- •1. Предмет и метод метеорологии
- •2. Связь метеорологии с другими науками. Деление на научные дисциплины
- •3. Значение метеорологии для народного хозяйства и обороны страны
- •4. Особенности
- •6. Краткие сведения о достижениях метеорологической науки
- •7. Международное сотрудничество в области метеорологии
- •Глава 1
- •1.1. Состав воздуха вблизи земной поверхности
- •1.2. Состав воздуха
- •1.3. Уравнение состояния сухого воздуха
- •1.4. Уравнение состояния влажного воздуха
- •1.5. Характеристики влажности воздуха и связь между ними
- •2 Строение атмосферы
- •2.1. Основные сведения о Земле как планете
- •2.2. Принципы деления атмосферы на слои. Краткие сведения о методах исследования атмосферы
- •2.3. Тропосфера, стратосфера и мезосфера
- •2.4. Понятие о воздушных массах и фронтах
- •3 Статика атмосферы
- •3.1. Силы, действующие в атмосфере в состоянии равновесия
- •3.2. Уравнение статики атмосферы
- •3.3. Барометрические формулы
- •3.4. Барическая ступень
- •3.5. Вертикальный масштаб атмосферы
- •3.6. Геопотенциал. Абсолютная и относительная высота изобарических поверхностей
- •3.7. Стандартная атмосфера
- •Глава 4 Термодинамика атмосферы
- •4.1. Первое начало термодинамики применительно к атмосфере
- •4.2. Адиабатический процесс
- •4.3. Сухоадиабатический градиент
- •4.4. Потенциальная температура
- •4.5. Критерии устойчивости атмосферы по методу частицы
- •4.6. Изменение потенциальной температуры с высотой при различных видах стратификации атмосферы
- •4.7. Адиабатические процессы во влажном ненасыщенном воздухе
- •4.8. Влажноадиабатические процессы
- •4.9. Анализ состояния атмосферы с помощью термодинамических графиков
- •4.10. Стратификация атмосферы по отношению к влажноадиабатическому и сухоадиабатическому движению частицы
- •4.11. Метод слоя
- •Глава 5
- •5.2. Солнце и солнечная постоянная
- •Глава 6
- •6.1. Поглощение солнечной радиации в атмосфере Земли
- •6.2. Рассеяние солнечной радиации в атмосфере
- •6.3. Законы ослабления радиации в земной атмосфере
- •6.4. Прямая солнечная радиация
- •6.5. Рассеянная радиация
- •6.6. Суммарная радиация
- •6.7. Альбедо
- •Глава 7
- •7.1. Излучение земной поверхности
- •7.2. Излучение атмосферы
- •7.3. Полуэмпирические формулы для расчета излучения атмосферы и эффективного излучения земной поверхности
- •7.4. Влияние облачности на встречное и эффективное излучение
- •7.5. Суточный и годовой ход эффективного излучения
- •Глава 8
- •8.1. Радиационный баланс земной поверхности
- •Глава 9
- •9.1. Ламинарное и турбулентное состояние атмосферы
- •9.2. Простейшие характеристики турбулентности
- •9.3. Конвективный и турбулентный потоки тепла
- •Глава 11
- •11.1. Уравнение
- •Глава 12
- •12.1. Распределение температуры в тропосфере и нижней стратосфере
- •12.2. Инверсии температуры в атмосфере
- •Глава 14 Влажность воздуха
- •14.1. Уравнение переноса водяного пара в турбулентной атмосфере
- •14.2. Испарение
- •Глава 15
- •15.2. Зависимость теплоты фазового перехода и давления насыщенного водяного пара от температуры
- •Глава 16 Туманы
- •16.1. Физические условия образования и классификация туманов
- •Глава 17 Облака
- •Глава 18 Осадки
- •18.1. Классификация осадков
- •18.2. Процессы укрупнения облачных элементов и образования осадков
- •18.3. Наземная конденсация и осадки
- •Глава 19
- •19.1. Силы, действующие в атмосфере
- •19.2. Уравнения движения турбулентной атмосферы
- •Глава 21
- •21.1. Ветер в пограничном слое атмосферы
- •21.2. Местные ветры
- •Глава 22
- •22.1. Яркость небесного свода
- •22.3. Оптические явления в облаках, туманах и осадках
- •Глава 23
- •23.1. Ионизация атмосферы
- •23.3. Механизм образования электрических зарядов в грозовых облаках
- •23.4. Структура грозового облака. Рост града
- •23.5.. Полярные сияния
23.5.. Полярные сияния
Полярные сияния — наиболее впечатляющее геофизическое явление. Они возникают в результате взаимодействия заряженных частиц внеземного происхождения с частицами верхней атмосферы в магнитном поле Земли. Полярные сияния наблюдаются преимущественно в высоких широтах обоих полушарий, а наиболее интенсивные, сопровождающие сильные магнитные бури, — также в умеренных и даже низких широтах. Исключительно разнообразна форма полярных сияний. Принято делить их на две большие группы.
