Солнечная активность, атмосфера и погода

РОСЖЕЛДОР

  Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования

СИБИРСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ  УНИВЕРСИТЕТ ПУТЕЙ  СООБЩЕНИЯ

(СГУПС)

Дисциплина  «Концепции современного естествознания»

Кафедра «Химии»

Домашнее  задание

Тема: Солнечная активность, атмосфера и погода. 
 

Проверил                                                         Выполнил студент

_______________ Группа:________________

_____________________ _______________________

  _{(Подпись) (Подпись)}

______________________ _______________________

_{(Дата  подписи) (Дата сдачи на проверку)} 

      Краткая рецензия

_______________________________________________________________

_______________________________________________________________

_______________________________________________________________

_______________________________________________________________ 

     ____________________

_{(Оценка, подпись преподавателя)} 
 

                                                           2010

Введение

  «…  почти каждый аспект современных  знаний о Солнце представляет проблему. Это единственная звезда, о которой  мы знаем достаточно много, чтобы  ощутить, как мало мы знаем».

  Е. Паркер, американский астрофизик

  Одна  из самых актуальных и в то же время вызывающая ожесточенные споры  проблема современной геофизики  – воздействие солнечной активности на состояние нижней атмосферы и  погоду Земли.

     В конце 60-х годов изучение Солнца опиралось в основном на наземные наблюдения в видимой области спектра и в радиодиапазоне, а результаты космических исследований носили ограниченный, обрывочный характер, то теперь положение резко изменилось. Работа пилотируемых орбитальных космических станций, специализированных искусственных спутников Земли и автоматических космических аппаратов, на которые установлены приборы с исключительно высоким пространственным и временным разрешением, позволила регистрировать явления солнечной активности за достаточно длинные интервалы времени в областях спектра, недоступных наблюдателю с поверхности Земли. Это, прежде всего далекое ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучения Солнца.

  Вопрос  о реальности и физическом механизме  солнечно-земных связей имеет длительную историю. Так, еще в конце прошлого века русский ученый Г. Вильд исследовал связь между солнечной активностью  и температурой воздуха в России. Позднее американец В. Робертс доказал  существование 22-летней повторяемости  засух в западных областях США; У. Шуурманс и А. Оорт обнаружили регулярные изменения высоты уровней постоянного давления в тропосфере, связанные с интенсивными солнечными вспышками; Б.Тинслей с коллегами выявили вариации высотного профиля температуры в тропосфере во время форбуш-понижений интенсивности потока галактических космических лучей.

  Перечень  экспериментальных данных, свидетельствующих  о наличии статистически достоверных  связей между различными погодными  явлениями и солнечной (и магнитной) активностью, можно было бы увеличить  в десятки или даже сотни раз. И, тем не менее, сама идея о влиянии  солнечной активности на состояние  нижней атмосферы многими геофизиками  решительно отвергается. Дело в том, что мощность атмосферных процессов  на несколько порядков превышает  поток энергии, вносимой в магнитосферу Земли солнечным ветром; в связи  с этим представляется маловероятным, чтобы солнечная активность могла  существенно воздействовать на состояние  нижней атмосферы.

  Однако  исследования, выполненные за последние  годы, позволили найти ключ к преодолению  этого противоречия и тем самым  к решению проблемы солнечно-земных связей.

  Итак, перед современной наукой стоит  очень важная задача - выяснить закономерности воздействия так называемой солнечной  активности на земные процессы. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

   Солнечная активность - совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области начинается с постепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местах хромосферы после этого наблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие области называют флоккулами. Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере при этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете - факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, является следствием увеличившихся до нескольких десятков экстред напряженности магнитного поля.

   Внутри Солнца, кроме термоядерного, имеется какой-то другой источник энергии. Причем на долю этого источника приходится две третьих, а на долю термоядерного синтеза одна третья часть всей энергии выделяемой Солнцем. В свете вышеизложенного этим источником является аннигиляционный источник энергии, т.е. энергия, выделяемая в месте соприкосновения вещественной оболочки и антивещественного ядра Солнца.

Как известно, имеет  место 11-летний цикл солнечной активности. При этом время роста активности в среднем равно 4,2 года, а спада  – около 7 лет. Солнечная активность имеет циклический характер, который зримо проявляется в пятнообразовательной деятельности, в частоте солнечных вспышек и связанных с ними эффектов. Вспышки - самые большие проявления фотосферы. Было установлено, что пятна представляют собой гигантские магниты. Обычно вспышки возникают в нейтральных областях между пятнами, имеющими противоположную полярность. Предвспышечная ситуация возникает в активной области за два-три дня до появления вспышки. Вспышки являются высшим проявлением солнечной активности. Они представляют собой грандиозные взрывы в атмосфере Солнца. Размеры области, охваченной вспышкой, менее 1000 км. Процесс развития вспышки продолжается 5 – 10 минут. Самых мощных – несколько часов.

Положение пятен по отношению к солнечному экватору существенно зависит от фазы цикла: в начале цикла пятна  возникают на широтах ±35^о; со временем зона пятнообразования постепенно перемещается к экватору и достигает максимума при ±15^о; после этого пятнообразование  продолжает перемещаться к экватору и последние пятна цикла появляются на широтах ±8^о. По мере развития группы пятен растет их площадь и напряженность магнитного поля, а сами пятна удаляются друг от друга. После того как группа пятен достигает максимального развития, ее площадь начинает довольно быстро убывать, что нередко приводит к скорому ее разрушению. Группа пятен может существовать от нескольких часов до нескольких месяцев. Среднее время существования пятен составляет около 30 суток.

    Общая активность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечной активности, периодически изменяется.

