научная статья по теме ИЗМЕНЕНИЯ В ОЗОНОСФЕРЕ ЗЕМЛИ, ВЫЗВАННЫЕ ИОНИЗАЦИЕЙ ВЫСОКОШИРОТНОЙ АТМОСФЕРЫ СОЛНЕЧНЫМИ ПРОТОНАМИ В ОКТЯБРЕ 2003 ГОДА Космические исследования

Текст научной статьи на тему «ИЗМЕНЕНИЯ В ОЗОНОСФЕРЕ ЗЕМЛИ, ВЫЗВАННЫЕ ИОНИЗАЦИЕЙ ВЫСОКОШИРОТНОЙ АТМОСФЕРЫ СОЛНЕЧНЫМИ ПРОТОНАМИ В ОКТЯБРЕ 2003 ГОДА»

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2004, том 42, № 6, с. 653-662

УДК 550.385

ИЗМЕНЕНИЯ В ОЗОНОСФЕРЕ ЗЕМЛИ, ВЫЗВАННЫЕ ИОНИЗАЦИЕЙ ВЫСОКОШИРОТНОЙ АТМОСФЕРЫ СОЛНЕЧНЫМИ ПРОТОНАМИ В ОКТЯБРЕ 2003 ГОДА

© 2004 г. А. А. Криволуцкий1, А. А. Куминов1, Т. Ю. Вьшшкова1, С. Н. Кузнецов2, И. Н. Мягкова2

1 Центральная аэрологическая обсерватория, Росгидромет, г. Долгопрудный 2 Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ

Поступила в редакцию 19.05.2004 г.

По данным российского ИСЗ Коронас-Ф и американского космического аппарата GOES о потоках солнечных космических лучей, связанных с мощными событиями, произошедшими на Солнце в конце октября-начале ноября 2003 года, проведены расчеты ионизации высокоширотной (для 70° с.ш.) атмосферы. Расчеты показали, что максимальные значения ионизации для выбранной широты лежат в диапазоне 50-70 км. Наибольшую ионизацию вызвала вспышка 28.XI.2003 г. Показано, на основе численного фотохимического моделирования, что в результате интенсификации каталитических циклов с участием NO и OH, разрушающих озон, концентрация озона уменьшилась на 30% на высотах максимума ионизации.

ВВЕДЕНИЕ

Содержание атмосферного озона испытывает вариации на фоне известного годового хода. Сильные вариации, обусловленные динамическими причинами, происходят на высотах меньших 30—35 км, в так называемой динамической области. В расположенной выше фотохимической области изменения происходят в 11-летнем цикле активности Солнца, модулирующим поток диссоциирующего и ионизирующего УФ-излучения, а также под воздействием корпускулярной радиации (солнечных и галактических космических лучей, высыпания релятивистских частиц и электронов полярных сияний). Действие этих (внеатмосферных) факторов изменчивости озона сводится, во-первых, к прямому разрушению озона УФ-ради-ацией с длинами волн, меньшими 306 нм, и, во-вторых, к образованию химических веществ, влияющих на глобальный баланс озона: атомарного кислорода при диссоциации 02, окислов азота и водорода, образованных после ионизации атмосферы энергичными частицами.

В работах [1, 2, 3] были получены оценки эффективности выхода молекул N0 и ОН при ионизации атмосферы солнечными протонами, при этом было показано, что на каждую пару ионов, образованных энергичными протонами, в результате цепочки ионно-молекулярных реакций в атмосфере образуется 1.25 молекул N0 и 2 молекулы ОН. Далее интенсифицируются химические каталитические циклы, приводящие к разрушению озона:

NO + O3 — NO2 + O — Net: O3 + O OH + O -H + O3 — Net: O3 + O

- NO2 + O2, ► NO + O2,

— O2 + O2,

- H + O2, OH + O2,

— O2 + O2.

