Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Явление F-рассеяния в ионосфере средних широт (обзор) 16
1.1. Типы и характеристики F-рассеяния 17
1.2. Образование F-рассеяния 26
1.3. Пространственно-временные особенности F-рассеяния 37
1.4. Квазидвухлетние вариации 41
Глава 2. Ночное среднеширотное F-рассеяние 47
2.1. Основные закономерности 48
2.2. Интерпретация 61
2.3. Выводы 91
Глава 3. Среднеширотное F-рассеяние в восходно-заходные периоды 96
3.1. Основные закономерности 97
3.2. Обсуждение 113
3.3. Выводы 123
Глава 4. Квазидвухлетние вариации области F2 ионосферы и их зависимость от солнечной и геомагнитной активности 125
4.1. Квазидвухлетние вариации критической частоты слоя F2 126
4.2. Квазидвухлетние вариации вероятности F-рассеяния 139
4.3. Выводы 142
Заключение 143
Список литературы 144
- Образование F-рассеяния
- Интерпретация
- Основные закономерности
- Квазидвухлетние вариации вероятности F-рассеяния
Введение к работе
Предметом диссертационной работы является среднеширотное F-рассеяние, различные его вариации и их связь с солнечной и геомагнитной активностями
Актуальность работы Впервые явление F-рассеяния было обнаружено и определено как наличие размытых, диффузных отражений на ионограммах вертикального зондирования при отражении от области F2 ионосферы более 60 лет назад (Booker and Wells, 1938) Поскольку при F-рассеянии на ионограммах трудно, а подчас и невозможно точно определить критические частоты и высоты отражений, это явление какое-то время считалось помехой, уменьшающей количество полезной информации Но по мере развития знаний об ионосфере было установлено, что F-рассеяние обусловлено неоднородностями концентрации электронов и, тем самым, является источником информации о неоднородной структуре ионосферы В настоящее время интерес к изучению этого явления обусловлен несколькими обстоятельствами Задача изучения неоднородностей, связанных с F-рассеянием, является составной частью одной из фундаментальных проблем физики ионосферной плазмы - исследования полного спектра (от см до тысяч км) неоднородной структуры ионосферы При обеспечении устойчивой работы линий связи и других радиотехнических систем KB -УКВ диапазона, в которых предъявляются особые требования к надежности выделения сигнала на фоне помех в различных гелио- и геофизических условиях, возникает необходимость более точного прогнозирования условий распространения радиоволн, основанного на моделях ионосферы, учитывающих ее тонкую структуру Создание и совершенствование моделей ионосферы такого типа продолжается, однако моделей, удовлетворяющих всем требованиям прикладного
характера, до сих пор нет Возросшее в последние десятилетия техногенное воздействие на высотах F-слоя ионосферы заставило обратить особое внимание на проблему экологии В данном аспекте F-рассеяние можно использовать в качестве индикатора возмущенности ионосферы при мониторинге ее состояния.
Несмотря на большой объем знаний об F-рассеянии, накопленный за последние десятилетия, далеко не все закономерности изменения F-рассеянии надежно установлены и, тем более, изучены Это относится и к среднеширотному F-рассеянию Известно, что среднеширотное F-рассеяние - преимущественно ночное явление и в это время суток вероятность появления F-рассеяния максимальна зимой при низком уровне солнечной активности Однако многие детали вероятности появления F-рассеяния в ночные, утренние и вечерние часы не были надежно установлены, например, зависимость характера годовых изменений этой вероятности от уровней солнечной и геомагнитной активности и особенности ее квазидвухлетних вариаций
Цель работы - анализ закономерностей вероятности появления среднеширотного F-рассеяния в ночные и восходно-заходные часы, выделение на этой основе не установленных ранее закономерностей и их интерпретация
Поставленная цель потребовала решения следующих задач 1. Создать базу данных вероятности появления F-рассеяния (/>) на основе обработки ионограмм вертикального зондирования ионосферы ст Москва (55,5 N, 37,3 Е), полученных через каждые 15 минут во все часы суток за 1975-1985 годы, для анализа
2 Используя эту базу данных, выполнить исследование закомерностей изменения Р а) выявить для всех сезонов особенности зависимости Р от местного времени в минимуме и максимуме
солнечного цикла, б) выявить закономерности и связь появления утреннего и вечернего максимумов Р с условиями освещенности данной и магнитосопряженной ионосферы, в) определить особенности изменения характера годовых изменений Р при переходе от низкой к высокой солнечной активности и оценить вклад геомагнитной активности в эти изменения, г) выявить квазидвухлетние вариации Р и определить связь этих вариаций с уровнями солнечной и геомагнитной активности
3 Дать интерпретацию установленных закономерностей
Научная новизна работы определяется следующими результатами, полученными впервые.
