Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
Приведены результаты однотипных оптических наблюдений, анализа и сравнения динамики эффектов в приземной атмосфере, сопровождавших четыре частных затмения Солнца вблизи г. Харькова (Украина) 11 августа 1999 г., 31 мая 2003 г., 3 октября 2005 г. и 29 марта 2006 г. Эффекты в утреннее, околополуденное...
Збережено в:
| Дата: | 2007 |
|---|---|
| Автори: | , , |
| Формат: | Стаття |
| Мова: | Російська |
| Опубліковано: |
Радіоастрономічний інститут НАН України
2007
|
| Теми: | |
| Онлайн доступ: | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8369 |
| Теги: |
Додати тег
Немає тегів, Будьте першим, хто поставить тег для цього запису!
|
| Назва журналу: | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| Цитувати: | Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца / А.Л. Акимов, Л.А. Акимов, Л.Ф. Черногор // Радиофизика и радиоастрономия. — 2007. — Т. 12, № 2. — С. 117-134. — Бібліогр.: 22 назв. — рос. |
Репозитарії
Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine| _version_ | 1860065246829346816 |
|---|---|
| author | Акимов, А.Л. Акимов, Л.А. Черногор, Л.Ф. |
| author_facet | Акимов, А.Л. Акимов, Л.А. Черногор, Л.Ф. |
| citation_txt | Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца / А.Л. Акимов, Л.А. Акимов, Л.Ф. Черногор // Радиофизика и радиоастрономия. — 2007. — Т. 12, № 2. — С. 117-134. — Бібліогр.: 22 назв. — рос. |
| collection | DSpace DC |
| description | Приведены результаты однотипных оптических наблюдений, анализа и сравнения динамики эффектов в приземной атмосфере, сопровождавших четыре частных затмения Солнца вблизи г. Харькова (Украина) 11 августа 1999 г., 31 мая 2003 г., 3 октября 2005 г. и 29 марта 2006 г. Эффекты в утреннее, околополуденное и послеполуденное время заметно отличались. По результатам измерений статистических характеристик уровня дрожания края солнечного диска оценены параметры динамических процессов в приземной атмосфере.
Наводяться результати однотипних оптичних спостережень, аналізу та порівняння динаміки ефектів у приземній атмосфері, що супроводжували чотири часткові затемнення Сонця поблизу м. Харкова (Україна) 11 серпня 1999 р., 31 травня 2003 р., 3 жовтня 2005 р. та 29 березня 2006 р. Ефекти у ранковий, колополудневий та післяполудневий час помітно відрізнялися. За результатами вимірювань статистичних характеристик рівня тремтіння краю сонячного диска оцінено параметри динамічних процесів у приземній атмосфері.
The similar type optical measurements of the surface atmosphere effects near Kharkiv city (Ukraine) during August 11, 1999, May 31, 2003, October 3, 2005, and March 29, 2006 solar eclipses are analyzed and compared in dynamics. The effects exhibit distinct diurnal variation during the morning, nearmeridian, and post-meridian hours. The variation measured in the statistics of the level of solar limb flickering is employed to estimate dynamic processes in the surface atmosphere.
|
| first_indexed | 2025-12-07T17:06:44Z |
| format | Article |
| fulltext |
Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2, с. 117-134
© А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор, 2007
УДК 551.558, 551.596: 550.388
Параметры турбулентных процессов в атмосфере,
сопровождавших затмения Солнца
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
Харьковский национальный университет имени В. Н. Каразина,
Украина, 61077, г. Харьков, пл. Свободы, 4
E-mail: Leonid.F.Chernogor@univer.kharkov.ua
Статья поступила в редакцию 12 февраля 2007 г.
Приведены результаты однотипных оптических наблюдений, анализа и сравнения дина-
мики эффектов в приземной атмосфере, сопровождавших четыре частных затмения Солнца
вблизи г. Харькова (Украина) 11 августа 1999 г., 31 мая 2003 г., 3 октября 2005 г. и 29 марта
2006 г. Эффекты в утреннее, околополуденное и послеполуденное время заметно отличались.
По результатам измерений статистических характеристик уровня дрожания края солнечного
диска оценены параметры динамических процессов в приземной атмосфере.
Введение
Атмосфера традиционно используется
в качестве телекоммуникационных каналов
(см., например, [1]). Качественные пока-
затели соответствующих телекоммуника-
ционных систем существенно ограничива-
ются наличием в атмосфере турбулентных
и конвективных процессов. Для исследова-
ния последних применяются радиофизичес-
кие, радарные, акустические, радиоакусти-
ческие и другие методы [2-11].
В настоящей работе для исследования
турбулентных и конвективных процессов
в атмосфере использовался оптический метод,
который описан в наших статьях [12-15].
Суть его заключается в следующем. При
помощи оптического телескопа измерялась
амплитуда дрожания края солнечного дис-
ка, обусловленного атмосферными процес-
сами (турбулентностью, конвекцией и ад-
векцией). Одновременно с оптическими
наблюдениями контролировалась метеооб-
становка (облачность, температура возду-
ха и скорость ветра). Для расширения воз-
можностей оптического метода, и, в част-
ности, для разделения вклада турбулентных
и конвективных процессов использовались
измерения перед наступлением, во время
затмений Солнца (ЗС) и после них.
Целью работы является изложение ре-
зультатов наблюдений, анализа и сравнения
параметров турбулентных и конвективных
процессов, сопровождавших ЗС в разное
время суток вблизи г. Харькова (Украина)
11 августа 1999 г., 31 мая 2003 г., 3 октября
2005 г. и 29 марта 2006 г.
1. Общие сведения о затмениях Солнца
Для земного наблюдателя угловые раз-
меры Солнца и Луны, как известно, близ-
ки между собой. Это обстоятельство при-
водит к возможности полных ЗС, которые
в данной географической местности слу-
чаются редко. Чаще всего наблюдаются
частные ЗС.
Пространственно-временные характери-
стики. Полное ЗС на земном шаре длится
около 3.5 ч, частное – до 5.5 ч. Разумеется,
для неподвижного наблюдателя продол-
жительность полного затмения не превы-
шает 2 2.5÷ мин (в зависимости от места
наблюдения), продолжительность частного
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
118 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
затмения 0 2 2.5t = ÷ ч. Максимальная ши-
рина полосы полного затмения не превыша-
ет 270 км, а ширина полосы частных затме-
ний достигает многих тысяч километров.
Длина полосы 1 15000l ≈ км.
Лунная тень скользит по поверхности
Земли с запада на восток со скоростью, рав-
ной орбитальной скорости Луны (около
1000 м/с). Земля, как известно, вращается
в том же направлении. Скорость вращения
земной поверхности постепенно уменьша-
ется от 460 м/с (на экваторе) до 0 м/с (на по-
люсах). По этой причине в приэкваториаль-
ной области лунная тень скользит с относи-
тельной скоростью около 540 м/с, т. е. вдвое
медленнее, чем в области полюсов. В окрест-
ности г. Харькова эта относительная ско-
рость близка к 750 м/с.
Интересно, что возможна ситуация, когда
она превышает скорость звука sv в атмос-
фере, которая в зависимости от высоты из-
меняется от 300 до 800 м/с. При этом в газе
может генерироваться ударная волна плот-
ности, которая по мере распространения
от источника превращается в акустико-гра-
витационную волну [16, 17].
При покрытии диском Луны солнечно-
го диска поверхность Земли, нижняя часть
ее атмосферы (до озоносферы включи-
тельно) и термосфера охлаждаются.
Энергетические характеристики. Все
описываемые ниже ЗС при наблюдении
вблизи г. Харькова были частными (табл. 1).
Максимальное значение функции пок-
рытия Солнца ( ) ,obs sA t S S= где ,obsS sS –
площадь покрытой части Солнца и его пол-
Таблица 1. Основные данные о ЗС и атмосферных эффектах
Примечание: 2
Sσ – дисперсия смещения края солнечного диска, 2
minSσ – ее минимальное занчение (при подав-
ленной конвекции).
