Содержание к диссертации
Введение
1 Глобальное GPS детектирование ионосферного отклика солнечных вспышек 18
1.1 Введение 18
1.2 Метод глобального детектирования отклика ПЭС ионосферы на солнечные вспышки по данным навигационной системы GPS 29
1.2.1 Общие сведения о навигационной системе GPS 30
1.2.2 Определение полного электронного содержания в ионосфере по данным GPS 32
1.2.3 Описание метода глобального детектирования отклика ПЭС ионосферы на солнечные вспышки по данным GPS 36
1.3 Исследование пространственно-временных характеристик ионосферы во время мощных солнечных вспышек 23 сентября 1998 г. и 29 июля 1999 г 46
1.3.1 Анализ ионосферного эффекта солнечных вспышек в дневной и ночной полусферах Земли 49
1.3.2 Оценка эффективного времени релаксации электронов в ионосфере 53
1.4 Зависимость амплитуды отклика ПЭС ионосферы от локализации вспышек на Солнце и их пиковой мощности в рентгеновском диапазоне 58
1.4.1 Зависимость амплитуды отклика ПЭС ионосферы от локализации вспышек на Солнце 59
1.4.2 Зависимость амплитуды отклика ПЭС ионосферы от пиковой мощности вспышек в рентгеновском диапазоне 65
1.5 Оценка вклада различных областей ионосферы в отклик ПЭС на солнечные вспышки 67
1.5.1 Метод оценки вклада различных областей ионосферы в отклик ПЭС на солнечные вспышки. 67
1.5.2 Определение приращения ПЭС в ионосфере во время солнечной вспышки по данным GPS 71
1.5.3 Анализ отклика ПЭС на мощную солнечную вспышку 14 июля 2000 г 73
Исследование крупномасштабных возмущений ПЭС в ионосфере во время магнитных бурь 82
2.1 Исследование динамики крупномасштабных перемещающихся возмущений ПЭС аврорального происхождения. 82
2.1.1 Введение 82
2.1.2 Метод обработки данных GPS 85
2.1.3 Сравнительный анализ скоростей и направлений перемещения крупномасштабных возмущений ПЭС для дневных и ночных условий 89
2.2 Глобальная картина крупномасштабных возмущений ПЭС ионосферы во время большой магнитной бури 25 сентября 1998 г. по данным GPS сети 99
2.2.1 Описание геомагнитной обстановки 101
2.2.2 Вариации абсолютного значения ПЭС 102
2.2.3 Вариации индекса возмущенности ПЭС 106
2.3 Заключение 117
Благодарности 118
Литература
- Метод глобального детектирования отклика ПЭС ионосферы на солнечные вспышки по данным навигационной системы GPS
- Анализ ионосферного эффекта солнечных вспышек в дневной и ночной полусферах Земли
- Сравнительный анализ скоростей и направлений перемещения крупномасштабных возмущений ПЭС для дневных и ночных условий
- Вариации абсолютного значения ПЭС
Метод глобального детектирования отклика ПЭС ионосферы на солнечные вспышки по данным навигационной системы GPS
При исследовании физики ионосферы выбор метода определяется областью, подлежащей исследованию. Большинство методов регистрируют изменение ионизации в области D. К методам, дающим информацию об области F, относятся: наблюдения внезапных девиаций частоты (SFD), измерение критических частот F2 слоя при помощи ионозондов, измерение полного электронного содержания (SITEC).
Возникновение SID приводит к следующим типам эффектов [93]:
1. Внезапное усиление атмосфериков на ОНЧ и НЧ (sudden enhancement of atmospherics). Внезапное усиление атмосфериков было открыто в 1937 г. Bureau R. (подробнее см. [93, 69, 70]), который обнаружил, что это явление характерно для диапазона длин волн от 7 до 16 км и наиболее ярко выражено на длине волны 11 км. Следует отметить, что на частотах ниже 10 кГц наблюдается внезапное ослабление атмосфериков Максимум ослабления атмосфериков наблюдается около 5 кГц. На частотах менее 5 кГц наблюдается опять усиление. Затем усиление атмосфериков были обнаружены в диапазоне сверхнизких частот: 600, 260, 100, 30, 9 Гц (см. [93]).