Химическое время жизни "семейства" нечетного азота в атмосфере Земли в полярной области может составить более года, поэтому соответствующие эффекты в озоне могут длиться от недели до нескольких лет. Соответствующее "семейство" нечетного водорода имеет гораздо меньшее время жизни, а его роль существенна в мезосфере. С появлением фотохимических моделей и спутниковых наблюдений появилась возможность сравнить теоретические представления с результатами наблюдений. В серии последних публикаций различных групп [4-6] было показано, что имеется хорошее соответствие между модельными расчетами и данными спутниковых наблюдений изменений в содержании озона после вспышек 23 максимума солнечной активности. В работах [7, 8] отражена история вопроса и современное состояние исследований в области воздействия энергичных частиц на озоносферу Земли.

В самое последнее время исследование воздействия энергичных заряженных частиц на озоносферу Земли в очередной раз стали весьма актуальны в связи с мощными вспышками, произошедшими на Солнце с 28.Х по 4.Х1.2003 года.

Таблица 1

Дата, 2003 г. Время вспышки по GOES (начало - максимум) Класс/балл Координаты Активная область Макс. поток протонов (E > 10 МэВ), (см2 с ср)-1

23.X 18.17-18.43 X5.4/1B S21E88 0486 Фон

26.X 05.57-06.54 X1.2/3B S15E44 0486 Фон

26.X 17.21-18.19 X1.2/1N N02W38 0484 400

28.X 11.02-11.13 X17.2/4B S16E08 0486 >10000

29.X 20.38-20.55 X10/2B S15W02 0486 3000

3.XI 01.17-01.29 X2.7/2B N10W83 0488 -

3.XI 09.47-09.58 X3.9/2F N08W77 0488 1500

4.XI 19.32-19.57 X28 S19W83 0486 300

Несмотря на то, что этот период приходится на спад 11-летнего цикла, солнечные протонные события, имевшие место в данный период стали одними из самых мощных в последнем цикле, и оказали существенное влияние на состояние озоно-сферы Земли.

В настоящей статье представлены результаты расчетов ионизации высокоширотной атмосферы (основанные на данных о потоках солнечных протонов с ИСЗ Коронас-Ф) после протонной вспышки 28.Х.2003 года, а также результаты численного фотохимического моделирования изменений озона и других малых газовых составляющих земной атмосферы.

ПРОТОННЫЕ СОБЫТИЯ, СВЯЗАННЫЕ СО ВСПЫШКАМИ НА СОЛНЦЕ В КОНЦЕ

ОКТЯБРЯ-НАЧАЛЕ НОЯБРЯ 2003 ГОДА,

НАБЛЮДАВШИЕСЯ НА ИСЗ Коронас-Ф

В конце октября-начале ноября 2003 г. вспы-шечная активность Солнца была значительно выше, чем в предыдущие месяцы. С 23.Х по 4.Х1 на Солнце наблюдалось 8 рентгеновских вспышек класса X, причем три из них имели класс Х10 и выше. Для сравнения за предыдущие девять с половиной месяцев 2003 года наблюдалось всего 7 вспышек класса X и выше, и ни одна из них ни превосходила класс Х4.0. Более подробные сведения, в том числе максимальный поток протонов с энергиями выше 10 МэВ, обусловленный этими вспышками, приведены в табл. 1.

Из табл. 1 видно, что хотя по крайней мере пять вспышек из восьми вызвали заметное возрастание потоков протонов с энергиями >10 МэВ, но максимального эффекта следует ожидать от вспышки 28.Х, когда величина потока солнечных протонов значительно превосходила остальные возрастания.

При изучении вариаций состояния озоносфе-ры Земли были использованы данные прибора

МКЛ (Монитор Космических Лучей), установленного на борту российской солнечной обсерватории Коронас-Ф. Коронас-Ф был запущен 31.VII.2001 г., имеет квазикруговую орбиту высотой 507 ± 21 км, наклонение плоскости орбиты 82.5° и период обращения 94.5 мин. Это российская космическая обсерватория, предназначенная для исследования нестационарных процессов на Солнце и их воздействия на межпланетную среду и магнитосферу Земли [9].

На рис. 1 представлены временные зависимости дифференциальных потоков протонов в четырех энергетических интервалах (15, 14-26, 26-50 и 50-90 МэВ), измеренные на ИСЗ Коронас-Ф, при прохождении им полярных шапок (время прохождения в среднем 15 мин) с 28 по 31.X.2003 г. Для сравнения на рис. 1 приведены аналогичные временные зависимости для близких энергетических интервалов, полученные в эксперименте на борту ИСЗ GOES-IO (США).