Начало ЗС 09:57 02:10 08:36 10:02
Конец ЗС 12:29 04:20 10:42 12:21
Момент наступления
максимального покрытия 11:13 03:10 09:38 11:12
Максимальное значение
функции покрытия Солнца 0.73 0.64 0.24 0.77
Максимальное уменьшение
освещенности, разы 3.9 3.6 1.3 5.2
Средняя скорость ветра, м/с 5 6÷ 5 6÷ 3 4÷ 4 5÷
Порывы ветра, м/с 15 16÷ 8 6 8÷ 7
Облачность Появилась Практически Практически Присутствовала
после 13:00 отсутствовала отсутствовала в более 80 %
от времени
наблюдения
Максимальное значение
температуры воздуха ,at ° 32 20 18 14
Максимальное
уменьшение ,at ° 7.3 2.1 1.3 2.3
Значение min ,Sσ угл. с 0.38 0.01± 0.60 0.01± 0.58 0.01± 0.35 0.01±
Максимальное
уменьшение ,Sσ угл. с 0.68 0.03± 0.30 0.02± 0.14 0.02± –
11.08.1999 г. 31.05.2003 г. 3.10.2005 г. 29.03.2006 г.Характеристики
и параметры
Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
119Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
ная площадь, не превышало 0.77, а мини-
мальное равнялось 0.24. Освещенность по-
верхности Земли в моменты максимально-
го покрытия диска Солнца уменьшалась в
1.3 5.2÷ раза по сравнению с фоновыми
днями. Это приводило к уменьшению аб-
солютной температуры газа в приземной
атмосфере aT по сравнению с контрольны-
ми днями на 1.3 7.3÷ К в течение времени
0 1.5t ≈ ч. Исходя из этого, оценим энерге-
тические характеристики возмущенной
приземной атмосферы . Для изменения
объемной плотности внутренней энергии газа
T p aC Tε = ρΔ имеем 3 3 30.9 10 4.7 10 / .Дж мTε ≈ ⋅ ÷ ⋅
Здесь 310 /( )Дж кг КpC ≈ ⋅ − теплоемкость газа
при постоянном давлении, 1.3ρ ≈ кг/м3 –
плотность газа у поверхности Земли,
2 0.7 3.6a aT TΔ ≈ Δ ≈ ÷ К – среднее измене-
ние .aT Такому значению Tε и 0 2t ≈ ч соот-
ветствует изменение удельной мощности
0 0.1 0.7T Tp t= ε ≈ ÷ Вт/м3. Полученное зна-
чение Tε близко к величине изменения удель-
ной энергии движения газа в циклоне (анти-
циклоне). В то же время 0.1 0.7Tp ≈ ÷ Вт/м3
на 1–2 порядка превышает изменение удель-
ной мощности движения газа в циклоне
и соизмерима с аналогичной характеристи-
кой для ураганов (тайфунов) и шквалов.
Оценим изменение внутренней энергии
aE газа в приземной атмосфере и соот-
ветствующую мощность .aP Для этого
вначале оценим объем aV газа в затенен-
ной области атмосферы. При диаметре
зоны затмения 2 4000l ≈ км (по уровню
0.6)A ≈ имеем площадь частично затенен-
ной атмосферы 131.3 10aS ≈ ⋅ м2. Высотный
масштаб убывания возмущений aT поряд-
ка ( )1 2
0 2 ,t tL K t= где tK – коэффициент
турбулентного обмена. При типичном зна-
чении 1tK = м2/с имеем 50tL ≈ м. Тогда
15 32 10 .мaV = ⋅ При этом 17 186 10 3 10 ,ДжaE ≈ ⋅ ÷ ⋅
13 148 10 4 10aP ≈ ⋅ ÷ ⋅ Вт. Полученное значе-
ние aE близко к энергии циклона и соот-
ветствует энерговыделению 150 750÷ -мега-
тонной термоядерной бомбы. Величина aP
в 4 20÷ раз превышает мощность, потреб-
ляемую человечеством в настоящее время
(около 132 10⋅ Вт). С учетом движения лун-
ной тени для оценки интегрального эф-
фекта значение aE необходимо увеличить
в 1 2 4l l ≈ раза.
В озоносфере (средняя высота 45z ≈ км)
значение 310−ρ ≈ кг/м3, а вертикальный мас-
штаб близок к 10 км. Тогда при 1aTΔ ≈ К
приведенные выше удельные энергетические
характеристики для озоносферы будут на 3
порядка меньше. Значение 174 10aE ≈ ⋅ Дж,
138 10aP ≈ ⋅ Вт.
В нижних слоях термосферы
7 610 10− −ρ ≈ ÷ кг/м2, 10aTΔ ≈ К и соответствую-
щие удельные энергетические характеристики
на 5 7÷ порядков меньше, чем эти же харак-
теристики в приземной атмосфере. Посколь-
ку вертикальный масштаб порядка 10 км,
14 15 10 114 10 4 10 8 10 8 10 .Дж и Втa aE P≈ ⋅ ÷ ⋅ ≈ ⋅ ÷ ⋅
Ощутимая часть (около 3 110 10 )− −÷ оце-
ненной энергии затрачивается на перестрой-
ку динамических процессов в атмосфере.
Изучению некоторых из них посвящена
настоящая работа.
Функция покрытия Солнца. Освещен-
ность поверхности Земли. Для описания ос-
вещенности поверхности Земли положим:
( )( ) (0) 1 ( ) cos ,E EE t E A t= − χ (1)
где (0) ( 0),E EE E= χ = ( )tχ = χ – зенитный
угол.
При более точном описании в выраже-
нии (1) функцию покрытия ( )A t следует за-
менить на функцию покрытия ( ),A t которая
учитывает распределение яркости по диску
Солнца. Учет последнего осуществлялся
при помощи безразмерной функции
2
0 0( ) (1 )(1 ),i r r= μ + −μ −
где r – безразмерное расстояние до дан-
ной точки на диске Солнца от его центра,
0 0.46μ = – коэффициент [18]. Связь между
( )A t и ( )A t следующая:
( ) ( ) ( ),A t A t i r= ⋅
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
120 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
где 0 1.r≤ ≤ При равномерном распределе-
нии очевидно, что 0 1,μ = а ( ) ( ).A t A t= За-
метим, что различие между функциями ( )A t
и ( )A t может быть существенным, особен-
но на последних стадиях покрытия Солн-
ца или при его незначительном затенении.
Метеорологическая обстановка. Обсер-
ватория, где выполнены оптические и ме-
теорологические наблюдения, находится
в основном в открытой ровной степи в 70 км
на юго-восток от г. Харькова. Вблизи об-
серватории расположена лесопосадка, высо-
та деревьев достигает 5 6÷ м. Высота пост-
роек на территории обсерватории не пре-
вышает 3 4÷ м.
Состояние погоды, существенное для оп-
тических наблюдений, было следующим
(см. также табл. 1).
Утром 11 августа 1999 г. до 05:00 (здесь
и далее время мировое – UT) дул слабый
восточный ветер. Затем его направление из-
менилось на юго-западное. В атмосфере
отмечалась слабая дымка. Около 09:00 поя-
вились конвективные облака. К 10:00 ветер
значительно усилился, большая часть неба
была покрыта облаками. В 10:40 ветер дос-
тиг максимальной силы ( 15u ≈ м/с). При
сильных порывах ветра отмечалось дрожа-
ние телескопа с частотой около 8 Гц. В 11:00
ветер существенно ослабел, облака начали
“рассыпаться”, “таять”, превращаться
в дымку и исчезать. К моменту максималь-
ной фазы ЗС облака полностью исчезли
и прекратился ветер. Температура воздуха
на высоте 2 м уменьшилась почти на 7.3 .°
Около 12:00 началось усиление ветра, по-
явились небольшие облака. Примерно
в 13:00 небо покрылось хорошо развитыми
кучевыми облаками.
В течение всего времени наблюдения
утром 31 мая 2003 г. небо было практичес-
ки безоблачным. Примерно до 03:00 ветер
отсутствовал, после 03:00 скорость юго-за-
падного ветра постепенно увеличивалась
и к 06:00 достигла 5 6÷ м/с. Эпизодически
(в интервалах времени 03:30 – 04:20 и 05:30 –
06:00) отмечались порывы ветра со скорос-
тью до 8 м/с.
Днем 3 октября 2005 г. небо было безоб-
лачным, скорость северо-западного ветра
обычно не превышала 3 4÷ м/с. Некоторое
усиление ветра имело место примерно
в 07:30 и в интервале времени 08:50 – 08:55.
При этом 6 8u ≈ ÷ м/с.
В дневное время 29 марта 2006 г. облач-
ность была существенной: временами более
половины неба было покрыто плотными
облаками. Оптические измерения эффектов
затмения были возможны лишь в интервале
времени c 11:00 до 12:00. Скорость запад-
ного ветра 6u ≈ м/с. После 14:15 начался
небольшой дождь. Небо покрылось плот-
ными облаками.
