Изменения в озоносфере Земли, вызванные солнечными протонными вспышками в 23-м цикле активности. Результаты численного моделирования

2009

НАУЧНЫЙ ВЕСТНИК МГТУ ГА серия Математика и физика

№140

УДК 551.510.534

ИЗМЕНЕНИЯ В ОЗОНОСФЕРЕ ЗЕМЛИ,

ВЫЗВАННЫЕ СОЛНЕЧНЫМИ ПРОТОННЫМИ ВСПЫШКАМИ

В 23-М ЦИКЛЕ АКТИВНОСТИ.

РЕЗУЛЬТАТЫ ЧИСЛЕННОГО МОДЕЛИРОВАНИЯ1

А.А. КРИВОЛУЦКИЙ, А.А. КУКОЛЕВА, А.А. КУМИНОВ, А.И. РЕПНЕВ.

Статья представлена доктором технических наук, профессором Камзоловым С.К.

По данным о потоках солнечных протонов, измеренных на спутниках серии GOES, выбраны наиболее мощные солнечные протонные вспышки (СПВ) 23-го цикла активности и рассчитаны скорости ионизации атмосферы в эти периоды в высоких широтах северного полушария. C помощью фотохимической модели рассчитаны изменения в содержании озона, азотных и других составляющих атмосферы. Расчеты показали, что наиболее сильную ионизацию атмосферы и разрушение озона вызвали СПВ: 14.07.2000, 08.11.2000, 04.11.2001, 28.10.2003. Анализ результатов численного моделирования показал, что производимые СПВ изменения состава атмосферы сильно зависят от условий освещенности атмосферы и имеют сезонные особенности.

Ключевые слова: озоносфера, протонные солнечные вспышки, численное моделирование.

1. Введение

Достоверно доказано, что на протяжении геологической истории Земли (4,65 млрд. лет) менялись состав атмосферы, ее масса, менялся и климат. Причины изменения климата, столь явно наблюдаемого в настоящее время, имеют планетарный характер. Одна из этих причин - солнечная активность и ее периодические колебания. Последние, как теперь хорошо известно, вызывают значительные изменения состава и свойств верхней атмосферы - ее температуры и плотности, ионизации, частоты появления полярных сияний и т.д. При больших вспышках активности на несколько порядков величины повышается концентрация ионов в слое D ионосферы на высоте 60-80 км, что приводит к нарушению радиосвязи, вызывает внезапные стратосферные потепления (впервые наблюдались Шерлахом в 1952 г.), которые распространяются уже заметно ниже - до высот 20-25 км. Более слабые отзвуки этих вспышек, солнечных циклов можно проследить в тропосфере. Их значение в глобальных изменениях климата - увлекательная задача для климатологии, важным инструментов которой является численное моделирование.

Атмосферный озон О3 образуется в слоях от 15 до 70 км в ходе реакции тройного соударения:

О +О2 + М —— О3,

где М - молекула воздуха; О - атомарный кислород, образующийся в атмосфере под действием солнечной радиации с Х< 0,242 мкм:

О2 + hv—— O + O .

Озон активно поглощает ультрафиолетовую солнечную радиацию с длинами волн от 0,15 до 0,36 мкм. Максимальное содержание озона в полярных областях наблюдается на высотах 15-20 км, в умеренных широтах 20-25 км, в более низких широтах - 25-30 км. Если бы можно было собрать весь атмосферный озон под нормальным давлением, он образовал бы слой около 3 м толщиной. Но и в таком ничтожном количестве озон имеет большое значение. Во-первых, целиком поглощая коротковолновую радиацию Солнца, озон защищает живые организмы от

1Работа поддержана Российским фондом фундаментальных исследований

губительного действия У Ф радиации. По современным представлениям, сама жизнь могла появиться на суше только после того, как содержание кислорода достигло 1% от современного, и на некоторой высоте образовался слой озона. Во-вторых, сильно поглощая солнечную радиацию, озон повышает температуру воздуха в слое 30-55 км, поэтому воздух в стратосфере на этих высотах очень теплый - в среднем 270 К. Внезапные изменения концентрации озона влекут за собой изменения температуры слоя, и далее - изменения скорости и направления ветра. Такие возмущения динамики атмосферы в виде вертикально распространяющихся волн могут достигать высот тропосферы.

