная выше связь между ΔESW и ΔТ типична также и для станции Южный полюс, но зависимость ΔT от ΔESW здесь слабее, чем на станции Восток и наблюдается только при условии высокого динамического давления солнечногр ветра (рис. 5). Это означает, что влияние межпланетного электрического поля на атмосферу может при соответствующих условиях распространяться на более низкие геомагнитные широты.

Рис. 5. Корреляция между ΔE><sub>SW</sub> и изменениями температуры ΔT на станции Южный полюс при высоких значениях динамического давления солнечного ветра (1981-1991 гг.)
Рис. 5. Корреляция между ΔESW и изменениями температуры ΔT на станции Южный полюс при высоких значениях динамического давления солнечного ветра (1981-1991 гг.)

Изменения в нижней стратосфере

Располагая данными аэрологических измерений, мы имели возможность рассмотреть реакцию нижней стратосферы на вариации параметров солнечного ветра. На рис. 6 в качестве примера показаны изменения температуры на высотах h=4÷18 км в связи с прохождением двух межпланетных ударных волн 29 августа 1989 г. и 4 октября 1988 г., отмеченных на рисунке как нулевые дни. В случае 29 августа 1989 г. ударная волна сопровождалась резким скачком электрического поля Esw приблизительно от 2000 до -2000 нТ•км/с. На следующий день во всей нижней атмосфере наблюдались драматические температурные изменения: потепление вплоть до 10° на высотах h<10 км и похолодание до -6° на высотах h>10 км. Событие 4 октября 1998 г. характеризуется прохождением вначале положительного скачка в Esm чему соответствует похолодание на h<8 км и потепление на h>8 км. Затем наблюдается сильное уменьшение ESW до -2000 нТ•км/с, а ход температурных процессов в атмосфере меняется на противоположный, в полном соответствии с вариациями в ESW.

Рис. 6. Изменения температуры на высотах h=4÷18 км в связи с прохождением двух межпланетных ударных волн 29 августа 1989 г. и 4 октября 1988 г., отмеченных на рисунке как нулевые дни
Рис. 6. Изменения температуры на высотах h=4÷18 км в связи с прохождением двух межпланетных ударных волн 29 августа 1989 г. и 4 октября 1988 г., отмеченных на рисунке как нулевые дни

Метод наложения эпох был использован, чтобы определить статистическую связь между вариациями параметров квазистационарного солнечного ветра и атмосферными изменениями, при этом за нулевую дату принимался день резкого скачка в ММП независимо от того, был он связан с межпланетной ударной волной или же с переходом IR слоя. Рассчитывалась величина скачка в межпланетном электрическом поле ΔESW, т. е. разница между величинами ESW в нулевую дату и предшествующий день. Эту величину сопоставляли с величинами соответствующих атмосферных изменений (т. е. с разностями между величинами температуры, давления и ветра, определенными в анализируемые дни и в -1-й день, т.е. предшествующий нулевой дате). С использованием метода наложения эпох были рассчитаны высотные профили изменений температуры, давления и ветра, сопровождающие наибольшие отрицательные (ΔESW<-2000 нТ•км/с) и положительные (ΔESW>2000 нТ•км/с) отклонения ежесуточных значений ΔESW наблюдавшихся за 1978-1991 гг. На рис. 7 показаны усредненные профили температурных изменений (второй и четвертый ряды), соответствующих отрицательным и положительным скачкам межпланетного электрического поля (первый и третий ряды). Температурный профиль за день, предшествующий нулевой дате, был взят в качестве уровня отсчета для всех последующих дней. Горизонтальными отрезками на температурных профилях показана величина стандартной дисперсии. Видно, что изменения температуры с высотой лишь незначительно превышают пределы стандартной дисперсии, однако имеет место явная регулярность в высотных изменениях температуры, и характер этой регулярности оказывается прямо противоположным при положительных и отрицательных отклонениях межпланетного электрического поля. Действительно, потепление в приземном слое атмосферы (h=3,45÷3,5 км) происходит в пределах одного-двух дней вслед за отрицательным скачком в межпланетном электрическом поле, тогда как похолодание отмечается на высотах h>10 км, а в слое 4÷8 км температура остается практически неизменной. Через один-два дня температура возвращается к предшествующему (невозмущенному) уровню. В случае положительного скачка в Еш наблюдается противоположная тенденция: атмосфера охлаждается на наземном уровне и нагревается на высотах h>10 км.

