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

ГЛАВА VI

МОДЕЛИ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ С ВЫСОТОЙ ПАРАМЕТРОВ СОСТОЯНИЯ ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРЫ

§ 1. ЗА М ЕЧ А Н И Е О БАРОМ ЕТРИ ЧЕСКО Й Ф О РМ УЛ Е ВЫ СО К И Х СЛ О ЕВ АТМ ОСФ ЕРЫ

Неоднократно ставился вопрос о пределах применимости ос­ новного уравнения статики и барометрической формулы в высо­ ких слоях атмосферы. Совершенно очевидно, что это уравнение— приближенное. Однако хорошо известно, что отбрасываемые в третьем уравнении движения члены в большинстве случаев (ис­ ключение составляют области с большими вертикальными ускоре­ ниями) ничтожно малы по сравнению с силой тяжести и верти­ кальным градиентом давления. В высоких слоях атмосферы (на высотах более 100—120 км) этот вопрос не столь очевиден, как в более низких слоях. Все дело в том, что состояние высоких слоев атмосферы в значительной степени определяется процесса­ ми, обусловленными солнечной и космической радиацией (хими­ ческие превращения молекул, диссоциации, рекомбинации, воз­ буждения и т. п.). На больших высотах атмосфера испытывает значительные суточные колебания. Если время между соударе­ ниями частиц соизмеримо с сутками, то атмосфера может стать неравновесной (оценки показывают, что такая неравновесность может возникнуть лишь на высотах, значительно превышающих 800 км). Более существенным источником неравновесности слу­ жат поглощаемая на больших высотах радиация и обусловлен­ ные ею фотохимические реакции. Попытка оценить влияние этих процессов на вид барометрической формулы предпринята А. И. Ивановским [10, с. 103—109].

Под влиянием радиации в газе возникают добавочные напря­ жения Рц, так что общее изотропное напряжение Р равно сумме:

Р = р + Ч '

где р — давление газа, связанное с температурой Т уравнением состояния

Это уравнение определяет температуру Т, за которой сохраняет­ ся свойство характеризовать лишь состояние газа вне зависимо­ сти от характеристик химических реакций.

Уравнение статики при наличии химических реакций (когда Рп Ф 0) принимает вид

о

где ро, Т* — значения плотности и эффективной температуры на

исходном уровне.

Последняя формула совпадает с обычной формулой для плот­ ности воздуха, но с заменой температуры Т на эффективную тем­ пературу Т*. Приращение ДТ* пропорционально (Д Г *~Q) коли­

формула обеспечивает необходимую точность расчета до высоты около 450 км. Правда, при этом не принято во внимание погло­ щение корпускулярного излучения Солнца, которое может играть заметную роль в полярных районах.

132

Анализ первых наблюдений за торможением ИСЗ, позволив­ ших обнаружить колебания плотности на высотах более 200 км, привлек исследователей к объяснению этого явления. Наиболее ранние работы по этой проблеме выполнил М. Николе1). Ему принадлежит заслуга выяснения физического механизма влия­ ния различных факторов на плотность воздуха и построения про­ стейших решений уравнений. Более общие уравнения проанали­ зировали, привлекая численные методы и ЭВМ, И. Харрис и В. Пристер23*). Работа этих авторов положена в основу расчета Международной справочной атмосферы (CIRA-65).

Исходным уравнением служит уравнение притока тепла

Привлекая уравнение неразрывности

и уравнение состояния р = RpT, приведем уравнение (2.1) к виду

Поскольку рассматривается движение верхней атмосферы, осредненное по горизонтали, то все элементы зависят только от времени и высоты. Представим температуру в виде суммы

T(z, t) = T(z) + Ti(z, t), где T(z) — средняя (на высоте z) тем­ пература, Г1 — отклонение температуры от средней, которое ма­

ло по сравнению с T(t). С учетом этих двух предположений урав­ нение (2.2) принимает вид

где х = —с р И а —

1

Cm

Вертикальная скорость w определена из следующего усло­ вия. В процессе сжатия (или растяжения) атмосферы воздушная

133

частица, находившаяся на высоте z в момент t, оказывается на высоте z + w Ы в момент t + Ы. Поскольку масса столба возду­ ха, расположенного выше этой границы, при этом не изменяется, то справедливо равенство

Воспользовавшись барометрической формулой, последнее ра­ венство перепишем в виде

где ро — давление на уровне моря.