Добавим, что метеорологическая обста-
новка в контрольные дни 10 и 12 августа
1999 г., 30 мая, 1 и 2 июня 2003 г., 2 и 4 ок-
тября 2005 г. была примерно такой же, как
и в дни затмений. Для ЗС 29 марта 2006 г.
в качестве контрольных суток выбраны 25,
26 и 27 марта, которые отличались доста-
точно низким уровнем облачности. День 28
марта был пасмурным, Солнце появлялось
лишь изредка. День 30 марта в первой по-
ловине также был пасмурным. После полу-
дня появилось Солнце, стало тепло и сухо.
2. Средства и методы
Средства наблюдения. Эффекты четырех
ЗС в приземной атмосфере наблюдались при
помощи оптического телескопа АФР-2,
установленного в Астрономической обсер-
ватории Харьковского национального уни-
верситета имени В. Н. Каразина (ХНУ)
вблизи г. Харькова. Ее координаты: 49 38′°
с. ш., 36 56′° в. д. Эквивалентное фокус-
ное расстояние телескопа составляло 7 м.
Объектив расположен на высоте 0 3z ≈ м.
Основу измерительного комплекса состави-
ли телескоп, регистрирующая система
и компьютер.
Оптические измерения сопровождались
регистрацией температуры воздуха каждые
15 мин. Для этого использовались серий-
ные термометры, погрешность измерения
которых составляла 0.1 .°
Методики измерения и обработки дан-
ных. Измерения температуры воздуха, ско-
рости ветра и наблюдения за состоянием
Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
121Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
погоды были выполнены накануне, в день
ЗС и после него. Измерения амплитуды дро-
жания края солнечного диска производи-
лись обычно за несколько часов до наступ-
ления, в течение затмения и после него.
Апертура телескопа ограничивалась
диафрагмой диаметром 3dd = см в изме-
рениях 1999 г. и 5dd = см в последующем.
В фокусе телескопа устанавливалась прямо-
угольная диафрагма размером 20 50′′× вдоль
лимба Солнца и перпендикулярно к нему.
Край Солнца выступал на 30′′ от края
диафрагмы. Измерялась амплитуда дрожа-
ния края Солнца, обусловленного турбу-
лентными и конвективными процессами
в приземной атмосфере. Для этого световой
сигнал, прошедший через диафрагму, фильтр
(эффективная длина волны 75.6 10−⋅ м),
фотоэлектронный умножитель (ФЭУ) и ши-
рокополосный операционный усилитель
со 100 %-й отрицательной обратной связью,
подавался на интегратор с временем интег-
рирования 10 мс. После оцифровки с час-
тотой 50 Гц амплитуда сигнала ( )s t сохра-
нялась на магнитном носителе. Одна реа-
лизация, составленная из 512 отсчетов,
имела длительность около 10 с. Продол-
жительность серии, образованной 18 реа-
лизациями, равнялась 3 мин. Обычно серии
повторялись через 8 20÷ мин.
Полученная зависимость ( )s t использо-
валась для вычисления автокорреляцион-
ной функции sK и энергетического спектра,
причем
( )( )2
1
1( ) ( ) ( ) ,
n N j
s
n
K j s n s s n j s
Ns
= −
=
= − + −∑
где s – среднее значение сигнала; n – но-
мер отсчета сигнала; j – номер отсчета ар-
гумента ,jτ = Δτ 20Δτ = мс; 512N = – пол-
ное число отсчетов. Значение (0)sK пропор-
ционально дисперсии смещения 2
Sσ края сол-
нечного диска, причем 4(0) 10sK −= соответ-
ствует 0.25 .S "σ =
Отметим, что перемещение края Солнца
в диафрагме практически пропорциональ-
но изменению сигнала на выходе ФЭУ,
поскольку изменение яркости фотосферы
на угловом расстоянии 30" от края не пре-
вышает 1 % на 1" дуги. При смещении
до 5′′ эту яркость можно считать линейной
функцией смещения. При этом перемеще-
ние на 1" приводит к изменению уровня
сигнала на 4 % [12].
Объектом исследования в настоящей
работе были временные вариации 2 ,Sσ а так-
же вызывающие их физические процессы.
3. Результаты наблюдений
ЗС 11 августа 1999 г. Рассмотрим вре-
менные вариации среднего квадратическо-
го отклонения смещения края солнечного
диска .Sσ
В день ЗС (рис. 1) величина Sσ постепен-
но увеличивалась от значения 0.62 0.01′′ ′′±
(04:22) до 1.15 0.04′′ ′′± (09:00). Интересно,
что в интервале времени 04:22 – 07:00 вели-
чина Sσ почти не зависела от зенитного угла
Солнца χ, хотя освещенность поверхности
Земли при этом возросла вдвое. С 07:00
до 09:00 величина Sσ удвоилась, а освещен-
ность увеличилась лишь на 20 %. Начи-
ная с 09:00, наблюдалось сначала медлен-
ное (до 10:00), а затем быстрое падение .Sσ
В интервале времени 11:16 – 11:32 оно дос-
тигло минимального значения порядка
0.4 .′′ Примерно с 11:49 и до 13:00 имело
место возрастание .Sσ Такое поведение
величины Sσ было лишь в среднем. В 10:45
и 11:07 наблюдался рост Sσ до значений
0.98 0.03′′ ′′± и 0.61 0.01′′ ′′± соответственно.
Примерно после 11:10 в течение 2 ч наблю-
дались квазипериодические вариации
( ),S tσ величина квазипериода составляла
20 25÷ мин, относительная амплитуда
колебаний была близка к 6 8 %.÷ Такие
параметры, как известно, свойственны ат-
мосферным гравитационным волнам (АГВ).
По-видимому, их появление связано с ЗС
[16, 17]. Разумеется, однопозиционные из-
мерения не позволяют различать колеба-
тельные и волновые процессы.
Поведение ( )sK j было следующим. Ут-
ром (04:22 – 04:25) в условиях слабо выра-
женной конвекции (0) 609 19sK ≈ ± (здесь
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
122 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
и далее в единицах 610 ),− интервал авто-
корреляции 60kτ ≈ мс (на уровне уменьше-
ния ( )sK j вдвое). В окрестности местного
полудня (08:31 – 08:34) (0) 1790 100,sK ≈ ±
30kτ ≈ мс. При этом имела место наиболь-
шая активность конвекции. Вскоре после
максимального покрытия диска Солнца
(11:32 – 11:35) (0) 259 6,sK ≈ ± 50kτ ≈ мс.
Полученные значения kτ отражают ско-
рость перестройки атмосферных процессов
(напомним, что временной интервал диск-
ретизации составлял 20 мс). Усиление кон-
векции в середине дня привело к росту (0)sK
примерно в 3 раза. В максимальной фазе ЗС
конвекция была подавлена, и (0)sK умень-
шилась в 2.3 раза по сравнению с утренним
значением и в 7 раз по сравнению с полуден-
ным значением.
Временные вариации температуры воз-
духа at накануне, в день ЗС и после него
приведены на рис. 2. Видно, что ЗС обусло-
вило падение температуры на 7.3 .° Ско-
после исключения влияния уменьшения толщины
атмосферного слоя (2); составляющей S ,σ свя-
занной с механической турбулентностью S1( ),σ
и составляющей S ,σ обусловленной конвекцией
Sm2( ),σ после исключения влияния уменьшения тол-
щины атмосферного слоя. Здесь и далее верти-
кальные линии отмечают моменты начала, мак-
симального покрытия и окончания ЗС
Рис. 2. Временные вариации температуры газа
в приземной атмосфере в день затмения 11 авгус-
та 1999 г. (сплошная кривая), 10 августа 1999 г.
(штрих) и 12 августа 1999 г. (точки)
Рис. 1. Временные вариации (панели сверху вниз):
функции покрытия Солнца (1), отношения покры-
того D и полного 0D диаметров диска Солнца (2);
относительной освещенности поверхности Земли
в день ЗС 11 августа 1999 г. (1) и контрольный
день (2); среднего квадратического отклонения
смещения края солнечного диска Sσ (1), то же
Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
123Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
рость уменьшения, а затем увеличения зна-
чений at в этот день была рекордной: 11
и 5 /ч° соответственно. В фоновые дни эта
скорость была близка к 1 / .ч°
Добавим, что большой интервал (15 мин)
в измерениях at не позволил изучить АГВ
по температурным данным, хотя относи-
тельная погрешность измерения темпера-
туры (около 0.3 0.4 %)÷ позволяла это сде-
лать.
