Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Вариации положения и формы главного ионосферного провала 21
Глава 2. Вероятность наблюдения субаврорального ионосферного провала. Провал в летних ночных условиях 73
Глава 3. Характеристики гип и <дневного» провала в зимних условиях
Глава 4. Динамика ионосферных провалов во время магнитных бурь 140
Глава 5. Кольцевой ионосферный провал 174
Глава 6. Провалы и субпровалы в концентрации легких ионов не+ 222
Глава 7. Причины долготно-широтных вариаций параметров ионосферы в области гип 288
Заключение 343
Литература
- Вариации положения и формы главного ионосферного провала
- Вероятность наблюдения субаврорального ионосферного провала. Провал в летних ночных условиях
- Характеристики гип и <дневного» провала в зимних условиях
- Динамика ионосферных провалов во время магнитных бурь
Вариации положения и формы главного ионосферного провала
В этой главе рассмотрены характеристики, в основном, «классического» главного ионосферного провала, согласно определению, данному во Введении. И только там, где речь идет об изменениях с сезоном, мы будем, строго говоря, выходить за его рамки. Характеристики ГИП для ночных зимних и равноденственных условий исследовались неоднократно, как экспериментальными, так и теоретическими методами. Тем не менее, в его поведении остается еще очень много неясного. Например, до сих пор неизвестны причины сильного разброса данных (±5) при статистическом определении положения минимума ГИП для одних и тех же геофизических условий. Одна из причин -долготный эффект (ДЭ) - в принципе известна (см., например, [Tulunay, 1973]), но не изучена. Известно, что форма ГИП зависит от местного времени, сезона, долготы и магнитной активности, однако для всех этих зависимостей были получены противоречивые выводы. Незнание положения ГИП приводит к сильнейшим ошибкам при моделировании субавроральной ионосферы [Елисеев и др., 1995], поэтому адекватную модель ионосферы для широт ГИП так и не удалось построить. Незнание формы ГИП приводит к большим неопределенностям при решении траекторных задач для распространения радиоволн через полярные области ионосферы [Благовещенский, Жеребцов, 1987]. Поэтому радиофизикам в расчетах приходится использовать грубое приближение, сделанное в модели [Halcrow, Nisbeth, 1977], либо самим определять параметры провала по сигналам ВЧ-сети [Blagoveshchensky, Borisova, 1995]. Характеристики ГИП, и в первую очередь его форма (ширина, глубина, высота и крутизна стенотс), сильно сказываются на распространении (гидирование) разного рода сигналов, как естественного [Клейменова и др., 1995], так и искусственного происхождения [Clilverd et ah, 1995; Blagoveshchensky et al, 1997]. Все вышесказанное определило цель данной главы:
Выделить ДЭ в положении ГИП в северном и южном полушариях. Исследовать зависимость формы и амплитуды ДЭ в положении ГИП от местного времени, сезона и магнитной активности. Выявить степень несопряженности положения ГИП, которая определяется несимметрией ДЭ в северном и южном полушариях. Исследовать механизм образования ДЭ в положении ГИП. Получить более точную зависимость положения ГИП от местного времени. Исследовать зависимость формы ГИП от долготы, высоты, местного времени, сезона, солнечной и магнитной активности. Построить распределение электронной концентрации в области зимнего ночного ГИП.
