книги из ГПНТБ / Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник

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

Количество фрауигоферовых линий убывает с увеличением длины волны, а количество теллурических, наоборот, сильно воз­ растает. Полосы поглощения водяного пара легко узнать в спек­ тре Солнца, так как их интенсивность меняется с изменением влажности воздуха. Все теллурические линии усиливаются при уменьшении высоты Солнца над горизонтом.

Безошибочным критерием отличия фрауигоферовых линий от теллурических является принцип Доплера—Физо. Вследствие, вращения Солнца вокруг своей оси на восточном краю диска фраунгоферовы линии смещены в коротковолновую часть спек­ тра, а на западном — в длинноволновую часть; теллурические же линии в обоих случаях не имеют своего положения в спектре.

Хромосфера. Над фотосферой расположен слой атмосферы, называемый хромосферой, для которого характерен линейчатый спектр излучения с эмиссионными линиями нейтральных и одно­ кратно ионизированных атомов.

За основание хромосферы принимают тот уровень солнечной атмосферы, начиная с которого непрерывный спектр Солнца с линиями поглощения переходит в линейчатый спектр излучения. Средняя толщина слоя хромосферы около 12 000 км.

Во время полных солнечных затмений хромосферу можно наблюдать как кольцо розоватого цвета вокруг диска Солнца. Розовый цвет обусловлен излучением атомов водорода, из ко­ торых в значительной степени и состоит хромосфера. Наиболее сильной спектральной линией водорода в видимой части спектра является линия На, находящаяся в красной области спектра

О

(>. = 6532А). Другими яркими линиями являются линии ионов кальция, атомов и ионов гелия, водородные линии серии Бальмера.

Хромосферу принято подразделять на два слоя. Нижний слой толщиной около 5000 км, кажущийся квазиоднородным образова­ нием в линии На, называют нижней хромосферой, а слой, распо­ ложенный выше, где излучение в основном концентрируется во множестве ярких выступов солнечного газа — в спикулах, назы­ вают верхней хромосферой.

Аномальным в строении хромосферы является распределение плотности солнечного газа с высотой и высокая степень иониза­ ции этого газа. Чтобы объяснить это, необходимо допустить, что в хромосфере имеют место сильные турбулентные движения, а температура солнечного газа возрастает до высоких значений.

В основании хромосферы температура равна 5000 °К. Выше она возрастает с высотой вначале медленно, а затем очень быстро и в верхней хромосфере достигает 50 000°К-

Хромосфера служит источником коротковолнового и радио­ излучения Солнца. Она не находится в спокойном состоянии. В ней могут возникать возмущения, в результате которых про­

9