2. Внезапное замирание коротких радиоволн (short wave fadeout, SWF). Вспышки вызывают резкое ослабление, а иногда и полное исчезновение высокочастотных радиоволн. Это явление было первым из обнаруженных эффектов вспышек. SWF подразделяются на следующие виды: внезапное SWF (продолжительность монотонного спада составляет 1-5 минут); медленное SWF (продолжительность монотонного спада составляет 5-15 минут); продолжительное возмущение G-SWF (продолжительное возмущение, при котором спад и восстановление происходят немонотонно). При мощных вспышках происходит полное исчезновение высокочастотных сигналов. Очевидно, что в этих случаях невозможно определить время максимума эффекта и его амплитуду. Поэтому SWF следует рассматривать лишь как грубый индикатор вспышек (подробнее см. [93]).
3. Внезапное поглощение космических шумов (sudden cosmic noise ab sorption, SCNA). SCNA, как и SWF, обусловлено поглощением радиоволн [93]. Космическое радиоизлучение происходит от протяженных диффузных источников. Различают несколько типов SCNA. Наиболее распространенным является тип SCNA с быстрым спадом и медленным восстановлением интенсивности космического радиоизлучения. SCNA U -типа характеризуется медленным спадом и медленным восстановлением. Во многих случаях, особенно в периоды высокой солнечной активности, SCNA часто сопровождается всплесками солнечного радиоизлучения. Дополнительное поглощение космического радиоизлучения во время вспышки носит интегральный характер. Поэтому на основе измерений SCNA не удается сделать выводы о высотах, на которых происходит дополнительное поглощение.
4. Внезапные изменения фазы принимаемого сигнала (sudden phase anomalies, SPA). SPA представляет собой сдвиг фазы отраженной волны при распространении ОНЧ-сигналов в ионосфере. Это возмущение характеризуется быстрым началом и более длительным восстановлением. Продолжительность SPA составляет от нескольких минут до нескольких часов. На частотах порядка 16 кГц фазовые сдвиги обусловлены главным образом изменениями высоты отражения; на частоте 2 мГц их основной причиной являются малые отклонения показателя преломления от единицы. На промежуточных частотах оказывают влияние оба фактора, что осложняет интерпретацию результатов. Различают нормальные, нулевые и отрицательные SPA. Нулевые SPA характеризуются отсутствием фазовых сдвигов, несмотря на увеличение потока рентгеновского излучения. Нулевые эффекты имеют место, когда повышение интенсивности потока мягкого рентгеновского излучения мало или эффективный солнечный зенитный угол в пределах траектории ОНЧ - волн велик (подробнее см. [93]).
5. Внезапные девиации частоты (sudden frequency deviations, SFD). Внезапные изменения доплеровской частоты, возникающие при ионосферном распространении высокочастотных радиосигналов, являются результатом увеличения ионизации в Е и F областях во время солнечной вспышки [21, 87, 48, 25]. По своей повторяемости и по развитию во времени SFD заметно отличаются от других видов SID: SFD характеризуются значительно меньшей продолжительностью и быстрой сменой положительного эффекта отрицательным, причем переход через нулевое значение происходит в тот момент, когда увеличение электронной концентрации достигает максимума. Вариации частоты достигают нескольких герц.
Анализ ионосферного эффекта солнечных вспышек в дневной и ночной полусферах Земли
Гирочастота свободных электронов /д- 1.4 МГц [85]. Плазменная частота среды /jy = с2 ге N/7T, где N - локальная электронная концентрацию; ге - радиус электрона (ге = 2.82 х Ю-15 м). Обычно /дг, в зависимости от геофизических условий, меняется в диапазоне от 3 до 15 МГц. Частота соударений между электронами и другими частицами (максимум F - слоя) v « 0.001 МГц [85].