ЗС 31 мая 2003 г. Временные вариации
среднего квадратического отклонения сме-
щения края солнечного диска представле-
ны на рис. 3. Вскоре после начала ЗС значе-
ние 0.9 .S ′′σ ≈ Далее имело место его паде-
ние до минимального значения 0.6 ,S ′′σ ≈
которое наблюдалось около 03:25, т. е. при-
мерно через 15 мин после наступления фазы
максимального покрытия диска светила.
После этого значения ,Sσ несколько флук-
туируя, увеличивались до 1.2 .′′ В момент
окончания ЗС 0.9 ,S ′′σ ≈ т. е. стало таким
же, как и в начале затмения.
Временные вариации температуры воз-
духа at в приземном слое атмосферы при-
ведены на рис. 4. Видно, что в день ЗС at
уменьшилась на 2 .°
ЗС 3 октября 2005 г. Временные вариа-
ции ( )S tσ представлены на рис. 5. Видно,
что значения Sσ оставались практически
неизменными в интервале времени с 07:00
до 09:00. Примерно с 09:00 до 09:38 наблю-
далось падение .Sσ Моменты наступления
минимума в зависимости ( )S tσ и макси-
мального покрытия диска Солнца практи-
чески совпали. При этом min 0.58 .S ′′σ ≈ Пос-
ле 09:38 имел место рост ( ),S tσ который
сменился падением Sσ после окончания ЗС.
Заметное уменьшение температуры воз-
духа началось лишь после наступления фазы
максимального покрытия диска Солнца
(рис. 6). При этом at уменьшилась пример-
но на 1.3 .° Возврат температуры воздуха
к невозмущенным значениям начался
примерно за 15 мин до окончания ЗС, а за-
кончился через 15 мин после его окончания.
При этом скорость роста at была около
4 / ,ч° в то время как в фоновые дни эта
величина составляла 1 / .ч°
Рис. 3. Те же зависимости, что на рис. 1, для ЗС
31 мая 2003 г. Здесь и далее стрелка обозначает
момент восхода Солнца на поверхности Земли
в обсерватории
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
124 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
Рис. 4. Временные вариации температуры газа
в приземной атмосфере, измеренные разнесен-
ными по горизонтали термометрами (две верх-
ние панели) в день затмения 31 мая 2003 г.
(сплошная кривая) и контрольные дни 1 июня
2003 г. (точки) и 2 июня 2003 г . (штрих),
а также приращений этой температуры
a1,2 a1,2 a1,2t ( t ) t t (02 :00)δ = − (две нижние панели)
Рис. 5. Те же зависимости, что на рис. 1, для ЗС
3 октября 2005 г.
Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
125Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
ЗС 29 марта 2006 г. Из-за значительной
облачности зависимость ( )S tσ получена
лишь в интервале времени 11:00 – 12:00
(рис. 7). Поведение ( )S tσ для этого ЗС от-
личалось от поведения ( )S tσ для рассмот-
ренных выше затмений. После наступле-
ния фазы максимального покрытия диска
Солнца значения ( )S tσ продолжали умень-
шаться по крайней мере до 12:00.
Температура воздуха в основном отсле-
живала фазы ЗС (рис. 8). При максималь-
ном покрытии диска Солнца at уменьши-
лась на 2.1 .° К концу ЗС она вернулась
к своему невозмущенному значению. Ско-
рость уменьшения at при затмении состав-
ляла около 2 /ч,° а в соседние дни она
обычно не превышала 1 / .ч°
Рис. 6. Временные вариации температуры газа
в приземной атмосфере, измеренные разнесенны-
ми по горизонтали термометрами в день затме-
ния 3 октября 2005 г. (сплошная кривая) и конт-
рольные дни 2 октября 2005 г. (штрих) и 4 ок-
тября 2005 г. (точки)
Рис. 7. Те же зависимости, что на рис. 1, для ЗС
29 марта 2006 г.
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
126 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
4. Результаты моделирования и расчетов
Общие сведения. Известно, что дрожание
изображений вызвано флуктуациями угла
прихода лучей, обусловленных турбулент-
ными процессами, конвекцией и порыва-
ми ветра [19, 20]. В приземной атмосфере
внутренний и внешний масштабы турбу-
лентности составляют 1 10÷ мм и 1 10÷ м
соответственно. Дрожание изображений на-
блюдается при размерах неоднородностей,
больших диаметра диафрагмы телескопа
0.03 0.05dd = ÷ м.
Дисперсия флуктуаций угла прихода
лучей определяется структурной характери-
стикой 2
nC [19]:
2 1 3 2
0
2.84 sec ( )d .S d nd C z z
∞
−σ = χ∫
Данная формула справедлива, если слой
атмосферы можно считать плоским (т. е.
75 80 )χ ≤ ÷ ° и если радиус первой зоны
Френеля Ф .dr d< В нашем случае Ф 1r < см.
Изменения 2
Sσ во времени вызваны как
вариациями 2 ( ),nC t так и изменениями ( ),tχ
а значит и толщины слоя sΔ атмосферы,
дающего вклад в интегральный эффект.
Поэтому удобно исключить зависимость
2
Sσ от ( ),tχ т. е. перейти к
2 2 cosSm Sσ = σ χ =
1 3 2 1 3 2
0
2.84 ( )d 2.84 ,d n d nd C z z d C
∞
− −
Σ= =∫ (2)
где
2 2
0
( )d .n nC C z z
∞
Σ = ∫
Очевидно, что зависимость 2 ( )Sm tσ обус-
ловлена зависимостью 2 ( ).nC t
В оптическом диапазоне основной при-
чиной флуктуаций показателя преломления
n являются флуктуации абсолютной темпе-
ратуры атмосферного газа aT [19, 20]. Дис-
персия последних 2 310 1T
−σ ≈ ÷ К2. Величина
n связана с aT и давлением газа p следую-
щим образом [19, 20]:
61 80 10 ,
a
pn
T
−≈ + ⋅
где p – в миллибарах, aT – в кельвинах.
Тогда
6
280 10n T
p
T
−σ = σ ⋅
или
2
2 6 2
280 10 ,n T
pC C
T
−⎛ ⎞= ⋅⎜ ⎟⎝ ⎠
Рис. 8. Временные вариации температуры газа
в приземной атмосфере, измеренные разнесенны-
ми по горизонтали термометрами 28 марта
2006 г. (тире), 29 марта 2006 г. (сплошная кри-
вая), 30 марта 2006 г. (точки)
Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
127Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
где 2 ,nσ 2
Tσ дисперсии n и ;aT 2
nC и 2
TC – их
структурные характеристики.