Рис. 7. Усредненные профили отклонения температуры над станцией Восток при отрицательных (а) и положительных (б) вариациях межпланетного электрического поля. День максимального возмущения E><sub>SW</sub> (отрицательного или положительного) выбран в качестве нулевого дня и температурные профили за день, предшествующий нулевому дню, взяты за уровень отсчета
Рис. 7. Усредненные профили отклонения температуры над станцией Восток при отрицательных (а) и положительных (б) вариациях межпланетного электрического поля. День максимального возмущения ESW (отрицательного или положительного) выбран в качестве нулевого дня и температурные профили за день, предшествующий нулевому дню, взяты за уровень отсчета

Изменения атмосферного давления над станцией Восток в связи с вариациями межпланетного электрического поля представлены на рис. 8. Атмосферное давление, как и атмосферная температура, реагирует противоположным образом на положительные и отрицательные скачки электрического поля. В связи с отрицательным скачком в ESW атмосферное давление резко увеличивается на всех высотах от 0 до 15 км и остается на этом уровне в последующие четыре дня. В связи с положительным скачком в ESW атмосферное давление уменьшается в нулевой день и затем постепенно восстанавливается, начиная с 15 км в первый день и достигая приземных высот к третьему дню.

Рис. 8. Усредненные профили изменения давления над станцией Восток при отрицательных (а) и положительных (б) вариациях E><sub>SW</sub>
Рис. 8. Усредненные профили изменения давления над станцией Восток при отрицательных (а) и положительных (б) вариациях ESW

Влияние межпланетного электрического поля на скорость горизонтальных ветров в нижней атмосфере показано на рис. 9 в форме отклонения скорости ветра от исходного уровня в течение пяти дней после воздействия Esw. Снова виден противоположный характер изменений атмосферных ветров при положительных и отрицательных вариациях ESW: в нулевой день скорость ветра на h<10 км увеличивается при отрицательных значениях ΔESW и уменьшается при положительных ΔESW; для высот h>10 км типична противоположная тенденция. Распределение ветров возвращается к исходному состоянию на четвертый день.

Рис. 9. Усредненные высотные профили изменений скорости ветра над станцией Восток при отрицательных (а) и положительных (б) вариациях E><sub>SW</sub>. Пунктиром показан профиль скорости ветра за день, предшествующий нулевой дате
Рис. 9. Усредненные высотные профили изменений скорости ветра над станцией Восток при отрицательных (а) и положительных (б) вариациях ESW. Пунктиром показан профиль скорости ветра за день, предшествующий нулевой дате

Предполагаемая схема атмосферных процессов

Результаты проведенного нами анализа показывают, что драматические изменения температуры, наблюдающиеся полярной зимой в южной околополюсной области, вызываются резкими вариациями межпланетного электрического поля. Эти изменения имеют место не только при прохождении ударных волн, сопровождающихся резкими изменениями в уровне космических лучей, но и при переходах от медленной к быстрой (или наоборот) моде солнечного ветра, которые вообще не связаны с изменением уровня космических лучей. Для понимания природы атмосферных процессов очень важным представляется тот факт, что рост межпланетного электрического поля утро-вечер, определяемый увеличением южной компоненты ММП, вызывает потепление на наземном уровне, а противоположный ход электрического поля ведет к похолоданию, тогда как на высотах больше 10 км наблюдается противоположная закономерность. Этот эффект достигается в течение одних суток и исчезает столь же быстро. Соответствующий отклик на рост и спад межпланетного электрического поля наблюдается также в отклонениях давления и скорости ветра от спокойного уровня в нижней атмосфере.

При обсуждении возможной схемы происходящих при этом атмосферных процессов необходимо принять во внимание особенности геофизического положения ст. Восток, определяющие ее особое место на нашей планете. Станция расположена на плоской ледяной поверхности (ледяном куполе) на высоте 3,4 км в центре Антарктиды и удалена на 1500 км от ближайшего берега. Здесь нет локальных атмосферных вихрей. Для центральной части антарктического купола в период полярной зимы типичен катабатический тип циркуляции, при котором холодные массы воздуха поступают из стратосферы на ледяной купол и затем стекают вдоль поверхности купола вниз, к побережью, поддерживая стабильный циркумполярный вихрь, окружающий Антарктиду. Таким образом, в зимней Антарктиде мы имеем дело с устойчивым вертикальным типом атмосферной циркуляции, чему нет аналогов ни в одном другом месте на земном шаре.