где еЛ, еуф, е0, е' — притоки тепла, обусловленные соответствен­

но молекулярной теплопроводностью, поглощением ультрафиоле­ товой радиации, излучением атомного кислорода в инфракрас­

134

ной области и корпускулярным излучением. Для определения последних привлекаются соотношения, вытекающие из кинетиче­ ской теории газов и теории переноса излучения в газообразной среде. В частности, формула для притока тепла под влиянием молекулярной теплопроводности имеет вид

соте 120 км, где температура и плотность, по предположению, не изменяются во времени, и на высоте 1000 км, где обращается в нуль вертикальный градиент температуры. В качестве профи­

лей средней температуры Т (г) испытано несколько моделей. Од­ нако расчет показал, что по истечении 4—5 суток влияние про­

филя Т (г) практически перестает сказываться. После того, как на основе решения уравнения (2.11) определена температура Т (г, t), расчет других параметров выполняется с помощью сле­ дующих соотношений:

а) давление p t (z, t) i-го газа — по барометрической формуле

135

Формула (2.12) предполагает, что в пределах всего слоя, для которого строится модель (от 120 до 1000 км), справедливо ос­ новное уравнение статики, а состав воздуха изменяется с высо­ той в согласии с гипотезой диффузного разделения газов.

Первые расчеты Харрис и Пристер выполнили в предположе­ нии, что колебания температуры и плотности обусловлены лишь поглощением ультрафиолетовой радиации Солнца. При этом ока­ залось, что на высоте 600 км максимум температуры (1959°К)

иплотности наступает в 17 ч, а минимум ее (849 °К) — в 6 ч местного времени. По данным же торможения ИСЗ максимум температуры и плотности наблюдается в 14 ч.

Для согласования результатов расчета с опытными данными

ибыл введен поток тепла е', обусловленный поглощением кор­ пускулярного излучения Солнца.

Природа этого потока не вполне ясна. Однако его удается связать с излучением Солнца в диапазоне ультракоротких радио­

волн (длина волны 10,7 и 20 см). Приток е' по величине сравним

с еуФ‘

Результаты расчета основных физических параметров атмо­ сферы по изложенной методике сведены в специальные таблицы, которые носят название «Международной справочной атмосфе­ ры (CIRA-65)». Последующие исследования показали, что мо­ дель CIRA-65 находится в согласии с опытными данными в широт­ ной зоне от 40° с. ш. до 40° ю. ш. В более высоких широтах поток корпускулярного излучения превышает те величины, которые бы­ ли приняты при разработке CIRA-65. Некоторые улучшения в модель CIRA-65 внесены исследованиями Смола, Джекобса, Вриеса и др .!).

Недостаток модели CIRA-65 состоит в том, что высотно-вре­ менные колебания параметров представлены в ней в виде таб­

*) R. Мое. A review of atmospheric models in the altitude range 100 to

1000 km. A1AA Paper, No 69—50, 1969.

136

ГЛАВА VII

СЕРЕБРИСТЫЕ ОБЛАКА И ВОДЯНОЙ ПАР В ВЕРХНИХ СЛОЯХ АТМОСФЕРЫ

§ 1. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИИ ЗА СЕРЕБРИСТЫМИ ОБЛАКАМИ

Со времени первого наблюдения серебристых облаков1), ко­ торое провел в ночь с 12 на 13 июня 1885 г. астроном Московской обсерватории В. К- Цераский, многие исследователи обращались к измерению высот этих облаков. Уже 26 июня 1885 г., спустя всего две недели после открытия серебристых облаков, тот же Цераский и известный русский астроном А. А. Белопольский вы­ полнили первые базисные определения высот этих облаков и на­ шли, что средняя высота их (из четырех измерений) составляет

средняя высота серебристых облаков достаточно постоянна — по всем данным (включающим 1578 измерений) она составляет 82,4 км с отклонениями (у разных исследователей) не более 1 км в ту и другую сторону. Однако индивидуальные высоты (Нс) се­ ребристых облаков могут существенно отличаться от среднего значения — диапазон колебаний охватывает высоты от 73 до 95 км (и тоже практически одинаков по данным многих авто­ ров). В некоторые годы диапазон колебаний Нс может сильно сужаться. Так, в 1958 г. все наблюденные значения Нс были за­ ключены в интервале 81—85 км.