Как видно из (1.3) и (1.4), на частотах GPS влиянием соударений и магнитного поля можно пренебречь, поэтому выражение для п существенно упрощается ni)2 = Vl- «l 72 I1"5)
Чтобы определить ионосферную поправку к дальности, которая на много порядков меньше геометрической дальности до ИСЗ, в системе GPS используются измерения фазы на двух когерентно связанных частотах /і и /г- Приведенная разность фаз Аф между сигналами с этими частотами пропорциональна приращению ПЭС 10. Л , -40.308 (1 1 \ г лг , -40.308 (I 1 \ т ,., „. где Аф измеряется в оборотах. Конечная формула для определения приращения ПЭС из фазовых измерений на двух частотах GPS имеет вид [36], [27] Io = 40.308//-/2/2a[(lAl " L2M) + CnSt + nLl (L7) где L\X\ и L2A2 - приращения фазового пути радиосигнала, вызванные задержкой фазы в ионосфере (м); L\) L4- число полных оборотов фазы, а Лі, Лг - длины волн (м) для частот /і и /2; const - некоторый неизвестный начальный фазовый путь (м); nL - ошибка в определении фазового пути (м).
Измерения фазы в системе GPS производятся с высокой степенью точности, при которой ошибка в определении ПЭС при 30-секундных интервалах усреднения не превышает 1014 м-2 [36]. Это позволяет детектировать неоднородности ионизации и волновые процессы в ионосфере в широком диапазоне значений амплитуд (до 10"3 от суточного изменения ПЭС) и периодов (от суток до единиц мин). В диссертации использовалась общепринятая в литературе единица измерения ПЭС TECU, равная 1016 м 2.
Описание метода глобального детектирования отклика ПЭС ионосферы на солнечные вспышки по данным GPS
Физической основой метода является эффект быстрого изменения электронной концентрации в ионосфере, происходящего одновременно на всей освещенной Солнцем поверхности Земли во время вспышки.
В основу метода положен предложенный в [2] принцип когерентной обработки вариаций ПЭС в ионосфере, измеренных одновременно для всей совокупности лучей на ИСЗ, на всех выбранных для анализа станциях глобальной сети GPS. Отклик ионосферы на солнечные вспышки является практически одновременным для всех станций в дневной полусфере в пределах временного разрешения GPS приемников (в Internet поставляются данные с временным разрешением 30 с). Поэтому когерентная обработка вариаций ПЭС сводится в данном случае к простому сложению отдельных вариаций ПЭС.
Опишем коротко процедуру обработки данных. Первичными данными являлись ряды "наклонного" значения ПЭС Io(t), а также соответствующие им ряды значений угла места 6(t), отсчитываемого от земной и поверхности, и азимута a(t) лучей на ИСЗ, отсчитываемого от направления на север по часовой стрелке. Эти параметры были рассчитаны по разработанной в ИСЗФ программе CONVTEC, которая предназначена для преобразования полученных по сети Internet [32] стандартных RINEX- файлов. Для определения характеристик SID выбирались непрерывные ряды измерений IQ (t) с временным интервалом не менее одного часа, включающего в себя время вспышки. Ряды значений угла места 6{t) и азимута луча на ИСЗ a{t) использовались для определения координат подыоносферных точек (являющихся проекцией на земную поверхность точки пересечения луча на ИСЗ с воображаемой поверхностью в ионосфере на высоте 350 км).
Для исследования отклика ионосферы на солнечные вспышки в диссертации применялся метод когерентного суммирования рядов временных производных "вертикального" значения ПЭС. Временная производная ПЭС была выбрана потому, что она позволяет избавиться от постоянной составляющей в вариациях ПЭС, а также отражает изменения концентрации электронов, пропорциональные потоку ионизующего излучения. Когерентное суммирование рядов временных производных "вертикального" значения ПЭС производилось по формуле
Сравнительный анализ скоростей и направлений перемещения крупномасштабных возмущений ПЭС для дневных и ночных условий
Для примера рассмотрим луч, пересекающий границу тени на высоте 300 км. Амплитуда отклика ПЭС А1тах на освещенной части этого луча (выше 300 км) отмечена на графике (рис. 1.20) точкой А и равна 0.35 TECU. Это значение составляет около 30% от амплитуды отклика ПЭС А/оо (1-1 TECU) на полностью освещенном луче. Рассматривая аналогичным образом все точки этого графика, мы приходим к выводу, что области ионосферы, лежащие выше 300 км, дают вклад в отклик ПЭС около 30%, а области ионосферы, лежащие ниже 300 км, около 70%.