Для анализа характеристик ГИП использован большой массив данных спутников «Интеркосмос-19», «Космос-900» и «Космос-1809». Данные получены как для высокой солнечной активности (F10.7 200, 1979-1980 г.г.), так и для низкой активности (F10.7 70, 1986-1987 г.г.). Они охватывают весь диапазон долгот обоих полушарий, интервал местного времени 18-Ю6 LT и магнитной активности Кр = 0 -ь 8. Спутник «Космос-900» имел круговую орбиту, высота которой снизилась за время наблюдений с 550 км до 350 км. На рис. 1.1в приведен пример ГИП, зарегистрированный при помощи спутника «Космос-900» 26 июля 1979 г. для Кр = 2- и 0.9 LT в южном полушарии на высоте 375 км, т.е. практически в максимуме ночного слоя F2. С провалом в Ne обычно связан пик Те [Шмилауэр, Афонин, 1983]. Как правило, чем лучше выражен провал, тем лучше выражен и пик Те, что, в частности, имеет место и на рис.І.Ів. Пик Те наблюдается на широтах днища провала, но максимум Те не всегда точно совпадает с минимумом в Ne, что также видно на рис.І.Ів. Данные внешнего зондирования спутников «Интеркосмос-19» и «Космос-1809» могут быть получены во всем интервале от высоты максимума слоя F2 до высоты спутника [Васильев и др., 1980]. Спутник «Интеркосмос-19» имел эллиптическую орбиту, высота которой изменялась от 500 до 1000 км. Для примера на рис. 1.16 приведен ГИП, зарегистрированный при помощи «Интеркосмос-19» 30 сентября 1980 г. для Кр = 2о и 4.5 LT в северном полушарии на высоте 600 км. Полярная стенка ГИП гораздо более слабо выражена, чем в первом случае, однако провал довольно глубокий и фиксируется четко. Спутник «Космос-1809» имел практически круговую орбиту с высотой 1000 км. На рис. 1.1 а приведен пример регистрации ГИП на спутнике «Космос-1809» 10 января 1989 на высоте 1000 км в северном полушарии для Кр = 3- и 18 LT. Обе стенки провала одинаково хорошо выражены, днище провала имеет сложную структуру, обусловленную предысторией.
Фгип =65.2-2.1Kp-0.5t ±2. Местное время t отсчитывается от полуночи, Кр-индекс берется за предыдущие 3 часа, Ф - инвариантная широта. Как видно из рис. 1.2, амплитуда ДЭ составляет 7-8 в обоих полушариях. Для сравнения сплошными кривыми на рис. 1.2 приведены вариации положения минимума провала, усредненные на основе большого массива данных «Космос-900». Рассмотрим их подробнее - рис. 1.3. Провалы (251 случай в северном и 335 случаев в южном полушарии) были зарегистрированы в зимних ночных (18-06 MLT) спокойных условиях (Кр 3, среднее Кр = 2). Данные представлены на рис. 1.3 в виде отклонений положения минимума провала от модели [Kohnlein, Raitt, 1977]. Сплошными кривыми приведена аппроксимация, полученная методом наименьших квадратов. Из рис. 1.3 хорошо видна асимметрия ДЭ - его форма и, в меньшей степени, амплитуда различаются в северном и южном полушариях.
Вероятность наблюдения субаврорального ионосферного провала. Провал в летних ночных условиях
В Главе 1 были исследованы характеристики классического ГИП. Классический ГИП является стабильной характеристикой ночной зимней и равноденственной ионосферы. В летней ночной и зимней дневной ионосфере ГИП наблюдается только при определенных условиях, а его характеристики и причины образования, вообще говоря, отличаются от характеристик и причин образования классического ГИП. Однако во всех этих условиях ГИП объединяет одна общая характеристика - он находится вблизи, но экваториальнее границы авроральных диффузных высыпаний частиц (ГДВ). Поэтому во Введении провал в таком случае был определен как «субавроральный» ионосферный провал. Таким образом, хотя термины «главный», и «субавроральный», строго говоря, не являются синонимами, применение термина ГИП (в более широком смысле, чем «классический» ГИП) вполне допустимо в силу сложившейся традиции. В данной главе ставится две задачи: 1) изучить вариации вероятности наблюдения субаврорального ионосферного провала в зависимости от сезона, времени суток и уровня магнитной активности и 2) детально исследовать характеристики и механизмы образования ионосферного провала в летних ночных условиях. Отметим для полноты картины, что в летних дневных условиях провал практически не наблюдается [Spiro, 1978], поэтому эти условия рассматриваются крайне редко [Pinnock, 7955]. Наконец, ионосферный провал в зимних дневных условиях детально изучается в Главе 3.