Систематические наблюдения за серебристыми облаками в Советском Союзе проводятся с середины 30-х годов, когда уси­ лиями ряда опытных наблюдателей (О. В. Деминева, И. С. Аста­

регулярного патрулирования этих облаков. Новый этап в изуче­ нии серебристых облаков наметился в 1950 г., когда под руковод-)*

*) В последние годы все более широкое распространение получает новое название — мезосферные облака.

138

ством И. А. Хвостикова была разработана программа комплекс­ ных исследований их, включавшая проведение полевых работ с широким использованием измерительной и регистрирующей аппаратуры, лабораторные эксперименты и обработку наблюде­

и др. Много новых пунктов по наблюдению серебристых облаков было организовано в период Международного геофизического года (1957—1958 гг.) и последующие годы.

Серебристые облака до настоящего времени удавалось на­ блюдать в широтных зонах от 50 до 80° и только в теплую поло­ вину года (с апреля по октябрь). Максимум частоты появле­ ний этих облаков в среднем наступает через 10—20 дней после летнего солнцестояния. Наблюдения за 1885—1955 гг. показы­ вают, что 51% облаков появляется в июле и 94% — в летние (июнь—август) месяцы. С увеличением широты максимум числа появлений облаков смещается на более позднее время — в сред­ нем он приходится на 8 июля в широтной зоне 50—55°, на 18 ию­ ля в зоне 55—60° и на 28 июля в зоне 60—65°. Наблюдается суточный ход появления серебристых облаков—они бывают ярче и появляются чаще (в 1,5—2 раза) в утренние сумерки, чем в ве­ черние.

Серебристые облака можно наблюдать только в период суме­ рек. Однако в период так называемых гражданских сумерек (когда Солнце находится под горизонтом наблюдателя на глу­ бине, не превышающей 6°, и солнечные лучи освещают всю тро­ посферу и нижнюю поверхность тропосферных облаков) интен­ сивность рассеянного света столь значительна и богата разнооб­ разием ярких красок, что никаких облаков в стратосфере и мезо­ сфере обнаружить не удается. Наиболее благоприятные условия для обнаружения серебристых облаков возникают в период аст­ рономических сумерек (когда Солнце находится на глубине от 6 до 12° под горизонтом наблюдателя). В это время земная тень закрывает нижние наиболее запыленные слои атмосферы, а сол­ нечные лучи освещают только верхние, начиная с мезосферы, слои, проходя под углом около 10° к нижней поверхности сереб­ ристых облаков. Рассеянный в мезосфере солнечный свет, посту­ пающий к наблюдателю, и позволяет обнаружить свечение обла­ ков, цвет которых различные наблюдатели определяют как жемчужно-серебристый с голубоватым отливом или бело-голу­

бой.

Внешний вид серебристых облаков имеет некоторое сходство с перистыми, перисто-кучевыми и высококучевыми облаками. В них также видны узкие длинные полосы, волокна и более ши­ рокие полосы, волны (сходные внешне с рябью на поверхности воды при слабом ветре), округлые темные «кратеры», «флер» в виде туманной клочковатой пелены, местами прикрывающий

139

вышележащие волнистообразные облака. В период наибольшего развития серебристые облака кажутся достаточно плотными. Вместе с тем даже в самых плотных и ярких местах эти облака довольно прозрачны — сквозь них хорошо видны звезды и Луна.

Можно указать следующие признаки, позволяющие отличать серебристые облака от тропосферных облаков верхнего и сред­ него ярусов: 1) серебристые облака с переходом к гражданским сумеркам и особенно на восходе Солнца исчезают, в то время как облака верхнего яруса в этих условиях становятся видимы луч­ ше; 2) серебристые облака всегда бывают светлее неба даже тогда, когда они видны на фоне наиболее ярких, окрашенных в желто-оранжевые тона частей зоревого сегмента. Тропосферные же облака выглядят светлее неба только на фоне менее ярких, серовато-голубых зон сумеречного неба, при этом их освещен­ ность создается светом ярких зон зари; 3) если часть облачной системы, которая проектируется на фоне ярких зон зари, выгля­ дит темной или, если облака имеют одинаковый вид в области зоревого сегмента и в других частях неба, то это — тропосферные облака.

Т а б л и ц а 7.1

Как же часто появляются серебристые облака? В табл. 7.1 приведены сведения о частоте появления этих облаков по данным наблюдений на всех станциях АН СССР за период Международ­ ного геофизического года. Здесь Тс — суммарная длительность сумеречных периодов суток за данный месяц, tc— суммарная

140