1 Установлена зависимость времени достижения ночного
среднеширотного максимума вероятности F-рассеяния Р от уровня
солнечной активности с ростом солнечной активности это время
смещается к утренним часам
2 Установлен разный характер годовых изменений Р ночью в
периоды низкой и высокой солнечной активности при низкой
активности преобладает годовая компонента Р с максимумом зимой и
минимумом летом, при высокой - годовая и полугодовая компоненты
Р с максимумами зимой и в равноденствия
3. Установлена связь появления утреннего и вечернего максимумов Р с условиями освещенности данной и магнитосопряженной ионосферы этот максимум появляется только зимой до восхода и после захода Солнца над данным пунктом, когда магнитосопряженная ионосфера освещена Солнцем
4 Выявлена зависимость амплитуды квазидвухлетних вариаций Р в
ночные часы от уровней солнечной и геомагнитной активности эта
амплитуда уменьшается с ростом уровня солнечной активности и
увеличивается с ростом геомагнитной активности
5 Дана качественная интерпретация полученных закономерностей Обосновано, в частности, что равноденственные максимумы Р в ночные часы при высокой солнечной активности связаны с соответствующими максимумами частоты возникновения суббурь как источников генерации внутренних гравитационных волн (ВГВ) в атмосфере авроральной области и с уменьшением затухания распространяющихся к низким широтам ВГВ при переходе к высокой солнечной активности, в основном, из-за уменьшения коэффициента молекулярной вязкости и теплопроводности.
Практическая ценность работы состоит в том, что полученные в ней результаты могут быть использованы: а) для прогноза условий распространения радиоволн в среднеширотной ионосфере, б) при проектировании различных радиотехнических систем КВ-УКВ диапазонов, в) в дальнейших исследованиях механизмов генерации неоднородностей в ионосферной плазме
Достоверность полученных результатов обусловлена большим объемом анализируемых данных, повторяемостью полученных результатов для близких, но разнесенных по времени гелиогеофизических условий, физической обоснованностью известных исходных уравнений и положений, использованных при интерпретации установленных закономерностей
На защиту выносятся 1 Установленные закономерности вероятности появления среднеширотного F-рассеяния Р
зависимость времени достижения ночного максимума Р от уровня солнечной активности,
зависимость относительного вклада годовой и полугодовой
компонент в сезонные изменения Р в ночные часы от уровня солнечной активности и зависимость вклада геомагнитной активности в эти изменения от уровня солнечной активности, - связь утреннего и вечернего максимумов Р от условий освещенности данной и магнитосопряженной ионосферы
2 Выявленные связи квазидвухлетних вариаций Р с уровнями
солнечной и геомагнитной активности
3 Результаты интерпретации установленных закономерностей
Апробация работы Основные результаты работы докладывались и обсуждались на объединенном общеинститутском семинаре ИЗМИР АН по Физике Солнца, VI Всесоюзном совещании по проблеме "Неоднородная структура ионосферы" (Ашхабад, 1986 г), Межведомственном семинаре "Результаты комплексных исследований по данным измерений ИСЗ ИК-19" (Калуга, 1988 г), VIII совещании-семинаре "Неоднородная структура ионосферы" (ННовгород, 1991 г), конференции по «Солнечно-земной физике» (Иркутск 2004 г) Работа выполнялась в рамках НИР ИЗМИР АН и грантов РФФИ 98-02-16189, 01-02-16307, 04-02-16374
Публикации По теме диссертации опубликовано 7 работ
Личный вклад автора состоит в создании базы данных вероятности F-рассеяния, обработке этих данных, совместном анализе и интерпретации полученных результатов
Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, содержит 152 страницы печатного текста, 38 рисунков, 3 таблицы Список цитируемой литературы содержит 111 наименований
Образование F-рассеяния
Обобщение многочисленных данных наземных и космических экспериментов позволило выявить в широтном ходе интенсивности неоднородностей два основных максимума - авроральный и экваториальный. Кроме того, существуют области концентрации неоднородностей на средних широтах, где выделяют несколько индивидуальных широтных зон (Bowman, 1982).