Известно, что вероятность Р наблюдения субаврорального или главного ионосферного провала зависит от сезона, местного времени и уровня магнитной активности. Эта зависимость обычно выражается простой качественной формулой: Р больше всего зимой, ночью и растет с ростом магнитной активности. При этом в зимних околополуночных условиях провал фиксируется практически всегда. Для других условий немногочисленные и неполные статистические исследования величины Р [Tulunay, Sayers, 1971; Spiro, 1978; Ahmed et al, 1979; Evans et al., 1983; Oksman, 1982; Бенькова, Зикрач, 1983] дают сильно различающиеся результаты (см., например, [Tithinay, Sayers, 1971] и [Ahmed et al., 1979]). Это, по-видимому, связано с тем, что анализ проводился разными методами и на ограниченных массивах данных, характеризующихся невысоким пространственным и временным разрешением. Эти массивы могли включать в себя разные провалы, близкие по характеристикам. Кроме того, наблюдаемая картина сильно зависит от полушария и долготы (UT-времени). Принимая во внимание все вышесказанное, целесообразно провести детальный анализ вероятности наблюдения субавроральных ионосферных провалов в разных условиях на основе большого однородного массива данных спутника «Космос-900» и с учетом обнаруженных в последнее время закономерностей.
Для статистического анализа характеристик ионосферных провалов использовано -3000 пролетов спутника «Космос-900» над субавроральной ионосферой обоих полушарий. Данные были получены для средней и высокой солнечной активности за период 1977-1979 г. За это время почти круговая орбита спутника вследствие торможения снизилась с 550 км до 350 км. Это близко к высоте максимума слоя F2, которая по данным спутника «Интеркосмос-19» для этих же условий находится в диапазоне 320-420 км. Дискретность прямых измерений Ne и Те на спутнике «Космос-900» была очень высокой (0.64 сек) [Губский и др., 1982, Беляшин и др., 1982], поэтому неточность отсчета положения минимума провала определяется только методикой анализа данных и не превышает 0.5. Провал как структура субавроральной ионосферы выделялся по вариациям концентрации и температуры электронов по следующим критериям: 1) наличие четко определяемого минимума Ne вблизи ГДВ, которому обычно соответствует максимум Те; 2) наличие перегиба в широтном ходе Ne, так что область с большим градиентом VNe от точки перегиба до минимума провала определяет экваториальную стенку провала; 3) наличие крутой и неоднородной полярной стенки провала, с которой обычно связано резкое повышение Те с такой же неоднородной структурой; 4) повторяемость выделенной структуры от витка к витку, т.е. достаточно большая долготная протяженность исследуемой структуры. Положение ГДВ определялось по модели [Hardy et al, 1985].
В зимних условиях ГИП часто регистрируется ночью и гораздо реже днем [Tulunay, Sayers, 1971; Spiro, 1978; Ahmed el al, 1979; Evans el al, 1983; Oksman, 1982]. Для количественного исследования зависимости вероятности наблюдения (Р) зимнего провала от местного магнитного времени (MLT) было использовано 1478 случаев вблизи (±1.5 месяца) декабрьского солнцестояния в северном полушарии и июньского -в южном. Поскольку в очень спокойных и сильно возмущенных условиях поведение провала имеет свою специфику (см., например, [Сивцева и др., 1983]), данные были отобраны в интервале Кр от 1- до 3+. Результаты анализа в рамках заданных выше критериев приведены на рис.2.2. Видно, что вероятность появления ГИП резко возрастает после захода Солнца, достигая 100% в послеполуночные часы, и так же резко падает после восхода Солнца вплоть до 30% в послеполуденные часы. И, наоборот, квазипровалы чаще наблюдаются в дневные часы (Р = 15-20%), где провал плохо выражен, и реже в ночные часы (Р - 3-5%), где провал почти всегда фиксируется четко. Таким образом, число квазипровалов может служить мерой степени развитости О 12 MLT, ч 20 Рис.2.2. Зависимость вероятности Р наблюдения провала от местного магнитного времени для зимних спокойных (Кр=1-3+) условий. Темная штриховка -четко выраженный провал, светлая - квазипровал, черные кружки -данные спутника "Ariel-3" [Tulunay, Sayers, 1971], штриховая кривая -"ISIS-1" и "Injun-5" [Ahmed et al., 1979]; кружки - восход и заход Солнца. На нижней части рисунка представлены суточные вариации NmF2, рассчитанные по модели IRI-90 для широты Ф = 60 в северном полушарии. провала как структуры в течение суток, а восход и заход Солнца определяют резкую границу между ночным и дневным провалом. Последнее достаточно хорошо известно, однако детальный анализ суточных вариаций вероятности наблюдения провала не проводился.
