Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

Ю. Г. ЛУШЕВ, Л. Т. МАТВЕЕВ. И. М. ШВАРЕВ

551.52 Л877

ФИЗИКА

ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРЫ З Е М Л И

Утверждено в качестве учебника для слушателей военных академий

г--; и -.

asv"

М И Н И С Т Е Р С Т В О О Б О Р О Н Ы С С С Р

1973

УДК 551.510.53

ПРЕДИСЛОВИЕ

Последние десятилетия ознаменовались быстрым накопле­ нием сведений о строении верхних слоев атмосферы Земли. Под верхними слоями атмосферы имеются в виду все слои, которые расположены выше тропосферы, т. е. стратосфера, мезосфера, термосфера и экзосфера. В книгу включены также некоторые све­ дения о Луне, межпланетной среде и об атмосферах ближайших к Земле планет (Венеры, Марса).

Исследование верхней атмоферы и межпланетной среды в по­ следние 10—20 лет преимущественно осуществляется с помощью искусственных спутников Земли, метеорологических и геофизи­ ческих ракет и др. Косвенные методы изучения верхних слоев также продолжают развиваться и совершенствоваться.

Изучение свойств верхних слоев атмосферы представляет большой научный и прикладной интерес. Уже давно установлено, что ионизация верхней атмосферы определяет условия распро­ странения радиоволн на большие расстояния. В стратосфере и более высоких слоях протекают процессы, имеющие значение для

влияние на формирование и развитие основных погодообразую­ щих объектов (циклонов и антициклонов, облачных систем и др.). На верхние слои атмосферы большое влияние оказывает деятель­ ность Солнца. Этим и объясняется тот интерес, который прояв­ ляет метеорологическая наука к изучению верхних слоев атмо­ сферы и Солнца.

Обобщению данных о верхних слоях атмосферы посвящена обширная литература. Здесь уместно назвать серию монографий К. Я. Кондратьева, монографии И. А. Хвостикова, М. Г. Крошкина, сборник «Исследование космического пространства» и ряд пособий более узкого содержания. Тем не менее задачу обеспе­ чения учебной литературой тех курсов, которые читаются в вузах нашей страны по этому разделу знаний, нельзя считать решен­ ной. Предлагаемый вниманию читателя учебник призван в ка­ кой-то мере восполнить этот пробел. Этот учебник следует рас­ сматривать как вторую часть книги Л. Т. Матвеева «Физика

3

ГЛАВА I

СОЛНЦЕ И СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ. ГЕОАКТИВНЫЕ ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА

На протяжении всей истории человечества Солнце всегда ин­ тересовало ученых. Но это в основном были астрономы. В пос­ ледние два десятилетия интерес к Солнцу перестал быть только познавательным. В<?естороннее изучение Солнца и особенно активных процессов, происходящих в его атмосфере," приобрело большое практическое значение. Вопросы физики Солнца сейчас интересуют не только астрономов, но и физиков, геофизиков, ме­ теорологов, специалистов в области радиосвязи и многих других.

Все физические процессы в земной атмосфере, особенно в ее верхних слоях, в очень сильной степени зависят от притока элек­ тромагнитной и корпускулярной радиации Солнца.

В настоящее время ни одн^-лроблема, связанная с атмосфе­ рой Земли, не решается без учета.влияния солнечной активности. От изучения процессов на Солнце во многом зависит решение та­ ких актуальных вопросов, как газовый состав верхней атмосфе­ ры, долгосрочное прогнозирование погоды, составление радио­ прогнозов и др.

О современном научном интересе к Солнцу свидетельствует, например, тот факт, что в Международном симпозиуме по сол­ нечноземной физике в Ленинграде в мае 1970 г. приняли участие 800 ученых из 26 стран.

Данная глава представляет собой обзор основных сведений о Солнце, его геоактивных излучениях и солнечной активности, которые необходимы для изучения вопросов воздействия изме­ няющейся радиации Солнца на физические процессы в верхней атмосфере Земли. Более полные сведения по многообразным во­ просам физики Солнца и различным проявлениям солнечной активности можно найти в специальных монографиях советских и зарубежных ученых. Так, вопросы строения Солнца и его атмо­ сферы подробно изложены в работах А. Б. Северного (1956), К. де Ягера 01962), Г. Зирина (1969). Вопросам солнечной актив­ ности и ее связи с атмосферными процессами посвящены работы Б. М. Рубашева (1964), М. С. Эйгенсона (1963), Г. С. Иванова-

5

Холодного и Г. М. Никольского (1969), Б. И. Сазонова и В. Ф. Ло­ гинова (1969), Т. В. Покровской (1969).

§ 1. ОСНОВНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА

Солнце, с одной стороны, является центральным телом сол­ нечной планетной системы, а с другой, — это обычная звезда в одной из спиральных ветвей Галактики спектрального класса G2, к которому относятся желтые звезды с температурой поверхности около 6000 °К.

Звездная величина Солнца равна —26,7, а абсолютная звезд­ ная величина +4,85.

Среднее расстояние между Землей и Солнцем, определенное по советским радиолокационным наблюдениям Венеры, состав­ ляет около 149 600 000 к м 1). В течение года это расстояние бла­ годаря эллиптичности орбиты Земли изменяется на 4,8-10® км.