Учитывая катабатический характер атмосферной циркуляции в Южной полярной области и противоположный характер изменений температуры, давления и скорости ветра при отрицательных и положительных вариациях ESW, можно предположить, что межпланетное электрическое поле воздействует именно на катабатическую систему атмосферной циркуляции, а температурные изменения на наземном уровне являются показателем эффективности катабатической циркуляции. Действительно, источник холодных масс воздуха в верхней стратосфере практически неограничен, и в катабатической системе темп поступления холодных масс в нижнюю тропосферу будет определять наземную температуру. Если скорость циркуляции холодных масс возрастает, то на антарктическом куполе должно происходить похолодание и понижение атмосферного давления; если вертикальная циркуляция ослабевает, на антарктическом куполе должно иметь место потепление и повышение атмосферного давления. Как показывают результаты нашего анализа, именно такая комбинация изменений температуры и давления типична для нижней тропосферы на станции Восток при соответствующих отклонениях межпланетного магнитного поля. Следовательно, мы предполагаем, что: 1) наземная температура и давление в зимней околополюсной области определяются главным образом темпом поступления холодных стратосферных воздушных масс в нижнюю тропосферу и 2) эффективность катабатической циркуляционной системы меняется в соответствии с вариациями межпланетного электрического поля. Очевидно, что за изменениями эффективности катабатической системы должны следовать драматические изменения поля давлений и ветров над всей Антарктикой. Механизм воздействия межпланетного электрического поля на систему катабатической циркуляции остается пока неясным и нуждается в тщательном исследовании.

Влияние вариаций УФ излучения Солнца на атмосферные процессы

Вариации солнечного УФ излучения на длине волны 220-310 нм оказывают большое влияние на атмосферные процессы, поскольку атмосферный озон образуется под влиянием УФ излучения с длиной волны короче 242 нм и полностью поглощает УФ в интервале 220-310 нм. Введение индекса изменчивости солнечного хромосферного излучения MgII, определяемого по даным спутниковых измерений за пределами земной атмосферы, сделало возможным планомерное исследование изменений солнечного УФ излучения, связанных с изменениями солнечной активности. Индекс MgII - это безразмерная величина, представляющая меру солнечной активности в области среднего ультрафиолета. Серия MgII индекса, охватывающая более чем два солнечных цикла, была построена методом последовательных линейных регрессий по данным различных серий приборов, работавших на нескольких спутниках [deLand, Cebula, 1993; Viereck, Puga, 1999; Weber, 1999] и предоставлена для всеобщего пользования под названием "composite GOME MgII index". Именно этот индекс используется в нашем анализе. Интегрированный по полному солнечному диску индекс Mgll включает 27-дневную модуляцию, связанную с вращением Солнца, длиннопериодную вариацию, связанную с 11-летним циклом солнечной активности, а также короткопериодные осцилляции, определяемые кратковременными всплесками солнечной активности.

Анализ связи 27-дневной модуляции УФ излучения с изменениями атмосферной циркуляции [Габис и Трошичев, 2001] показал, что при повышенных значениях потока солнечного УФ излучения в стратосфере усиливается меридиональная циркуляция, а при пониженном УФ излучении - она ослабляется. Период в 27 дней, разумеется, не является постоянной величиной: суперпозиция вариаций, связанных с эволюцией активных областей, и вариаций, вызванных вращением Солнца, приводит к тому, что и амплитуда, и фаза 27-дневного цикла меняются от цикла к циклу. Максимальные амплитуды вариаций δMgII, наблюдающиеся в годы высокой солнечной активности, достигают ~6%, в то время как в минимуме солнечной активности амплитуда вариаций не превышает 0,5%.