Характеристики гип и <дневного» провала в зимних условиях
Для исследования характеристик зимней дневной ионосферы был использован массив данных по Ne и Те спутника «Космос-900». Из этого массива было отобрано около 700 пролетов над высокоширотной ионосферой обоих полушарий [Карпачев, Афонин, 1998]. Данные охватывают весь диапазон долгот обоих полушарий, дневные (06-18 MLT) часы местного магнитного времени, интервал Кр = 0-8. На рис.3.16, для примера, приведено положение всех провалов, кроме высокоширотного, для всех часов местного времени, в интервале значений Кр = 2-4. Данные приведены к среднему значению Кр = 3 с учетом сдвига 2.2 на единицу Кр. (Для остальных интервалов Кр картина носит подобный характер.) Отметим, что и число дневных наблюдений (в силу специфики программы работы спутника «Космос-900»), и вероятность появления провала днем меньше, чем ночью, поэтому массив ночных данных гораздо больше дневного. Из данных исключен высокоширотный провал, который представлен отдельно на рис.3.1 а.
Исследование высокоширотного провала ("High Latitude Trough", HLT) как такового не является целью данной работы, однако его наличие препятствует анализу других дневных провалов, поэтому он должен быть принят во внимание. На рис.3.2 приведено два примера наблюдения высокоширотного провала. Один из них относится к ночным возмущенным, а другой - к дневным спокойным условиям. В обоих случаях наблюдался ГИП, минимум которого расположен на широтах 54.5 и 72 соответственно. ГИП характеризуется очень крутой и высокой полярной стенкой. С минимумом ГИП, как обычно, связан пик Те. В обоих случаях, кроме ГИП, был зафиксирован также более высокоширотный провал. Его минимум расположен на широте 62 ночью и 81 днем, что соответствует широтам аврорального овала. HLT резко отличается и по положению, и по форме от ГИП. Обе его стенки одинаково крутые и чрезвычайно изрезанные, неоднородные. Температура электронов всегда повышена в области аврорального овала по сравнению со средними широтами, но с минимумом высокоширотного провала не связан четко выраженный пик Те.
Высокоширотный провал изучался по данным спутников «TSIS-1» и «Injun-5» [Munch et al, 1977; Ahmed et al, 1979] в дневном секторе, спутника «OGO-6» [Grebowsky et al, 1976, 1983] в утреннем и вечернем секторах и радаров некогеррентного рассеяния [Baron, Wand, 1983; Williams, Jain, 1986] в ночном секторе местного времени. Данные были получены в диапазоне высот от 3500 км до высоты максимума слоя F2 и поэтому прямое сравнение их, по-видимому, не совсем корректно, тем не менее, в работе [Rodger et al, 1992] по этим данным получено некоторое среднее положение высокоширотного провала для всех часов местного времени.
Точно такое же поведение HLT в вечернем секторе наблюдается и по данным «Космос-900», поэтому оно требует специального анализа, который выходит за рамки данной работы. В дневное время положения HLT, полученные на больших высотах с помощью спутников «ISIS-1» и «Injun-5», практически совпадают, но находятся полярнее, чем по данным «Космос-900». В утреннем секторе HLT по данным спутника «Космос-900» фиксируется несколько экваториальнее, чем по данным «OGO-6», в основном при повышенной магнитной активности (Кр 3) и в узком интервале местного времени (02-05 MLT). С другой стороны, по данным радара EISCAT, хорошо выраженный HLT наблюдается примерно на тех же широтах и в это же самое время (02-06 MLT) [Williams, Jain, 1986]. Из сравнения рис.3.1а и рис.3.16 видно, что в утреннем секторе HLT расположен гораздо выше по широте, чем ГИП, поэтому их невозможно перепутать. В вечернем секторе 18-24 MLT на статистической картине HLT иногда оказывается экваториальнее аврорального овала, т.е. на широтах ГИП, но в конкретных случаях проблемы с их разделением нет (как, например, на рис.3.2а). Днем ситуация иная: разные провалы можно перепутать, если четко не знать их характеристики. Характеристики HLT детально исследовались в процитированных выше работах и наиболее полно представлены в обзоре [Grebowsky et ah, 1983]. HLT тяготеет к полярной границе аврорального овала. Он отличается от других провалов крайне неоднородной структурой даже в области экваториальной стенки, поскольку формируется глубоко внутри аврорального овала, в полосе сильных высыпаний частиц и неоднородных электрических полей. С минимумом HLT связано увеличение молекулярных составляющих (N2, N0, Ог) термосферы. С минимумом HLT, также в отличие от других провалов, всегда связан хорошо выраженный пик температуры ионов ТІ, а рост Те может быть не столь большим. По этим характеристикам и выделялся HLT при анализе данных «Космос-900» и в дальнейшем не рассматривался.