Впервые разрушение озона в высоких широтах, вызванное солнечными энергичными протонами, были зафиксированы по измерениям со спутника Nimbus-4 [6] после вспышки на Солнце 4 августа 1972. Теоретические исследования [12,15] проведенные после обнаружения этого эффекта, а также более поздние данные спутниковых наблюдений [11,13], показали, что ионизация атмосферы, вызванная торможением энергичных частиц, приводит в итоге к дополнительному образованию молекул окиси азота и радикала ОН, которые каталитически разрушают озон в химических циклах:

NO + O3 NO2 + O2

NO? + O ^ NO + O9

O3 +O O2 + O2

OH + O ^ H + O2

H + O3 ^ OH + O2

O + O3 ^ O2 +O2

При этом согласно [12, 15] каждая пара ионов, образующихся при торможении солнечных протонов в атмосфере, приводит к образованию 1.25 молекул окиси азота и 2.0 молекул радикала ОН. В дальнейшем, различными группами был выполнен цикл работ по фотохимическому моделированию отклика озона на СПВ различной мощности [7,8,10]. Обзор работ и состояние во-

проса можно найти в публикациях авторов данной статьи [2-4,9].

В настоящей работе был проведен анализ протонной активности Солнца в 23-м цикле, выбраны наиболее мощные СПВ, выполнен расчет ионизации атмосферы для 700 с.ш.. Для расчетов были использованы спутниковые измерения потоков протонов в различных каналах энергий. С помощью фотохимического моделирования получена пространственно-временная структура отклика малых газовых составляющих атмосферы (озона и других), выявлены наиболее сильные озоноразрушающие СПВ 23-го цикла активности Солнца.

2. Протонная активность солнца в 23-м цикле Характеристики активности

С использованием результатов измерений интенсивности солнечных протонов в интегральных каналах >1, >10, >100 МэВ на ИСЗ серии GOES (sec.noaa.gov) за период 1994-2005 гг. Минимальная фаза 23 цикла (окончание) наступила в 2006 году. Для указанного интервала времени рассчитаны временные ряды двух индексов: средней энергии протонов в интервале 1 - 100 МэВ и плотности потока энергии солнечных протонов в этом же интервале. Эти данные представлены на рис. 1, 2. Первая характеристика свидетельствует о жесткости энергетического спектра, вторая - о мощности события.

Согласно данным рис. 1 и 2, максимум протонной активности Солнца приходится на 2000 -2001 годы. Энергетически наиболее мощным событием была вспышка 14 июля 2000. По данным рис.2 вспышка 4 ноября 2001 года выделяется жестким энергетическим спектром протонов при меньшей, чем 14.07.2000, мощности потоков. Можно ожидать, что ее протоны принесли свою энергию в более глубокие слои земной атмосферы.

СО

о

ш

0

1

!

С

0

I

0 К

о;

1

ч

0

О

Рис. 1. Среднесуточные значения средней энергии солнечных протонов в диапазоне 1-100 МэВ в 1994-2005 гг.

Рис. 2. Среднесуточные значения плотности потока энергии солнечных протонов в диапазоне энергий 1-100 МэВ в 1994-2005 гг.

В период 1997-2006 гг. было зарегистрировано 117 сильных СПВ. Сильными считались события, для которых поток протонов с энергией больше 10 МэВ превосходил 1 см"2с-1ср-1 в максимуме. Данные о протонной активности позволяют выделить три наиболее интенсивные (по разным параметрам) СПВ 23-го цикла активности Солнца: 14.07.2000 г.; 04.11.2001 г.; 28.10.2003 г.

Следует отметить также, что согласно [5] в 23-м цикле общее число и в среднем мощность наблюдаемых СПВ примерно в 5 раз меньше, чем в предыдущем 22 цикле, но длительность по времени наблюдаемых событий для протонов с энергией Ер > 10 МэВ увеличилась. Таким образом, можно заключить, что 23 цикл был менее активен. В то же время, отличительной чертой 23-го цикла явилось наличие мощных СПВ на ветви спада.

3. Ионизация атмосферы высоких широт в периоды сильных СПВ

Краткое описание методики расчета

В данной работе была реализована методике расчета скоростей ионизации атмосферы при торможении солнечных протонов, предложенная в статье [18], по спутниковым данным о потоках протонов в различных энергетических каналах (спутник серии ООББ-Ю). В процессе расчета на первом этапе осуществляется преобразование интегрального спектра интенсивности солнечных энергичных протонов в квазидифференциальный. Весь интервал энергий от самой низкой (Е,) до самой высокой (Еи) пороговой энергии каналов измерения разбивается на 50 малых интервалов, равномерно распределенных в логарифмическом масштабе. При этом предполагается степенной характер энергетических спектров протонов, приходящих в атмосферу Земли после СПВ. Полученный квазидифференциальный спектр интенсивности солнечных энергичных протонов используется, в соответствии с данной методикой, для расчета вертикального профиля скорости ионизации средней атмосферы. При этом предполагается, что вся потерянная в слое энергия ушла на ионизацию молекул, и что на каждый акт ионизации расходуется энергия е = 35 эВ.

Результаты расчетов скорости ионизации атмосферы во время СПВ

Для модельного исследования было выбрано 7 вспышек 23 цикла солнечной активности:

14.07.2000, 08.11.2000, 04.11.2001, 28.11.2000, 24.09.2000, 28.10.2003 и 16.01.2005. Мощность последней СПВ невелика, но она интересна тем, что произошла в период окончания полярной ночи над северным полушарием, и отличалась жестким спектром протонов. В табл. 1 приведены основные характеристики ионизации полярной атмосферы северного полушария, вызванной выбранными СПВ. Продолжительность (в часах) отсчитывается от начала тех суток, когда произошла оптическая вспышка, до часа, когда скорость ионизации на высоте расположения максимума («ядра») стала меньше величины 5Е+8 пар ионов/(м3с) - значение, условно принятое как верхний предел «фоновой» ионизации. Нижняя граница ионизированного слоя атмосферы также определялась по этой изолинии. В табл. 1 приведены также значение q в максимуме («ядре») ионизации и высота его локализации в атмосфере. Для каждой из выбранных вспышек был также проведен расчет интегральной продукции ионов в столбе атмосфере за весь период СПВ.

Таблица 1

Основные характеристики ионизации атмосферы в периоды СПВ

Дата СПВ Длительность (часы) Нижняя граница проникновения ( км) Значение скорости ионизации в максимуме (пары ионов/м3с) Высота максимума ионизации, км Интегральная продукция ионов, пары ионов/см2

по изолинии q =5 х108 пар ионов/

1)14.07.00 38 ч 36-40 1.6Е+10 68-70 2.8 Е+15

2)04.11.01 49 ч 35-36 1.7Е+10 58-60 2.6 Е+15

3)08.11.00 37 ч 33-35 0.8Е+10 45-50 1.5 Е+15

4)22.11.00 34 ч 40-43 1.5Е+10 68-72 1.2 Е+15

5)24.09.00 41 ч 40-43 0.9Е+10 68-72 1.1 Е+15

6)28.10.03 60 ч 35-36 2.0Е+10 58-65 2.9 Е+15

7)16.01.05 30 ч 42-44 0.3Е+10 50-60 0.6 Е+15

На рис. 3 а, б показаны интегральные в столбе атмосферы скорости ионизации д(1;) в период исследуемых СПВ.

СО

0

1

_о

С!

со

часы от 00-00 первого дня СПВ

1Е+011 -8Е+010 -ё 6Е+010 -

X

о

£ 4Е+010 -

2Е+010 -0 -

28.10.2003

22.11.2001

24.09.2001

г

\

“I I Г

“I I Г

0 12 24 36 48 60 72 84 96

часы от 00-00 первого дня СПВ

б

Рис. 3. Интегральная по столбу 0-120 км скорость ионизации атмосферы, в период СПВ а - 04.11.2001,

08.11.2000 и 14.07.2000; б - 24.09.2001, 22.11.2001 и 28.10.2003.

На рис. 4 представлены значения полного количества ионов, произведенных в столбе атмо-

г

сферы за весь период от начала вспышки 1;0 до момента времени 1: 0(1)= _[ д(1;) &. Из рис. 3 и 4 и

г 0

табл. 1 следует, что наиболее активными по количеству образованных ионов в атмосфере оказались СПВ 14.07.2000, 04.11.2001 и 28.10.2003. При этом максимум («ядро») высотновременного разреза ионизации после вспышек 4 ноября 2001 и 28 октября 2003 располагался примерно на десять километров ниже, чем в период СПВ 14.07.2000, при сравнимых величинах скоростей ионизации.

Для иллюстрации глубины проникновения энергичных протонов в атмосферу при различных СПВ на рис. 5 показаны изменения рассчитанных скоростей ионизации атмосферы в период выбранных СПВ на высоте 36 км. Ионизация средней стратосферы, произведенная частицами СПВ 14.07.00, оказалась в 4-5 раз ниже, чем в период вспышек 04.11.01, 08.11.00 и 28.10.03. Ионизация в период остальных выбранных СПВ на этой высоте была на уровне фоновой. Осо-

а

бенности вертикального распределения скорости ионизации, очевидно, связаны с различиями спектрального состава энергий протонов в периоды отдельных вспышек и сезонными отличиями вертикального распределения плотности воздуха. Ионизацию наиболее глубоких слоев атмосферы производят протоны с наибольшими энергиями.

Максимального эффекта воздействия на состав атмосферы, можно ожидать от СПВ, «лидирующих» не только по общему количеству произведенных ионов, но и по глубине проникновения протонов: 14.07.00, 04.11.01, 08.11.00 и 28.10.03. Приведенный временной ход профилей ионизации был использован для расчета дополнительных источников окислов азота и водорода при фотохимическом моделировании. Соответствующие количественные оценки по фотохимической модели будут представлены ниже.

часы от 00-00 первого дня СПВ

Рис. 4. Интегральное количество ионов, производимое протонами в столбе атмосферы (0-120 км) за весь период от начала вспышки (для наиболее активных СПВ 23 цикла солнечной активности), 700 с.ш.

2.5Е+009 -і

2Е+009 -

3' 1.5Е+009 -

?

о

ст 1Е+009

5Е+008 -

08.11.2000

/і

/I

04.11.2001

Л /I I \

/ \ 28.10.2003

Л ,

I

\ /Ч/\

\ / 4 V

36 км

р-1 І І І I 1 І І І І І І І І І І I

0 12 24 36 48 60 72 84 96 108

часы от 00-00 первого дня вспышки

0

Рис. 5. Изменения скорости ионизации атмосферы солнечными протонами на высоте 36 км, в период СПВ 04.11.2001,08.11.2000, 14.07.2000 и 28.10.2003. Результаты расчетов

4. Численное фотохимическое моделирование изменений в озоносфере в периоды

СПВ

Краткое описание фотохимической модели Для расчета изменений в озоносфере, вызванных СПС, была использована одномерная фотохимическая модель, разработанная в ЦАО [2]. Поведение малых газовых составляющих атмосферы в модели описывается системой уравнений вида (1- номер соответствующей компоненты):

dn + d(n,w) _ d J K

dn ( 1 dT 1 ^

+l —— + — I n

dz v T dz H

где P¡, L¡ - химические (и фотохимические) источники и стоки соответственно; n¡ - числовая плотность (концентрация) соответствующей компоненты; T(z)- температура; K(z) - коэффициент турбулентной диффузии; Н - высота однородной атмосферы; z - высота над поверхностью Земли; w - вертикальная компонента скорости ветра (в расчетах полагалась равной нулю).

При интегрировании данной системы уравнений химической кинетики, которая относится к так называемым «жестким системам», был использован метод «химических семейств», предложенный в работе [17]. «Жесткость» систем уравнений химической кинетики проявляется в данном случае в большом диапазоне значений характерных «времен жизни» химических компонент (от долей секунды до сотен лет), что потребовало бы очень малых временных шагов интегрирования. Метод «семейств» позволяет в значительной степени снять «жесткость» системы и значительно увеличить временной шаг. Фотохимический блок модели описывает взаимодействие между 45-ю химическими составляющими, участвующими в 136 фотохимических реакциях. В модели рассчитывались следующие химические компоненты (включая «семейства»):

Ox

M=O2 + N2

NOy

N2O

Cly

HOx

Н2О

CH4, CH3, CO2, CO, CH2O, CH3O2, CH3O, CHO CH2Cl, CH3Cl, Cl2, C Cl4, CFCl3, CF2O2.

Профили турбулентной диффузии и профиль температуры, используемые в расчетах, соответствовали климатологическим значениям [1] и не менялись в процессе интегрирования.

В расчетах были использованы приведенные в работе [14,19] константы химических реакций, сечения поглощения и квантовые выходы. Шаги интегрирования по времени менялись от 100 до 500 с. На каждом шаге по времени вертикальные распределения компонент (включение турбулентной диффузии) рассчитывались с помощью метода прогонки. При этом концентрации всех химических компонент фиксировались на нижней границе модели, а для долгоживущих компонент - на верхней границе модели. Концентрации короткоживущих компонент определялись из условия фотохимического равновесия на верхней границе. Уравнения модели решались для диапазона высот 0-90 км. При описании химии тропосферы были учтены, в параметрическом виде, процессы «вымывания» в облаках для некоторых компонент. Разрешение модели по вертикали составляло 2 км.

Скорости фотодиссоциации рассчитывались следующим образом:

J, (z) = J Ф, (1) I (1,z )s (1,T )d1

где Ф; (1) - квантовый выход; (1 , T) - сечения поглощения; 1(1, z ) - интенсивность потока

солнечной радиации на уровне z, которая определялась в соответствие с законом Бугера:

( \

I(1, г) = ¡¥ (1)ехр - 2 П (г)а} (1,Т)ъес Шг

V

где 1¥ (1) - интенсивность потока солнечной радиации на границе атмосферы; 0 - зенитный угол Солнца.

Скорости фотодиссоциации пересчитывались через каждый час модельного времени. Учитывались сезонные и суточные изменения зенитного угла Солнца для данной широты и его зависимость от высоты над поверхностью Земли. При «низком» Солнце (0 > 750 ) использовались функции Чепмена [16]. Гетерогенные реакции не были включены при моделировании.

Ниже представлены результаты расчетов, демонстрирующие изменения в содержании озона и некоторых других малых газовых составляющих после наиболее сильных СПС.

Результаты фотохимического моделирования

Для исследования изменений состава атмосферы под действием солнечных энергичных частиц были сделаны расчеты по описанной выше модели по двум сценариям: в отсутствие ионизации атмосферы вследствие СПВ и в возмущенных условиях. Все расчеты проведены для условий северного полушария (700 с. ш.). По полученным модельным данным были рассчитаны изменения интегрального по столбу атмосферы содержания озона, семейства нечетного азота N0 (К02+К0) и нечетного водорода НОх (%) для выбранных СПВ (рис. 6). Сравнительные характеристики воздействия солнечных протонов на содержание атмосферного озона представлены в табл. 2.

часы от 00-00 ч первого дня СПВ

600

400

200 —

ДИОу, %

700 с.ш.

---------04.11.2001

08.11.2000 14.07.2000

22.11.2001

28.10.2003

144

часы от 00-00 ч первого дня СПВ

б

Рис. 6. Изменения интегрального по столбу содержания, % , а - К0У; б - Н0х ;

а

0

I

-12 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I

0 48 96 144 192 240

часы от 00-00 ч первого дня СПВ

в

Продолжение рис. 6. в - О3 в период выбранных СПВ 23 цикла солнечной активности

Результаты моделирования, представленные в табл. 2 показывают, что максимальное воздействие на состав атмосферы оказали СПВ 04.11.2001 и 08.11.2000, когда убыль озона в столбе атмосферы 0-88 км достигла 1 % . Интегральная убыль в слое 40-60 км (последняя колонка таблицы) при этом составила 72,8% и 91,4% соответственно что существенно для радиационного баланса и динамики атмосферы.

Таблица 2

Сравнительные характеристики воздействия СПВ на атмосферный озон

Дата Значение убыли в максимуме (ядро) убыли, % Высота максимума убыли, км Продолжи- тельность убыли Г лубина (высота) проникновения, км Максимальное зн-е интегральной убыли О3 ,%,

по столбу слою 40-60 км

1)14.07.00 83,2 65-75 41 ч 45 0,2 55,8

2) 04.11.01 94,8 58-80 Более 3 сут 45 1,1 72,8

3) 08.11.00 87,2 70-80 Более 3 сут 48 0,9 91,4

4) 22.11.00 22,3 60-70 Более 3 сут 60 0,4 7,7

5) 24.09.00 82,4 65-75 66 ч 48 0,1 48,4

6) 28.10.03 66,8 60-70 Более 3 сут 43 0,2 42,9

7) 16.01.05 7,2 58-62 Более 10 сут 50 ~0,1 2,1

Особый интерес представляют сезонные различия в реакции озоносферы на воздействие солнечных протонов в периоды СПВ. На рис. 7 приведены изменения содержания озона в отдельных слоях атмосферы в период СПВ, приходящихся в северном полушарии на а) полярный день (СПВ 14.07.2000), б) полярную ночь (СПВ 22.11.2001), а также для переходных периодов -в) начало полярной ночи (СПВ 08.11.2000), г) окончание полярной ночи (16.01.2005).

часы от 00-00 14.07.2000 по Гринвичу

а

часы от 00-00 22.11.2001 по Г ринвичу

б

часы от 00-00 08.11.2000 по Г ринвичу

в

Рис. 7. Изменения интегрального содержания озона в отдельных слоях в период СПВ а - 14.07.2000 - полярный день; б - 22.11.2001 - полярная ночь; в - 08.11.2000 - начало полярной ночи

часы от 00-00 16.01.2005 по Гринвичу

г

Продолжение рис. 7. г - 16.01.2005 - окончание полярной ночи

Когда верхняя атмосфера освещена солнцем, эффект от вспышки относительно кратковременен - менее 3 суток для СПВ 24.09.2000 и менее 2 суток для СПВ 14.07.2000 (табл. 2 и рис. 7а)). Интересен тот факт, что расчеты показывают небольшой рост содержания озона в стратосфере ниже 40 км. Этот эффект связан с увеличением потока УФ радиации, проникающей в нижние слои атмосферы вследствие разрушения озона в верхних слоях.

Для СПВ, произошедших в период короткого светового дня (2-3 ч), даже небольшое по величине уменьшение озона сохраняется более продолжительное время (до 7 суток и более) -СПВ 08.11.2000, 04.11.2001, 28.10.2003 на рис. 6а и в и табл. 2.

В изменениях содержания озона для СПВ 22.11.2001, произошедшей в период полярной ночи (рис. 7б), суточный ход не наблюдается. Пониженное содержание О3 сохраняется в течение, по крайней мере, 8 суток после окончания действия вспышки. Согласно табл. 1 эффективность этой вспышки по количеству образованных в атмосфере ионов невысока. По характеристикам ионизации атмосферы эта вспышка близка к СПВ 24.09.2000 (табл. 1). Однако изменения атмосферного озона в столбе атмосферы 0-88 км 22.11.2001 оказались вдвое больше, чем 24.09.2000 (табл. 2). Изменения [О3] в период 22.11.2001 имели различный характер в слоях 40-60 и 60-80 км (рис. 7б). В верхнем слое (60-80 км) убыль озона связана с образованием НОх. Поскольку соединения НОх короткоживущие (как хорошо видно из рис. 6б), понижение [О3] здесь также носит кратковременный характер. Постепенное увеличение содержания озона здесь обусловлено вертикальной диффузией из нижележащих слоев, где концентрации озона выше. Отметим, что коэффициент вертикальной диффузии в мезосфере (50-82 км) в среднем в 10 раз больше, чем, в стратосфере (10-50 км). В нижней мезосфере и верхней стратосфере (40-60 км) уменьшение продолжается в силу отмеченного оттока вверх, отсутствия реакций восстановления (1) и -уже значительно более слабого ввиду малого содержания [О] - разрушения озона окислами азота N0 (их время жизни в ночной атмосфере - больше месяца). Для реакций образования (1) и разрушения в (3-4) озона необходим атомарный кислород, который практически отсутствует в ночной атмосфере, поэтому пониженная концентрация озона в период полярной ночи после СПВ в мезосфере может сохраняться длительное время.

Этот эффект демонстрирует также рис. 7в. После значительной убыли в период СПВ

08.11.2000 озон начинает восстанавливаться после окончания действия вспышки. Этот процесс является результатом «конкуренции» реакции восстановления О3 (1) и азотного цикла разрушения (3). Поскольку константы этих реакций зависят от температуры, а для реакции (1) еще и

от концентрации воздуха, то скорость восстановления различна на разных высотах. Достигнутое к заходу Солнца содержание озона сохраняется в период полярной ночи (участки на кривых, где отсутствует суточный ход).

Вспышка 16.01.2005 (результаты расчетов показаны на рис. 7г интересна тем, что произошла в период окончания полярной ночи. Через 6 суток после начала вспышки на кривых начинает проявляться суточный ход (конец полярной ночи), и при этом происходит резкое вторичное падение содержания озона в слое выше 40 км с дальнейшим восстановлением в течении примерно 7 суток. Этот эффект можно объяснить активизацией с появлением солнечного света реакций каталитического разрушения озона в реакциях с молекулами N02, образовавшимися в результате воздействия СПВ и сохранившимися в период полярной ночи.

Согласно результатам расчетов, представленным на рис. 7, в среднем число разрушенных молекул озона максимально в слое 40-60 км. Восстановление озона быстрее всего происходит в верхнем, в большинстве случаев наиболее освещенном слое - 60-88 км.

Итак, наиболее значительное воздействие на атмосферный озон оказали СПВ 04.11.2001 и

08.11.2000, Наиболее продолжительный эффект моделирование показывает для СПВ

04.11.2001, 08.11.2000 и 22.11.2000.

Полученные и представленные в данной работе результаты дают возможность, на взгляд авторов, дать достаточно детальную картину изменений в озоносфере высоких широт северного полушария, вызванных протонной активностью Солнца в 23-м цикле его активности.

Итак, по данным о потоках протонов во время СПВ, можно выделить три наиболее сильные вспышки: 14 июля 2000 г., 28 октября 2003 г. и 4 ноября 2001 г.. Однако рассчитанные величины интегрального производства ионов в периоды СПС несколько меняют эту иерархию, ставя на первое место протонную вспышку 28.10.2003 г., на второе- вспышку 14 июля 2000 г. и на третье - СПВ 4 ноября 2001 г.

В то же время фотохимическое моделирование изменений озона, проведенное для периодов СПВ, показало, что по количеству разрушенных молекул в столбе атмосферы лидирует

04.11.2001, и далее - СПВ 08.11.2000, 22.11.2000. Интересно, что в этот список не попали события 14 июля 2000 г. и 28 октября 2003 г. По-видимому, здесь решающее значение имел сезонный фактор, определяющий длительность светового дня и вертикальное распределение плотности атмосферы. Фотохимические реакции в период последних двух указанных СПВ происходили в условиях повышенной инсоляции по сравнению с ноябрьскими событиями. В этих условиях после разрушения О3 в результате вспышек реакции его восстановления происходили более активно.

Выводы

В 23-м цикле активности:

- наиболее мощные потоки солнечных протонов (пиковые значения) достигли атмосферы Земли в периоды СПВ: 14.07.2000 г., 28.10.2003 г. и 04.11.2001 г.: (5-9) 109см'2с'1ср'1;

- наибольшие потоки энергии протонов (пиковые значения) принадлежали СПВ: 14.07.2000 г., 08.11.2000 г. и 28.10.2003 г.: (1-3>10п МэВ/см'2с'1ср'1;

- наибольшую интегральную ионизацию атмосферы высоких широт северного полушария вызвали СПВ: 28.10.2003 г., 14.07.2000 г., 04.11.2001 г.;

- наибольшее разрушение озона в высоких широтах северного полушария вызвали следующие СПВ: 04.11.2001 г., 08.11.2000 г., 28.11.2000 г.;

- согласно результатам моделирования, вспышки, произошедшие в светлое время года, дают кратковременный эффект воздействия на состав мезосферы (не более 2 суток), а также приводят к убыли озона выше 40 км и, одновременно, его росту в верхней и средней стратосфере;

- СПВ, воздействующие на атмосферу в условиях короткого дня или полярной ночи, производят к изменениям озона, сохраняющимся более длительный период (до 10 суток), а также могут приводить к повторному разрушению озона после восхода Солнца («запаздывающий эффект»).

ЛИТЕРАТУРА

1. Брасье Г., С. ^ломон. Аэрономия средней атмосферы. - Л: Гидрометеоиздат, 1986.

2. Криволуцкий А.А., Куминов А.А., Репнев А.И., Переяслова Н.К., Назарова М.Н., Базилевская Г.А.

Моделирование реакции озоносферы на солнечную протонную вспышку в ноябре 1997 г. // Г еомагнетизм и аэрономия, 2001, №2, т. 41, с. 243-252.

3. Криволуцкий А.А., Куминов А.А., Репнев А.И. Влияние космических лучей на озоносферу Земли (обзор) // Геомагнетизм и аэрономия, 1999,. №3, т. 39, с. 243-252.

4. Криволуцкий А.А., Куминов А.А., Вьюшкова Т.Ю., Кузнецов С.Н., Мягкова И.Н. Изменения в озоно-сфере Земли, вызванные ионизацией высокоширотной атмосферы солнечными протонами в октябре 2003 года // Космические исследования, 2004, №6, т. 42, с. 653-662.

5. Переяслова Н.К., Назарова М.Н., Петренко И.Е. Характеристики протонной активности Солнца в 19-23 циклах //Геомагнетизм и аэрономия, 2005, №3, т. 45, с. 329-335.

6. Heath D. F., Krueger A. J., Crutzen P. J., Solar proton event: Influence on stratospheric ozone. Science. 1977. 197, р. 886.

7. Jackman, C., and R. D. McPeters, The response of ozone to solar proton events during solar cycle 21: A theoretical investigation. J. Geophys. Res. 1985. №90, р. 7955-7966.

8. Jackman, C., R. D. McPeters, G.J. Labow, and E.L. Fleming, Northern Hemisphere atmospheric effects due to the July 2000 solar proton event. // Geophys. Res. Lett. 2001. v. 28. №15, р. 2883-2886.

9. Krivolutsky A.A., Cosmic ray influence on chemical composition of the atmosphere of the Earth //Advances in Space Research. 2001. №27, р. 1993-2002.

10. Krivolutsky, A.A., Klyuchnikova A.V., Zakharov G.R., Vyushkova T.Yu., Kuminov A.A. Dynamical response of the middle atmosphere to sоlar proton event of July 2000: Three-dimensional model simulations // Advances in Space Research. 2006. №37, р. 1602-1613.

11. Lopez-Puertas, M., Funke, B., Gil-Lopez, S., et al., Observation of NOx enhancement and ozone depletion in the Northern and Southern Hemispheres after the October-November 2003 solar proton events // J. Geophys. Res., 2005. v.110. A09S43. doi: 10.1029/2005JA01 1050.

12. Porter, H.S., C. Jackman, and A.E.S. Green, Efficiences for production of atomic nitrogen and oxygen by relativitic proton impact in air, // J. Chem. Phys. 1976. №65, р. 154.

13. Rohen, G., von Savigny, C., Sinnhuber, M., et al., Ozone depletion during the solar proton events of

October/November 2003 as seen by SCIAMACHY // J. Geophys. Res. 2005. №110. A09S393.

doi:ffiU829naeD4iLA01ei;84l., Chemical Kinetics and Photochemical Data for Use in Atmospheric Studies, JPL Publication 02-05, NASA Jet Propulsion Laboratory, 2003.

15. Solomon, S., and P. Crutzen, Analysis of the August 1972 solar proton event including chlorine chemistry // J. Geophys. Res., 1981. №86, р. 1140-1151.

16. Swider W., Gardner M. E.. On the accuracy of certain approximations for the Chapman function. Environmental Research Papers № 272, Air Force Cambridge Research, Bedford, MA, USA, 1967.

17. Turco, R. P., and R. C. Whitten, A comparison of several computational techniques for solving some common aeronomic problem // J. Geophys. Res. 1974. № 79, р. 3179.

18. Vitt, F. M., and C.H. Jackman, A comparison of sources of odd nitrogen production from 1974 through 1993 in the Earth’s middle atmosphere as calculated using a two-dimensional model // J. Geophys. Res. 1996, №101 P. 6729-6739.

19. Chemical Kinetics and Photochemical Data for Use in Atmospheric Studies. Evaluation Number 14. JPL Publication 02-25. February 1, 2003. (http://jpldataeval.jpl.nasa.gov).

CHANGES OF EARTH OZONOSPHERE INDUSED BY SOLAR PROTON EVENT DURING 23-SOLAR ACTIVITY CYCLE: SIMULATION RESULTS

Krivolutsky А.А., Kukoleva A^., Kuminov А.А., Repnev А.I.

Using the solar proton fluxes data in different energetic channels, as measured by GOES-10 satellites, the strongest solar proton events (SPE) of the 23-rd cycle of the Sun activity have been selected. The atmosphere ionization rates caused by the strongest SPEs were calculated using energetic solar protons spectrum. This data have been used for calculations of middle north polar atmosphere ionization rates during appropriate periods. The response of the middle atmosphere composition was simulated. The computation results showed that the atmosphere ionization and ozone content depletion was strongest after SPE 14.07.2000, 08.11.2000, 04.11.2001, 28.10.2003. The special season features of atmospherical response were found.

Сведения об авторах

Криволуцкий Алексей Александрович, 1946 г.р., окончил МГУ им. М.В. Ломоносова (1970), кандидат физико-математических наук, доцент, заведующий лабораторией химии и динамики атмосферы Центральной аэрологической обсерватории, автор более 40 научных работ, область научных интересов -атмосферный озон, численное моделирование атмосферных процессов, солнечные космические лучи.

Куколева Анна Александровна, окончила МГУ им. М.В. Ломоносова (1989), кандидат физикоматематических наук, доцент, заведующая кафедрой физики МГТУ ГА, автор более 30 научных работ, область научных интересов - атмосферный озон, численное моделирование атмосферных процессов.

Куминов Александр Александрович, 1945 г.р., окончил МГУ им. М.В. Ломоносова (1969), кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник лаборатории химии и динамики атмосферы Центральной аэрологической обсерватории, автор более 40 научных работ, область научных интересов - космические лучи, солнечно-земные связи, численное моделирование атмосферных процессов.

Репнев Александр Иванович, 1930 г.р., окончил МГУ им. М.В. Ломоносова (1953), кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник лаборатории химии и динамики атмосферы Центральной аэрологической обсерватории, автор более 50 научных работ, область научных интересов -атмосферный озон, численное моделирование атмосферных процессов.