В Южном полушарии стабильный циркумполярный вихрь, окружающий Антарктиду, сохраняется в течение всего зимнего сезона. Он образуется вследствие постоянного стекания холодного воздуха с ледяного купола вниз, к побережью материка, и формирования (благодаря вращению Земли) зональной циркуляции. Воздушные массы, растекающиеся от центра циркумполярного вихря, постоянно замещаются холодными массами стратосферного воздуха, образуя катабатическую (вертикальную) систему циркуляции. Развитие над Антарктическим материком мощного и устойчивого циркумполярного вихря с зоной высокого давления по его внешнему краю препятствует поступлению в центральную Антарктику воздуха, обогащенного озоном, из внеполярных широт и способствует драматическому уменьшению общего содержания озона (ОСО) над Антарктикой (формированию "озонной дыры"). Как показывают профили вертикального распределения озона, уменьшение ОСО связано со значительным, иногда с полным исчезновением озона в стратосфере на высотах от 100 до 30 гПа. Весной распад катабатической системы циркуляции и соответственно циркумполярного вихря сопровождается заполнением "озоновой дыры". Процесс стартует в стратосфере и затем достигает нижней тропосферы.

В качестве примера на рис. 10 показана динамика изменения высотных профилей температуры, скорости ветра и парциального давления озона весной 1987 г. над станцией Амундсен-Скотт. В период максимального развития "озоновой дыры" абсолютный минимум ОСО располагался вблизи нее. Первый профиль относится к 9 октября, когда минимум температуры (-80 °С) и содержания озона (~1 мПа) выдерживался на всех высотах от 100 до 30 гПа. Следующий высотный профиль относится к 24 ноября - моменту начала резкого потепления атмосферы в околополюсной области. Между этими двумя датами на всех высотах очень медленно и постепенно происходил рост температуры и концентрации озона, и все высотные профили для T° и O3 в период между 9 октября и 24 ноября ложатся между двумя указанными кривыми. При этом анализ профилей атмосферного ветра свидетельствует об уменьшении скорости ветра на всех высотах; 24 ноября произошло резкое потепление атмосферы, за которым последовали ветровые возмущения на всех высотах, 28 ноября скорость ветра на высоте 20-40 гПа достигала 40-50 м/с. Одновременно на тех же высотах (20-40 гПа) началось быстрое увеличение концентрации озона, затем этот процесс распространился на низкие высоты. К 13 декабря температура на всех уровнях повысилась до -(30÷40) °С, а концентрация озона достигла максимума (~16÷18 мПа).

Рис. 10. Динамика изменений температуры (а), скорости ветра (б) и парциального давления озона (в) над станцией Амундсен-Скотт в октябре-декабре 1987 г
Рис. 10. Динамика изменений температуры (а), скорости ветра (б) и парциального давления озона (в) над станцией Амундсен-Скотт в октябре-декабре 1987 г

На рис. 11, а показано изменение ОСО за период с 15 октября 1987 г. по 7 февраля 1988 г. по данным той же станции Амуд сен-Скотт. Можно видеть, что медленный рост ОСО, начавшийся примерно 15 октября, длился до 23 ноября 1987 г. (40 е.Д. за 39 дней); 24 ноября содержание озона резко возросло и за последующие три дня величина ОСО увеличилась на 210 е.Д. (т.е. скорость роста ОСО увеличилась в 70 раз!). Как видно на рис. 10, именно в эти три дня произошла внезапная и резкая перестройка структуры атмосферы на всех уровнях, от приземного слоя до 10 гПа. Мы предполагаем, что в это время имел место распад катабатической системы атмосферной циркуляции, сопровождавшийся сильными ветровыми возмущениями на высотах 50-20 гПа. Распад катабатической циркуляции должен приводить к ослаблению и разрушению циркумполярного вихря и, как следствие, к прорыву воздушных масс, насыщенных озоном, из субполярных широт в центральную Антарктику, что и наблюдалось в действительности. Как видно на рис. 11 внизу показывающем ход индекса MgII за тот же период, этот распад мог быть связан с очередным максимумом солнечного УФ излучения, наблюдавшимся как раз перед 24 ноября 1987 г.