Из ночных данных на рис.3.16 исключен также кольцевой провал, который особенно часто фиксируется в интервале Кр=2-4 на широтах 54-57Ф [Деминов, Карпачев и др., 1995а, Deminov, Karpachev и др., 1996], поэтому в данном случае разброс данных ночью относительно небольшой (6-8, дисперсия равна 2.0). Днем разброс данных достигает 15 в 8-9 MLT. Этот разброс не удается существенно уменьшить заменой Кр 113 индекса на Bz или Bz Vs, где Vs - скорость солнечного ветра, несмотря на то, что ГИП тесно связан с экваториальной границей аврорального овала, положение которой контролируется вариациями В2 и Vs с достаточно высоким коэффициентом корреляции [Gassenhofen et al, 1981]. Таким образом, следует, по-видимому, предположить наличие в дневное время нескольких структур, скорее всего двух разных типов провалов, связанных с разными механизмами образования.
Детальный анализ всего массива данных показывает, что днем, действительно, можно выделить два типа провала. Один из них характеризуется крутой полярной стенкой, глубоким минимумом и четко выраженной экваториальной стенкой - рис.3.3.г. Этот провал образуется, в основном, в тени и поэтому реже всего регистрируется в полдень. Вариации вероятности наблюдения провала с местным временем приведены на рис.3.4 отдельно для северного и южного полушарий. Они получены статистической обработкой 184 и 228 случаев соответственно, отобранных в интервале Кр = 1-3+. Как видно из рис.3.4, вероятность наблюдения провала Р составляет в обоих полушариях 80% в утренние и вечерние часы и уменьшается к послеполуденным часам до 40% в южном полушарии и вплоть до 10% в северном. Провал первого типа всегда наблюдается на несколько градусов ниже экваториальной границы авроральных диффузных высыпаний (ГДВ). Поскольку ни по форме, ни по положению (относительно аврорального овала) этот провал практически не отличается от ночного ГИП, оставим для него устоявшееся определение - дневной ГИП, хотя он может быть обусловлен иными причинами, чем ночной ГИП.
Динамика ионосферных провалов во время магнитных бурь
В этой главе будет использоваться термин среднеширотный» ионосферный провал (СИП), поскольку в ней будет рассмотрена динамика во время возмущений классического ГИП и более экваториального КИП (кольцевого ионосферного провала). Если ГИП еще называют субавроральным провалом, то КИП определенно наблюдается только на средних широтах. Во время интенсивной бури ГИП и КИП часто невозможно различить, они представляют фактически одну структуру. Поэтому при анализе такой структуры вполне допустимо использовать объединяющий оба провала термин среднеширотный» провал.