К первой группе относят: корону (лучистое свечение вблизи магнитного полюса), лучи (одиночные и в виде пучков) и драпри (полоса из длинных лучей, имеющая вид свисающего занавеса). Ко второй группе относят: дуги (светящаяся полоса вдоль магнитной параллели, нижняя граница которой резко очерчена, а верхняя размыта), полосы (подобна дуге, но не столь однородна, вдоль нее заметны движения) и пульсирующие поверхности (в виде светящегося облака, интенсивность которого колеблется с периодом в несколько секунд). Нередко наблюдаются смешанные сияния, включающие несколько форм.
Большинство полярных сияний — цветные. Преобладают, особенно в дугах, зеленовато-желтый, красный (драпри и пульсирующие поверхности), а также голубой и фиолетовый цвета.
Интенсивность полярных сияний (превосходящая не менее чем в 3—4 раза нормальное свечение ночного неба) оценивается при визуальных наблюдениях с помощью следующей шкалы:
I — яркость Млечного пути;
II — яркость перистых облаков, освещенных Луной;
III —яркость кучевых облаков, освещенных Луной;
IV — освещенность земной поверхности в период полнолуния.
Сияния I и II классов — бесцветные, III и IV классов — цветные.
При инструментальных наблюдениях (с помощью электрофотометров) определяется световой поток при λ = 0,5577 мкм (зеленый цвет). Наблюдения показали, что световой поток, порождаемый полярными сияниями, подвержен значительным колебаниям (пульсациям) во времени, особенно в случае полярных сияний с лучистой структурой.
Нижняя граница обычных полярных сияний (имеющих зеленоватый оттенок) располагается на высоте 80—150 км с максимумом повторяемости вблизи 95 и 110 км. В периоды высокой солнечной активности интенсивные полярные сияния (красноватой окраски) могут возникать на значительно больших высотах (выше 250 км). Ширина дуг — около 20 км, полос и драпри — до 80 км, а лучи могут распространяться вверх до высот нескольких сотен километров.
Основным механизмом возникновения полярных сияний в настоящее время принято считать вторжение в атмосферу Земли протонов с энергией порядка 10-17 Дж и электронов с энергией порядка 10-15 Дж. Протоны представляют собой частицы солнечных корпускулярных потоков; они проникают внутрь магнитосферы Земли через нейтральные точки.
Электроны образуются в шлейфе магнитосферы. Внутренняя граница потока электронов находится над экватором на расстоянии 6—10 радиусов Земли. Под влиянием магнитного поля Земли электроны из всех областей движутся в сторону магнитных полюсов*. Электроны, находящиеся над экватором на расстоянии 6—10 радиусов Земли, при смещении вдоль магнитных силовых линий оказываются на высоте 200—300 км над земной поверхностью в области 66—70° геомагнитной широты, где обычно и наблюдаются наиболее часто полярные сияния.
Во время магнитных бурь магнитное поле Земли под влиянием корпускулярных потоков деформируется так, что магнитные силовые линии приближаются к земной поверхности. Вследствие этого электроны (а вместе с ними и полярные сияния) начинают проникать в умеренные широты (в ночь с 8 на 9 марта 1970 г. интенсивное полярное сияние наблюдалось на широте Москвы). Чем мощнее магнитная буря, тем меньше широта возникновения полярного сияния.
Ширина светящейся области составляет, как правило, около 1° широты.
В течение суток наиболее часто полярные сияния отмечаются за 1 ч до местной полуночи. При этом яркие быстро движущиеся формы полярных сияний возникают чаще до этого момента, а слабые спокойные формы — преимущественно после него. В районах, расположенных южнее зоны полярных сияний (в северном полушарии), вечером они появляются в северной части неба, ночью распространяются все более к югу, а затем (после полуночи) снова отступают к северу.
В течение года повторяемость полярных сияний максимальна в равноденственные месяцы (март, сентябрь) и минимальна вблизи летнего и зимнего солнцестояния.
Установлена связь частоты появления полярных сияний со средним годовым числом солнечных пятен; при этом максимум сияний на 1—2 года запаздывает по отношению к максимуму солнечных пятен, а минимумы практически совпадают. Повторяемость полярных сияний возрастает примерно через 1 сутки после прохождения больших групп солнечных пятен через центральный меридиан Солнца.