Из рис. 1 видно, что временные зависимости потоков солнечных протонов, измеренные в экспериментах на ИСЗ Коронас-Ф и GOES, различаются мало, хотя орбита Коронас-Ф расположена значительно ближе к Земле (500 км) по сравнению с высотой орбиты ИСЗ GOES (35800 км). В тоже время имеются некоторые различия. Так, например, по данным Коронас-Ф солнечные протоны, зарегистрированные в первой половине дня 29.XI имеют более жесткий спектр, чем по данным ИСЗ GOES. Два семейства точек, хорошо заметные в данных Коронас-Ф, связаны с тем, что потоки солнечных протонов в северной и южной шапках различны между собой. Это вызвано асимметрией прихода солнечных протонов в северную и южную полярную шапки, которая, в свою очередь, является следствием конфигурации магнитного поля Земли. Значительный интерес представляет собой аномально жесткий спектр протонов в ночь с 28 на 29.X по данным обоих экспериментов.

i 4-9 МэВ Д 9-15 ' 15-40 40-80

VV-v'4'

©

«

Ж

В

я О К о н

о &

к

м о н о С

104 103 102 101 100 10-1 10-2 10-3

♦++ -Ьнф Й

Vis л ♦ 1-5 МэВ

14-26 26-50 50-90

105 1 104 §

103 &

102 ^ 0

1

101 « Й

о Щ 10 §§

10-1|

100

,-2 «

1 2 о н о

10-

10 10-3С

28

29 30

Дни октября 2003 г.

31

Рис. 1. Временные зависимости потоков солнечных протонов различных энергий, зарегистрированных в околоземном космическом пространстве в экспериментах на ИСЗ Коронас-Ф и GOES.

ИОНИЗАЦИЯ АТМОСФЕРЫ СОЛНЕЧНЫМИ ПРОТОНАМИ

При расчетах ионизации были использованы данные с ИСЗ Коронас-Ф в энергетических каналах, приведенных на рис. 2. Блок расчета ионизации энергичными протонами был создан в Лаборатории химии и динамики атмосферы (ЦАО), при этом была реализована методика расчета, предложенная в работе [10]. Данные об атмосфере (температура и давление на высотах 0-100 км) брались из справочной атмосферы (CIRA'86 -COSPAR International Reference Atmosphere).

На рис. 2 изображен рассчитанный по данным о измеренных на ИСЗ Коронас-Ф потоках протонов временной ход ионизации для 70° с.ш. в средней атмосфере для 3-х дней октября 2003 года (28, 29, 30). Мы подробно рассматриваем данный временной интервал, поскольку расчеты показали, что в последующие дни ноября 2003 года ионизация протонами атмосферы была существенно меньше и в этот период не происходит дополни-

тельного увеличения окислов [N0] и [ОН]. На приведенном рисунке видно, что максимальные значения ионизации приходятся на 29.Х (как и предполагалось) и расположены в диапазоне высот 35-70 км. В следующие сутки ионизация падает на два порядка. Сравнивая рисунки 1 и 2, мы видим, что максимум ионизации приходится на временной интервал примерно с 4 до 8 ит 29.Х, тогда же, когда в околоземном пространстве наблюдалось резкое возрастание протонов во всех энергетических интервалах, связанное с приходом к Земле ударной волны.

Таким образом, ионизирующее воздействие на атмосферу солнечными протонами представляет собой во времени достаточно короткий импульс, расположенный в стратосфере и мезосфере.

Приведенный временной ход профилей ионизации был использован для расчета дополнительных источников окислов азота и водорода, по схеме, о которой было сказано выше.

120 110 100 90 80 м 70

ей § 60

га50

40

30

20

10

3.01 ■ 1010

2.71 ■ 1010

2.41 ■ 1010

2.11 ■ 1010

1.81 ■ 1010

1.51 ■ 1010

1.21 ■ 1010

9.10 ■ 109

6.10 ■ 109

3.10 ■ 109

1.00 ■ 108

28

29

Октябрь 2003 г.

30

Рис. 2. Скорости ионизации солнечными протонами после вспышки 28.Х.20

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком