Термосфера источник классик отзывы: Отзывы – Самогонные Аппараты

Самогонный аппарат Термосфера Источник Классик « Каталог

Самогонный аппарат Источник Классик — это современный самогонный аппарат, надежный и безопасный. Предназначен для получения дистиллятов высокой степени очистки. Конструкция сочетает в себе принципы ректификационной колонны и обычного самогонного аппарата. За одну перегонку достигается очистка, которую можно получить только путем трех-четырехкратной дробной перегонки на обычном самогонном аппарате.

Самогонный аппарат Термосфера Источник Классик – это техника высшего класса. Отличная цена, высшее качество и оригинальный дизайн – все это присутствует в одном устройстве для варки самогона. Современные технологии использованы для сварки аппарата, а также в нем находиться бесшовный холодильник и дистилляционная царга. Стоит заметить, что царги не всегда присутствуют в комплектации и нередко их приходится покупать отдельно, но только не в Термосфере Источник.

Устройство обладает презентабельным внешним видом, высочайшей степенью очищения сырья даже за один перегон, а также отличной производительностью, что и требуется для создания хорошего и насыщенного напитка. Такие аппараты могут быть использованы для создания крепкого алкоголя любого вида, а также с его помощью можно осуществить прямую выгонку таких напитков, как виски и бурбон, при этом не придется тратить время на двойной перегон и не потеряется исходный вкус напитка, как в ректификационной колонне. При этом выход напитка больше, чем на обычных аппаратах, так как отбирать головы и хвосты на данном аппарате нет необходимости.

А почему бы не сделать шикарный подарок другу, тестю, да любому близкому человеку в виде отличного напитка, созданного по особой собственной технологии. Такие презенты произведут намного лучшее впечатление, нежели банальный алкоголь из магазина.

Самогонный аппарат Термосфера Источник Классик купить в Москве можно с доставкой на дом по всей России в интернет-магазине Мировар.ру. Мы предоставляем оптимальные цены и естественно гарантию качества для каждого своего клиента.

Материал для изготовления всей конструкции – это пищевая нержавеющая сталь, обладающая высокой прочностью и износоустойчивостью. В качестве нагревателя можно использовать не только газовую, электрическую и стеклокерамическую плиту, но и индукционную, т.к. дно бака магнитное. А можно заказать аппарат с встроенным двойным ТЭНом, который достаточно только вставить в розетку.

При надлежащем уходе за устройством им можно будет пользоваться длительное время и не задумываться о посещении ремонта и замене деталей на новые. Особенность данного устройства и его конструкции в том, что с помощью такого самогонного аппарата можно легко удалить все сивушные масла и другие вредные примеси посредством всего лишь одной перегонки и тем самым добиться повышенной производительности. Отзывы пользователей о данном аппарате только положительные.

Некоторые экспериментаторы подключают к самогонному устройству парогенераторы и тем самым получают аппараты для того, чтобы перегонять густое сусло. Именно таким образом можно научиться готовить виски, коньяк и другие особо насыщенные напитки, а также перегонять брагу на фруктах и зерне.

Аппараты Источник (Классик, Турбо, Люкс) от Термосфера: обзор

Компания «Термосфера» на своих производственных мощностях в г. Балашиха выпускает внушительный ассортимент самогонных аппаратов, которые отличаются качеством изготовления, продуманностью конструкции и высокой ценой. В этом обзоре мы разберемся, насколько оправданы затраты при приобретении аппаратов «Источник» — линейки для начинающих винокуров.

Перегонные кубы

«Термосфера» всегда изготавливала неплохие кубы из честной AISI 304 с богатым оснащением. Но экономика и мода на китайские кастрюли LUXSTAHL в итоге победила. В линейке моделей 2018 года кубы Люкссталь заняли доминирующее положение.

Главным спорным моментом применения этих кастрюль в самогоноварении является материал, из которого они изготовлены.  В России AISI 201 (12X15Г9НД) имеет санитарно-эпидемиологическое заключение о возможности применения в пищевой промышленности.  Справедливости ради отметим, что Пункт 5 DIN 11850 (Материалы) европейского стандарта указывает, что в пищевой промышленности без ограничений допускается применения только следующих сталей: AISI304 (1.4301), AISI304L (1.4307), AISI 316L (1.4404).

За счет низкого содержания никеля AISI 201 дешевле AISI 304 примерно на 30-35%. Обе марки являются аустенитными, что дает повод для продавцов говорить об их практически одинаковых свойствах. Пора поставить точку на этих спекуляциях.

Да, их механические свойства, обрабатываемость в холодном и горячем состоянии, свариваемость, весьма похожи, хоть и имеют некоторые нюансы.

AISI 304 это классическая нержавеющая сталь с высоким сопротивлением коррозии в агрессивных средах (повышенная влажность, осадки, кислотность среды) и отличными температурными свойствами.

AISI 201 – легирована хромом, марганцем, никелем, азотом и медью. Азот и марганец позволил уменьшить количество дорогостоящего никеля. Медь обеспечила хорошую пластичность при деформации. Но вот коррозионная стойкость пострадала. Даже перила, изготовленные из 201 стали, не будут ржаветь только в сухом помещении. А на улице, в бассейне, под воздействием хотя бы дождя – коррозия заявит о себе быстро, и в первую очередь в местах сварки.

Привычная нам AISI 430, из которой зачастую изготавливаются донышки кастрюль, чтобы обеспечить возможность их использования на индукционных печках, относится к коррозионностойким сталям, в её составе вообще нет никеля. Российский аналог – 12Х17.  Правда, нормальные производители котлов применяют эту марку в виде вставки в трехслойный «сэндвич» дна, поэтому непосредственного контакта с навалкой куба и атмосферой она не имеет.

Что со всем этим делать? Нужно просто знать слабые стороны применяемых кастрюль и правильно их обслуживать. Прежде всего, насухо вытирать после использования. Не закрывать крышкой, пока не просохнет.

Не применять металлические «нержавеющие» мочалки для чистки поверхностей – вспомните насколько часто среди них попадаются действительно нержавеющие? А если обычной стальной мочалкой или щеткой поцарапать поверхность кастрюли, то небольших частичек железа, въевшихся в поверхность, будет достаточно, чтобы запустить процесс коррозии.

Нужно быть аккуратными и с моющими средствами, особенно хлор- или кислотосодержащими. Широко известен эксперимент, когда на кастрюли безжалостно капнули чистящим веществом. К утру смоченная поверхность из AISI 304 потемнела, а вот поверхность AISI 201 просто разъело.

При отсутствии ценовых различий нет ни одной веской причины покупать куб из проблемного материала. В целом, AISI 201 может применяться для перегонных кубов, но требует большего внимания и более тщательного ухода.

Насколько все это серьезно? Компания «Русич» любезно выложила в открытый доступ фото экспериментальных дефлегматоров после двухразового использования из 304 и 201 марок стали. Смотрите, принимайте решение.

Слева AISI 304, слева AISI 201

На официальном сайте «Термосферы» заявлено, что компания производит всю представленную линейку продукции, а кубы изготавливаются из AISI 304. На самом деле, это утверждение касается только кубов серии «Про», который явно собственного производства, их легко отличить по ручкам и продольному сварному шву. Остальные же кубы на фото сайта скромно развернуты обратной стороной и фирменного знака не видно.

И только на отдельных фото и обучающих видео тайное становится явным – перед нами кастрюли Люкссталь. Ну что же, это весьма неуклюжая попытка обмана покупателя.

Комплектация

«Термосфера» в модельном ряду 2018 года предлагает кубы объемами 12, 20, 30 и 37 литров. По оснащению они делятся на 3 серии: «Про», «middle» и «Лайт».

Все серии идут с крышками, оснащенными кламповым соединением на ½” или 2”, ниппелем под цифровой термометр и предохранительным клапаном. Порог срабатывания клапана 0,6 атм. Не идеально, но все же намного ближе к требованиям безопасности, чем у большинства конкурентов.

Кубы объемом 12 литров идут только в серии «Лайт» с крышкой толщиной в 1 мм.

Серия «middle» доступна для кубов с объемом от 20 литров и выше. Её отличает более толстая крышка – 2 или 3 мм и регулируемый хомут.

Серия «Про» — самая дорогая в линейке, она также доступна, начиная с 20-литровых кубов. «Про» имеет наиболее полную комплектацию: сливной кран на ¾”, ниппель для электронного термометра в паровой зоне, кламповый разъем для ТЭНа, указатель уровня жидкости в кубе, регулируемые опоры. По желанию может дополнительно комплектоваться утеплителем.

Самый большой, 37-литровый куб может комплектоваться крышкой с разъемом под узел подачи пара. Впрочем, в дополнительной комплектации есть и узлы для подачи пара, устанавливаемые вместо ТЭНа.

Для любителей зерновых браг за отдельную плату возможно приобретение фальш-дна. Правда, его цена намного выше, чем у конкурентов.

В комплект также предлагаются разборные ТЭНы с возможностью замены нагревающих элементов. Мощность – на любой вкус. Причем подключение каждого из нагревательных элементов раздельное, что позволяет создавать пары, имеющие различную мощность и использовать их раздельно для разных этапов перегонки. ТЭНы изготовлены из нержавеющей стали AISI 304.

Качество сварных швов и их обработка достаточно хороши. Комплектация кубов как базовая, так и дополнительная – выше всяких похвал.

Стоит так же отметить, что часть аппаратов, особенно начального уровня, продолжают комплектовать кубами линейки 2008-2017 года. Нельзя сказать, что это плохо. Наоборот, это кубы собственного производства «Термосферы», сварены автоматом с высоким и гарантированным производителем качеством швов. Но, увы, на сегодня они уже не такой модной конструкции. Особого внимания среди них заслуживает 20 литровый куб, который благодаря размерам позволяет большинству аппаратов начального и среднего уровня помещаться под вытяжку на кухне и в целом обладает удачной конструкцией. Фланцы этих кубов идут трех видов: с коротким кламповым соединением или диоптром, и с приваренной прямо к фланцу короткой царгой. Все они оснащены нормальным, рабочим подрывным клапаном. Очень жалко, что выпуск этих моделей подходит к концу.

«Источник Классик»

Это наиболее простой и маломощный аппарат. В его комплектацию входит царга диаметром 38 мм и длинной 300 мм с насадкой РПН. Царга может крепиться к кубу через кламп-соединение или быть просто приваренной к фланцу.

Завершается конструкция рубашечным дефлегматором и прямоточным холодильником. Размер дефлегматора не позволяет даже надеяться на возможность работы колонны в режиме на себя при номинальной мощности нагрева.

Холодильник в состоянии сконденсировать и охладить до комнатной температуры дистиллят с производительностью до 1,5 л/час. На пределе своих возможностей и с выдачей теплого самогона – до 2 л/час.

Короткая царга в сочетании с маломощным дефлегматором справляется при перегоне браги с брызгоуносом. Дефлегматор при этом создает небольшой поток флегмы вниз по стенкам царги навстречу брызгам и играет положительную роль в борьбе с ними. Отключение дефлегматора, в связи с его маломощностью при перегонке браги, не даст существенного прироста производительности, узким местом в любом случае будет холодильник.

Царга с насадкой РПН не дает серьезного эффекта по очистке самогона. Это связано с тем, что она работает в обедненном по флегме режиме. Да и та флегма, что попадает в колонну, просто стекает по стенкам, отвратительно смачивая насадку.

По словам производителя, дистиллят на выходе имеет крепость порядка 85%. Это соответствует примерно 1 ступени укрепления. Добавление дополнительной 60 см царги с той же насадкой повышает крепость до 94%, что соответствует примерно 4 ступеням укрепления.

«Источник Классик» — это обычный самогонный аппарат колонного типа с укреплением, который может успешно занять место на кухонной газовой плите, соответствуя этому типу нагрева по своим возможностям.

«Источник Турбо»

«Источник Турбо» — это попытка Термосферы вывести аппарат на следующий уровень. Модернизация коснулась дефлегматора и холодильника. Они стали кожухотрубными и более мощными. Внутри имеют по 4 трубки диаметром 12,5 мм.

Увеличился и диаметр царги до 43 мм, что, естественно, увеличило номинальную мощность по сравнению с 38 мм царгой «Источника Классик». Это честные 1,5”, что редко встречается и заслуживает внимания. Для БК с насадкой СПН это равносильно повышению производительности на 30%. Неплохо, очень даже приятный бонус.

Высота царги в базовой комплектации – 600 мм. Этого для 1,5” царги достаточно для более-менее нормальной очистки дистиллята. Для получения спирта, конечно, мало и нужно добавить – как минимум еще одну царгу. В базовой комплектации аппарат действительно стал мощнее и появилась возможность «запереть колонну» — пользуюсь терминологией производителя.

Фактически, «Источник Турбо» состоит из объединенных в одной конструкции мощного кожухотрубного холодильника и дефлегматора, которые имеют по 4 паровых трубки с внутренним диаметром 12,5 мм и общей длинной 430 и 80 мм соответственно. При перегонке браги холодильник способен утилизировать до 3–3,5 кВт полезной мощности с производительностью до 7 л/час. Это неплохой показатель. Конечно, наклонное положение холодильника существенно снижает его охлаждающую способность, но избыточная для домашних целей мощность это компенсирует.

Отсутствие ТСА (трубки связи с атмосферой) в зоне носика холодильника – серьезный недостаток, о последствиях которого говорилось уже не раз.

При перегонке спирта-сырца по рекомендации производителя «головы» отбираются при мощности нагрева 1 кВт, а тело – 1,5 кВт. Вот здесь самое время задаться простым вопросом: почему именно так?

Ответ прост. Дефлегматор общей длинной в 80 мм, а рабочей и того меньше обеспечивает утилизацию не более 1 кВт. Поэтому отобрав «головы» в режиме, далеком от оптимального, производитель советует повысить мощность до 1,5 кВт, не трогая подачу воды на охлаждение.  Лишние 0,5 кВт испарят из куба примерно 2,4 л/час дистиллята, который пролетом через дефлегматор и пойдет в отбор. Естественно, по пути к дефлегматору этот пар поучаствует в процессах тепломассообмена. Колонна не захлебнется, поскольку её номинальная мощность 1250 Вт. Это полезная мощность нагрева, а производитель говорит о подаваемой мощности в 1500 Вт, что с учетом больших теплопотерь неутепленного куба и колонны в итоге намного меньше.

При отборе «тела» с подаваемой мощностью 1,5 кВт и скоростью отбора 2,5 л/час на выходе получаем дистиллят крепостью около 93%. Флегмовое число при этом составит порядка 1,4. Понятно, что о существенной очистке самогона от примесей говорить не приходится.

Впрочем, для получения спирта производитель советует добавить еще одну царгу длиной в 600 мм с СПН и снизить скорость до 1 л/час. Крепость вырастет до 96%. Что дает производителю повод говорить о спирте, ведь расчетное флегмовое число будет примерно равно 5.

Но как это сделать, ведь дефлегматор работал на пределе своих возможностей уже при 1 кВт подаваемой мощности? Только за счет существенного увеличения подачи охлаждающей воды и дичайшего переохлаждения флегмы. Переохлажденная флегма потребует от колонны подогрева до температуры кипения прежде, чем начнет участвовать в процессах тепломассообмена.

В колонне высотой 120 см наполненной СПН останется в работе порядка 10-12 ступеней.  Разделяющая способность явно недостаточна для получения степени очистки дистиллята, соответствующей требованиям спиртовых ГОСТов.

Крепкое не значит чистое. Для нормальной работы колонны в режиме получения спирта необходимо не менее 25-30 ступеней разделения в начале отбора «тела», а ближе к концу флегмовое число необходимо повысить до 7-8, тем самым увеличив количество ступеней разделения до 40-45 и ограничив количество примесей, попадающих в отбор до приемлемого уровня. Но для «Источника Турбо» это уже фантастика, снизить еще больше отбор за счет увеличения подачи воды и повысить флегмовое число уже не получится.

«Источник Турбо» в базовой комплектации остался самогонным аппаратом колонного типа с укреплением, не дотянув до уровня БК, способной при необходимости получать спирт.

Но «Термосфера» предложила покупателям, выросшим из детских штанишек и осознавших недостатки «Источника Турбо», пути по его усовершенствованию. Для простой модернизации самогонных аппаратов производитель предлагает дополнить их дефлегматорами из дополнительных комплектующих длиной 80, 150 или 200 мм. Простой и действенный ход.

При последовательной установке дефлегматора длиной в 80 мм дополнительно к штатному, их суммарная утилизационная мощность становится более чем достаточной. Но остается вопрос: почему сразу этого не сделать, не объединить в одном корпусе с неплохим холодильником дефлегматор длинной не 80, а 150 мм? Думаю, этот вопрос останется без ответа.

«Источник Люкс»

По сути, самогонный аппарат «Источник Люкс» — это предыдущая модель «Классик» с тарельчатой колпачковой колонной вместо царги. Аппарат предназначен для получения ароматных дистиллятов из фруктово-ягодного и зернового сырья.

В своем составе «Источник Люкс» имеет 4-х уровневую тарельчатую колонну, работающую в широком диапазоне мощностей: от 0,6 до 3 кВт. Тарелки одноколпачковые с центральным переливом. Всё изготовлено на современном уровне с безупречным качеством.

Вызывает недоумение только комплектация дефлегматором «Источник». Здесь намного уместней была бы голова от «Гейзера». А еще лучше, собранная из конструктора с дефлегматором в 200 мм с 4-мя трубками внутренним диаметром 16,5 мм и мощным холодильником под кламп в 2”.

В таком же виде это напоминает неудачную шутку. Самый маломощный аппарат во главе самой мощной колонны. Колонна будет работать, но даже не на четверть своей мощности. Если бы колонна стоила не в три раза дороже дефлегматора «Источник», а наоборот – сущие копейки, то такое сочетание можно было бы и понять, и простить.  А так… Даже не смешно. Явно над комплектацией этого «чуда» поработали не технологи-винокуры, а бравые маркетологи. Просто бред какой-то…

Выводы

1. Самогонные аппараты «Источник» от «Термосфера» — линейка для начинающих винокуров, которая благодаря модульной конструкции допускает модернизацию и усовершенствование по мере роста квалификации.
2. Из трех рассмотренных вариантов комплектации наиболее близок по своим возможностям к правде — «Источник Турбо». Его можно довести до ума с небольшими затратами.
3. Лучше сразу собрать аппарат из комплектующих производителя, а не пользоваться рассмотренными выше моделями, это позволит избежать ненужных затрат.

Обзор провел ИгорьГор.

Самогонный аппарат Источник: конструктивные особенности и отзывы

Источник — современный самогонный аппарат

4.5 (90%) 2 голосов

Сегодня самогоноварение в нашей стране постепенно выходит на новый уровень. Теперь никто не запрещает иметь дома самогонный аппарат и производить крепкие напитки для собственного пользования. На рынке в наше время представлено такое множество бытовых самогонных аппаратов промышленного производства, что у неопытного винодела глаза разбегутся. Мы поможем вам оценить все плюсы и минусы каждого аппарата. В этом материале мы рассмотрим самогонный аппарат «Источник». Данное оборудование позволит вам не только получать алкогольные напитки в домашних условиях, но и почувствовать себя настоящим профессионалом этого дела.

Этот аппарат входит в линейку аппаратов от производителя «Термосфера». В линейке присутствуют три модели — самогонный аппарат «Термосфера» Источник Классик, Люкс и Турбо.

Самогонные аппараты Термосфера запущены в производство в 2008 году. С тех пор производитель регулярно модернизирует свою продукцию, прислушиваясь к мнению и просьбам своих потребителей.
Все модели самогонных аппаратов «Термосфера» оснащены сухопарником. Потребители отмечают простоту в эксплуатации, аппарат легко собирать, разбирать, мыть после использования. В изготовлении данного оборудования используются прочные и качественные материалы, благодаря чему эти аппараты прослужат своим владельцам не один год. Все металлические элементы выполнены из качественной пищевой стали, благодаря чему в готовый продукт не будут попадать различные примеси и продукты реакции материала со спиртом. Сам аппарат выглядит весьма презентабельно, поэтому его можно приобрести не только для собственного пользования, но и как хороший подарок.

Конструктивные особенности

Сухопарник в самогонных аппаратах «Термосфера» позволяет повысить коэффициент полезного действия почти в два раза. В нём самогон очищается ото всех вредных примесей так, как в других аппаратах можно получить только после нескольких перегонок. Охладитель в данном самогонном аппарате представлен в виде змеевика довольно большого диаметра — 12 мм и длиной 0,6 м. Такие параметры позволяют получать качественный продукт даже при интенсивном режиме эксплуатации.

Дистиллятор «Источник» Классик с баком на 20 литров является самым популярным во всей линейке моделей. Тем не менее, самогонный аппарат «Источник» Люкс и самогонный аппарат «Источник» Турбо ненамного отличаются от этого дистиллятора. Вообще, на сайте производителя можно заказать домашний дистиллятор на любой вкус — имеются различные варианты объёмов перегонного куба, комплектации, ценовой категории.

Общим для аппаратов всей линейки является наличие царги для получения спирта высокой степени очистки. Сам по себе этот самогонный аппарат является комбинацией обычного дистиллятора и ректификационной колонны. Спиртовые пары поднимаются внутри царги, многократно конденсируясь и испаряясь. При этом сивушные масла остаются внутри ректификационной колонны. Исключено попадание вредных веществ и примесей в самогон на выходе. Процесс организован таким образом, что потерь готового напитка практически нет, в то время как в обычных дистилляторах после отсечения «голов» и «хвостов» теряется до четверти напитка. Исключение составляет только аппарат «Люкс» в нём применяется не царга с насадкой Панченкова, а колпачковая арома-лампа.

На перегонном кубе устанавливается предохранительный клапан, который защитит аппарат от взрыва даже при нарушении технологии и повышенном давлении внутри ёмкости. Также в зависимости от комплектации на кубе присутствует термометр для облегчения контроля за процессом перегонки.

К аппарату опционно предлагаются ТЭН и сливной кран — эти приспособления можно заказать дополнительно, в основную комплектацию они не входят.

К минусам можно отнести то, что поддерживать оптимальную температуру при работе с царгой и колонной довольно сложно. Но это функции скорее для профессионалов, для новичков есть комплектации с более простым обращением.

Также скорее отрицательным качеством является производительность — аппарат позволяет получать классический сахарно-дрожжевой самогон со скоростью около двух литров в час, что довольно мало для дистиллятора промышленного производства. Но этот параметр перекрывается тем, что на данном оборудовании можно производить самые различные напитки.

Рекомендации покупателей

Отзывы потребителей на данный самогонный аппарат положительные. Большую роль в этом играет цена — агрегат довольно дешёвый среди аналогичного оборудования. К тому же он универсален — его можно использовать на любом типе нагревателя, включая даже индукционные плиты. Аппарат многофункционален: он способен работать в трёх режимах — дистилляция, укрепление и ректификация спирта. Кроме стартовой комплектации, включающей в себя многочисленные элементы самогонного аппарата, можно также дополнительно приобрести различные усовершенствования и приспособления для модернизации. Конструкторы ответственно подошли к своей задаче — с различными дополнительными опциями самогонный аппарат удовлетворит запросы не только новичков в производстве домашних крепких напитков, но и более опытных самогонщиков. С помощью самогонного аппарата «Термосфера» Источник можно производить не только самогон, но и более изысканные напитки — бренди, кальвадос, чачу, шнапс и даже абсент.

Большим плюсом является то, что самогонный аппарат «Термосфера» источник можно заказать непосредственно на сайте производителя, при этом доставка по всей территории нашей страны бесплатна. Заказывая самогонный аппарат «Термосфера» источник, вы можете не сомневаться — отечественный производитель постарался сделать его максимально удобным и эффективным для вашего удовольствия.

Термосфера — обзор | Темы ScienceDirect

2.2.1 Атмосфера Земли

Масса атмосферы Земли составляет приблизительно 5,15 × 10 ²¹ г. Среднее атмосферное давление на уровне моря составляет p ₀ = 1,0132 бар = 1013,2 мбар (760 мм рт. Ст.). Его плотность ρ ₀ ≈ 1,27 × 10 ^{— 3} г / см ³ . С возвышением давление и плотность воздуха быстро уменьшаются по экспоненциальному закону

(2.1) p = p0exp − gμRTz,

, где g, — ускорение свободного падения, μ, — средняя молекулярная масса атмосферных газов (при р = р ₀ ; μ = 28.97 г), R = 8,314 × 10 ⁷ эрг / град моль — газовая постоянная, Т — абсолютная температура в градусах Кельвина, z — высота над уровнем моря в сантиметрах. Соответственно уменьшается и плотность воздуха с высотой.

Азотно-кислородный состав атмосферы Земли — уникальная особенность планет Солнечной системы.Сухой воздух содержит 75,51% (по массе) азота, 23,15% кислорода, 1,28% аргона, 0,046% углекислого газа, 0,00125% неона и около 0,0007% других газов (Справочник, 1990). Водяной пар (и вода в облачных каплях) — важный активный компонент атмосферы. Содержание водяного пара и воды в атмосфере достигает (0,12–0,13) × 10 ²⁰ г, что эквивалентно слою воды толщиной 2,5 см (25 мм) на всей Земле (или 2,5 г / см). Принимая во внимание среднегодовое испарение и количество осадков (~ 780 мм водяного столба), легко подсчитать, что водяной пар в атмосфере изменяется примерно 30 раз в год или один раз в 12 дней.В верхних слоях атмосферы молекулы кислорода поглощают энергию этого излучения и диссоциируют. Этот процесс спасает жизнь на поверхности Земли от смертоносных ультрафиолетовых (УФ) лучей. Побочным продуктом этого процесса (а не его причиной!) Является появление так называемого озонового слоя стратосферы, состоящего из трехатомных молекул кислорода (подробности см. В разделе 12.7).

Классический вариант режима атмосферы и земной поверхности определяется уравнением Стефана – Больцмана

(2.2) Te4 = (1 − A) 4σS = (1 − A) Tbb4,

, где Т _Å = 255 K — эффективная температура (градусы Кельвина), при которой Земля видна из космоса с углом прецессии нуля, Тл _bb = 278,8 К — температура абсолютно черного тела на среднем расстоянии Земли от Солнца (градус Кельвина) также с нулевым углом прецессии, À ≈ 0,3 — полное сферическое альбедо (коэффициент отражения ) атмосферы и поверхности Земли; S = 1.367 × 10 ⁶ эрг / см ² с — среднее значение солнечной постоянной, определяющей удельный поток солнечной энергии, падающей на Землю непосредственно под Солнцем; σ = 5.67 × 10 ^{— 5} эрг / см ² с град ⁴ — постоянная Стефана – Больцмана. Классические уравнения, определяющие эффективную температуру Земли и температуру абсолютно черного тела на расстоянии Солнце – Земля, делят солнечную постоянную S на 4, поскольку предполагается, что освещенный диск Земли ровно в четыре раза меньше площади Земли. Однако это справедливо только в том случае, если угол прецессии ψ равен нулю или когда угол прецессии лежит в плоскости, перпендикулярной направлению на Солнце. Во всех остальных случаях при вычислении T _e и T _bb необходимо учитывать угол прецессии (подробности см. В главе 13).

Как уравнение. (2.2) показывает, что 30% солнечной радиации отражается атмосферой и поверхностью Земли обратно в космическое пространство, а остальная часть энергии (70%) рассеивается в атмосфере и поглощается поверхностью Земли.Основными поглотителями энергии Солнца в атмосфере являются водяной пар, углекислый газ и процесс диссоциации кислорода в стратосфере. Облачный покров создает сильную отрицательную обратную связь между эффективной температурой и атмосферным альбедо. Известно, что любая такая обратная связь в системе приводит к ее стабилизации и линеаризации реакции на выходе системы относительно ее действия на входе. В результате средняя приповерхностная температура T _с становится линейной функцией температуры, функцией, описывающей излучение Солнца, то есть температуры черного тела на расстоянии планеты от Солнца

(2. 3) Ц ~ Тбб.

Нагрев самого нижнего и наиболее плотного слоя атмосферы (тропосферы) приводит к возникновению конвективного перемешивания воздуха в этом слое. Как известно (Ландау, Лифшиц, 1976), для адиабатических процессов

(2.4) T = Cαpα,

, где р — давление, α = ( γ — 1) / γ ; γ = c _p / c _v , c _p и c _v — теплоемкости газа соответственно при постоянном давлении и постоянном объеме.Для всех трехатомных газов (СО ₂ и Н ₂ О) γ ≈ 1,3, α = 0,2308, а для двухатомных газов (N ₂ и О ₂ ) γ ≈ 1,3 и α = 0,2857. При конденсации водяного пара во влажной тропосфере выделяется тепло, и температура воздуха повышается. Результатом является уменьшение показателя адиабаты α . Например, среднее значение этого параметра для влажной тропосферы Земли составляет α = 0. 1905 г. (Сорохтин, 2001а, б).

Два приведенных условия достаточны для однозначного определения распределения средней температуры в тропосфере и парникового эффекта ∆ T атмосферы

(2,5) T = Ts − Te.

См. Подробности в главе 13.

Тропосфера концентрирует около 80% атмосферного воздуха. Его мощность колеблется от 8–10 км в приполярных областях до 17–18 км у экватора (в среднем 10–12 км). Среднее значение адиабатического градиента температуры для влажной тропосферы составляет около 6.5 К / км (для сухого воздуха 9,8 К / км). В отличие от конвективного тепловыделения из тропосферы, основным механизмом передачи тепла в верхних слоях атмосферы (стратосфере, мезосфере и термосфере) является излучение. По этой причине распределение температуры в верхних слоях атмосферы усложняется. В частности, поглощение УФ-излучения Солнца происходит в стратосфере и мезосфере за счет диссоциации молекул кислорода на атомы

(2.6) О2 + hv → 2О,

, где hν — энергия УФ-излучения Солнца, ч = 6. 626 × 10 ^{— 27} эрг с — постоянная Планка, ν — частота поглощенных УФ-электромагнитных флуктуаций. Для реакции (2.6) ч = 5,12 эв; ν ≥ 1,24 × 10 ¹⁵ Гц на длине волны λ ≤ 2420 Ǻ. Происходит обратная реакция присоединения атомов кислорода в молекулу с выделением тепла

(2.7) О + О → О2 + 118 ккал / моль

, затрачиваемого на нагрев стратосферы и мезосферы (см. Раздел 12.7).

В результате радиационно-конвективного баланса атмосферы средняя температура на поверхности Земли положительная + 15 ° C, хотя ее колебания в различных климатических зонах могут достигать 150 ° С.

Поглощение УФ-излучения Солнца в разреженном воздухе тропосферы и мезосферы в основном вызвано фотохимической диссоциацией молекул кислорода и воды, сопровождающейся поглощением жесткого излучения Солнца

O2 + hv → 2O, h3O + hv → OH + O.

Образование озона, с другой стороны, происходит с выделением тепла, тогда как диссоциация озона, опять же, вызывается поглощением УФ-излучения Солнца

O2 + O → O3 + 31,7 ккал / моль, O3 + hv → O2 + O.

Тепловыделение при образовании молекулы озона приводит к нагреванию тонкой воздушной массы в стратосфере и мезосфере, что хорошо видно на температурном профиле этих атмосферных слоев (см. Рис. 2.2).

Рисунок 2.2. Распределение температуры в стандартной модели атмосферы Земли.

Есть переходные слои между тропосферой и стратосферой, мезосферой и термосферой. Это соответственно тропопауза (температура 190–220 К) и мезопауза (температура близкая к 180–190 К) .

Над мезосферой находится термосфера, в которой температура ионизированного газа повышается с высотой до 1000 К и более. На высотах выше 1000 км термосфера постепенно превращается в экзосферу, а выше — в космическое пространство.

Границы | Влияние термосферы на истечение ионосферы

1 Введение

Легкие ионы, H ⁺ и He ⁺ , обычно текут вверх от верхней ионосферы. В высоких широтах эти ионы составляют классический полярный ветер (Bauer, Frihagen, 1966; Dessler, Michel, 1966). На более низких широтах эти оттоки заполняют плазмосферу (Park, 1970; Gallagher, Comfort, 2016). Поскольку полярный ветер и плазмосфера служат соответственно источником и стоком для геоэффективных энергичных ионов, тепловые (неэнергетические, максвелловские) оттоки являются важными элементами космической погоды (Bortnik and Thorne, 2007; Millan and Thorne, 2007). Кроме того, наблюдения указывают на значительную ежедневную изменчивость состава термосферы (Krall et al., 2016a; Cai et al., 2020) и ветров (McDonald et al., 2015). В этом кратком обзоре мы рассматриваем влияние состава термосферы и ветров на наполняющиеся оттоки. Динамика термосферы и ионосферные оттоки в полярных широтах, гораздо более обширная тема, не будут рассматриваться.

Поскольку солнечный цикл так сильно влияет на состав термосферы и экзосферы, изменение холодных оттоков восполнения H ⁺ с солнечным циклом, особенно с индексом крайнего ультрафиолета (EUV) F10.7, довольно противоречиво. При высоком F10. 7, когда слой F ионосферы относительно силен, наблюдаемые скорости заполнения плазмосферы на геосинхронных высотах относительно низкие (Lawrence et al., 1999; Gallagher et al., 2021). Как графически показано на Рисунке 1D и описано Ричардсом и Торром (1985), предельный выходящий поток H ⁺ пропорционален поступлению ионов O ⁺ и атомов H на высоте источника истечения Z0 (700–1100 км). :

ϕ [см − 2с − 1] = 2,85 × 10−11Tn [K] 1 / 2nH [см − 3] nO + [см − 3] HO + [см], (1)

где Tn — температура термосферы, HO + — это высота шкалы O ⁺ , а старший коэффициент был обновлен с 2.С 50 до 2,85 на основе соответствующего обновления скорости реакции перезарядки H-O ⁺ . Ранее скорость реакции перезарядки HO ⁺ основывалась на данных для обратной реакции (Fehsenfeld and Ferguson, 1972) и выводе о том, что отношение скорости прямой реакции к обратной составляет 9/8 (Hanson and Ortenburger, 1961). . Однако недавний анализ (Stancil et al. , 1999) и измерения (Waldrop et al., 2006; Joshi and Waldrop, 2019) показывают, что это соотношение несколько (± 14%) больше, увеличивая коэффициент скорости реакции, и в формуле.1, с 2,50 до 2,85.

РИСУНОК 1 . (A) H ⁺ поток от SAMI2 и из уравнения. 1 (B) скорость заполнения и (C) нГн и nO +, график зависимости от nO / nO, MSIS. Черные кривые соответствуют низкой солнечной активности, F10.7 = 90. Красные кривые соответствуют высокой солнечной активности, F10.7 = 210. (D) Диаграмма, показывающая образование и восходящую диффузию ионов O ⁺ и H ⁺ . Плотность O препятствует восходящей диффузии; эта чувствительность к плотности O не является явной в уравнении.1. Примечание: эти результаты (Krall and Huba, 2019a) используют 2,50 вместо 2,85 в уравнении. 1 и в обменном курсе.

Давайте рассмотрим факторы в формуле. 1. По сравнению с плотностями в солнечном минимуме (низкое F10. 7), nH в солнечном максимуме намного ниже (Bishop et al., 2001; Bishop et al., 2004; Nossal et al., 2012; Qian et al., 2018). ), тогда как nO + лишь несколько выше (это на высоте Z0, которая увеличивается с F10.7). Эти плотности показаны на рисунке 1C, где высокое значение F10.7 показано красными кривыми.Это базовое понимание истечения тепловых ионов, особенно выраженное в формуле. 1, хорошо сравнивается с результатами моделирования (Richards and Torr, 1985; Krall and Huba, 2019a). Однако мы пока не можем прогнозировать этот отток.

Кроме того, слой F ионосферы, являющийся источником этих оттоков, сильно зависит от термосферных ветров (Rishbeth, 1998). В частности, ветры влияют на степень, в которой ионосфера, которая наиболее сильно генерируется вблизи субсолнечной точки, переносится в средние и высокие широты, которые являются источником плазмосферы.В то время как численное моделирование Krall et al. (2014) демонстрируют, что морфология плазмосферы и скорость заполнения зависят от термосферных ветров, эти эффекты еще предстоит непосредственно наблюдать. В настоящее время измеренные скорости заполнения плазмосферы после бури на любой заданной высоте варьируются на порядок величины (Denton et al., 2012), рис. 1. Эти вариации еще не полностью объяснены.

Этот краткий обзор основан на результатах кодов ионосферы / плазмосферы Sami2 — это другая модель ионосферы (SAMI2) и Sami3 — также модель ионосферы (SAMI3) (Huba et al., 2000; Хуба и Кралл, 2013). SAMI3 моделирует взаимодействие ионных популяций ионосферы и плазмосферы с термосферой (Huba, Liu, 2020) и магнитосферой (Huba et al., 2005; Huba, Sazykin, 2014). SAMI2 решает те же уравнения, что и SAMI3, но только с одной магнитной долготой. Для результатов, представленных здесь, SAMI2 был модифицирован для учета встречных потоков H ⁺ , как в Krall and Huba (2019b).

В следующем разделе влияние состава термосферы, в частности, плотности O, будет продемонстрировано с использованием SAMI2.За этим последуют результаты SAMI3, показывающие влияние ветра. Затем мы обсуждаем проблему прогнозирования этих оттоков с учетом наблюдаемой ежедневной изменчивости состава термосферы и ветров. В заключение приведем краткий список открытых вопросов для будущих исследований.

2 Результаты SAMI2: Состав термосферы

В недавнем моделировании (Krall et al., 2016b) повторного заполнения плазмосферы после бури (Singh and Horwitz, 1992) было обнаружено, что согласование данных модели и данных невозможно без тщательного внимания. к плотности O термосферы.В частности, атомы O имеют тенденцию действовать как барьер для восходящей диффузии ионов O ⁺ (рис. 1D). Этот эффект, который не является явным в формуле. 1, недавно был проиллюстрирован с использованием кода SAMI2 (Krall and Huba, 2019a). Код SAMI2, моделирующий одну магнитно-долготную плоскость, работает достаточно быстро, чтобы поддерживать исследования параметров, как описано здесь.

В серии имитаций оттока и наполнения после модельного шторма плотность O в термосфере варьировалась относительно значений, предоставленных NRLMSISE-00 (Picone et al., 2002) версия эмпирической модели атмосферы магнитного спектрометра некогерентного рассеяния (MSIS) (Hedin, 1987). Это было сделано для условий солнечного максимума (F10.7 = 210) и минимума (F10.7 = 90). В этом исследовании мы записали условия на высоте истока Z0, значения вычислены с использованием уравнения. 1, и моделируемый поток истечения выше Z0. На высоте Z0 ион H ⁺ имеет равные шансы быть потерянным при перезарядке или утечке; эти процессы обозначены красными стрелками на рисунке 1D.

Результаты представлены на Рисунке 1.На Рисунке 1C графики зависимости nH и nO + на высоте источника истечения от nO / nO, MSIS. Обратите внимание, что гораздо меньшее значение nH при F10.7 = 210 объясняет нелогичный результат, заключающийся в том, что потоки истечения меньше в максимуме солнечной активности, когда ионосфера наиболее сильна.

Повышенные уровни O в термосфере влияют на отток двумя способами, оба из которых показаны на рисунках 1A, B. Во-первых, увеличение содержания O увеличивает запасы O в ионосфере. В период солнечного минимума (черные кривые) этот эффект преобладает; обратите внимание на увеличение O ⁺ на Рисунке 1C. Во-вторых, повышенное содержание O замедляет восходящую диффузию O ⁺ . В период солнечного максимума (красные кривые) эффект диффузии имеет тенденцию преобладать, замедляя отток и наполнение. Дальнейшие результаты (Krall and Huba, 2019a)] показывают, что высота шкалы O ⁺ падает с увеличением nO, но только для условий солнечного максимума.

Хорошее согласие между SAMI2 и уравнением. 1, показанный на рисунке 1A, демонстрирует, что влияние плотности O полностью согласуется с формулировкой оттока, предложенной Ричардсом и Торром (1985).

3 SAMI3 Результаты: Ветры термосферы

Теперь рассмотрим влияние ветров термосферы на заполнение плазмосферы. Как хорошо известно (Rishbeth, 1998; Lühr et al., 2011), динамо-потенциал, приводимый в движение ветром, вызывает дрейфы E × B, которые влияют на рост плотности плазмы в ионосфере. Влияние изменчивости ионосферы, вызываемой ветром, на заполнение плазмосферы было продемонстрировано в Krall et al. (2014). Здесь было показано, что моделирование SAMI3 хорошо сравнивается с in situ измерениями плазмосферы ne во время повторного заполнения после бури, причем соответствие модели и данных улучшается по мере улучшения термосферного компонента моделирования.

Для запуска SAMI3 (или SAMI2) необходимо указать плотность термосферы и ветры. Обычно, как и в прогонах SAMI2 выше, мы вычисляем плотности с помощью MSIS (Hedin, 1987; Picone et al., 2002) и вычисляем ветер с помощью модели горизонтального ветра (Hedin, 1991; Drob et al., 2008; Drob et al. , 2015). Однако вместо этого мы можем получить спецификацию термосферы из модели из первых принципов, такой как Модель общей циркуляции термосферы, ионосферы, мезосферы, электродинамики (TIMEGCM) (Робл и Ридли, 1994).Для представленных здесь результатов TIMEGCM на нижней границе был вызван климатологическими приливами.

В каждой модели SAMI3 Krall et al. (2014) и рисунок 2, мы моделируем пять дней дозаправки после геомагнитной бури 31 день 2001 года. Рисунок 2 (левый столбец) показывает дозаправку как глобально усредненную ne на вершине линий поля L = 4,0, 4,8 и 5,0. , где L — параметр Макилвейна (McIlwain, 1961). Глобально усредненное ne (сплошные кривые) сравнивается с глобальными скоростями заполнения на основе измерений на месте (пунктирные линии) для различных моделей термосферы: MSIS / No Wind, MSIS / HWM07, MSIS / HWM93 и TIMEGCM.Наиболее реалистичная модель TIMEGCM дает наилучшие результаты; MSIS / HWM07 тоже работает хорошо.

РИСУНОК 2 . Левый столбец: зависимость концентрации электронов по долготе в экваториальной плоскости от времени для L = 4.0, 4.8 и 5.4 (сплошные кривые) для SAMI3 / No Wind, SAMI3 / HWM07, SAMI3 / HWM93 и SAMI3 / TIMEGCM. Пунктирные линии на каждом графике указывают наблюдаемые скорости заполнения. Правый столбец: общее содержание электронов в единицах TEC нанесено на график в зависимости от долготы и широты в 06:00 UT 36-го дня для каждого случая.Белые линии обозначают широту ± 61,5∘ (L = 4,8).

Состояние ионосферы для каждого случая показано в правом столбце, где общее электронное содержание (вертикально интегрированное ne) показано в зависимости от широты и долготы в фиксированное время. Представляет интерес сила ионосферы на средних и высоких широтах в качестве источника пополнения. На каждом графике горизонтальная линия на широте ± 61,5∘ указывает источник заполнения для L = 4,8 (в этой версии SAMI3 геомагнитное поле моделируется как выровненный диполь; географические и геомагнитные координаты совпадают).Мы видим, что случай с самым сильным заполнением (без ветра) имеет самые сильные значения ПЭС ионосферы на этой относительно высокой широте.

4 Обсуждение: можно ли спрогнозировать эти эффекты?

Любое событие, которое влияет на плотности O в термосфере, плотности H в экзосфере или ветры в термосфере в глобальном масштабе, такое как геомагнитная буря или внезапное потепление стратосферы (SSW) (Chau et al., 2009; Oberheide et al., 2020) , может повлиять на скорость пополнения запасов по всему миру. Например, Jones et al.(2020) предполагает, что как ВСП, так и похолодание магнитосферы влияют на плотность атомов H в экзобазе. Чтобы понять и спрогнозировать отток, необходимо понять и предсказать эти эпизодические события.

Кроме того, наблюдения за термосферой (McDonald et al., 2015; Cai et al., 2020) предполагают значительную повседневную изменчивость. Например, спутниковые данные можно использовать для оценки глобальной средней плотности O на высоте 400 км, где O — доминирующий атом (Пиконе и др., 2005). В Krall et al. (2016a), рисунок 3, мы представили такие данные с 4-дневным разрешением, обнаружив, что глобальное nO изменяется на ± 16% на временных масштабах менее 30 дней. Lei et al. (2008) проанализировали аналогичные данные, обнаружив колебания плотности с периодами 7 и 9 дней. Хотя эти данные не демонстрируют повседневной изменчивости, они наводят на размышления. Кроме того, поскольку приливы переносят плотность O (Jones et al., 2014), изменчивость ветра может быть источником изменчивости плотности.

Ежедневная изменчивость термосферных ветров может наблюдаться в ежедневных измерениях ПЭС.Макдональд и др. (2015) представили такие данные ПЭС и показали, что компьютерное моделирование термосферы, управляемое снизу на основе ассимилированных данных, воспроизводит около 50% наблюдаемой изменчивости. Это воздействие снизу (McCormack et al., 2017) и возникающие в результате воздействия (Jones et al., 2014) становятся все более понятными с точки зрения приливов и отливов. Были выявлены конкретные механизмы, такие как приливная амплификация (Гончаренко и др., 2010; Клименко и др., 2019) и специфические ионосферные сигнатуры (Иммель и др., 2006).В то время как более старые модели (Fang et al., 2013) подтверждают вывод о том, что на приливное воздействие приходится около половины наблюдаемой изменчивости, недавняя работа (Zawdie et al., 2020) приближается к определению состояния системы ионосфера-термосфера в достаточном количестве. Деталь, чтобы теперь бросить верхний атмосферный источник оттока заправки.

Хотя о повседневной изменчивости экзосферы известно еще меньше, недавние результаты наводят на размышления. Например, климатологический анализ наблюдений экзосферы выявил как зависимость солнечного цикла, так и значительный разброс, что, возможно, указывает на изменчивость (Joshi et al., 2019). Суточная изменчивость была определена количественно (Qian et al., 2018), но это не обязательно означает ежедневную изменчивость. Возможно, что ближе к делу, Forbes et al. (2014) обнаружили, что сигнатуры термосферных приливов можно обнаружить по температурам экзосферы. Это означает, что ежедневная изменчивость термосферных приливов, которая, как известно, присутствует для некоторых приливных компонентов, может быть причиной аналогичной изменчивости плотности H экзосферы. Если присутствует, то ежедневная изменчивость плотности H экзосферы может способствовать наблюдаемому разбросу в скоростях заполнения (Krall et al., 2018). Наконец, отметим, что экзосфера могла иметь структуру (Hodges, 1994; Cucho-Padin and Waldrop, 2018), отсутствующую в этих моделированиях, особенно во время шторма (Kuwabara et al. , 2017; Qin et al., 2017; Zoennchen et al. др., 2017; Кучо-Падин, Уолдроп, 2019).

Моделирование предполагает, что изменчивость ветров термосферы также влияет на глобальные дрейфы E × B во внутренней магнитосфере, так что влияет на форму плазмосферы. В частности, Krall et al. (2014) исследование рисунка 2 показало, что при замене одной модели ветра на другую форма модели плазмосферы менялась.Недавнее моделирование, показывающее соответствие модели и данных взаимодействия ионосферы / термосферы в глобальном масштабе (Huba and Liu, 2020), предполагает, что такое моделирование может вскоре воспроизвести каналы, зубцы и другие элементы наблюдаемой структуры плазмосферы (Horwitz et al., 1990). Численное моделирование, которое самосогласованно связывает ионосферу и экзосферу (Joshi and Waldrop, 2019), также может принести значительный прогресс. Обратите внимание, что за счет небольшого временного шага (около 1 с) SAMI3 не страдает от ограничений приближения диффузионного равновесия (Huba, Joyce, 2014; Ozhogin et al. , 2014), и получено разумное согласие модели с данными (Krall et al., 2014; Krall et al., 2016b) для событий заполнения. Кинетическая обработка (Wang et al., 2015) может оказаться полезной для подтверждения этих результатов. Кроме того, текущая глобальная кинетическая модель, такая как Pierrard and Stegen (2008), в сочетании с моделью термосферы, может подтвердить открытие (Krall et al., 2014) о том, что ветровое динамо влияет на форму плазмосферы.

Наконец, мы должны признать, что любой прогноз зависит от точных входных данных модели.Как спутниковые (Emmert, 2015), так и радиолокационные данные Arecibo (Joshi et al., 2018) показывают значительные долгосрочные отклонения от модели MSIS. Новые наблюдения за термосферными ветрами в глобальном масштабе в настоящее время поступают от NASA Ionospheres Connection Explorer (ICON) (Immel et al., 2018). ICON оснащен интерферометром Майкельсона, созданным NRL, который измеряет ветры и температуру в диапазоне высот 90–300 км (Harding et al. , 2021; Makela et al., 2021). Мы надеемся, что могут быть разработаны новые точные данные по литью термосферы.

Завершаем списком интересных открытых вопросов. Какова величина суточной изменчивости плотности O термосферы, если таковая имеется? Означает ли ежедневная изменчивость плотности термосферы, если таковая имеется, аналогичную изменчивость в экзосфере? Действительно ли термосферные ветры формируют плазмосферу? Как штормовые ветры в высоких широтах влияют на глобальную ветровую динамо-машину и восполняющие оттоки?

Вклад авторов

И JK, и JH внесли свой вклад в эту работу.

Финансирование

Это исследование было поддержано базовыми фондами NRL, наградой NASA Grand Challenge NNh27AE97I и наградой NASA «Жизнь со звездой» 80NSSC19K0089. Исследование JH также было поддержано грантом NSF AGS 1931415.

Конфликт интересов

Автор JH работал в Syntek Technologies.

Оставшийся автор заявляет, что исследование проводилось при отсутствии каких-либо коммерческих или финансовых отношений, которые могли бы быть истолкованы как потенциальный конфликт интересов.

Благодарности

Мы благодарим Лару Уолдроп из Университета Иллинойса в Урбана-Шампейн, Сьюзан М. Носсал из Университета Висконсин-Мэдисон, МакАртура Джонса-младшего из NRL и Алана Г. Бернса из NCAR за полезные обсуждения. Благодарим обоих рецензентов за полезные комментарии.

Ссылки

Бауэр, С. Дж. (1966). «Структура верхней ионосферы» в профилях электронной плотности в ионосфере и экзосфере . Редактор Дж. Фрихаген (Нью-Йорк: Северная Голландия), 387.

Google Scholar

Бишоп, Дж., Харландер, Дж., Носсал, С., и Розлер, Ф. Л. (2001). Анализ измерений бальмеровской α-интенсивности вблизи солнечного минимума. J. Atmos. Солнечно-земная физика. 63, 341–353. doi: 10.1016 / S1364-6826 (00) 00212-1

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Bishop, J., Mierkiewicz, E.J., Roesler, F. L., Gómez, J. F., and Morales, C. (2004). Анализ поиска сравнения данных и моделей совпадающих геокорональных измерений PBO Balmer α, EURD Lyman β с марта 2000 г. J. Geophys. Res. 109, 1–9. doi: 10.1029 / 2003JA010165

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Бортник Дж. И Торн Р. М. (2007). Двойная роль хоровых волн СНЧ / СНЧ в ускорении и осаждении электронов радиационного пояса. J. Atmos. Солнечно-земная физика. 69, 378–386. doi: 10.1016 / j.jastp.2006.05.030

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Cai, X., Burns, A. G., Wang, W., Qian, L., Solomon, S. C., Eastes, R. W., et al.(2020). Двумерная эволюция термосферной реакции σO / N на слабую геомагнитную активность во время солнечного минимума, наблюдаемого GOLD. Geophys. Res. Lett. 47, e2020GL088838. doi: 10.1029 / 2020GL088838

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Чау, Дж. Л., Фейер, Б. Г. и Гончаренко, Л. П. (2009). Тихая изменчивость экваториальных дрейфов E x B во время внезапного стратосферного потепления. G eophys. Res. Lett. 36, 1–4. doi: 10.1029 / 2008GL036785

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Кучо-Падин, Г. , и Уолдроп, Л. (2019). Зависящий от времени ответ земной экзосферы на геомагнитную бурю. Geophys. Res. Lett. 46, 11661–11670. doi: 10.1029 / 2019GL084327

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Кучо-Падин, Г. и Уолдроп, Л. (2018). Томографическая оценка распределения плотности водорода в экзосфере. J. Geophys. Res. Space Phys. 123, 5119–5139. doi: 10.1029 / 2018JA025323

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Дентон, Р.E., Wang, Y., Webb, P.A., Tengdin, P.M., Goldstein, J., Redfern, J.A., et al. (2012). Долгосрочные (дневные) скорости заполнения магнитосферной электронной плотности по данным пассивного радиоизлучения, измеренным с помощью IMAGE RPI во время геомагнитно спокойных времен. J. Geophys. Res. 117, А03221. doi: 10.1029 / 2011JA017274

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Десслер А. Дж. И Мишель Ф. К. (1966). Плазма в геомагнитном хвосте. J. Geophys. Res. 71, 1421–1426.doi: 10.1029 / JZ071i005p01421

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Drob, D. P., Emmert, J. T., Meriwether, J. W., Makela, J. J., Doornbos, E., Conde, M., et al. (2015). Обновление модели горизонтального ветра (HWM): термосфера спокойного времени. Earth Space Sci. 2, 301–319. doi: 10.1002 / 2014EA000089

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Drob, D. P., Emmert, T. J., Crowley, G., Picone, M. J., Shepherd, G. G., Skinner, W., et al. (2008). Эмпирическая модель горизонтальных полей ветра Земли: HWM07. J. Geophys. Res. Space Phys. 113, А12304. doi: 10.1029 / 2008JA013668

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Эммерт, Дж. Т. (2015). Зависимость трендов плотности термосферы от высоты и солнечной активности 1967–2005 гг., Обусловленная орбитальным сопротивлением. J. Geophys. Res. Space Phys. 120, 2940–2950. doi: 10.1002 / 2015JA021047

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Fang, T.-W., Akmaev, R., Fuller-Rowell, T., Wu, F., Maruyama, N., and Millward, G.(2013). Долгота и суточная изменчивость ионосферы из-за нижних атмосферных приливных воздействий. Geophys. Res. Lett. 40, 2523–2528. doi: 10.1002 / grl.50550

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Fehsenfeld, F. C., and Ferguson, E. E. (1972). Константы скорости тепловых энергетических реакций для H и CO с O и NO. J. Chem. Phys. 56, 3066–3070. doi: 10.1063 / 1.1677642

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Forbes, J., Zhang, X., and Bruinsma, S.(2014). Новые взгляды на термосферные приливы: 2. Проникновение в верхнюю термосферу. Земля, планеты и космос 66, 122. doi: 10.1186 / 1880-5981-66-122

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Галлахер, Д. Л., Комфорт, Р. Х., Катус, Р. М., Сандель, Б. Р., Фунг, С. Ф., и Адриан, М. Л. (2021). Плазмосфера дыхания: эрозия и наполнение. J. Geophys. Res. Space Phys. 126, e2020JA028727. doi: 10.1029 / 2020JA028727

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Gallagher, D.Л., Комфорт Р. Х. (2016). Нерешенные проблемы заправки плазмосферы. J. Geophys. Res. Space Phys. 121, 1447–1451. doi: 10.1002 / 2015JA022279

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Гончаренко, Л. П., Чау, Дж. Л., Лю, Х.-Л. и Костер, А. Дж. (2010). Неожиданные связи между стратосферой и ионосферой. Geophys. Res. Lett. 37, 1-6. doi: 10.1029 / 2010GL043125

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Hanson, W. B.и Ортенбургер И. Б. (1961). Связь между протоносферой и нормальной F-областью. J. Geophys. Res. 66, 1425–1435. doi: 10.1029 / JZ066i005p01425

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Harding, B. J., Chau, J. L., He, M., Englert, C. R., Harlander, J. M., Marr, K. D., et al. (2021 г.). Подтверждение результатов наблюдений за термосферным ветром ICON-MIGHTI: 2. Сравнение зеленой линии с отражательными метеорными радарами. J. Geophys. Res. Space Phys. 126, e2020JA028947.doi: 10.1029 / 2020JA028947

PubMed Аннотация | CrossRef Полный текст | Google Scholar

Hedin, A. E. (1991). Пересмотренная глобальная модель термосферных ветров с использованием спутниковых и наземных наблюдений. J. Geophys. Res. Space Phys. 96, 7657–7688. doi: 10.1029 / 91JA00251

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Ходжес Р. Р. (1994). Моделирование земной водородной экзосферы методом Монте-Карло. J. Geophys. Res. Space Phys. 99, 23229–23247.doi: 10.1029 / 94JA02183

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Хорвиц, Дж. Л., Комфорт, Р. Х. и Чаппелл, К. Р. (1990). Статистическая характеристика плотностной структуры плазмосферы и граничных положений. J. Geophys. Res. Space Phys. 95, 7937–7947. doi: 10.1029 / JA095iA06p07937

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Huba, J. D., Joyce, G., and Fedder, J. A. (2000). Sami2 — это еще одна модель ионосферы (Sami2): новая модель низкоширотной ионосферы. J. Geophys. Res. 105, 23035–23053. doi: 10.1029 / 2000JA000035

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Huba, J. D., and Joyce, G. (2014). Численные методы моделирования ионосферы . Вашингтон, округ Колумбия: Американский геофизический союз, 49–55. глава 5. doi: 10.1002 / 9781118704417.ch5

CrossRef Полный текст

Хуба, Дж. Д., Джойс, Г., Сазыкин, С., Вольф, Р., и Спиро, Р. (2005). Имитационное исследование эффектов проникновения электрического поля в ионосферу низких и средних широт. Geophys. Res. Lett. 32, 1–4. doi: 10.1029 / 2005GL024162

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Huba, J. D., and Krall, J. (2013). Моделирование плазмосферы с помощью Sami3. Geophys. Res. Lett. 40, 6–10. doi: 10.1029 / 2012GL054300

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Huba, J. D., and Liu, H.-L. (2020). Глобальное моделирование экваториального распространения F с помощью Sami3 / WACCM-X. Geophys. Res. Lett. 47, e2020GL088258. doi: 10.1029 / 2020GL088258

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Huba, J.Д., Сазыкин С. (2014). Структурирование ионосферы и плазмосферы во время бури: моделирование с помощью Sami3-RCM геомагнитной бури 31 марта 2001 г. Geophys. Res. Lett. 41, 8208–8214. doi: 10.1002 / 2014GL062110

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Иммель, Т. Дж., Англия, С. Л., Менде, С. Б., Хилис, Р. А., Энглерт, К. Р., Эдельштейн, Дж. И др. (2018). Миссия исследователя ионосферной связи: цели и дизайн миссии. Космические науки. Ред. 214, 1–4. DOI: 10.1007 / s11214-017-0449-2

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Иммель, Т. Дж., Сагава, Э., Англия, С. Л., Хендерсон, С. Б., Хаган, М. Е., Менде, С. Б. и др. (2006). Контроль морфологии экваториальной ионосферы атмосферными приливами. Geophys. Res. Lett. 33. doi: 10.1029 / 2006GL026161

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Джонс, М., Форбс, Дж. М., Хаган, М. Э. и Мауте, А. (2014). Влияние вертикально распространяющихся приливов на среднее состояние системы ионосфера-термосфера. J. Geophys. Res. Space Phys. 119, 2197–2213. doi: 10.1002 / 2013JA019744

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Jones, M., Siskind, D. E., Drob, D. P., McCormack, J. P., Emmert, J. T., Dhadly, M. S., et al. (2020). Связь из средней атмосферы с экзобазой: влияние динамических возмущений на легкие химические вещества. J. Geophys. Res. Space Phys. 125, e2020JA028331. doi: 10.1029 / 2020JA028331

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Джоши, П.П., Фал, Ю. Д., Уолдроп, Л. С. (2019). Количественная оценка вертикального переноса и утечки атомарного водорода в верхних слоях атмосферы Земли. J. Geophys. Res. Space Phys. 124, 10468–10481. doi: 10.1029 / 2019JA027057

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Джоши П. П., Уолдроп Л. С. и Брам К. Г. М. (2018). Ионосферный O-импульсный баланс посредством обмена заряда с термосферными O-атомами. J. Geophys. Res. Space Phys. 123, 9743–9761. DOI: 10.1029 / 2018JA025821

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Джоши П. и Уолдроп Л. (2019). Параметрическая оценка плотности нейтрального водорода при обмене зарядом и количественная оценка его влияния на взаимодействие плазмосферы и ионосферы. Earth Space Sci. Открытый архив . doi: 10.1002 / essoar.10500701.1

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Клименко, М.В., Клименко, В.В., Бессараб, Ф.С., Суходолов, Т.В., Васильев, П.А., Карпов, И.В. и др.(2019). Выявление механизмов, ответственных за аномалии в тропической нижней термосфере / ионосфере, вызванные внезапным стратосферным потеплением в январе 2009 года. J. Космическая погода Космический климат. 9, А39. doi: 10.1051 / swsc / 2019037

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Krall, J., Emmert, J. T., Sassi, F., McDonald, S. E., and Huba, J. D. (2016a). Повседневная изменчивость термосферы и ее влияние на заполнение плазмосферы. J. Geophys. Res. Space Phys. 121, 6889–6900. doi: 10.1002 / 2015JA022328

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Krall, J. , Glocer, A., Fok, M.-C., Nossal, S.M., and Huba, J.D. (2018). Неизвестная водородная экзосфера: последствия космической погоды. Space Weather 16, 205–215. doi: 10.1002 / 2017SW001780

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Krall, J., Huba, J.D., Denton, R.E., Crowley, G., and Wu, T.-W. (2014). Влияние термосферы на морфологию плазмосферы спокойного времени. J. Geophys. Res. Space Phys. 119, 5032–5048. doi: 10.1002 / 2014JA019850

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Кралл, Дж., Хуба, Дж. Д., Джорданова, В. К., Дентон, Р. Э., Карранза, Т., и Молдвин, М. Б. (2016b). Измерение и моделирование заполняющейся плазмосферы в 2001 году. J. Geophys. Res. Space Phys. 121, 2226–2248. doi: 10.1002 / 2015JA022126

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Кралл, Дж. И Хуба, Дж. Д. (2019b). Моделирование встречных оттоков H + при заправке плазмосферы. Geophys. Res. Lett. 46, 3052–3060. doi: 10.1029 / 2019GL082130

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Кралл, Дж. И Хуба, Дж. Д. (2019a). Влияние кислорода на предельный поток водорода в верхней ионосфере. J. Geophys. Res. Space Phys. 124, 4509–4517. doi: 10.1029 / 2018JA026252

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Kuwabara, M., Yoshioka, K., Murakami, G., Tsuchiya, F., Kimura, T., Yamazaki, A., et al. (2017). Геокорональные реакции на геомагнитные возмущения. J. Geophys. Res. Space Phys. 122, 1269–1276. doi: 10.1002 / 2016JA023247

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Лоуренс Д. Дж., Томсен М. Ф., Боровский Дж. Э. и МакКомас Д. Дж. (1999). Измерения раннего и позднего заполнения плазмосферы по наблюдениям с геосинхронной орбиты. J. Geophys. Res. Space Phys. 104, 14691–14704. doi: 10.1029 / 1998JA7

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Lei, J., Thayer, J. P., Forbes, J.М., Саттон, Э. К., Нерем, Р. С., Теммер, М. и др. (2008). Глобальные вариации плотности термосферы, вызванные высокоскоростными потоками солнечного ветра во время фазы спада солнечного цикла 23. J. Geophys. Res. Space Phys. 113, 1–8. doi: 10.1029 / 2008JA013433

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Lühr, H., Liu, H., Park, J., and Müller, S. (2011). Новые аспекты взаимодействия термосферы и ионосферы, с особым уважением к результатам миссии CHAMP .Дордрехт: Springer, Нидерланды, 303–316. DOI: 10.1007 / 978-94-007-0326-1_22

CrossRef Полный текст

Макела, Дж. Дж., Боуман, М., Наварро, Л. А., Хардинг, Б. Дж., Энглерт, К. Р., Харландер, Дж. М. и др. (2021 г.). Подтверждение результатов наблюдений за термосферным ветром ICON-MIGHTI: 1. Ночные наземные интерферометры Фабри-Перо красной линии. J. Geophys. Res. Space Phys. 126, e2020JA028726. doi: 10.1029 / 2020JA028726

PubMed Аннотация | CrossRef Полный текст | Google Scholar

McCormack, J., Hoppel, K., Kuhl, D., de Wit, R., Stober, G., Espy, P., et al. (2017). Сравнение мезосферных ветров, полученных с помощью системы высокогорного метеорологического анализа, и наблюдений метеорными радиолокаторами в бореальные зимы 2009–2010 и 2012–2013 годов. J. Atmos. Солнечно-земная физика. 154, 132–166. doi: 10.1016 / j.jastp.2016.12.007

CrossRef Полный текст | Google Scholar

McDonald, S. E., Sassi, F., and Mannucci, A. J. (2015). Sami3 / SD-WACCM-X Моделирование ионосферной изменчивости северной зимой 2009 г. Space Weather 13, 568–584. doi: 10.1002 / 2015SW001223

CrossRef Полный текст | Google Scholar

McIlwain, C.E. (1961). Координаты для картирования распределения магнитно-захваченных частиц. J. Geophys. Res. 66, 3681–3691. doi: 10.1029 / JZ066i011p03681

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Миллан Р. и Торн Р. (2007). Обзор радиационных поясов релятивистских потерь электронов. J. Atmos. Солнечно-земная физика. 69, 362–377.doi: 10.1016 / j.jastp.2006.06.019

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Nossal, S.M., Mierkiewicz, E.J., and Roesler, F.L. (2012). Наблюдаемые и моделируемые вариации солнечного цикла в геокорональном водороде с использованием условий термосферы NRLMSISE-00 и аналитической модели экзосферы Бишопа. J. Geophys. Res. Space Phys. 117, 3311. doi: 10.1029 / 2011JA017074

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Оберхайде, Дж., Педателла, Н. М., Ган, К., Кумари, К., Бернс, А.Г. и Истес, Р. У. (2020). Состав термосферы O / N Ответ на изменение средней меридиональной циркуляции во время внезапных стратосферных потеплений, наблюдаемых GOLD. Geophys. Res. Lett. 47, e2019GL086313. doi: 10.1029 / 2019GL086313

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Ожогин П., Сонг П., Ту Дж. И Рейниш Б. В. (2014). Оценка моделей диффузионного равновесия: сравнение с полевыми измерениями плотности электронов IMAGE RPI. J. Geophys.Res. Space Phys. 119, 4400–4411. doi: 10.1002 / 2014JA019982

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Park, C.G. (1970). Наблюдения Уистлера за обменом ионизацией между ионосферой и протоносферой. J. Geophys. Res. 75, 4249–4260. doi: 10.1029 / JA075i022p04249

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Пиконе, Дж. М., Эммерт, Дж. Т., и Лин, Дж. Л. (2005). Плотности термосферы, полученные с орбит космических аппаратов: точная обработка двухстрочных наборов элементов. J. Geophys. Res. Space Phys. 110, А03301. doi: 10.1029 / 2004JA010585

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Пиконе, Дж. М., Хедин, А. Э., Дроб, Д. П., и Айкин, А. С. (2002). NRLMSISE-00 Эмпирическая модель атмосферы: статистические сравнения и научные вопросы. J. Geophys. Res. Space Phys. 107, 1–16. doi: 10.1029 / 2002JA009430

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Пьеррард В. и Стеген К. (2008). Трехмерная динамическая кинетическая модель плазмосферы. J. Geophys. Res. Space Phys. 113, 1–15. doi: 10.1029 / 2008JA013060

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Цянь Л., Бернс А. Г., Соломон С. С., Смит А. К., Макинерни Дж. М., Хант Л. А. и др. (2018). Временная изменчивость атомарного водорода от мезопаузы до верхней термосферы. J. Geophys. Res. Space Phys. 123, 1006–1017. doi: 10.1002 / 2017JA024998

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Qin, J., Waldrop, L., and Makela, J.J. (2017). Перераспределение атомов H в верхних слоях атмосферы во время геомагнитных бурь. J. Geophys. Res. Space Phys. 122, 10686–10693. doi: 10.1002 / 2017JA024489

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Ричардс П. Г. и Торр Д. Г. (1985). Сезонные, суточные и солнечные циклические вариации предельного потока H в верхней ионосфере Земли. J. Geophys. Res. Space Phys. 90, 5261–5268. doi: 10.1029 / JA090iA06p05261

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Ришбет, Х.(1998). Как термосферная циркуляция влияет на ионосферный F2-слой. J. Atmos. Солнечно-земная физика. 60, 1385–1402. doi: 10.1016 / S1364-6826 (98) 00062-5

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Робл Р. Г. и Ридли Е. К. (1994). Модель общей циркуляции термосфера-ионосфера-мезосфера-электродинамика (TIME-GCM): моделирование минимума солнечного цикла равноденствия (30–500 км). Geophys. Res. Lett. 21, 417–420. doi: 10.1029 / 93GL03391

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Singh, N.и Хорвиц, Дж. Л. (1992). Заполнение плазмосферы: последние наблюдения и моделирование. J. Geophys. Res. Space Phys. 97, 1049–1079. doi: 10.1029 / 91JA02602

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Stancil, P. C., Schultz, D. R., Kimura, M., Gu, J.-P., Hirsch, G., and Buenker, R.J. (1999). Перенос заряда при столкновениях O с H и H с O. Astron. Astrophys. Дополнение Сер. 140, 225–234. doi: 10.1051 / aas: 1999419

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Waldrop, L.С., Кудеки, Э., Гонсалес, С. А., Сульцер, М. П., Гарсия, Р., Бутала, М. и др. (2006). Определение нейтральной плотности кислорода при зарядовом обмене в верхней ионосфере средних широт. J. Geophys. Res. Space Phys. 111, 1–14. doi: 10.1029 / 2005JA011496

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Wang, Y., Tu, J., and Song, P. (2015). Новая динамическая гидродинамическая кинетическая модель переноса плазмы в плазмосфере. J. Geophys. Res. Space Phys. 120, 8486–8502.doi: 10.1002 / 2015JA021345

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Zawdie, K. A., Dhadly, M. S., McDonald, S. E., Sassi, F., Coker, C., and Drob, D. P. (2020). Повседневная изменчивость донной ионосферы. J. Atmos. Солнечно-земная физика. 205, 105299. doi: 10.1016 / j.jastp.2020.105299

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Zoennchen, J. H., Nass, U., Fahr, H. J., and Goldstein, J. (2017). Реакция H Geocorona между 3 и 8 на геомагнитные возмущения, изученная с использованием данных TWINS Stereo Lyman-α. А нн. Geophysicae 35, 171–179. doi: 10.5194 / angeo-35-171-2017

CrossRef Полный текст | Google Scholar

Динамика мезосферы и нижней термосферы: краткий обзор | Прогресс в науке о Земле и планетах

Введение

Мезосфера-нижняя термосфера (MLT) определяется как область атмосферы на высоте от 60 до 110 км. Он составляет верхнюю часть того, что часто называют средней атмосферой (от 10 до 110 км).В MLT преобладают атмосферные волны, включая планетарные волны, приливы и гравитационные волны. Источники этих волн находятся ниже в атмосфере. По мере распространения волн вверх их амплитуды экспоненциально растут, чтобы компенсировать уменьшение плотности атмосферы (например, Andrews et al. 1987). Следовательно, волновые движения часто доминируют в поле ветра в MLT, поэтому может потребоваться значительное усреднение для извлечения среднего потока, особенно средних меридиональных (NS) движений, которые меньше, чем зональный (EW) поток.Средние зональные ветры дуют на восток (запад) в зимней (летней) средней атмосфере, достигая пиковых значений примерно 60-70 мс ⁻¹ около 70 км, а затем они уменьшаются по величине, пока не меняют знак на высотах от 90 до 90 мс. 100 км.

Большие амплитуды волн приводят к обрушению волн и, следовательно, к накоплению импульса. Это, в свою очередь, создает массовые силы, которые приводят в движение остаточную циркуляцию большого объема. В зимней стратосфере (примерно от 20 до 60 км) обрушение планетарных волн вызывает остаточную циркуляцию от экватора к зимнему полюсу, в то время как в мезосфере обрушение и рассеяние гравитационных волн вызывает циркуляцию от летнего к зимнему полюсу (например.грамм. см. Andrews et al. 1987). Комбинированный эффект этих крупномасштабных схем циркуляции, обычно называемых циркуляцией Брюера-Добсона, может быть глубоким. Например, межполюсная циркуляция в мезопаузе (примерно от 85 до 90 км) приводит к восходящим (нисходящим) движениям над летним (зимним) полюсом с соответствующим адиабатическим охлаждением (нагревом). Эти вертикальные движения производят температуры, которые более чем на 50 К ниже или выше, чем можно было бы ожидать, исходя только из радиационного равновесия.Фактически, летняя полярная мезопауза — самое холодное место на Земле с температурой 120 К или ниже. Температуры ниже 130K достаточно для образования частиц льда, что приводит к появлению серебристых облаков.

Средний межполюсный поток во время солнцестояний составляет около 10 мс ⁻¹ в мезопаузе, то есть на высотах, где сдвиги в средне-зональных ветрах наиболее велики. {\ prime}} \ right)} {\ partial z} = f \ overline {v}.{\ prime}} \) — средний восходящий поток зонального импульса, а f — параметр Кориолиса. На средних широтах мезопауза с \ (\ overline {v} \ sim 10 \) мс ⁻¹ , затем \ (| \ overline {F} | \ sim 100 \) мс ⁻¹ день
^-1 . Соответствующие средние вертикальные движения в полярной мезосфере составляют примерно от 4 до 5 мм с ^-1 (Макинтайр, 1989).

Конечно, на экваториальных широтах f ∼0, и поэтому волновое движение напрямую влияет на ускорение среднего потока, \ (\ overline {F_ {u}} = {\ partial \ overline {u}} / {\ partial t} \).Явления, вызываемые волнами, включают квазидвухлетние колебания (КДЦ) в средне-зональных ветрах в нижней и средней стратосфере (Болдуин и др., 2001) и полугодовые колебания в экваториальной стратопаузе и мезопаузе.

Любые серьезные возмущения в стратосфере могут значительно изменить потоки гравитационных волн (ГВ) и, следовательно, могут привести к значительным изменениям в тепловой и ветровой структуре MLT. К таким возмущениям относятся внезапные стратосферные потепления (ВСП), когда ветры и градиенты температуры в полярной стратосфере меняются местами на временной шкале от дней до недель.В качестве альтернативы, другие крупномасштабные волны могут передавать импульс MLT, чтобы частично компенсировать движение GW. Одним из таких явлений является квазидвухдневная волна (QTDW), которая представляет собой переходное волновое событие, которое может достигать больших амплитуд в MLT.

Здесь мы рассмотрим некоторые аспекты динамики средней атмосферы. Ограниченное пространство означает, что обзор не является исчерпывающим, а сосредоточен на событиях последнего десятилетия. Он включает в себя обсуждение приливов, ВСП и их эффектов, экваториальной средней атмосферы, квазидвухдневной волны и наблюдений за гравитационными волнами, включая источники волн, и их воздействием на MLT.

Атмосферные приливы в MLT

Приливные колебания ветра и температуры являются характерными чертами MLT. Преобладают периоды 24 (суточные) или 12-часовые (полусуточные). Тщательное усреднение позволяет наблюдать 8-часовые (суточные) и даже лунные приливы с периодом 12,4 часа. Приливы обычно классифицируются как мигрирующие или немигрирующие. То есть для наземного наблюдателя мигрирующие (солнечно-синхронные) приливы кажутся движущимися на запад с той же скоростью, что и солнце, в то время как немигрирующие (солнечные асинхронные) приливы движутся либо на восток, либо на запад относительно Солнца.

Ранние работы по теории приливов описаны в Chapman and Lindzen (1970). Солнечное нагревание происходит за счет поглощения инфракрасного излучения водяным паром в нижних слоях атмосферы и УФ-излучения озоном в стратосфере. Классическая теория приливов предполагает стационарную изотермическую атмосферу без диссипации. Включение более реалистичных свойств, таких как высота и меняющиеся по широте температуры и фоновый ветер, требует численных методов для решения соответствующих уравнений.В связи с этим разработка механистических моделей, таких как Модель волн глобального масштаба (GSWM), описанная Hagan et al. (1999) оказались бесценными для интерпретации приливных наблюдений. GSWM продолжает развиваться, чтобы включать в себя более высокие скорости нагрева, а также эффекты источников неизлучательного нагрева, такие как скрытое тепловыделение в тропосфере и влияние облаков (Hagan and Forbes, 2002; Oberheide et al., 2002; Zhang et al. 2010а, б). Климатические модели с высоким вертикальным разрешением, такие как Kyushu-GCM (Yoshikawa and Miyahara, 2005) и Канадская модель средней атмосферы (Xu et al.2012) также являются мощными инструментами для изучения механизмов возбуждения немигрирующих приливов и взаимодействия приливов с планетарными и гравитационными волнами и интерпретации данных.

Улучшения в понимании приливов стали результатом более качественных и широко распространенных наблюдений. Установка наземных радаров как на экваториальных, так и на полярных широтах расширила пространственный / временной охват, первоначально доступный для станций преимущественно на средних широтах, которые преобладали до 2000 г. (e.грамм. Mitchell et al. 2002; Sridharan et al. 2010; Nozawa et al. 2012; Davis et al. 2013). Также появились новые инструменты, в частности лидары, обеспечивающие дневные наблюдения (например, She et al. 2002). Однако в некоторых отношениях наиболее заметные достижения стали результатом развертывания спутниковых инструментов, таких как доплеровский интерферометр высокого разрешения (HRDI) на спутнике исследования верхних слоев атмосферы (UARS) в 1990-х годах (например, см. Burrage et al. 1995) и , в последнее десятилетие зондирование атмосферы с использованием широкополосной эмиссионной радиометрии (SABER) на спутнике Thermosphere, Ionosphere, Mesosphere Energy and Dynamics (TIMED) (e.грамм. Мухтаров и др. 2009 г.).

Возможно, наиболее интересным открытием, сделанным в результате недавних исследований по моделированию и наблюдений, является то, что немигрирующие приливы часто являются важным компонентом динамики верхних слоев атмосферы. На рисунке 1 показана амплитуда зонального ветра основных суточных приливов, направленных на запад 1 (DW1) и на восток с волновым числом 3 (DE3), полученная на основе модели общей циркуляции термосферной ионосферной электродинамики (TIME-GCM), установленной на нижней границе GSWM в момент равноденствия. моделирование (Hagan et al.2009 г.). DW1 распространяется из тропосферы и достигает максимума около 100 км над уровнем моря и ± 25 ° широты. Компонент DW1 на высоте более 120 км возникает из-за поглощения солнечного EUV в термосфере и не передает энергию и импульс вертикально. DE3 вынужден находиться в тропосфере и ограничен низкими широтами, достигая пиковых амплитуд около 110 км, но проникая как распространяющийся прилив, глубоко в термосферу. Взаимодействие между DW1 и DE3 может привести к вторичным приливным и планетным волнам (см. Hagan et al.2009 для подробностей и ссылки на другие работы). Ключевым моментом является то, что DE3 и другие немигрирующие моды являются существенными особенностями верхнего MLT и могут значительно повлиять на средние и верхние слои атмосферы.

Рисунок 1

Приливные ветры TIME-GCM в мезосфере и термосфере. Мигрирующая (слева) и распространяющаяся на восток волна номер 3 (справа) суточные амплитуды зонального ветра в зависимости от широты и уровня давления. Шкала слева показывает приблизительную высоту во время моделирования в сентябре.После рисунка два в Hagan et al. (1999).

Более широкая перспектива, обеспечиваемая наземными сетями для исследований приливов и отливов, продемонстрирована Murphy et al. (2006). Объединив многолетние наблюдения, выполненные радарами, расположенными по периферии континента и на Южном полюсе, они разработали климатологию полусуточного прилива над Антарктикой, как показано на рисунке 2 для амплитуд и фаз летом (январь) и зимой ( Июль). Обратите внимание на сильное присутствие приливных мод SD1 и SD0 летом, но их почти полное отсутствие зимой, когда доминирует полусуточная мигрирующая мода SD2.Механизмы возбуждения немигрирующих мод до конца не изучены, но, вероятно, возникают из-за взаимодействия между мигрирующей модой и стационарными планетарными волнами (Мерфи и др., 2006).

Рисунок 2

Солнечные полусуточные приливы в антарктическом MLT. Климатология амплитуды и фазы зонального (слева) и меридионального (справа) полусуточного прилива в январе и июле. Символы O, I, II и III представляют результаты для волновых чисел 0, 1, 2 и 3 полусуточных приливов соответственно.На основе рисунка 6 Мерфи и др. (2006).

Это всего лишь два примера многих недавних исследований, которые показывают относительную важность немигрирующих приливов в MLT. Их влияние распространяется на термосферу / ионосферу. Immel et al. (2006) сообщили о модуляции электронной плотности области F вокруг магнитного экватора, которую они приписали эффектам немигрирующих суточных приливов, таких как мода DE3, показанная на рисунке 1. Однако механизмы, лежащие в основе взаимодействия в ионосфера до сих пор остается предметом дискуссий.Наиболее часто предлагаемый механизм для объяснения этого — электродинамическая связь между приливами на высотах области E и дрейфом ионов на высотах области F , но могут быть задействованы множественные механизмы, включающие электродинамические и электрохимические эффекты (England et al. 2010 ). Недавно Jones et al. (2013) оценили относительные эффекты термосферных приливов, вызванных in situ, , по сравнению с эффектами приливов, генерируемых в тропосфере. Их результаты предполагают, что при определенных условиях in situ сгенерированные немигрирующие приливные компоненты доминируют в некоторых частях приливного спектра и должны быть приняты во внимание.

Внезапное стратосферное потепление и их эффекты в MLT

Внезапное стратосферное потепление — это крупномасштабное нарушение полей ветра и температуры зимней полярной стратосферы. SSW обычно классифицируются как большие или второстепенные, хотя может иметь место непрерывный поток состояний потепления (Coughlin and Gray 2009). Крупный ВСП — это тот, в котором средне-зональные восточные ветры вокруг шапки полюса временно меняются на летние условия, а полярная стратосфера нагревается, поэтому градиент температуры на Северном полюсе меняется на противоположный по сравнению с нормальной зимней ситуацией. Незначительное потепление обычно определяется как такое, при котором градиент температуры меняется на противоположный, а ветер — на противоположный. Основные ВСП — это, прежде всего, явления в северном полушарии, которые происходят примерно один или два раза каждую зиму. В 2002 году в южном полушарии наблюдалось только одно крупное ВСП (например, Крюгер и др., 2005).

На рисунке 3 показано влияние на температуру 10 гПа и ветер на 60 с.ш. главного ВСП в январе 2006 г. (Yamazaki et al. 2012). Обратите внимание на изменение направления зонального ветра между 21 января и 10 февраля.Эффекты этого и других крупных потеплений можно найти в средних и верхних слоях атмосферы. Ямазаки и др. (2012) сами обнаружили, что система течения Sq, вызванная приливами в районе динамо (приблизительно от 100 до 150 км), сильно зависит от крупных ВСП.

Рисунок 3

Крупное внезапное потепление 2006 года. Вверху: поперечный разрез температуры во время главного ВСП в конце января 2006 г. по времени и высоте. Обратите внимание на снижение и исчезновение стратопаузы на пике потепления и ее последующее повторное появление и спуск из мезосферы.Внизу: изменение во времени среднезонального зонального ветра при 10 гПа и 60 Н. Синяя линия показывает ветер во время страстного потепления, а красная линия отображает климатологический сезонный цикл. Адаптировано из рисунка 1 Ямазаки и др. (2012).

Funke et al. (2010) сообщили об аномалиях температуры в верхних слоях атмосферы во время ВСП в январе 2009 г. Похолодание наблюдалось в мезосфере (примерно 90 км) и потепление на высотах около 130 км (см. Рисунок 4). Кроме того, сила аномалий варьировалась в зависимости от долготы с ярко выраженной структурой волны-1.Этот эффект приписывают большой планетной волне в нижних слоях атмосферы, запечатлевшей свой рисунок в верхних слоях атмосферы (Funke et al. 2010), как впервые было предложено Дункертоном и Бутчартом (1984). Изменяющиеся поля ветра и температуры при потеплении пространственно и временно модулируют потоки гравитационных волн в стратосфере. Когда волны рассеиваются, результирующий вклад импульса может оставить свой отпечаток в MLT. Этот тип механизма был проверен Либерманом и др. (2013), которые обнаружили, что циркуляция MLT в различные зимы NH качественно согласуется с простой моделью волнового воздействия за счет сопротивления гравитационных волн, которые модулировались стратосферными планетарными волнами.

Рисунок 4

Температурные аномалии MLT во время стратификации 2009 г. Временная эволюция зонально усредненных аномалий температуры, полученных из спутниковых наблюдений и усредненных между 70 и 90 Н. Серая область указывает на отсутствующие данные. После рисунка 1 Funke et al. (2010).

Экваториальные мезосферные зональные ветры

Экваториальная средняя атмосфера была плохо изучена по сравнению с количеством наблюдений, сделанных в средних и высоких широтах.Какая информация была получена, в основном поступала из долгосрочных восхождений радиозондов на нескольких экваториальных станциях, таких как Сингапур (1 ° N, 104 ° E), и из полурегулярных ракетных зондирований, сделанных с Кваджалейна (9 ° N, 168 ° W). ) и остров Вознесения (8 ° ю.ш., 14 ° з.д.). Длинная последовательность сингапурских наблюдений была особенно важна для изучения QBO, в то время как ракетные измерения привели к открытию и дальнейшему исследованию полугодовых колебаний в окрестностях стратопаузы (SSAO) и мезопаузы (MSAO).Гарсия и др. (1997) обобщили первые результаты.

Установка радаров на экваториальных широтах и ​​космических наблюдений с 1990 года (например, Vincent and Lesicar 1991, Burrage et al. 1996) теперь дает гораздо лучшее понимание изменчивости приэкваториальной MLT. Например, Венкатешвара Рао и др. (2012b) использовали данные наземных радиолокационных измерений ветра в различных точках тропических регионов Азии и Океании за 20 лет, чтобы изучить изменчивость MLT (рис. 5).Сгруппировав наблюдения со станций, расположенных на одинаковых широтах, и усреднив их за все годы, они изучили экваториальное поле ветра как функцию высоты и времени, как показано на Рисунке 6. Графики предоставляют больше доказательств более сильных западных ветров во время мартовского равноденствия, чем в сентябре. . Существует также межгодовая изменчивость на временных масштабах QBO со значительным усилением в мартовской фазе MSAO в то время, когда ветры QBO находятся в своей восточной фазе. Однако существует десятилетняя изменчивость с этим так называемым усилением MSAO, менее сильным после 2002 года.

Рисунок 5

Расположение радиолокационных станций в Азиатско-Тихоокеанском регионе. После рисунка Венкатешвары Рао и др. (2012b).

Рисунок 6

Составные зональные ветры в экваториальной MLT. (Слева, (a) ) Графики сезонных колебаний ветра на 88 км для различных мест между 22 ° N и 21 ° S. (Справа, (b) ) Зональные ветры между 80 и 98 км.Обратите внимание, что полугодовые колебания особенно сильны в период мартовского равноденствия. После рисунка 5 Венкатешвары Рао и др. (2012b).

Причины возникновения MSAO до конца не изучены. Гарсия и др. (1997) отметили очевидную связь с асимметрией силы стратосферных полугодовых восточных ветров, которые также показывают усиление, подобное КДК, в мартовское равноденствие. Они постулировали роль маломасштабного движения гравитационных волн, хотя другие волновые режимы также могут быть важны.Следует отметить, что сообщалось о QBO-подобной связи с силой распространяющегося суточного прилива (Burrage et al. 1996; Vincent et al. 1998). Недавно Венкатешвара Рао и др. (2012b) сообщили о корреляции между дисперсиями короткопериодных гравитационных волн в мезопаузе и силой MSAO, наблюдаемой с помощью радара MF в Индонезии. Этот результат подтверждает, что наложение импульса ГВ приводит в движение MSAO, но вряд ли проблема будет полностью решена до тех пор, пока не будут выполнены измерения потока импульса на экваторе.

Квазидвухдневная волна и ее влияние на MLT

QTDW — это бегущая на запад планетарная волна, которая представляет значительный интерес, поскольку может быть одной из самых больших особенностей MLT. Это временное явление, возникающее после летнего солнцестояния, и в основном это явление зонального волнового числа 3 в южном полушарии, но часто представляет собой смесь компонентов волновых чисел 3 и 4 в северном полушарии. QTDW является проявлением нормального режима волны-3, но усилен бароклинной нестабильностью летней западной струи вблизи высот 60 км (Plumb 1983).Используя спутниковые измерения, Ern et al. (2013) исследовали, как бароклинная неустойчивость в летней мезосферной струе связана с повышенным сопротивлением гравитационной волны, которое замедляет струю и вызывает отрицательные потенциальные градиенты завихренности.

Рисунок 7 иллюстрирует многие особенности QTDW, наблюдаемые в MLT южного полушария. Измерения ветра на Северном полюсе (рис. 7a) были выполнены на расстоянии 92 км с помощью метеорного радара, расположенного в Дарвине (12 ° ю.ш., 131 ° в.д.). На рис. 7b, c показаны амплитуда и фаза ветров НЗ, отфильтрованных с полосой пропускания между 40 и 60 часами, при этом фаза относится к колебаниям с периодом 48 часов.В общем, увеличение фазы со временем указывает на период менее 48 часов, но установившаяся фаза, наблюдаемая между 21 и 29 днями, показывает, что период в это время был близок к 48 часам. Такое же поведение наблюдалось во время мероприятия QTDW 2006 г. в Аделаиде Маккормаком и др. (2010), которые использовали фазовую синхронизацию посредством нелинейных взаимодействий с мигрирующим суточным приливом, как это было предложено Вальтершайд и Винсент (1996). Исследования радиолокационных и световых излучений MLT, проведенные Hecht et al. (2010) подтвердили механизм фазовой синхронизации.Они обнаружили, что реакция на интенсивность свечения воздуха была намного больше, чем можно было бы ожидать от реакции на температуру свечения воздуха, предполагая, что QTDW вызывает значительное изменение состава, возможно, из-за незначительного переноса составляющих. Комбинируя измерения температуры, сделанные со спутников AURA и TIMED, Forbes и Moudden (2012) исследовали взаимодействия между QTDW и различными приливными модами. Ключевой вывод состоял в том, что были произведены большие вторичные волны.

Рисунок 7

QTDW в MLT разворачивается в Дарвине в 2006 году.
(a) Временные ряды среднечасовых ветров северной широты, наблюдаемых на высоте 92 км. (б) Амплитуда 48-часовой составляющей ветров НЗ. (в) Фаза 48-часовой составляющей.

Часто наблюдаются амплитуды до 100 мс ⁻¹ в компоненте северного ветра, но существует значительная межгодовая изменчивость (например, Siskind and McCormack 2014; Moudden and Forbes 2014). SH QTDW достигал больших амплитуд в январе 2004 и 2006 гг., Но не в 2008-2009 гг., Например.Активность QTDW в NH не коррелирует с активностью SH и имеет меньшую амплитуду (Moudden and Forbes, 2014).

Из-за большой амплитуды QTDW оказывает значительное влияние на MLT и выше. Plumb et al. (1987) впервые отметили, что импульсное событие QTDW в январе 1984 г. вызвало временное, но существенное изменение преобладающей циркуляции MLT. Кратковременные эффекты, вызванные QTDW, могут объяснить межгодовую изменчивость яркости южных полярных мезосферных облаков (PMC), которые образуются как следствие низких температур мезосферы на летнем полюсе (например.грамм. Пендлбери 2012). В годы QTDW с большой амплитудой яркость южной PMC снижается. Siskind и McCormack (2014) приписывают этот эффект тому, что QTDW передает к западу с импульсом , который, действуя через крутящий момент Кориолиса в Уравнении 1, создает поток, направленный на юг, который частично смещает экваториальный северный ветер, вызываемый GW. Следовательно, имеется соответствующее уменьшение восходящих движений на полюсе с сопутствующим уменьшением адиабатического охлаждения, что приводит к повышению температуры в полярной мезопаузе.

Подобно тому, как эффект крупных событий стратосферного потепления может ощущаться в термосфере / ионосфере, QTDW может влиять на ионосферу. Юэ и др. (2012) использовали TIME-GCM, чтобы изучить, как QTDW модулирует электрическое поле динамо и отображается в ионосфере. На основе тематических исследований Chang et al. (2014) описывают, как QTDW влияет на изменчивость состава и общего электронного содержания ионосферы.

Гравитационные волны и их влияние на MLT

Как отмечалось в подразделе «Введение», накопление импульса гравитационными волнами играет решающую роль в определении состояния средней атмосферы.Актуальной проблемой является учет эффектов гравитационных волн в климатических моделях (Alexander et al. 2010). Следовательно, был применен широкий спектр методов для определения параметров волн, таких как горизонтальные и вертикальные длины волн и фазовые скорости. У каждой техники есть свои сильные стороны и ограничения. Спутники обеспечивают глобальную перспективу, но их геометрия обзора определяет достижимое разрешение по вертикали и горизонтали (см. Alexander and Barnet 2007). Наземные радары и радиозонды имеют хорошее временное, но ограниченное горизонтальное разрешение.{2}} $$

((2))

где T
^′ — возмущение температуры, вызванное ГВ, от средней температуры T
_или
. Используя эту методологию, Zhang et al. (2012) и Wang et al. (2005) составили карты волновой активности в стратосфере, а Hoffmann et al. (2013) сосредоточились на обнаружении «горячих точек» ГВ.Они обнаружили высокую активность стратосферных волн в регионах с сильной конвекцией летом (например, бассейн Амазонки) и волновой активности в горах зимой (например, южные Анды и Антарктический полуостров). Александр и др. (2008) использовали зондирующие GPS / COSMIC наблюдения для изучения временной эволюции волновой активности над экватором. Они обнаружили свидетельства того, что вертикально распространяющиеся гравитационные волны, генерируемые конвекцией, взаимодействуют со средним фоновым потоком. Улучшения в E
_п.
вокруг нисходящих линий сдвига QBO, направленных на восток, свидетельствует о средневолновом взаимодействии потоков.

Интересным событием последних двух десятилетий стало использование радиозондов с высоким вертикальным разрешением, регулярно запускаемых метеорологическими агентствами для исследования пространственной изменчивости активности GW (Allen and Vincent 1995). Изначально использовавшиеся для изучения потенциальных энергий, исследования радиозондов были расширены за счет включения волновых кинетических энергий ( E
_к
= u
^{′ 2} + в
^{′ 2} ).Используя обширную сеть радиозондов США, Ван и Геллер (2003) исследовали пространственную и сезонную изменчивость волновой активности в США и ее зависимости от Арктики до южной части Тихого океана. Эта работа была важна для отличия источника от эффектов распространения при определении изменчивости волн. Например, они обнаружили, что энергия ГВт тропосферы ( E
_п.
+ E
_к
) максимальна над Скалистыми горами, указывая на источник горной волны.Однако в нижних слоях стратосферы максимумы энергии в основном находятся на юго-востоке США. Эффекты QBO и Эль-Ниньо-Южное колебание, по-видимому, объясняют большую часть наблюдаемой межгодовой изменчивости энергии волн нижней стратосферы. Их работа была расширена Wang et al. (2005) и Gong et al. (2008) к исследованиям других важных параметров ГВ, таких как горизонтальные длины волн и спектры источников. Потенциальная энергия

ГВт может быть преобразована в абсолютные потоки импульса, если горизонтальная ( λ
_ч
) и вертикальные длины волн ( λ
_z
) известны , а именно :

$$ \ rho_ {o} | \ overline {u ^ {\ prime} w ^ {\ prime}} | = \ frac {1} {2} \ rho_ {o} \ frac {\ lambda_ {z}} {\ lambda_ {h}} \ left (\ frac {g} {N} \ right) ^ {2} \ overline {\ left (\ frac {T ^ {\ prime}} {T_ {o}} \ right) ^ {2}}.$$

((3))

Спутниковые приборы, направленные вниз, могут использоваться для определения λ
_ч
, обнаружив аналогичные температурные особенности на горизонтально разделенных сканах. Различные инструменты имеют разные возможности, как показано на Рисунке 8, как это обсуждалось Ern et al. (2011). Вертикальная длина волны определяется по шкале температурных колебаний на каждом сканировании и, очевидно, ограничена вертикальным разрешением прибора.Эрн и др. (2011) применили методику через стратосферу и нижнюю мезосферу, с сильными потоками, захваченными на широтах более 50 ° зимой и около 25 ° в субтропиках летом. На рисунке 9 показаны наблюдения, сделанные с помощью прибора SABRE на спутнике TIMED. Значения импульсного потока увеличиваются в полярных ночных джетах в средних и высоких широтах и ​​в субтропиках летнего полушария над муссонными регионами, образуя очень характерную зональную тройную структуру в северном полушарии и тройную или четверную структуру в южном полушарии. .Примечательно, что распределение потока импульса на высоте 70 км в нижней части мезосферы имеет другое географическое распределение, чем на 30 км.

Рисунок 8

Примеры диаграмм спутникового сканирования. Расстояние по горизонтали между последовательными профилями высоты вдоль треков измерения для инструментов CRISTA, HIRDLS и SABER. После рисунка 1 из Ern et al. (2011).

Рисунок 9

Карты абсолютного потока импульса ГВ как функции высоты. Распределения потока импульса, полученные из наблюдений TIMED / SABER для января (слева, (а), , (в), , (д), ) и июля (справа, (б), , (г), ) , (ж) ) 2006 г. на высотах 30, 50 и 70 км. Значения даны в log10 Па. После Рисунка 9 из Ern et al. (2011).

Абсолютные потоки полезны для ограничения схем параметризации гравитационных волн, используемых в климатических моделях, но лучше использовать знаковый импульс (\ (\ rho _ {o} \ overline {u ^ {\ prime} w ^ {\ prime}}, \ rho _ {o} \ overline {v ^ {\ prime} w ^ {\ prime}} \)) как функция собственной частоты.Такие измерения могут быть выполнены с помощью SPB, хотя и только на одной высоте (Hertzog et al. 2008). На рисунке 10 показаны спектры потока импульса ГВ для полетов СПБ над Антарктикой в ​​сентябре и октябре 2010 г. Высота поплавка составляет около 18 км. Обратите внимание на резкие отсечки на периодах около 4,5 и 600 минут, которые соответствуют периодам Вяйсяля-Бранта и инерции соответственно. Пик с периодом около 150 минут, соответствующий горизонтальным масштабам примерно 100 км, обусловлен орографическими волнами, расположенными над Антарктическим полуостровом, сильным источником таких волн (Hertzog et al.2008 г.). Также обратите внимание на преобладание восходящих потоков, составляющих около 70 % от общего восходящего потока. Это укрепляет наше понимание того, что большая часть ГВ генерируется в нижних слоях атмосферы, причем спектр изменяется по мере распространения волн вверх. Части спектра будут потеряны из-за отражения и рассеяния волн, поэтому спектр в MLT, вероятно, будет сильно отличаться от показанного на рисунке 10.

Фиг.10

Спектр импульсного потока.{\ prime}} \)) в мПа для полного (сплошной), восходящего (штриховая линия) и нисходящего потоков (штрих-точка), полученных из наблюдений SPB над Антарктидой с сентября по октябрь 2010 г.

Наблюдения за генерацией и связью отдельных волн в средней атмосфере дают важную информацию о генерации и распространении волн. Хоффманн и Александр (2009) использовали спутниковые данные для изучения волн, генерируемых конвекцией над Дарвином и сильной горной волны над Патагонией.Последнее событие имело вертикальную длину волны примерно от 7 до 15 км, и за ним можно было наблюдать непосредственно через стратосферу на высоте до 60 км.

Наблюдения ГВ большой амплитуды поднимают вопрос о том, поддерживается ли массовая сила в \ (\ overline {F} \ sim 100 \) мс ⁻¹ сутки ⁻¹ , требуемая в MLT, за счет непрерывного обрушения гравитационной волны или прерывистым обрушением волн большой амплитуды. Рассматривая генерацию гравитационных волн в результате изолированного большого конвективного события над Дарвином, Винсент и др.(2013) смогли проследить распространение волн через среднюю атмосферу до высот, где обрушение волн создавало массовые силы приблизительно от 200 до 300 мс ^-1 день ^-1 в течение нескольких часов. Они отметили, что во время сезона муссонов происходило около 12 таких конвективных явлений в день над всей тропической северной Австралией и Индонезией. Аналогичным образом Hertzog et al. (2008) показали, что сильная перемежаемость была характерной чертой горных волн, наблюдаемых над Антарктическим полуостровом.Перемежаемость сильных волновых событий подтверждает гипотезу Фриттса и Вадаса (2002) о том, что сила, необходимая для закрытия мезосферных джетов, носит спорадический характер в пространстве и времени.

Новые взгляды на приливы термосферы: 1. Спектры нижней термосферы и сезонно-широтные структуры | Земля, планеты и космос

Приливные спектры

Спектры дневных, полусуточных и суточных солнечных приливов показаны на рисунках 3, 4 и 5 соответственно. Мигрирующие приливы (DW1, SW2, TW3) не показаны на этих рисунках, чтобы лучше выделить обычно более мелкие немигрирующие компоненты.На каждом рисунке показаны волновые числа в диапазоне ± 6 относительно мигрирующих значений приливов 1, 2 и 3 для DW1, SW2 и TW3, соответственно. Верхний, средний и нижний ряды каждого рисунка соответствуют широте –25 °, 0 ° и + 25 ° соответственно. Сезонно-широтная структура важных приливных компонентов будет проиллюстрирована на следующих рисунках 6, 7, 8, 9 и 10. Здесь наша главная цель — определить основные компоненты и прокомментировать их потенциальное происхождение в контексте рисунка 1.

Рисунок 3

Зависимость волнового числадень года Суточные немигрирующие амплитудные спектры температуры по SABRE. Волновое число в зависимости от дня года Суточные немигрирующие амплитудные спектры температуры по SABRE на широте + 25 ° (внизу), 0 ° (посередине) и -25 ° (вверху).

Рисунок 4

То же, что и на рисунке
3
, за исключением полусуточных приливных составляющих.

Рисунок 5

То же, что и на рисунке
3
, за исключением суточных приливных составляющих.

Рисунок 6

Широта в зависимости от дня года изменения амплитуд температуры SABRE. Широта в зависимости от дня года изменения амплитуд температуры SABRE для мигрирующих приливных компонентов DW1 (вверху), SW2 (в центре) и TW3 (внизу).

Рис. 7

Широта в зависимости от месяца для средних многолетних амплитуд температуры по SABER. Широта в зависимости от месяца, многолетние средние амплитуды температуры по SABER для DW2 на 100 км и D0, DE2 и DE3 на 110 км.

Рис. 8

Широта в зависимости от месяца для многолетних средних амплитуд температуры SABER. График зависимости широты от месяца многолетних средних амплитуд температуры SABRE для SE1, SE2, SE3 и SE4 на расстоянии 110 км.

Рис. 9

Широта в зависимости от месяца для многолетних средних амплитуд температуры SABER. Широта в зависимости от месяца, многолетние средние амплитуды температуры по SABRE для SW1, SW3, SW4 и SW6 на расстоянии 110 км.

Рисунок 10

Latitude vs.месячные графики средних многолетних амплитуд температуры SABRE. Широта в зависимости от месяца, многолетние средние амплитуды температуры по SABER для TE1, TW7, TW4 и TW5 на расстоянии 110 км.

В спектрах суточных приливов на Рисунке 3 заметным компонентом является DE3, за которым следуют DE2, DW2 и D0, а затем DW3 и DW5. Присутствие DE3, DE2, DW2 и D0 согласуется с ожиданиями, основанными на текущих оценках теплового возбуждения тропосферы. Однако это не относится к DW3 и DW5.Более того, DW3 и DW5 имеют вертикальную длину волны порядка 25 км или меньше, и поэтому не ожидается, что они будут эффективно распространяться из тропосферы на 110 км. Следовательно, мы должны сделать предварительный вывод о том, что эти волны могут возбуждаться in situ нелинейными взаимодействиями волна-волна. Возможные взаимодействия рассматриваются ниже в разделе «Выводы».

На рис. 4 показаны спектры полусуточного прилива. Самыми крупными компонентами на указанных широтах являются SW4, SW3 и SW1, за которыми следуют SE3 и SE2.Также иногда появляются SE1, SE4 и SW6 с меньшими амплитудами. На основании результатов на Рисунке 1 ожидается, что SE4, SE2, SW1, SW3, SW4, SW5 и SW6 будут распространяться вверх от тропосферных источников тепла, а SE1 и SE3 — нет. Опять же, SE1 и SE3 могут быть возбуждены in situ , и эта возможность будет исследована позже в этой статье вместе с возможными in situ происхождениями SE2, SW1 и SW3.

Наиболее заметными суточными приливами, показанными на Рисунке 5, являются TE1, TW7 и TW5.Есть также меньшие сигнатуры TW1, TW4 и TW2. Скорости нагрева тропосферы и соответствующие расчеты (см. Рис. 1) для суточного прилива отсутствуют, но, как отмечалось ранее, TE1, TW7, TW2 и TW4 согласуются с теми же аргументами, включающими s = 4 и s = 1 компоненты разницы между сушей и морем, предложенные в качестве объяснения существования DE3, DW5, D0, DW2, SE2, SW6, SW1 и SW3. Моудден и Форбс [2013] изучали климатологию суточного прилива с использованием метода более высокого разрешения и обнаружили, что самыми большими и наиболее повторяемыми компонентами в этой области атмосферы из года в год являются TE1, TW4 и TW5.Соображения наложения не позволили им заявить о надежных результатах для TW1 и TW2. Эти авторы также выдвигают аргументы, что TE1, TW4 и TW5 возникают в результате нелинейных взаимодействий между немигрирующими суточными и полусуточными приливами. Эти возможности обсуждаются далее в разделе «Выводы».

Спектры на рисунках 3, 4 и 5 дают широкий обзор присутствующих приливных компонентов и дают некоторое представление о возможном происхождении волн.Они также служат руководством в отношении того, какие сезонно-широтные структуры следует исследовать в дальнейшем, и они представлены в следующем подразделе.

Сезонно-широтные структуры

На рисунках 6, 7, 8, 9 и 10 мы представляем температурные амплитуды различных приливных компонентов, обсуждавшихся ранее, в формате широты по отношению к дню года (DOY), вектор, усредненный за 2002 год. до 2010 г. и простирается между ± 50 ° широты на высоте 110 км. Дополнительные файлы, сопровождающие эту рукопись, снабжены соответствующими фазами (максимальное время в часах на 0 ° долготы) в том же формате, что и на рисунках 6, 7, 8, 9, 10 и 11.Соответствующие имена файлов для фаз: «Дополнительный файл 1: Фазы для Рисунка 6», «Дополнительный файл 2: Фазы для Рисунка 7» и так далее. При просмотре фазовых структур в дополнительных файлах 1, 2, 3, 4, 5 и 6 читатель должен доверять фазам только в тех режимах, где амплитуды превышают 1-2 К на рисунках 6, 7, 8, 9, 10 и 11 в основном тексте. Кроме того, таблица 2 содержит компиляцию вероятных источников происхождения волн (нагрев нижних слоев атмосферы и нелинейные взаимодействия волн с волнами) и преобладающего модового состава Хафа наиболее четко определенных сезонно-широтных структур на высоте 110 км.

Рис. 11

Широта в зависимости от месяца, многолетние средние амплитуды температуры по SABER. Широта в зависимости от месяца, графики средних многолетних температурных амплитуд SABER для стационарных планетарных волновых составляющих SPW1, SPW2, SPW3 и SPW4 на расстоянии 110 км.

Таблица 2 Вероятное происхождение и преобладающий состав моды Хафа четко определенных тепловых приливных компонентов Солнца на высоте 110 км, как показано на рисунках 6, 7, 8, 9 и 10

Начнем с сезонно-широтных структур мигрирующих суточных (DW1), полусуточных (SW2) и суточных (TW3) приливов на Рисунке 6.Изучение вертикальных структур этих приливных компонентов (не показанных в этой статье) показывает, что значительные признаки мигрирующих приливов, вызванных in situ, вызванными , не проявляются примерно до 115–120 км; таким образом, мигрирующие приливы, показанные здесь, происходят в нижних слоях атмосферы. Поскольку DW1 достигает максимальной амплитуды около 100 км в данных о температуре SABRE, это высота, показанная для DW1 на этом рисунке. На DW1 наблюдаются максимумы амплитуды на экваторе с февраля по апрель и с августа по октябрь, а также вторичные максимумы на широте примерно ± 20 ° -40 °.Этот тип широтной структуры согласуется с первой симметричной функцией Хафа для DW1, представленной на рисунке 2. Примерно 12-часовой сдвиг по фазе между экватором и широтой ± 20 ° -40 ° в «Дополнительном файле 1: Фазы для рисунка 6». поддерживают эту интерпретацию. В то время как другие компоненты моды Хафа возбуждаются в нижних слоях атмосферы, они либо захватываются там из-за своей быстро исчезающей вертикальной структуры, либо распространяются с очень короткими длинами волн и, таким образом, рассеиваются, не достигнув 100 км.

SW2, показанный на средней панели рисунка 6, имеет более антисимметричный характер, с минимумами, происходящими около экватора, и наибольшими амплитудами, приходящимися на период с февраля по сентябрь.Это асимметричное поведение объясняется двумя причинами. Во-первых, первая симметричная мода SW2, которая фактически составляет значительную часть воздействия, имеет очень большую вертикальную длину волны, и ее экспоненциальный рост ограничен мезосферным барьером. Кроме того, взаимодействие этой симметричной моды с в значительной степени несимметричными струями зонального ветра в средней атмосфере «объединяется» в первую антисимметричную моду, чтобы компенсировать это искажение в общей полусуточной приливной структуре.Эта первая антисимметричная мода свободно распространяется с высотой и достигает максимума в районе примерно 110 км. Значительные различия в фазах между полосами широты ± 10 ° -40 ° между северным и южным полушариями ясно указывают на присутствие сильного антисимметричного компонента (см. «Дополнительный файл 1: Фазы для рисунка 6»). Однако обратите внимание на рисунок 2, что первая антисимметричная мода SW2 достигает максимума около ± 20 ° широты, тогда как структуры на рисунке 6 часто достигают максимума около ± 30 ° широты.Это означает, что компоненты Хафа более высокого порядка SW2, вероятно, встроены в эти структуры и что существуют дополнительные, возможно, вторичные максимумы, возникающие на широтах к полюсу ± 50 ° широты.

Суточный мигрирующий прилив TW3 показан на нижней панели рисунка 6. Комплексное исследование суточного прилива в данных SABER недавно было опубликовано Moudden and Forbes [2013], и читатель может найти там подробную информацию о предыдущих работах. и теории. Современные теории ([Акмаев 2001]; [Huang et al.2007]; [Smith and Ortland 2001]), похоже, согласны с тем, что некоторая часть TW3 подвергается термическому воздействию, в то время как важный вклад также возникает из-за нелинейного взаимодействия между DW1 и SW2. Отметим также, что TW3 на расстоянии 110 км может быть сравнимым или большим, чем SW2 или DW1 на определенных широтах и ​​в определенные дни года. Кроме того, его полосатая структура и иногда появление тройных пиков по широте предполагают, что для захвата структур, видимых на рисунках 6, потребуются по крайней мере четыре, а возможно, до шести компонентов Хафа TW3.

На рис. 7 показаны сезонно-широтные структуры DW2, D0, DE2 и DE3. Все эти волны имеют тепловые источники в тропосфере (см. Рис. 1). Подобно DW1 и по тем же причинам, указанным выше, DW2 демонстрирует в основном симметричную структуру относительно экватора. Примерно 12-часовой сдвиг по фазе между диапазоном широты ± 20 ° и средними широтами подтверждает эту интерпретацию (см. «Дополнительный файл 2: Фазы для рисунка 7»). С другой стороны, D0 имеет минимальные амплитуды вблизи экватора, а его широтная структура подобна структуре первой антисимметричной моды D0, изображенной на рисунке 2.Как показано в «Дополнительном файле 2: Фазы для Рисунка 7», D0 находится почти в противофазе между Северным и Южным полушариями и, кроме того, не сильно меняется в течение года. Подобно SW2, первая симметричная мода D0 исчезает в мезосферном барьере и, кроме того, может быть менее эффективно навязана в тропосфере, чем антисимметричная составляющая.

Сезонно-широтные структуры DE2 и DE3 показаны на нижних панелях рисунка 7. Первая симметричная мода DE3 имеет порядок от 50 до 60 км, тогда как мода DE2 превышает 100 км (см. Таблицу 1).Таким образом, симметричную структуру DE3 можно понять по тому факту, что его первый симметричный компонент свободно распространяется вертикально, тогда как его первый антисимметричный компонент имеет вертикальную длину волны порядка 30 км и не распространяется эффективно до 110 км. С другой стороны, первый симметричный компонент DE2, вероятно, ослаблен в мезосферном барьере, тогда как его первый антисимметричный компонент с вертикальной длиной волны около 40 км легче распространяется до 110 км. Это, вероятно, объясняет разницу в симметрии между DE3 и DE2, но, конечно, относительную эффективность, с которой различные компоненты Хафа генерируются в тропосфере, также играет роль.Большее присутствие антисимметричного компонента в DE2 согласуется с приблизительно 3-часовым фазовым сдвигом между полушариями, показанным в «Дополнительном файле 2: Фазы для Рисунка 7», тогда как фазы для DE3 (когда амплитуды значительны) симметричны относительно экватора. .

На рис. 8 показаны сезонно-широтные структуры SE1, SE2, SE3 и SE4. Поскольку первые симметричные моды всех этих колебаний обладают очень большими вертикальными длинами волн, мезосферный барьер исключает их заметное положение в этих структурах, и это справедливо даже для первых антисимметричных компонентов SE1 и SE2.Это частично объясняет, почему SE3 и SE4 больше похожи на свои первые антисимметричные моды Хафа на рисунке 2, тогда как широтные структуры SE1 и SE2 более сложны и, вероятно, содержат относительно большие вклады от мод Хафа более высокого порядка. Например, фазовая структура для SE1 в «Дополнительном файле 3: Фазы для Рисунка 8» указывает на сильное присутствие второй симметричной моды между 120 и 240 днями, тогда как антисимметричная фазовая структура (примерно 5-7-часовая разность фаз между полушариями). ) очевидно в течение большей части года для SE3 и SE4.SE2 немного сложнее, что указывает на большую степень смешанных симметричных и антисимметричных компонентов. Другой заслуживающий внимания аспект этих полусуточных компонентов заключается в том, что в то время как SE2 и SE4 являются результатом нагрева тропосферы, SE1 и SE3 — нет, в какой-либо значительной степени. Это предполагает, что для SE1 и SE3 возможно другое происхождение, что обсуждается далее в следующем разделе.

Сезонно-широтные структуры для SW1, SW3, SW4 и SW6 представлены на рисунке 9. Сравнение с рисунком 1 показывает, что все эти волны потенциально могут быть возбуждены тропосферными источниками тепла.Первые две моды SW1 имеют длинные вертикальные длины волн и, вероятно, им мешает мезосферный барьер; Видимые здесь структуры, вероятно, содержат значительный вклад от второй симметричной и антисимметричной составляющих и, возможно, даже более высоких мод. По мере продвижения от SW3 к SW4 к SW6, моды более высокого порядка имеют все более короткие вертикальные длины волн (некоторые из них <30 км), что объясняет большее преобладание первой симметричной моды в этой прогрессии. Например, широтные структуры SW3 и SW4 на рисунке 9 могут быть легко аппроксимированы суммой первой симметричной и антисимметричной волн на рисунке 2, тогда как SW6 состоит в основном из первой симметричной моды с максимумом на экваторе.Фазовые структуры в «Дополнительном файле 4: Фазы для Рисунка 9» подтверждают это развитие; SW3 указывает на присутствие мод более низкого порядка, чем SW1, а симметрия относительно антисимметрии фаз для SW4 соответствует таковым для амплитудных структур на рисунке 9 и, кроме того, проще, чем фазовые структуры для SW3. Хотя фазы для SW6 меняются в зависимости от DOY, они обычно указывают на симметрию относительно экватора в пределах диапазона широты ± 20 ° в соответствии с экваториально ограниченными амплитудами на Рисунке 9.

На рисунке 10 представлены результаты для суточных компонентов, которые пережили векторное усреднение за 9 лет с 2002 по 2010 год. Эти волны достигают амплитуд до 4 К и сравнимы с амплитудами от SE1 до SE4 и SW6. Как отмечалось ранее, оценки тропосферного воздействия для суточных приливов недоступны из-за грубого временного разрешения имеющихся данных. Кроме того, существование пары TE1 и TW7 согласуется с тем же процессом модуляции волны 4, который учитывает возбуждение DE3, DW5, SE2 и SW6.Таким образом, TW7 аналогичен SW6 по форме и возможному происхождению. TE1 во многом похож на SE1 в том, что многие из его компонентов Хафа имеют длинные вертикальные длины волн и что сохранившиеся моды, вероятно, приводят к значительной широтной структуре. Однако существует большая вероятность того, что TE1 возбуждается нелинейными взаимодействиями выше в атмосфере, что приглушает эти типы аргументов. То же самое верно для TW4 и TW5, которые обсуждаются далее в следующем разделе. Что касается фазовых структур в «Дополнительном файле 5: Фазы для Рисунка 10», если сосредоточить внимание на периодах, где амплитуды превышают 2 К на Рисунке 10, фазовые структуры для TE1 и TW7 когерентны и указывают на ожидаемую степень асимметрии или асимметрии. в соответствии с амплитудными структурами на рисунке 10.Это несколько примечательно, учитывая, что отображаемые амплитудные и фазовые структуры возникли из 60-дневных векторных средних значений за период с 2002 по 2010 год и, таким образом, могут служить аргументом в пользу того, что они возникают из единственного когерентного тропосферного источника.

% PDF-1.2
%
4420 0 объект
>
эндобдж
xref
4420 79
0000000016 00000 н.
0000001935 00000 н.
0000002038 00000 н.
0000003411 00000 н.
0000003769 00000 н.
0000004186 00000 п.
0000005295 00000 н.
0000005582 00000 н.
0000005859 00000 н.
0000006976 00000 н.
0000007269 00000 н.
0000008390 00000 н.
0000008414 00000 н.
0000008543 00000 н.
0000010494 00000 п.
0000010518 00000 п.
0000012297 00000 п.
0000012321 00000 п.
0000014014 00000 п.
0000014038 00000 п.
0000015818 00000 п.
0000015842 00000 п.
0000016970 00000 п.
0000017270 00000 п.
0000019013 00000 п.
0000019037 00000 п.
0000020770 00000 п.
0000020794 00000 п.
0000021060 00000 п.
0000021351 00000 п.
0000023090 00000 н.
0000023114 00000 п.
0000023136 00000 п.
0000023158 00000 п.
0000024891 00000 п.
0000024915 00000 п.
0000027051 00000 п.
0000027074 00000 п.
0000027448 00000 н.
0000027472 00000 п.
0000029071 00000 н.
0000029095 00000 п.
0000032924 00000 п.
0000032947 00000 п.
0000033886 00000 п.
0000033910 00000 п.
0000037970 00000 п.
0000037994 00000 п.
0000044069 00000 п.
0000044093 00000 п.
0000049484 00000 п.
0000049508 00000 п.
0000054598 00000 п.
0000054622 00000 п.
0000056381 00000 п.
0000056405 00000 п.
0000058371 00000 п.
0000058395 00000 п.
0000063091 00000 п.
0000063115 00000 п.
0000068410 00000 п.
0000068434 00000 п.
0000073304 00000 п.
0000073328 00000 п.
0000078620 00000 п.
0000078644 00000 п.
0000084176 00000 п.
0000084200 00000 п.
0000087881 00000 п.
0000087905 00000 п.
00000

00000 п.
00000

00000 п.
0000096687 00000 п.
0000096711 00000 п.
0000101701 00000 п.
0000101724 00000 н.
0000102776 00000 н.
0000002104 00000 п.
0000003387 00000 н.
трейлер
]
>>
startxref
0
%% EOF

4421 0 объект
>
эндобдж
4422 0 объект
>
эндобдж
4497 0 объект
>
транслировать
HTmlSU ~ = \ F:% {{~ ӏm ڍ nUb1
Fa
1:? $ EI @ GB $ Ϲz}} 9

Произошла ошибка при установке пользовательского файла cookie

Этот сайт использует файлы cookie для повышения производительности.Если ваш браузер не принимает файлы cookie, вы не можете просматривать этот сайт.

Настройка вашего браузера для приема файлов cookie

Существует множество причин, по которым cookie не может быть установлен правильно. Ниже приведены наиболее частые причины:

• В вашем браузере отключены файлы cookie. Вам необходимо сбросить настройки вашего браузера, чтобы он принимал файлы cookie, или чтобы спросить вас, хотите ли вы принимать файлы cookie.
• Ваш браузер спрашивает вас, хотите ли вы принимать файлы cookie, и вы отказались.Чтобы принять файлы cookie с этого сайта, нажмите кнопку «Назад» и примите файлы cookie.
• Ваш браузер не поддерживает файлы cookie. Если вы подозреваете это, попробуйте другой браузер.
• Дата на вашем компьютере в прошлом. Если часы вашего компьютера показывают дату до 1 января 1970 г.,
  браузер автоматически забудет файл cookie. Чтобы исправить это, установите правильное время и дату на своем компьютере.
• Вы установили приложение, которое отслеживает или блокирует установку файлов cookie.Вы должны отключить приложение при входе в систему или проконсультироваться с системным администратором.

Почему этому сайту требуются файлы cookie?

Этот сайт использует файлы cookie для повышения производительности, запоминая, что вы вошли в систему, когда переходите со страницы на страницу. Чтобы предоставить доступ без файлов cookie
потребует, чтобы сайт создавал новый сеанс для каждой посещаемой страницы, что замедляет работу системы до неприемлемого уровня.

Что сохраняется в файле cookie?

Этот сайт не хранит ничего, кроме автоматически сгенерированного идентификатора сеанса в cookie; никакая другая информация не фиксируется.

Как правило, в файле cookie может храниться только информация, которую вы предоставляете, или выбор, который вы делаете при посещении веб-сайта. Например, сайт
не может определить ваше имя электронной почты, пока вы не введете его. Разрешение веб-сайту создавать файлы cookie не дает этому или любому другому сайту доступа к
остальной части вашего компьютера, и только сайт, который создал файл cookie, может его прочитать.

Картографические спутниковые курсы в переполненной термосфере

Спутники играют важную роль в нашей повседневной жизни, обеспечивая решения для навигации, передачи данных и связи, а также наблюдения Земли для мониторинга погоды, климата и природных ресурсов.Вся эта информация жизненно важна для политиков, предприятий и потребителей. Однако растущий спрос на услуги, предоставляемые спутниками, также создал все более тесную среду в районе низкой околоземной орбиты (НОО), где работают многие из этих спутников. В отличие от автомобилей на многолюдных городских улицах, спутники не имеют бортовых водителей, которые могут в любой момент объехать препятствия. Чтобы избежать столкновений и спланировать маневры уклонения, операторы спутников предсказывают орбиты и учитывают точно известные гравитационные силы; они также должны учитывать изменения траектории, вызванные атмосферным сопротивлением корабля, что является гораздо более сложной задачей.

Приблизительно 1800 активных спутников в настоящее время работают на высоте ниже 1000 километров [ Союз обеспокоенных ученых , 2005], где сопротивление воздуха или сопротивление воздуха достаточно велико, чтобы существенно повлиять на орбитальные траектории спутников. Эти активные космические корабли делят этот регион с более чем 10 000 инертных спутников и обломками.

Строительство очень больших группировок коммерческих спутников LEO началось примерно в 2018 году, когда частная компания SpaceX запустила свои первые прототипы спутников Starlink; другие компании (например,g., OneWeb, Amazon, Telesat) последовали их примеру или готовят собственные созвездия. К перегрузке добавляется быстро увеличивающееся количество недорогих малых спутников, которые теперь могут быть построены с использованием в основном готовых компонентов. Возможное добавление десятков тысяч объектов к НОО повысит риск катастрофических и каскадных столкновений. В результате экспоненциальный рост количества орбитального мусора может сделать НОО нежизнеспособным [ Kessler et al. , 2010], и переход на более высокие орбиты может стать опасным.

На низкой околоземной орбите атмосферное сопротивление на сегодняшний день является доминирующим источником ошибок, связанных с распространением по орбите (численное моделирование для прогнозирования будущего положения и скорости спутника), и оно играет определяющую роль в планировании миссии спутника, прогнозировании орбиты и входа в него, а также предотвращении столкновений. . Точное отслеживание и прогнозирование местоположения объектов в космосе имеет первостепенное значение для оценки риска столкновения, который определяет необходимость выполнения маневров уклонения. Таким образом, прогнозируемое в ближайшем будущем массовое увеличение количества космических аппаратов на орбите вызывает все более острую потребность в более точном моделировании и прогнозировании сопротивления спутника.

Качественные модели требуют исходных данных о качестве

Самым большим ограничением для улучшения моделей термосферы является непоследовательное качество и разреженное распределение наблюдений за верхними слоями атмосферы. Точность прогноза орбиты зависит от качества моделей силы атмосферного сопротивления и прогнозов, которые они производят. Характеристики спутников (например, размер и геометрия) влияют на сопротивление атмосферы, но сопротивление в основном зависит от очень низкой плотности сильно изменчивой верхней атмосферы, называемой термосферой.Для достижения значительных успехов в прогнозировании орбиты потребуется более точное определение и прогнозирование этой космической среды. Самым большим ограничением для улучшения моделей термосферы является непоследовательное качество и редкое распределение наблюдений за верхними слоями атмосферы.

Неопределенности в моделировании атмосферного сопротивления в значительной степени связаны с изменчивостью плотности нейтральных (в отличие от заряженных) атомов и молекул в термосфере. Эта изменчивость вызвана изменением солнечного экстремального ультрафиолетового излучения (называемого солнечной активностью), взаимодействием магнитосферы с солнечным ветром (называемым геомагнитной активностью) и распространяющимися вверх метеорологическими возмущениями, такими как гравитационные волны и приливы, которые возникают на более низких уровнях. высоты в атмосфере Земли.

Информация об этих движущих источниках требуется для использования как эмпирических, так и основанных на физике моделей верхних слоев атмосферы, которые, в свою очередь, используются (по отдельности) для расчета сопротивления спутника. Несмотря на прогресс, достигнутый за последние пару десятилетий, все еще существуют большие неточности в оценках энергии солнечной, магнитосферной и гравитационной волн, поступающей в термосферу — и, следовательно, в том, как эта энергия влияет — на термосферу [например, Siscoe et al. , 2004; Палмрот и др. ., 2005; Peterson et al., 2012; Oberheide et al. , 2015; Беккер и Вадас , 2020].

Поскольку научное сообщество фокусируется на улучшении измерений величины, пространственного распределения и временной эволюции этих факторов, предпринимаются усилия по продвижению моделирования термосферной изменчивости с разработкой и тестированием схем ассимиляции данных, которые сочетают модели и модели, близкие к реальности. временные наблюдения [например, Codrescu et al. , 2018; Sutton , 2018; Pilinski et al., 2016]. Методы ассимиляции данных использовались в анализе и прогнозах погоды на суше на протяжении десятилетий для лучшего определения метеорологических начальных условий в моделях.

Редкие данные из термосферы

Методы усвоения данных требуют постоянного потока наблюдений для обновления и уточнения прогнозов модели. Основным препятствием на пути усвоения данных для спецификации термосферы является нехватка высококачественных измерений плотности, температуры и состава.После более чем 15-летнего перерыва, когда данные практически не собирались, распределение данных о плотности с момента возобновления наблюдений в 2000 г. все еще остается довольно редким (рис. 1). Хотя эти данные способствовали проведению новых исследований по изучению верхних слоев атмосферы, этот вклад останется неизменным без адекватных последующих миссий по сбору данных.

Рис. 1. На этой гистограмме с накоплением показано распределение плотностных наблюдений геомагнитной и солнечной активности с помощью акселерометра по высоте и общей продолжительности наблюдений с 2000 по 2018 год.Наблюдения производятся с помощью спутников Challenging Minis Satellite Payload (CHAMP), Gravity Recovery and Climate Experiment (GRACE), Gravity Field and Steady-State Ocean Circulation Explorer (GOCE) и Swarm. Данные CHAMP и GRACE были получены из репозитория Делфтского технологического университета; Данные GOCE и Swarm были получены с платформы Earth Online Европейского космического агентства.

Эта информация еще более важна для разработки операционных моделей, ограниченных усвоением данных.Ассимиляция данных и последующая проверка модели с независимыми наблюдениями по определению невозможны без текущих данных. Устойчивые долгосрочные глобальные наблюдения за такими ключевыми переменными, как температура, ветер и химический состав в термосфере, необходимы для достижения лучшего понимания ее сложной динамики и химического состава, для оценки и улучшения моделей и для развития надежных возможностей прогнозирования.

Заполнение пробелов в данных

Измерения плотности воздуха с высоким разрешением выполняются на основе данных акселерометра с 2000 года.Эти данные были собраны немецким спутником CHAMP (Challenging Minis satellite Payload), а затем спутником GRACE (Gravity Recovery and Climate Experiment) НАСА и Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt и GOCE Европейского космического агентства (Gravity Field and Steady-State Ocean Circulation). Explorer) и спутники Swarm. За исключением Swarm, мониторинг плотности атмосферы не был целью миссии, поэтому эти ценные наборы данных о плотности, которые у нас есть в настоящее время, представляют собой данные при возможности .Наборы данных впервые сделали возможной относительно подробную проверку моделей термосферы, что, в свою очередь, внесло значительный вклад в улучшение моделей.

Рисунок 1 показывает, что у нас мало измерений плотности в условиях высокой и очень высокой солнечной активности. У нас также очень мало измерений в дни, когда условия геомагнитной бури были от умеренных до экстремальных из-за относительной редкости этих кратковременных (обычно 1–3 дня) штормовых явлений. С 2000 года с помощью акселерометров было измерено менее 10 экстремальных геомагнитных бурь, и очень важно, чтобы мы поддерживали и улучшали возможности мониторинга сейчас и в будущем, чтобы пополнить нашу немногочисленную базу данных.

Температура и состав нижней термосферы напрямую и глубоко влияют на всю окружающую среду на низкой околоземной орбите, но процессы, которыми они это делают, плохо ограничены. На рисунке 2 показано, насколько разрежено распределение данных о плотности даже для наиболее наблюдаемого шторма. в базе данных. На самых низких высотах, ниже 250 км, в данных GOCE нет записей о плотности воздуха в условиях очень высокой солнечной активности и только несколько в условиях высокой солнечной активности, и эти данные обеспечивают очень ограниченный локальный охват солнечного времени, поскольку они были собраны. только в 6: 00–8: 00 а.м. и 18: 00–20: 00 секторы (рассвет – закат).

Еще одним серьезным препятствием для прогнозирования сопротивления спутников на НОО является нехватка измерений температуры, плотности и химического состава в нижней термосфере на высоте от 100 до 200 километров. В этой области, которую можно было бы назвать «игноросферой», учитывая отсутствие наблюдений, атмосфера превращается из гомогенной смеси, состоящей в основном из молекулярного азота, в диффузионно разделенную газовую смесь, в которой преобладает атомарный кислород.Температура и состав нижней термосферы напрямую и глубоко влияют на всю окружающую среду НОО, однако процессы, с помощью которых они это делают, плохо ограничиваются моделями или наблюдениями, даже в виде средних сезонных значений [ Emmert et al. , 2020]. Это также регион, где геомагнитная активность выделяет в атмосферу огромное количество энергии, еще одну переменную, которая плохо ограничивается в моделях, и вызывает глобальные термосферные колебания во время штормов.

Рис. 2.Здесь показано распределение данных плотности по высоте, местному времени и продолжительности измерений (переменная заливка цветов), собранных тремя спутниками во время хорошо наблюдаемой геомагнитной бури 5 апреля 2010 года. (Бункеры 1 км × 1 мин). Источники данных такие же, как на рис. 1.

Для достижения необходимого прогресса в моделировании верхних слоев атмосферы, которое позволяет точно прогнозировать сопротивление и управлять космическим движением в условиях все более тесной космической среды, очень необходимы постоянные наблюдения за термосферой.В идеале, международная система наблюдений, подобная Всемирной метеорологической организации (ВМО) для прогнозов погоды, должна быть создана для координации усилий на глобальном уровне. ВМО служит хорошим примером, поскольку с 1873 года организация продвигала бесплатных и неограниченных обмена данными, и эта организация создала глобальную стандартизированную сеть для поддержки метеорологического обслуживания.

Эти усилия должны быть дополнены научными миссиями, сосредоточенными на определенных регионах, таких как нижняя термосфера-ионосфера (например,g., миссия Дедала) или по таким темам, как меняющийся поток солнечной энергии в магнитосферу (например, миссия Дионы).

Благодарности

Мы благодарим разработчиков моделей термосферы Джона Эммерта (Лаборатория военно-морских исследований США, Вашингтон, округ Колумбия) и Эрика Саттона (Центр технологий, исследований и образования космической погоды, Университет Колорадо в Боулдере) за их понимание и вклад в эту статью.

Беккер, Э., и С. Л. Вадас (2020), Явное глобальное моделирование гравитационных волн в термосфере, J. Geophys. Res. Space Phys. , 125 , e2020JA028034, https://doi.org/10.1029/2020JA028034.

Codrescu, SM, MV Codrescu, and M. Fedrizzi (2018), Ансамблевый фильтр Калмана для термосферы-ионосферы, Space Weather , 16 , 57–68, https://doi.org/10.1002/2017SW001752 .

Emmert, J. T., et al. (2020), NRLMSIS 2.0: Эмпирическая модель температуры и плотности нейтральных видов для всей атмосферы, Earth Space Sci., 7 , e2020EA001321, https://doi.org/10.1029/2020EA001321.

Кесслер, Д. Дж. И др. (2010), Синдром Кесслера: последствия для будущих космических операций, Adv. Astron. Sci. , 137 , 47–62.

Oberheide, J., et al. (2015), Геокосмический отклик на переменные входные данные из нижних слоев атмосферы: обзор прогресса, достигнутого Целевой группой 4 CAWSES-II, Prog. Планета Земля. Sci. , 2 , 2, https://doi.org/10.1186/s40645-014-0031-4.

Palmroth, M., et al. (2005), Оценка джоулева нагрева ионосферы с помощью МГД-моделирования GUMICS-4, AMIE и спутниковая статистика: На пути к синтезу, Ann. Geophys. , 23 (6), 2,051–2068, https://doi.org/10.5194/angeo-23-2051-2005.

Peterson, W. K., et al. (2012), Солнечная энергия ультрафиолетового излучения и ультрафиолетового ультрафиолета в термосфере на шкале времени вращения Солнца, полученная из фотоэлектронных наблюдений, J. Geophys. Res. , 117 , A05320, https: // doi.org / 10.1029 / 2011JA017382.

Pilinski, M. D., et al. (2016), Улучшенное определение орбиты и прогнозы с помощью ассимиляционного инструмента для определения сопротивления спутника, доклад, представленный на 50-й конференции Advanced Maui Optical and Space Surveillance Technologies Conference, Мауи, Гавайи, 20–23 сентября, amostech.com/TechnicalPapers/2016/Poster /Pilinski.pdf.

Сискоу, Г., Дж. Редер и А. Дж. Ридли (2004), Сравнение моделей трансполярного потенциального насыщения, J. Geophys. Res. , 109 , A09203, https: // doi.org / 10.1029 / 2003JA010318.

Саттон, Э. К. (2018), Новый метод усвоения данных на основе физики для спокойной и возмущенной термосферы, Space Weather , 16 , 736–753, https://doi.org/10.1002/2017SW001785.

Союз обеспокоенных ученых (2005 г.), спутниковая база данных UCS, www.ucsusa.org/resources/s satellite-database. [Обновлено 1 апреля 2020 г.]

Сведения об авторе

Шон Брюинсма ([электронная почта]), Управление космической геодезии, CNES, Тулуза, Франция; Мариангель Федрицци, Кооперативный институт исследований в области наук об окружающей среде, Колорадский университет в Боулдере; также в Центре прогнозирования космической погоды, NOAA, Боулдер, Колорадо.