Рис. 11. Изменение общего содержания озона (ОСО) за период с 15 октября 1987 г. по 7 февраля 1988 г. по данным станции Амудсен-Скотт и вариации MgII индекса за тот же период
Рис. 11. Изменение общего содержания озона (ОСО) за период с 15 октября 1987 г. по 7 февраля 1988 г. по данным станции Амудсен-Скотт и вариации MgII индекса за тот же период

Возникает вопрос, является ли такая внезапная и быстрая перестройка полярной атмосферы типичной для Антарктиды в весенний период, а если это так, то может ли увеличение солнечного УФ излучения быть стимулом этой перестройки? Мы рассмотрели данные о поведении "озонной дыры" в Антарктиде за 1978-2000 гг. Оказалось, что фаза медленного увеличения ОСО сменялась фазой быстрого роста в 18 случаях из 23, в остальных 5 случаях также наблюдалось более быстрое восстановление озона по сравнению с фазой медленного увеличения, но градиент ОСО был не столь значителен. При этом момент распада "озонной дыры" (время максимального роста ОСО) варьировал в широких пределах: от начала ноября до середины декабря, но во всех случаях он следовал за максимумом УФ излучения. Это можно видеть на рис. 12, показывающем усредненный ход индекса MgII, полученный методом наложения эпох для 22 случаев распада "озонной дыры" (в одном случае данные о MgII индексе отсутствовали). За нулевую дату во всех случаях был принят день, соответствующий началу быстрого роста ОСО. Как можно видеть на рис. 12, быстрый распад "озонной дыры" начинается через три-четыре дня после максимума УФ излучения. Этот вывод полностью согласуется с результатами, полученными для Северного полушария [Габис и Трошичев, 2001], согласно которым рост УФ излучения сопровождается усилением меридиональной Циркуляции атмосферы. Очевидно, что время распада циркумполярного вихря (ноябрь или декабрь) должно зависеть от состояния (готовности) атмосферы и интенсивности УФ излучения Солнца. Как было показано в работе И. П. Габиса и О. А. Трошичева [Gabis, Troshichev, 2000], рост MgII индекса и соответственно меридиональной циркуляции полярной атмосферы наблюдался также и в связи со всплесками солнечных протонов и Форбуш-понижениями галактических космических лучей, являющихся признаками таких проявлений солнечной активности, как солнечные вспышки и корональные выбросы плазмы. Таким образом, эффективность солнечного УФ излучения может существенно возрастать при суперпозиции спорадической солнечной активности и 27-дневной вариации УФ излучения. Отсюда следует вывод, что распад циркумполярного вихря в Антарктиде в спокойные периоды будет наблюдаться позднее, в период от 15 ноября до 15 декабря, в зависимости от фазы максимума 27-дневной вариации УФ излучения, а в возмущенные периоды будет происходить раньше, до 15 ноября, следуя всплескам солнечной активности.

Рис. 12. Усредненный ход индекса MgII, полученный методом наложения эпох для 22 случаев весеннего распада 'озонной дыры'
Рис. 12. Усредненный ход индекса MgII, полученный методом наложения эпох для 22 случаев весеннего распада 'озонной дыры'

Заключение

Вариации параметров солнечного ветра - резкие изменения в межпланетном электрическом поле - критическим образом влияют на атмосферные параметры (температуру, давление, скорость ветра) в Южной полярной области. Взаимодействие с межпланетным электрическим полем происходит не только на фронте межпланетных ударных волн, но также и при пересечении слоев раздела между медленными и быстрыми потоками квазистационарного солнечного ветра, которые вообще не сопровождаются какими-либо изменениями в интенсивности космических лучей.

Если межпланетное электрическое поле утро-вечер увеличивается (когда ΔBZ<0), то имеет место потепление на наземном уровне и похолодание на высотах h>10 км. Если электрическое поле утро-вечер уменьшается (ΔBZ>0), то температурные изменения носят противоположный характер (похолодание на наземном уровне и потепление на h>10 км). Эффект достигает максимума в пределах одного дня после контакта магнитосферы с соответствующими возмущениями в солнечном ветре и исчезает столь же быстро.

Противоположный характер отклика на отрицательные и положительные отклонения ΔESW типичен также для изменений давления и скорости ветра в нижней атмосфере Южной полярной области.

Предполагается, что межпланетное электрическое поле воздействует на катабатическую систему атмосферной циркуляции, типичную для Антарктического ледяного щита в зимних условиях. Охлаждение на наземном уровне происходит, когда темпы поступления холодного стратосферного воздуха в тропосферу высоки (при ΔBZ>0), потепление имеет место, если скорость поступления низка (ΔBZ<0).

Изменения ультрафиолетового излучения Солнца влияют на время и скорость весеннего разрушения циркумполярного вихря, типичного для зимней Антарктиды: быстрый распад вихря и соответственно заполнение "озонной дыры" происходят обычно в связи с максимумом 27-дневной вариации УФ излучения.