При 1000ap ≈ мбар, 290aT ≈ К имеем
2 12 2 6 1/30.9 10 . 1.05 10 , .Отсюда К мn T T nC C C C− −≈ ⋅ ≈ ⋅ ⋅
С другой стороны, структурная характери-
стика флуктуаций aT [19]:
2 2 4 3 2
0 ,T tC a a L= γ (3)
где ,a adγ = γ + γ 210ad pg C −γ = ≈ К/м – ади-
абатический градиент температуры, g – ус-
корение свободного падения, ;a aT zγ = −∂ ∂
3ta ≈ – турбулентное число Прандтля;
2 2.83;a ≈ 0L z= κ – внешний масштаб тур-
булентности, 0.4κ = – постоянная Кар-
мана [19]. При 0 3z = м имеем 0 1.2L ≈ м,
0.3 .TCγ ≈
При этом справедливо следующее соот-
ношение [19]:
1 3
0 .T TC Lσ =
Для 0 1.2L ≈ м имеем 1.06 .T TCσ ≈
Предположим, что в первом приближе-
нии процессы механической турбулентно-
сти и конвекции (термической турбулент-
ности) статистически независимы. При
этом считается, что турбулентность вызы-
вается пульсациями скорости движения
газа, а конвекция – градиентом темпера-
туры газа. Упомянутые пульсации возни-
кали за счет обтекания ветром неровностей
ландшафта, близлежащей лесопосадки,
построек и т. п. Даже при скорости ветра
1u = м/с, средней высоте неровностей 2h ≈ м
число Рейнольдса 5Re 10 .uh= ρ η ≈ Здесь
52 10−η ≈ ⋅ Па⋅с – коэффициент динамичес-
кой вязкости. Переход от ламинарного дви-
жения воздуха к турбулентному, как извест-
но, наблюдается при крRe 10 1000.≈ ÷
Представим тогда 2
Sσ и 2
Smσ в виде:
2 2 2
1 2 ,S S Sσ = σ + σ
(4)
2 2 2
1 2 ,Sm Sm Smσ = σ + σ
где 2
1,Sσ 2
2Sσ – дисперсии флуктуаций угла
прихода, обусловленные турбулентнос-
тью и конвекцией; 2
1Smσ и 2
2Smσ – эти же
величины при 0.χ = Для 2
1,Smσ 2
2Smσ спра-
ведлива формула (2). При расчете 2
1Smσ ос-
новной вклад в интеграл дает приземный слой
толщиной 1 0.5 1L ≈ ÷ км [19]. Рассчитывая
2
2 ,Smσ необходимо учесть особенности кон-
векции. В случае развитой конвекции [19]
4 3
2 2
0
0
( ) ( ) .n n
zC z C z
z
−
⎛ ⎞
= ⎜ ⎟
⎝ ⎠
(5)
Из соотношений (2), (5) следует, что
2 1 3 2
2 0 02.84 3 ( ),Sm d nd z C z−σ = ⋅ (6)
т. е. эффективная толщина 2L слоя с кон-
векцией равна 03 9z ≈ м. Видно, что .1 2L L
ЗС 11 августа 1999 г. Результаты расче-
та 1( )Sσ χ (а точнее 1( ))S tσ приведены на
рис. 1. Для углов 75 80χ ≤ ÷ ° она имеет вид:
10
1( ) ,
cos
S
S = σσ χ
χ
где 10 1 0 0( ) cos ,S Sσ = σ χ χ 0 min( ).tχ = χ В момент
времени min 11 30ч минt ≈ имеем 0 41 ,≈ °χ
1 0( ) 0.38 , S ′′σ χ ≈ 10 0.33 .S ′′σ ≈
Временная зависимость 2Sσ показана на
рис. 1. Интересно, что в интервале времени
04:22 – 10:00 она неплохо аппроксимирует-
ся зависимостью 2
2 ( ) cos ( ).S t tσ ∝ χ Такая
зависимость не является универсальной
и отражает особенности рельефа земной по-
верхности в месте наблюдения (междуречье,
распаханное поле и лесопосадка). В другой
местности она иная [21].
Имея зависимость 2 ( ),Sm tσ из (6) можно
вычислить 0( ),nC z а затем 0( ),TC z 0( )T zσ
и 0( ).zγ Результаты расчетов приведены
в табл. 2. Из нее видно, что по мере покры-
тия диска Солнца ,nC TC и γ уменьшались,
а затем, по мере открытия диска Солнца, –
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
128 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
увеличивались. Около 11:30 роль конвекции
была пренебрежимо малой.
После вычета вклада конвекции по за-
висимости 1( )Sm tσ можно вычислить 2 ( ),nC tΣ
а также оценить ( )nC t в случае однородно-
сти турбулентных свойств в пределах слоя
толщиной 1.L Результаты расчетов для ЗС
11 августа 1999 г. и других ЗС приведены
в табл. 3.
ЗС 31 мая 2003 г. Наблюдения 31 мая 2003 г.
выполнены в утреннее время. Следовало
ожидать, что в начале измерений (пока зна-
чение aT было близко к ночному) конвек-
тивные процессы будут несущественными.
Вклад в 2
Sσ давала лишь турбулентность.
Для подтверждения этого вычислена ве-
личина Smσ (см. рис. 3). Оказалось, что до
03:25 среднее квадратическое отклонение
Smσ практически не зависело от времени.
Это, скорее всего, свидетельствовало о не-
значительной роли конвекции. Вклад в 2
Sσ
при этом давал турбулентный слой толщи-
ной 1 0.5 1L = ÷ км [19]. Зная 2 ,Smσ из (2) мож-
но вычислить 2 .nC Σ Для 0.3Sm ′′σ = значение
2 132.4 10nC −
Σ ≈ ⋅ м1/3. При 1 0.5L = км имеем
2 164.8 10nC −≈ ⋅ м–2/3.
Полагая далее, что справедливо соотно-
шение (4), вычислим 2 2 2
2 1.Sm Sm Smσ = σ − σ Если
в интервале наблюдений 03:30 – 06:00 мож-
но полагать 1Smσ постоянным и равным
0.3 ,′′ удастся проследить за временными
вариациями 2.Smσ Для 2
2Smσ также спра-
ведлива формула (2). Из нее вычисляются
значения 2 ( ),nC tΣ обусловленные конвек-
цией. Для достаточно развитой конвекции
справедливы соотношения (5) и (6), где
в качестве 0 3z = м выбрана высота теле-
скопа. При этом 2 2
0 03 ( )n nC z C zΣ = и эффектив-
ная толщина 2L слоя с конвекцией пример-
но равна 03 ,z т. е. около 9 м. По значениям
2 ( )nC tΣ оценены ( )nC t (табл. 3).
Результаты оценки ( ),nC t ( ),TC t Tσ и ( )tγ
на высоте 0z приведены в табл. 4. Видно, что
.adγ γ В переходное время суток (утром
Таблица 2. Основные параметры, описывающие атмосферную конвекцию днем 11 августа 1999 г.
Время 2,Smσ угл. с 0( ),nC z м–1/3
0( ),TC z К/м1/3
0( ), КT zσ 0( ), К /мzγ
07:00 0.63 73.1 10−⋅ 0.35 0.37 0.11
07:30 0.73 73.5 10−⋅ 0.40 0.42 0.12
08:00 0.83 74.0 10−⋅ 0.46 0.49 0.14
08:30 0.91 74.5 10−⋅ 0.50 0.53 0.15
09:00 0.96 74.7 10−⋅ 0.53 0.56 0.16
09:30 0.95 74.6 10−⋅ 0.53 0.56 0.16
10:00 0.85 74.1 10−⋅ 0.47 0.50 0.14
10:30 0.57 72.8 10−⋅ 0.32 0.34 0.10
11:00 0.25 71.3 10−⋅ 0.20 0.21 0.06
11:30 0.014 80.7 10−⋅ 37.7 10−⋅ 38.2 10−⋅ 32.3 10−⋅
12:00 0.19 89.8 10−⋅ 0.11 0.12 0.03
12:30 0.34 71.5 10−⋅ 0.18 0.19 0.06
Таблица 3. Параметры турбулентности (с выче-
том вклада конвекции). Толщина атмосферного
слоя – 500 м. В скобках приведено скорректиро-
ванное значение
Дата 1, угл. сSmσ 2 1/ 3, мnC Σ
1/3, мnC −
11.08.1999 г. 0.33 132.4 10−⋅ 82.2 10−⋅
31.05.2003 г. 0.30 132.8 10−⋅ 82.4 10−⋅
3.10.2005 г. 0.58 121.0 10−⋅ 84.5 10−⋅
(0.30) 13(2.8 10 )−⋅ 8(2.4 10 )−⋅
29.03.2006 г. 0.30 132.8 10−⋅ 82.4 10−⋅
Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
129Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
и вечером) 0,aγ ≈ ночью 0.1aγ ≈ − К/м,
а днем 0.1aγ ≈ К/м.
ЗС 3 октября 2005 г. В этот день покры-
тие диска Солнца было наименьшим
( 0.24),A ≤ и поэтому не приходилось ожи-
дать, что после наступления главной фазы
ЗС конвекция будет полностью подавлена.
Действительно, min 0.58,Sσ ≈ а min 0.44.Smσ ≈
Если предположить, что 3 октября 2005 г.,
как и в день ЗС 11 августа 1999 г., 1 0.30Smσ ≈
(когда конвекция была практически полно-
стью подавленной), можно вычислить скор-
ректированные значения 2 ( ),Sm tσ а по ним
оценить временные зависимости ,nC ,TC
Tσ и γ на высоте 0.z Результаты таких оце-
нок приведены в табл. 5. Видно, что вблизи
главной фазы ЗС (09:30 – 10:00) значения
,nC ,TC Tσ и γ – минимальны. Это свиде-
тельствует об ослаблении роли конвекции,
о ее частичном (около 30 %) подавлении.
ЗС 29 марта 2006 г. Продолжительное
существование облачности в этот день
полностью изменило временной ход эффек-
тов ЗС. Степень покрытия диска Солнца
была наибольшей max( 0.77).A ≈ При этом,
как и 11 августа 1999 г., ожидалось, что
вблизи главной фазы затмения конвекция
будет полностью подавлена. Этого, одна-
ко, не произошло. Значения 2Smσ продол-
жали уменьшаться до конца измерений.