По форме Солнце представляет собой шар с ничтожно малой сплюснутостью. Средняя угловая величина диаметра Солнца по отношению к центру Земли составляет ЗГ59". Линейный радиус Солнца равен 696 000 км. В Солнце сосредоточено 99,866% всей

27 398 см/сек2, что примерно в 28 раз больше ускорения силы тя­ жести на поверхности Земли. Гравитационное воздействие Солн­ ца распространяется на расстояние, которое в 100—150 тыс. раз превышает средний радиус земной орбиты. В этой области все небесные тела гравитационно связаны с Солнцем, за исключе­ нием тел, обладающих значительными собственными скоростя­ ми. Скорость освобождения на поверхности Солнца равна

617,7 км/сек.

Солнце вращается вокруг своей оси в том же направлении, что и Земля: восточный край движется на нас, а западный — от нас удаляетея. Угол наклона экваториальной плоскости Солнца к плоскости эклиптики составляет 7°15'. Поэтому в течение года Земля проектируется на диск Солнца на различные гелиографичеокие широты в зоне от —7°15' южного полушария до + 7°15' северного полушария. В июне и декабре Земля пересекает эква­ ториальную плоскость Солнца, в марте и сентябре ее проекция удаляется на максимальные расстояния от солнечного экватора. Солнце вращается не как твердое тело, его скорость вращения зависит от гелиографичеокой широты и высоты над поверх­ ностью Солнца. Она максимальна вблизи экватора и убывает с возрастанием высоты. Период синодического вращения Солнца

6

Синодический период 27,0 суток, который часто используется геофизиками для сопоставления повторяемости различных зем­

ных явлений в зависимости от солнечных, соответствует широте

® = 8°.

Кроме вращения вокруг своей оси, Солнце со скоростью 19,5 км/сек движется поступательно в том направлении, где на небесной сфере граничат созвездия Лиры и Геркулеса.

Различают центральную часть Солнца и его атмосферу. Цент­ ральную часть из-за непрозрачности солнечных газов наблюдать невозможно. Наиболее подробные сведения из непосредственных наблюдений получены о физических условиях и процессах в атмосфере Солнца.

Солнце имеет магнитное поле. Наблюдения позволяют обна­ ружить три типа полей: 1) общее поле, наблюдаемое в высоких широтах; 2) биполярные магнитные области, связанные с груп­ пами солнечных пятен, факелами и корональными лучами; 3) уни­ полярные магнитные области в низких широтах. Напряженность

По физическим характеристикам солнечную атмосферу раз­ деляют на три слоя: фотосферу, хромосферу и солнечную корону. Схема расположения слоев и краткие их физические характери­ стики приведены на рис. 1.1.

Под фотосферой звезды принято понимать слой ее атмосферы, который дает излучение в непрерывном спектре. Другие вышеле­ жащие слои атмосферы дают линейчатый спектр.

Фотосфера Солнца. Это самый нижний и наиболее плотный слой его атмосферы. Фотосфера представляет собой внеш­ нюю границу Солнца, которую мы наблюдаем в виде ослепитель­ но яркого солнечного диска. Толщина фотосферы — от 200 до 400 км, температура — около 6000°К-

Слой фотосферы практически излучает всю ту световую и теп­ ловую энергию, которую Солнце посылает в мировое простран­ ство. Солнечная энергия возникает в глубинах центральной части Солнца в результате ядерных процессов при температуре около 20 - 106 градусов. К внешним частям весь поток излучения пере­ дается путем многократных переизлучений в солнечном газе, ко­ торый постепенно охлаждается до 6000°К в слое фотосферы. Лишь в тонком поверхностном слое имеет место конвективно-тур­ булентный процесс передачи энергии, который, однако, играет менее существенную роль, чем лучеиспускание.

Всреднем фотосфера находится в статическом равновесии, но

вней могут происходить движения солнечного газа, а временами

7

ее отдельные области претерпевают значительные изменения. При наблюдении солнечной поверхности в телескоп можно заме­ тить, что она состоит как бы из отдельных зерен, отделенных друг от друга более темными промежутками. Зернистую струк­ туру фотосферы называют грануляцией, а отдельные зерна —

гранулами.

Рис. 1.1. Схема строения солнечной атмосферы

Гранулы как бы сплошной сеткой покрывают около 40% пло­ щади всего солнечного диска. Яркость гранул составляет ПО—120% яркости окружающего фона, что соответствует повы­ шению температуры на 200—300°. Линейные размеры гранул в большинстве своем находятся в пределах от 700 до 2000 км.

Считают, что грануляция возникает вследствие конвекции и турбулентности, вызванных резким перепадом температур в подфотосферном слое. Исходя из линейных размеров гранул, можно считать, что глубина конвективно-турбулентной зоны составляет около 700 км.

Спектр фотосферы — непрерывный с наложенными на него темными линиями поглощения. Линии, обусловленные поглоще­ нием газов солнечной атмосферы, называют фраунгоферовыми линиями, а линии, возникающие в результате поглощения излу­ чения Солнца земной атмосферой, — теллурическими линиями.

8