В существующих моделях вариации положения минимума СИП выражаются, как правило, линейной зависимостью от Кр-индекса и местного времени вида: Фт = Ф0 -«Кр - bt, где / отсчитывается от полуночи, а Кр есть текущий индекс магнитной активности. Точность моделей составляет ±2-3, поскольку наблюдается сильный разброс данных. Положение минимума СИП может отличаться на 8-10 для разных наблюдений, сделанных при одних и тех же гелиогеофизических условиях. Разброс данных объясняется целым рядом причин, в частности: неточностью определения положения провала, неточностью самой зависимости от Кр-индекса, неэффективностью этой связи и влиянием других факторов (АЕ, Dst или Bz), а также возможной зависимостью Фт от долготы, высоты, сезона и т.д. Разброс данных увеличивается во время резких изменений магнитной активности. Это свидетельствует о том, что динамика СИП во время бурь изучена слабо. Предпринимались попытки найти более эффективную связь с Кр-индексом или вообще заменить его другим индексом. Однако зависимость от АЕ, Dst или Bz оказалась еще более слабой, чем от Кр (см., например, [Rycroft, Burnei, 1970\), а введение задержки 3 часа для Кр-индекса в работе [Coltts, Haggstrom, 1988\ уменьшило коэффициент корреляции с 0.65 до 0.61 по сравнению с текущим индексом. В некоторых моделях была введена более точная, нелинейная зависимость от местного времени [Spiro et al, 1978; Бенькова и др.. 1986а], Однако разброс данных существенно уменьшить так и не удалось. Это приводит к очень сильным различиям между коэффициентами в выражении для Фт для разных наборов данных. Так, Фт для полуночи изменяется от 60 [Rycroft, Thomas, 1970] до 65.5 [Spiro et at., 1978], а от 0.7 [Best, Wagner, 1983} до 2.1 [Kohnlein, Rain, 1977], b от 0.23 [Best, Wagner, 1983] до 0.75 [Бенькова, Зпкрач, 1983]. В итоге коэффициент корреляции г для Кр не превышает 0.6-0.7. Целью данной главы является построение более точной модели для положения минимума СИП. Для этого будет исследована динамика СИП во время возмущений, определена задержка реакции СИП на изменения разных индексов магнитной активности, введены более эффективные индексы, чем текущий Кр-индекс, проведено разделение СИП на два отдельных провала, учтен долготный эффект и нелинейная зависимость от местного времени в положении минимума СИП.
Существует около двух десятков формул, описывающих положение СИП в зависимости от разных индексов магнитной активности, выведенных на основе статистического анализа наземных и спутниковых данных. Все эти формулы получены обработкой данных независимо от фазы магнитной бури. Однако предварительный анализ динамики провала показывает, что она сильно зависит от фазы бури. Это должно сказаться и на зависимости положения СИП от уровня магнитной активности. Для проверки этого предположения были использованы данные спутника «Космос-900» для условий равноденствия и местной зимы в обоих полушариях. Отдельно были проанализированы все три фазы интенсивных возмущений (Кр 4): фаза роста, максимум главной фазы, фаза восстановления, а также длительно ( 24 ч) спокойные (Кр 2) периоды времени. На этом этапе анализа использовался текущий Кр-индекс, как это обычно принято при обработке данных по провалу. Данные были приведены к полуночи по формуле AO(t) = 0.5 t, где местное время отсчитывается от полуночи [Kohnlein, Raitt, 1977]. На рис.4.1 приведены для примера данные для фазы роста бури (крестики) и восстановительной фазы бури (квадратики). Для наглядности аппроксимация данных была проведена полиномом второй степени - кривые на рис.4.1. Коэффициент корреляции г= 0.79 для фазы роста бури и г = 0.72 для восстановительной фазы. Для максимума главной фазы и длительно спокойных периодов времени приведены только прямые регрессии, а данные опущены, чтобы не загромождать рисунок. Однако разница между аппроксимирующими кривыми для фазы роста и фазы релаксации достигает 3.5, что намного превышает стандартное отклонение (2.0). Детальный анализ данных показывает, что на фазе роста возмущения провал часто наблюдается на высоких ("спокойных") широтах даже тогда, когда Кр-индекс вырос до значений 4-6. Видно также, что минимум широты провала достигается не в максимуме главной фазы, а несколько позднее - в начале восстановительной фазы. В свою очередь, на восстановительной фазе бури провал иногда фиксируется на широтах 51-52 при Кр = 3-4, что слишком низко для такого уровня магнитной активности. Все это в итоге дает сильное расхождение аппроксимирующих кривых. Расхождение данных на рис.4.1 можно немного уменьшить, если вместо текущего значения Кр-индекса взять его значение для предыдущих 3 часов времени. Таким образом, причиной расхождения является, по-видимому, запаздывание реакции провала на изменения Кр-индекса на всех фазах бури. Для проверки этого утверждения было тщательно проанализировано около 30 сильных (Кр 4) возмущений за период 1978-1979 гг., для которых имелись данные спутника «Космос-900» по положению ночного провала. Результаты анализа приведены ниже.