Результаты оценок 2,Smσ ,nC ,TC Tσ и γ на
высоте 0z в предположении, что 1 0.30 ,Sm ′′σ ≈
приведены в табл. 6. Видно, что с течением
времени роль конвекции уменьшалась.
Таблица 4. Основные параметры, описывающие атмосферную конвекцию утром 31 мая 2003 г.
Время 2, угл. сSmσ 1/3
0( ), мnC z − 1/3
0( ), К /мTC z 0( ), КT zσ 0( ), К /мzγ
03:30 0.14 70.8 10−⋅ 0.09 0.10 0.03
04:00 0.44 72.6 10−⋅ 0.28 0.30 0.08
04:30 0.52 73.0 10−⋅ 0.32 0.34 0.10
05:00 0.61 73.5 10−⋅ 0.37 0.39 0.11
05:30 0.83 74.8 10−⋅ 0.51 0.54 0.15
06:00 0.95 75.5 10−⋅ 0.59 0.63 0.18
Таблица 5. Основные параметры, описывающие атмосферную конвекцию днем 3 октября 2005 г. Счи-
талось, что скорректированное значение Sm1 0.30′′σ ≈
Время 2, угл. сSmσ 1/3
0( ), мnC z − 1/3
0( ), К /мTC z 0( ), КT zσ 0( ), К /мzγ
07:00 0.47 72.7 10−⋅ 0.29 0.30 0.09
07:30 0.43 72.5 10−⋅ 0.27 0.29 0.08
08:00 0.44 72.6 10−⋅ 0.27 0.29 0.08
08:30 0.45 72.6 10−⋅ 0.27 0.29 0.08
09:00 0.42 72.4 10−⋅ 0.24 0.25 0.07
09:30 0.32 71.9 10−⋅ 0.19 0.20 0.06
10:00 0.34 72.0 10−⋅ 0.20 0.21 0.06
10:30 0.45 72.6 10−⋅ 0.27 0.29 0.08
11:00 0.47 72.7 10−⋅ 0.29 0.30 0.09
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
130 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
5. Динамические процессы,
сопровождавшие затмения Солнца
ЗС 11 августа 1999 г. Опишем процессы
в самых нижних слоях атмосферы. С зат-
мением связано уменьшение величины Sσ
от 1.15′′ до 0.4 ,′′ а затем последующее ее уве-
личение. В первом приближении ( )S tσ ка-
чественно повторяет ход функции ( )1 ( ) ,A t−
однако minSσ запаздывает по отношению
к maxA примерно на время (16 1)tσ ≈ ± мин.
Уменьшение величины Sσ при ЗС можно
объяснить уменьшением ее составляющей
2 ,Sσ обусловленной конвективными про-
цессами (см. рис. 1). В самом деле 2 2
2 .S TCσ ∝
В свою очередь, как следует из (3), 2 2.TC ∝ γ
Запаздывание реакции атмосферы на ЗС,
по-видимому, связано с поднятием нижней
границы слоя с конвективными ячейками на
стадии покрытия диска Солнца и с его опус-
канием на стадии уменьшения покрытия.
Характерная скорость движения указанной
границы 02 ,K tK t≈v где 0 2t время по-
крытия диска светила. Полагая 1tK ≈ м2/с,
0 2t ≈ ч, получим 1.5K ≈v см/с. Тогда время
движения в слое толщиной 2 03L z= в пря-
мом и обратном направлениях составляет
2 02 6 18K K Kt L z= = ≈v v мин. Видно, что ве-
личины Kt и tσ близки, и поэтому их следует
отождествить. Имея 50kτ ≈ мс и 1.5K ≈v см/с,
можно оценить внутренний масштаб тур-
булентности 0 0.75K kl ≈ τ =v мм. Такое зна-
чение 0l согласуется с данными работ [19, 20].
Осталось объяснить, почему уменьшение
Sσ началось около 10:00, т. е. до заметного
покрытия диска Солнца, а также резкие
увеличения Sσ в 10:45 и 11:07.
Первый эффект обусловлен покрытием
большей части неба облаками, что приве-
ло к охлаждению земной поверхности ,
а значит к некоторому уменьшению ,γ
TC и 2.Sσ
Второй эффект, по-видимому, связан
с усилением силы ветра, скорость которо-
го в 10:40 достигла величины 15u ≈ м/с.
При этом плотность средней кинетической
энергии турбулентных пульсаций за время
tΔ увеличилась на величину [22]
2
* .t
uu t
z
∂Δε = ρ Δ
∂
Здесь u∗ – скорость трения, u z∂ ∂ – верти-
кальный градиент горизонтальной скоро-
сти ветра, ρ – плотность воздуха. Отсюда
2
*
1 .t uu
t z
Δε ∂=
ρ Δ ∂
Полагая * 0 ,u z u L∂ ∂ ≈ * 0.1 1u u≈ ≈ м/с,
0 0 1L z≈ κ ≈ м, получим 2 3
* * 0 1u u z u L∂ ∂ ≈ ≈ м2/с3.
В спокойных условиях в атмосфере на высо-
те 0 3z = м обычно эта величина составляет
около 23 10−⋅ м2/с3 [22], т. е. в 30 раз меньше.
Ее увеличение и обусловило рост Sσ (точ-
нее 1)Sσ в 3–4 раза.
Третий эффект, по-видимому, обуслов-
лен интенсивным процессом “таяния” об-
лаков на пути луча, турбулентные свойства
которых заметно отличаются от свойств ок-
ружающего газа [21].
Таблица 6. Основные параметры, описывающие атмосферную конвекцию днем 29 марта 2006 г. Счита-
лось, что скорректированное значение Sm1 0.30′′σ ≈
Время 2, угл. сSmσ 1/3
0( ), мnC z − 1/3
0( ), К /мTC z 0( ), КT zσ 0( ), К /мzγ
11:00 0.26 71.5 10−⋅ 0.15 0.16 0.05
11:30 0.11 86.4 10−⋅ 0.06 0.06 0.02
12:00 0 0 0 0 0
Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
131Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
ЗС 31 мая 2003 г. К особенностям дина-
мических процессов, сопутствовавших ЗС ут-
ром 31 мая 2003 г., необходимо отнести сле-
дующее: вначале резкое падение ( ),S tσ за-
паздывание примерно на 15 мин наступле-
ния минимального значения Sσ после фазы
максимального покрытия диска Солнца,
сравнительно быстрый рост Sσ в интервале
времени 03:25 – 04:00, примерно получасо-
вое прекращение роста ,Sσ стремительный
рост Sσ с 04:25 до 05:40 и прекращение
роста Sσ (см. рис. 3).
Эффект резкого падения, как видно
из зависимости ( ),Sm tσ объясняется умень-
шением толщины атмосферного слоя
sec ,s zΔ = Δ χ а не покрытием солнечного
диска.
Запаздывание на 15 мин наступления ми-
нимального значения ,Sσ как и 11 августа
1999 г., объясняется задержкой развития ат-
мосферной конвекции. Знание значения tσ
и отождествление его с Kt позволяет оце-
нить скорость конвекции Kv и коэффици-
ент турбулентного обмена .tK Оказалось,
что 2K ≈v см/с, 2
0 2 0.7t KK t= ≈v м2/с. При
50kτ = мс имеем 0 1l ≈ мм.
Быстрый рост Sσ в интервале времени
03:25 – 04:00 связан с увеличением незате-
ненной площади диска Солнца.
Стремительный рост Sσ после 04:25,
а затем прекращение роста, очевидно, обус-
ловлены активизацией конвекции и наступ-
лением стадии развитой конвекции соответ-
ственно.
ЗС 3 октября 2005 г. Особенностью ди-
намических процессов, сопутствовавших
этому затмению, было то, что из-за незна-
чительного покрытия диска Солнца про-
цесс конвекции не был подавлен, а лишь ос-
лаблен примерно на 30 %. Не обнаружена
и задержка в моменте наступления мини-
мального значения Sσ по отношению к мо-
менту наступления главной фазы затмения.
Градиент γ также принимал минимальное
значение (около 0.06 К/м), а не приближал-
ся к нулю.
Эпизодические порывы ветра увеличи-
вали механическую турбулизацию атмос-
феры и, как следствие, рост Sσ на 0.03 0.05′′÷
(на 5 10 %).÷
ЗС 29 марта 2006 г. Реакция ( )S tσ на зат-
мение в этот день принципиально отлича-
лась от аналогичной реакции 11 августа
1999 г. Естественно, что отличались и ди-
намические процессы, обусловившие пове-
дение зависимости ( ).S tσ По всей видимо-
сти, это отличие связано с нарушением теп-
лового режима в приземной атмосфере в ре-
зультате ее длительного экранирования
мощной облачной структурой.