Такое поведение верхней ионосферы во время вспышки невозможно объяснить только процессами фотоионизации. Оценки, сделанные в [54], свидетельствуют о том, что увеличение концентрации электронов в верхней ионосфере является следствием сильного дрейфа плазмы вверх. Авторы цитируемой работы отмечают, что одной из причин дрейфа плазмы вверх может быть значительное увеличение температуры электронов во время вспышки, которое может привести к термическому расширению ионосферы, как при восходе Солнца, а другая причина может быть связана с электродинамическим дрейфом [Е х В].
Полученная в диссертации оценка согласуется с экспериментальными результатами, представленными в [54]. Авторы цитируемой работы, исследуя профиль электронной концентрации в диапазоне высот от 125 км до 1200 км при помощи метода HP, припіли к выводу, что около 40% приращения ПЭС во время вспышки приходится на области ионосферы, лежащие выше 300 км. Однако авторы [75], используя метод HP для исследования ионосферных эффектов двух других мощных солнечных вспышек, отметили, что увеличение электронной концентрации, ассоциированное с солнечной вспышкой, было заметно только до высоты 300 км. Это несоответствие можно объяснить тем, что каждая вспышка на Солнце является уникальным событием, которое характеризуется собственным спектром и его динамикой в процессе вспышки.
В периоды магнитных бурь и суббурь наиболее интенсивные возмущения токов локализованы в авроральной зоне, где вследствие высыпаний энергичных заряженных частиц резко усиливается проводимость ионосферной плазмы и увеличивается электрическое поле [18]. В работе [103] была детально исследована реакция термосферы на такие усиления проводимости и электрического поля. Авторы цитируемой работы показали, что вариации плотности тока в авроральной струе способны эффективно генерировать ветровые и волновые возмущения (внутренние гравитационные волны, ВГВ) на термосферных высотах, которые 83 распространяются из высоких широт на средние и низкие со скоростями частиц нейтрального газа около 200 м/с и фазовыми скоростями, составляющими 600 - 900 м/с, в зависимости от интенсивности источника. Для изолированных суббурь эти возмущения часто имеют характер импульса [65].
Теоретическому исследованию реакции ионосферы на волновые возмущения термосферы, генерируемые авроральнои электроструей в возмущенных условиях, посвящено много работ [97, 98, 100, 29]. Средне-широтный ионосферный эффект суббури, отождествляемый с прохождением ВГВ, в Р2-области отчетливее всего проявляется в увеличении высоты максимума слоя на несколько десятков (до 100-150) километров [94]. Изменение других параметров профиля электронной концентрации, как установлено по данным наземного вертикального зондирования [106] и по результатам численного моделирования [101, 102], имеют различный характер для дневных и ночных условий: 1. Интегральное электронное содержание днем растет, ночью падает. 2. Электронная концентрация в максимуме Г2-слоя днем сначала понижается, затем возрастает, а ночью она понижена в течение всего времени возмущения. 3. Толщина Г2-слоя днем значительно возрастает на начальной стадии возмущения, ночью меняется слабо. 4. Высотные профили электронной концентрации днем существенно деформируются, ночью перемещаются по высоте почти без изменения своей формы. Численные расчеты, выполненные в [28] многослоевым методом для реалистичной фоновой атмосферы, показали, что в диапазоне периодов ВГВ от 15 до 120 минут в термосфере могут свободно распространяться волны с горизонтальными фазовыми скоростями примерно от 300 до 800 м/с, затухающие в е раз на горизонтальных расстояниях от 500 до 5000 км соответственно. Эти характеристики соответствуют реально наблюдаемым перемещающимся ионосферным возмущениям (ПИВ) средних (с периодами от 15 до 45 минут) и крупных (с периодами от 45 до 120 минут) масштабов, обусловленных распространением ВГВ [84, 28, 74].
Довольно много работ, в том числе ряд обстоятельных обзоров [41, 39, 96], посвящено экспериментальным исследованиям крупномасштабных перемещающихся ионосферных возмущений ( КМ ПИВ) с характерными временными периодами 1-2 часа и длинами волн 1000-2000 км. Однако публикуемые результаты измерений скорости носят противоречивый характер. Отдельные исследователи приводят заметно отличающиеся значения скорости перемещения КМ ПИВ - от 300 м/с до тысяч м/с (см. обзоры [41, 39]).