Литература

Габис И. П., Трошичев О. А. Влияние короткопериодных вариаций УФ излучения Солнца на циркуляцию в стратосфере//Геомагн. аэрономия. 2001. № 41. С. 408-419.

Besprozvannaya A. S., Oh G. I., Sazonov B. I. et al. Influence of short-term changes in solar activity on baric field perturbations in the stratosphere//J. Atmos. and Solar-Terr. Phys. 1997. N 59. P. 1233-1241.

De Land M. T., Cebula R. P. Composite Mg II solar activity index for solar cycles 21 and 22//J. Geophys. Res. 1993. Vol. 98. P. 12809.

Egorova L. V., Vovk V. Ya., Troshichev О A. Influence of variations of the cosmic rays on atmospheric pressure and temperature in the Southern geomagnetic pole region//J. Atmos. and Solar-Terr. Phys. 2000. N 62. P. 955-966.

Gabis I. P., Troshichev О. A. Influence of short-term changes in solar activity on baric field perturbations in the stratosphere and troposphere//Ibid. 2000. N 62. P. 725-735.

Pudovkin M. I., Babushkina, S. V. Influence of solar flares and disturbances of the interplanetary medium on the atmospheric circulation//Ibid. 1992. N 54. P. 841-846.

Pudovkin M. I., Veretenenko S. V. On an agent linking solar and geomagnetic disturbances to the state of the lower atmosphere//Solar-terrestrial energy program: Proc. of the 1992 STEP Symp./5 COSPAR Colloq., Laurel, Maryland/Ed. D. N.Baker et al; NASA/GSFC, USA. N.Y.: Pergamon, 1994. P. 493-196.

Pudovkin M. I., Veretenenko S. V., Pellinen R., Kyro E. Cosmic ray variation effects in the temperature of the high-latitude atmosphere//Adv. Space Res. 1996. Vol. 17, N 11. P. 165-168.

Pudovkin M. I., Veretenenko S. V., Pellinen R., Kyro E. Meteorological characteristic changes in the high-latitudinal atmosphere associated with Forbush decreases of the galactic cosmic rays // Ibid. 1997. Vol. 20, N 6. P. 1169-1177.

Tinsley В A., Brown G.M., Scherrer P.H. Solar variability influences on weather and climate: Possible connection through cosmic ray fluxes and storm intensification//J. Geophys. Res. 1989. Vol. 94. P. 14783-14792.

Tinsley В A., Deen C.W. Apparent tropospheric response to MeV-GeV particle flux variations: a connection via electrofreezing of supercooled water in high-level clouds?//Ibid. 1991. Vol. 96. P. 22283-22296.

Tinsley В. A., Heelis R. A. Correlations of atmospheric dynamics with solar activity: Evidence for a connection via the solar wind, atmospheric electricity, and cloud microphysics//Ibid. 1993. Vol. 98. P. 10375-10384.

Troshichev О A., Egorova L. V., Vovk V. Ya. Influence of the cosmic rays and solar wind variations on atmospheric temperature in the southern polar region//Proc. of the Sixth Intern. Conf. on Substorms, March 25-29, 2002. Seattle. 2002. P. 135-142.

Troshichev О. A., Egorova L. V., Vovk V. Ya. Evidence for influence of the solar wind variations on atmospheric temperature in the southern polar region//J. Atmos. and Solar.-Terr. Phys. 2003. Vol. 65, N 8. P. 947-956.

Viereck RA., Puga L.C. The NOAA Mg II core-to-wing solar index: Construction of a 20-year time series of chromospheric variability from multiple satellites//J. Geophys. Res. 1999. Vol. 104. P. 9995-10005.

Weber M. Solar activity during solar cycle 23 monitored by GOME//Proc. Europ. Symp. on Atmospheric Measurements from Space: (ESAMS'99), ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, 18-22 Jan. 1999. Noordwijk, 1999. P. 611-616 (Europ. Space Agency; WPP-161).

предыдущая главасодержаниеследующая глава



Рейтинг@Mail.ru Rambler's Top100
© Алексей Злыгостев, дизайн, подборка материалов, оцифровка, разработка ПО 2001–2018
При копировании материалов проекта обязательно ставить активную ссылку:
http://antarctic.su/ "Antarctic.su: Арктика и Антарктика"