6. Обсуждение
Проведенный сравнительный анализ эф-
фектов ЗС в приземной атмосфере показал
следующее. Эффекты затмения 11 августа
1999 г. можно рассматривать как эталон-
ные. Зависимость ( )S tσ отслеживала посте-
пенное покрытие диска Солнца, а затем
и уменьшение степени его покрытия. Ми-
нимальное значение в зависимости ( )S tσ
наступило примерно через (16 1)± мин пос-
ле наступления главной фазы затмения.
Практически такое же запаздывание было
и 31 мая 2003 г. (близкими были и значения
maxA – 0.73 и 0.64). Наблюдаемое время
запаздывания обусловлено инерционнос-
тью конвективной активности приземной
атмосферы.
Временной ход ( )S tσ для послеполуден-
ного ЗС 11 августа 1999 г. и утреннего ЗС
31 мая 2003 г. существенно отличался.
Во втором случае затмение задержало раз-
витие конвекции, которая активизирова-
лась лишь после 04:00.
Затмение 3 октября 2005 г. имело место
примерно в околополуденное время. Эф-
фекты в этот день в целом напоминали эф-
фекты ЗС 11 августа 1999 г., но были вы-
ражены слабее. Это объясняется значитель-
но отличающимися значениями maxA (0.24
и 0.73 соответственно). Не было обнаруже-
но также запаздывание момента наступле-
ния minSσ в зависимости ( )S tσ по отноше-
нию к моменту времени наступления max.A
Это объясняется эффектом лишь незначи-
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
132 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
тельного (до 30 %) ослабления конвектив-
ных процессов.
Затмения 29 марта 2006 г. и 11 августа
1999 г. по своим параметрам очень близ-
ки: значения maxA составили 0.77 и 0.73,
времена наступления и окончания ЗС прак-
тически не отличались, моменты достиже-
ния главной фазы отличались на 1 мин. За-
висимости ( )S tσ для этих затмений отли-
чались разительно. Дело в том, что мар-
товское затмение сопровождалось мощной
облачностью. Последнее существенно из-
менило тепловой баланс в системе земная
поверхность – приземная атмосфера. Это
повлекло за собой изменения турбулентных
и конвективных процессов и, в конечном
счете, изменения в зависимости ( ).S tσ
Добавим, что после наступления главной
фазы ЗС 11 августа 1999 г. в течение при-
мерно 2 ч наблюдались АГВ с периодом
20 25÷ мин и относительной амплитудой
6 8 %.÷ Перед ЗС в приземной атмосфере
также существовали волновые процессы,
но их период был более 1 ч, а амплитуда не
превышала 3 5 %.÷
Временные вариации температуры газа
в приземной атмосфере были близки к
прогнозируемым. Они зависели от време-
ни суток, сезона, степени покрытия диска
Солнца и, частично, от интенсивности об-
лачной структуры. Наибольшие изменения
at имели место 11 августа 1999 г. (7.3 )° при
max 0.73,A = наименьшие – 3 октября 2005 г.
(1.3 )° при max 0.24 .A = ° Существенно отли-
чались и скорости изменения :at от 2
до 11 / .ч°
Используя временную зависимость ( )S tσ
и теоретические соотношения из [19, 20],
удалось оценить ряд параметров динами-
ческих процессов в приземной атмосфере,
таких как 2
0 0 0 0, ( ), ( ), ( ), ( )n n T TC C z C z z zΣ σ γ
и др. Значения 2
nC Σ и 0( )nC z оказались
близки к тем, что приводятся в [19, 20]. В усло-
виях развитой конвекции 7
0( ) 5 10nC z −≈ ⋅ м–1/3,
0( ) 0.5TC z ≈ К/м1/3, 0( ) 0.5T zσ ≈ К, а
0( ) 0.16zγ ≈ К/м. В то же время значения ,nC
связываемые с механической атмосферной
турбулентностью, были в 10–20 раз меньше.
Заметим, что отношение 0 0( ) 0.4T z Lσ ≈ К/м
в 2.5 раза превышало значения 0( ).zγ
7. Основные результаты
1. На основе измеренных временных за-
висимостей температуры воздуха и стати-
стических характеристик уровня дрожания
солнечного диска, сопутствующего ЗС,
а также с привлечением соотношений
из статистической теории распространения
оптического излучения в атмосфере Земли
разработан метод получения статистичес-
ких характеристик механической и терми-
ческой турбулентности в приземной атмос-
фере. Эти характеристики нужны для опи-
сания и прогнозирования распространения
радиоволн в реальной атмосфере в широ-
ком диапазоне частот.
2. Показано, что наблюдения частных ЗС
с достаточно большой max( 0.6 0.7)A ≥ ÷ сте-
пенью покрытия солнечного диска позво-
ляют разделить вклады механической и тер-
мической турбулентности, что существенно
расширяет возможности разработанного ме-
тода и позволяет получить большее число
параметров атмосферной турбулентности.
3. Продемонстрировано, что предлагае-
мый метод становится более информатив-
ным при исследовании становления или по-
давления развитой конвекции.
4. Из экспериментальных данных найде-
ны временные зависимости структурных
функций показателя преломления и темпе-
ратуры воздуха в приземной атмосфере,
дисперсии флуктуаций и регулярного гра-
диента температуры газа, а также время ста-
новления атмосферной конвекции, внутрен-
ний масштаб турбулентности и другие па-
раметры приземной атмосферы.
5. Полученные результаты хорошо согла-
суются с имеющимися в литературе данны-
ми об атмосферной турбулентности.
6. По квазипериодическим вариациям
среднего квадратического отклонения сме-
щения края солнечного диска, сопутство-
вавшим ЗС 11 августа 1999 г., определены
Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца
133Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
периоды и относительные амплитуды коле-
баний. Они оказались равными 20 25÷ мин
и 6 8 %.÷ Такие параметры свойственны
АГВ в приземной атмосфере.
Литература
1. Андрианов В. А. Распространение радио-
волн в пограничном слое атмосферы // Итоги
науки и техники. Радиотехника. – 1994. – Т. 44. –
С. 3-80.
2. Special issue on radar meteorology // Radio Sci. –
1980. – Vol. 15, No 2.
3. James P. K. A review of radar observations of the
troposphere in clear air conditions // Radio Sci. –
1980. – Vol. 15, No 2. – P. 151-175.
4. Чедуик Р. Б., Госсард Э. Э. Радиолокацион-
ное дистанционное зондирование ясного неба:
Обзор // ТИИЭР. – 1983. – Т. 71, №6. – С. 59-78.
5. Каллистратова М. А., Кон А. Н. Радиоакусти-
ческое зондирование атмосферы. – М.: Наука,
1985. – 197 с.
6. Красненко Н. П. Акустическое зондирование
атмосферы. – Новосибирск: Наука, Сибирское
отделение, 1986. – 165 с.
7. Бойтман О. Н., Калихман А. Д., Тащилин А. В.
Среднеширотная ионосфера в период полного
солнечного затмения 9 марта 1997 г. 1. Моде-
лирование эффектов затмения // Геомагнетизм
и аэрономия. – 1999. – Т. 39, №6. – С. 45-51.
2. Данные наблюдений и сравнения с результа-
тами моделирования // Геомагнетизм и аэроно-
мия. – 1999. – Т. 39, №6. – С. 52-60.
8. Урядов В. П., Леонов А. М., Понятов А. А.,
Бойко Г. Н., Терентьев С. П. О вариациях ха-
рактеристик КВ сигнала на трассе наклонного
зондирования во время солнечного затмения 11
августа 1999 г. // Изв. вузов. Радиофизика. –
2000. – Т. 43, №8. – С. 682-686.
9. Гоков А. М., Черногор Л. Ф. Результаты на-
блюдения процессов в нижней ионосфере, со-
путствующих затмению Солнца 11 августа
1999 г. // Радиофизика и радиоастрономия. –
2000. – Т. 5, №4. – C. 348-360.
10. Костров Л. С., Черногор Л. Ф. Результаты
наблюдения процессов в средней ионосфере,
сопутствующих затмению Солнца 11 августа
1999 г. // Радиофизика и радиоастрономия. –
2000. – Т. 5, №4. – С. 361-370.