Данных о направлениях перемещения КМ ПИВ в литературе существенно меньше, чем данных о скорости перемещения. В основном считается, что они движутся в сторону экватора. Между тем, в ряде работ обнаружено смещение азимута перемещения КМ ПИВ от экваториального направления [50, 105, 62, 49, 33].
Вариации абсолютного значения ПЭС
В период начала и главной фазы бури на средних и низких широтах в восточном полушарии наблюдались положительные возмущения, область которых ограничена линией полуночи, за которой меняется знак возмущений. Чем ниже широта, тем дальше на запад распространяется положительная фаза. Отрицательные возмущения преобладают в западном полушарии во все исследуемые дни, исключение составляют небольшие области положительных возмущений в дневные часы.
На высоких широтах (50 — 70) в день бури преобладают отрицательные возмущения, положительные возмущения индекса А наблюдаются около полуночи на долготах 210 — 240. В последующие дни положительная фаза появляется в дневные часы в окрестности гринвичского меридиана и с увеличением широты распространяется на все долготы. Изменение знака возмущений повторяется с периодичностью 1-1.5 суток.
Проведенный анализ позволил выделить несколько основных особенностей реакции ПЭС ионосферы на магнитную бурю.
Еще до начала бури в ночные часы на высоких широтах и около экватора наблюдаются положительные возмущения, вероятно вызванные расширением зоны авроральной ионизации и исчезновением экваториального минимума (рис. 2.7). Важно отметить, что значения ПЭС в области главного ионосферного провала и экваториального минимума близки по величине. На фазе восстановления экваториальная стенка провала отсутствует, и зона низкой ионизации распространена от высоких широт до экватора (рис. 2.7е). Подобный эффект был обнаружен по данным внешнего зондирования со спутника "Интеркосмос-19" в [89]. Его можно объяснить тем, что после сильной бури плазмосфера опустошается и ночная ионосфера не поддерживается потоками из нее. В результате значения электронной концентрации остаются очень низкими. По мере заполнения плазмосферы в спокойный период появилась экваториальная стенка провала и постепенно сместилась к более высоким широтам.
В день бури поведение ионосферы различно на разных долготах, что, возможно, определяется локальным временем начала бури. На долготах, где буря начинается после полуночи и в утреннем секторе, после положительного возмущения в ночные часы начинается отрицательная фаза, которая переходит в положительную в дневные часы и отрицательную ночью. Там, где появление бури приходится на вечерние часы, ночное положительное возмущение переходит в дневное отрицательное и далее на высоких и низких широтах такое чередование сохраняется, на средних широтах. Отрицательная фаза длится до окончательного восстановления (рис. 2.8). Подобные вариации отмечены в работе [79] где авторы предполагают, что долготные эффекты обусловлены локальным временем внезапного начала бури и различием механизмов, действующих на разных долготах.
Наиболее выраженный эффект - глобальное уменьшение ПЭС. Это уменьшение распространяется на все широты и большую часть долгот. Оно наблюдается на фазе развития и восстановления бури. В западном секторе на средних и высоких широтах зона отрицательных значений индекса возмущенности ПЭС A(t) охватывает временной ин 115 тервал более 36 часов. Они типичны для отрицательных эффектов, вызванных изменениями нейтрального состава атмосферы [63, 78, 73]. Отрицательные возмущения, наблюдавшиеся в вечерние и ночные часы в европейском секторе, возможно, связаны со смещением к экватору главного ионосферного провала [88].
Над Европой в дневные часы наблюдались длительные (до 12 часов) интенсивные положительные возмущения. Подобные возмущения исследованы в работах [15, 42], где был сделан вывод, что для положительных ионосферных бурь возмущения ветров имеют большее значение, чем изменения состава.
Квазипериодическая структура вариаций, наблюдаемая на рисунках 2.8 - 2.10, приводит к выводу, что большую роль в эффектах бури должны играть волновые процессы. В работе [86] было установлено, что крупномасштабные ВГВ генерируются авроральными электроструями при их резком усилении во время магнитосферных возмущений и затем распространяются от авроральных широт к более низким на большие расстояния (порядка несколько тысяч км).