Солнечная активность оказывает широкое воздействие  на процессы, происходящие на нашей  планете. Солнечная активность дает о себе знать на Земле двумя  типами излучения: электромагнитным и корпускулярным.

Верхние слои земной атмосферы легко поддаются воздействию  солнечной активности, и поэтому  иногда характеристики происходящих в  них изменений даже используют в  качестве косвенных индексов солнечной  активности.

    Совсем иначе обстоит дело с воздействием солнечной активности на тропосферу, нижнюю часть земной атмосферы, которая определяет климат и погоду на Земле. До сравнительно недавнего времени многие очень авторитетные метеорологи утверждали, что погода на Земле обусловлена чем угодно, только не солнечной активностью. Это явилось своеобразной реакцией на другую крайнюю точку зрения, заключавшуюся в том, что любое нарушение погодных условий в любом месте на Земле может быть вызвано проходящей в это время по диску Солнца активной областью. В качестве главного аргумента против такого воздействия выдвигалась большая инерция земной атмосферы и ее практически полная изолированность от внешних воздействий, тем более таких слабых в энергетическом отношении, как солнечная активность.  

Солнечная активность и верхняя  атмосфера.

Электромагнитное  излучение Солнца на верхнюю атмосферу  Земли оказывает воздействие главным образом на земную ионосферу, т. е. часть верхней атмосферы от высоты 50-70 км до нескольких тысяч километров, в которой имеется достаточное количество ионов и электронов, чтобы изменить распространение электромагнитной волны. Ионизация нейтральных частиц атмосферы вызывается солнечным излучением и поэтому плотность электронов в ней изменяется в зависимости от высоты Солнца над горизонтом, уровня солнечной активности и фазы ее 11-летнего цикла, а также от времени суток и сезона года. Обычно атмосферу делят на четыре области: В, Е, F1 и F2. Область D расположена на высоте 50—90 км и отличается невысокой электронной плотностью и значительным поглощением радиоволн. Область Е характеризуется высотами 85—140 км и высокой электронной плотностью  Области F1 и F2 расположены соответственно на высотах 140—230 км и 200—600 км. Основным источником ионизации в этих областях является солнечное ультрафиолетовое излучение. Поскольку электронная плотность в областях Е, F1 и особенно F2 сильно зависит от уровня солнечной активности, выражаемого числами Вольфа или плотностью потока радиоизлучения Солнца на волне 10,7 см, увеличиваясь от минимума к максимуму 11-летнего солнечного цикла соответственно в 1,5-2 раза и 2,5-4 раза, изменяются условия радиосвязи, особенно на коротких и очень длинных волнах. И это имеет практическую важность для всех специалистов, нуждающихся в устойчивой радиосвязи. Учитывая, что увеличение электронной плотности в поглощающем слое приводит к увеличению в нем поглощения, в эпоху максимума 11-летнего цикла солнечной активности целесообразно в коротковолновом диапазоне радиоволн переходить на более короткие волны, а в эпоху минимума цикла — на более длинные. В то же время, в годы максимума 11-летних циклов должна значительно улучшаться радиосвязь на самых длинных волнах, распространяющихся путем отражения от нижней границы области Е, поскольку с повышением плотности электронов в ней в это время улучшаются и ее отражательные свойства.

  Процессы, происходящие в слоё магнитосферы, определяют возникновение целой группы явлений, называемых авроральными. Это полярные магнитные бури. Полярные сияния видны в высокоширотных районах Земли и представляют собой изумительное зрелище. Иногда вблизи максимума наиболее мощных 11-летних циклов их наблюдают и на средних широтах. Вид полярных сияний весьма разнообразен, но в общем он сводится к четырем классам: спокойным однородным дугам или полосам, лучам, пятнам или поверхностям без определенной формы и вуали, однородному свечению, покрывающему большие участки небосвода. Все авроральные явления возникают в результате грандиозного процесса (магнитосферного возмущения), развивающегося в магнитосфере при вторжении высокоскоростного потока частиц, солнечного ветра или вмороженного в его плазму магнитного поля, которое имеет составляющую, направленную к югу. В авроральных овалах эти частииы увеличивают ионизацию ионосферы. Это ведет к поглощению радиоволн в нижних слоях ионосферы и существенному повышению проводимости ионосферы. В результате появляются ионосферные электрические токи, магнитные поля находящиеся на земной поверхности. Так возникают возмущения в нижних слоях ионосферы и магнитные бури. Наконец аморальные частицы сталкиваются с атомами и молекулами воздуха, возбуждая их свечение, т. е. полярные сияния.

  Сходные более слабые явления возникают  и на дневной стороне авроральных овалов. Они связаны с вторжением в ионосферу менее энергичных заряженных частиц через дневные полярные каспы.

   Магнитная буря обычно наблюдается одновременно на всей Земле, хотя проявления ее в разных местах земной поверхности могут быть неодинаковыми. Особенно простой характер она имеет на низких и средних широтах. Там во время магнитной бури происходит более или менее внезапное падение горизонтальной составляющей геомагнитного ноля, которое длится несколько десятков минут.

  Разделение бурь на два класса становится еще более четким, если раздельно рассматривать сильные магнитные бури (в основном с внезапным началом), обусловленные активными вспышечными областями, и рекуррентные магнитные бури (обычно с постепенным началом), вызываемые корпускулярным излучением корональных дыр, расположенных над униполярными магнитными областями Солнца.

Ставят вопрос об особой важности прогнозов солнечной активности для        обеспечения устойчивой радиосвязи и безопасной навигации. Такие   прогнозы позволили бы успешно прогнозировать нарушения радиосвязи,   подготовить обходные радиотрассы, перейти на более выгодные длины          волн.