11. Черногор Л. Ф. Высыпание электронов из
магнитосферы, стимулированное затмением
Солнца. // Радиофизика и радиоастрономия. –
2000. – Т. 5, №4. – С. 371-375.
12. Акимов А. Л., Акимов Л. А. Исследование
турбулентной активности атмосферы в день
солнечного затмения 11 августа 1999 г. // Кине-
матика и физика небесных тел. – 2001. – Т. 17,
№2. – С. 182-188.
13. Акимов Л. А., Григоренко Е. И., Таран В. И.,
Тырнов О. Ф., Черногор Л. Ф. Комплексные
радиофизические и оптические исследования
динамических процессов в атмосфере и геокос-
мосе, вызванных солнечным затмением 11 ав-
густа 1999 года // Зарубежная радиоэлектрони-
ка. Успехи современной радиоэлектроники. –
2002. – №2. – С. 25-63.
14. Акимов Л. А., Григоренко Е. И., Таран В. И.,
Черногор Л. Ф. Особенности атмосферно-
ионосферных эффектов солнечного затмения
31 мая 2003 года: результаты оптических и ра-
диофизических наблюдений в Харькове // Ус-
пехи современной радиоэлектроники. – 2005. –
№3. – С. 55-70.
15. Акимов А. Л., Боговский В. К., Григорен-
ко Е. И., Таран В. И., Черногор Л. Ф. Атмос-
ферно-ионосферные эффекты солнечного затме-
ния 31 мая 2003 года в Харькове // Геомагнетизм
и аэрономия. – 2005. – Т. 45, №4. – С. 526-551.
16. Chimonas G., Hines C. O. Atmospheric Gravity
Waves Induced by a Solar Eclipse. // J. Geophys.
Res. – 1970. – Vol. 75, No. 4. – P. 870-875.
17. Chimonas G. Internal Gravity-Wave Motions
Induced in the Earth’s Atmosphere by a Solar
Eclipse. // J. Geophys. Res. – 1970. – Vol. 75,
No. 28. – P. 5545-5551.
18. Аллен К. У. Астрофизические величины. – М.:
Мир, 1977. – 372 с.
19. Татарский В. И. Распространение волн в тур-
булентной атмосфере. – М.: Наука, 1967. –
548 с.
20. Клиффорд С. Ф. Классическая теория распро-
странения волн в турбулентной среде // Распро-
странение лазерного пучка в атмосфере. – М.:
Мир, 1981. – С. 18-60.
21. Акимов Л. А., Акимов А. Л., Дятел Н. П. Влия-
ние турбулентного следа разрушившегося об-
лака на качество изображения Солнца // Кине-
матика и физика небесных тел. – 2000. – Т.16,
№3. – С. 224-280.
22. Монин А. С., Яглом А. М. Статистическая
гидродинамика. Ч. 1. – М.: Наука, 1965. – 640 с.
Статистическая гидродинамика. Ч. 2. – М.:
Наука, 1967. – 720 с.
А. Л. Акимов, Л. А. Акимов, Л. Ф. Черногор
134 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №2
Параметри турбулентних процесів
у атмосфері, що супроводжували
затемнення Сонця
О. Л. Акимов, Л. О. Акимов,
Л. Ф. Чорногор
Наводяться результати однотипних оп-
тичних спостережень, аналізу та порівняння
динаміки ефектів у приземній атмосфері,
що супроводжували чотири часткові затем-
нення Сонця поблизу м. Харкова (Україна)
11 серпня 1999 р., 31 травня 2003 р., 3 жовт-
ня 2005 р. та 29 березня 2006 р. Ефекти
у ранковий, колополудневий та післяполуд-
невий час помітно відрізнялися. За резуль-
татами вимірювань статистичних характе-
ристик рівня тремтіння краю сонячного
диска оцінено параметри динамічних про-
цесів у приземній атмосфері.
Turbulence Parameters
in the Atmosphere Associated
with Solar Eclipses
A. L. Akimov, L. A. Akimov,
and L. F. Chernogor
The similar type optical measurements of
the surface atmosphere effects near Kharkiv
city (Ukraine) during August 11, 1999, May 31,
2003, October 3, 2005, and March 29, 2006
solar eclipses are analyzed and compared
in dynamics. The effects exhibit distinct di-
urnal variation during the morning, near-
meridian, and post-meridian hours. The
variation measured in the statistics of the
level of solar limb flickering is employed to
estimate dynamic processes in the surface
atmosphere.
|
| id | nasplib_isofts_kiev_ua-123456789-8369 |
| institution | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| issn | 1027-9636 |
| language | Russian |
| last_indexed | 2025-12-07T17:06:44Z |
| publishDate | 2007 |
| publisher | Радіоастрономічний інститут НАН України |
| record_format | dspace |
| spelling | Акимов, А.Л. Акимов, Л.А. Черногор, Л.Ф. 2010-05-25T08:42:17Z 2010-05-25T08:42:17Z 2007 Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца / А.Л. Акимов, Л.А. Акимов, Л.Ф. Черногор // Радиофизика и радиоастрономия. — 2007. — Т. 12, № 2. — С. 117-134. — Бібліогр.: 22 назв. — рос. 1027-9636 https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8369 551.558, 551.596: 550.388 Приведены результаты однотипных оптических наблюдений, анализа и сравнения динамики эффектов в приземной атмосфере, сопровождавших четыре частных затмения Солнца вблизи г. Харькова (Украина) 11 августа 1999 г., 31 мая 2003 г., 3 октября 2005 г. и 29 марта 2006 г. Эффекты в утреннее, околополуденное и послеполуденное время заметно отличались. По результатам измерений статистических характеристик уровня дрожания края солнечного диска оценены параметры динамических процессов в приземной атмосфере. Наводяться результати однотипних оптичних спостережень, аналізу та порівняння динаміки ефектів у приземній атмосфері, що супроводжували чотири часткові затемнення Сонця поблизу м. Харкова (Україна) 11 серпня 1999 р., 31 травня 2003 р., 3 жовтня 2005 р. та 29 березня 2006 р. Ефекти у ранковий, колополудневий та післяполудневий час помітно відрізнялися. За результатами вимірювань статистичних характеристик рівня тремтіння краю сонячного диска оцінено параметри динамічних процесів у приземній атмосфері. The similar type optical measurements of the surface atmosphere effects near Kharkiv city (Ukraine) during August 11, 1999, May 31, 2003, October 3, 2005, and March 29, 2006 solar eclipses are analyzed and compared in dynamics. The effects exhibit distinct diurnal variation during the morning, nearmeridian, and post-meridian hours. The variation measured in the statistics of the level of solar limb flickering is employed to estimate dynamic processes in the surface atmosphere. ru Радіоастрономічний інститут НАН України Радиофизика геокосмоса Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца Параметри турбулентних процесів у атмосфері, що супроводжували затемнення Сонця Turbulence Parameters in the Atmosphere Associated with Solar Eclipses Article published earlier |
| spellingShingle | Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца Акимов, А.Л. Акимов, Л.А. Черногор, Л.Ф. Радиофизика геокосмоса |
| title | Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца |
| title_alt | Параметри турбулентних процесів у атмосфері, що супроводжували затемнення Сонця Turbulence Parameters in the Atmosphere Associated with Solar Eclipses |
| title_full | Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца |
| title_fullStr | Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца |
| title_full_unstemmed | Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца |
| title_short | Параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения Солнца |
| title_sort | параметры турбулентных процессов в атмосфере, сопровождавших затмения солнца |
| topic | Радиофизика геокосмоса |
| topic_facet | Радиофизика геокосмоса |
| url | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8369 |
| work_keys_str_mv | AT akimoval parametryturbulentnyhprocessovvatmosferesoprovoždavšihzatmeniâsolnca AT akimovla parametryturbulentnyhprocessovvatmosferesoprovoždavšihzatmeniâsolnca AT černogorlf parametryturbulentnyhprocessovvatmosferesoprovoždavšihzatmeniâsolnca AT akimoval parametriturbulentnihprocesívuatmosferíŝosuprovodžuvalizatemnennâsoncâ AT akimovla parametriturbulentnihprocesívuatmosferíŝosuprovodžuvalizatemnennâsoncâ AT černogorlf parametriturbulentnihprocesívuatmosferíŝosuprovodžuvalizatemnennâsoncâ AT akimoval turbulenceparametersintheatmosphereassociatedwithsolareclipses AT akimovla turbulenceparametersintheatmosphereassociatedwithsolareclipses AT černogorlf turbulenceparametersintheatmosphereassociatedwithsolareclipses |