На неоднородности северной части среднеширотной зоны во время геомагнитных возмущений влияют процессы, происходящие в авроральной зоне. Их характеристики близки к наблюдаемым в авроральной зоне. Неоднородности в области 30-40 испытывают существенное влияние экваториальной зоны (Ерухимов и др., 1980).
Эти неоднородности проявляются и в характере флуктуации параметров максимумов всех слоев ионосферы. На рис. 1.6 приведен пример изменений hmF2 и NmF2 со временем, отражающий типичные для данной широты флуктуации параметров максимума Р2-слоя в ночные часы. Ионосферные неоднородности характеризуются вероятностью появления, интенсивностью, характерным временем затухания, поперечным масштабом 1±, степенью анизотропии (вытянутости вдоль геомагнитного поля) /п//і и спектром Ф(АЛге, ]_) - зависимостью интенсивности неоднородностей от волнового числа k_i = 2п/1±. Этот диапазон подразделяют на крупномасштабные (d 5-Ю км) и мелкомасштабные (/х 5-Ю км) неоднородности. Для крупномасштабных неоднородностей обычно АІЧ/Л/ео 1-Ю%, для мелкомасштабных - ANe/Ne0 0.1-1% в соответствии с приведенным спектром ионосферных неоднородностей. Крупномасштабные неоднородности (в том числе и волнового типа) могут сильно искажать ионограммы, приводя к эффектам, близким к диффузности (рис. 1.7) (Bowman et al., 1987). В ряде работ считается, что крупномасштабные волновые возмущения (Дробжев и др., 1975) могут вызвать F-рассеяние без неоднородностей малого масштаба, особенно когда речь идет о среднеширотном рассеянии.
Сопутствующие отражения, вызываемые крупномасштабными неоднородностями (Bowman et al., 1987) На средних широтах интенсивность ионосферных неоднородностей (/We) обычно максимальна на высотах области F2 в ночные часы, зимой при низкой солнечной активности, когда ниже hmF2 характерный масштаб изменения Neo с высотой L = l/(dlniVeo/d/0 достигает минимума (Гершман и др., 1984). Эту закономерность связывают с неустойчивостью Рэлея-Тейлора при дополнительном учете диффузии, инкремент которой пропорционален ML и существенно зависит от степени вытянутости ионосферных неоднородностей (Гершман и др., 1984).
Развитие экспериментальных методов, в частности экспериментов с искусственно вызванной диффузностью на нагревных стендах, позволило проверить роль неоднородностей различного масштаба в образовании явления F-рассеяния. Основной вывод, полученный из этих экспериментов сводится к тому, что неоднородности с Lj. 1-5 км также вносят значительный вклад в явления диффузности (Ерухимов, Митякова, 1991).
Утверждается, что основная причина диффузности отраженного от ионосферы сигнала обусловлена запаздыванием волн при распространении в неоднородном слое, особенно вблизи уровня отражения, где это запаздывание максимально и наличие слабых возмущений концентрации (показателя преломления) приводит к значительным вариациям группового запаздывания отраженной радиоволны (Алимов и др., 1971), (Гершман и др., 1984).
Эксперимент по изучению данных KB сигналов, отраженных от ионосферы во время F-рассеяния, в котором исследовалась зависимость индекса амплитудных флуктуации сигналов от ширины полосы приема (Алимов и др., 1994), ставил своей целью выяснить природу среднеширотного явления F-рассеяния. Дело в том, что в последние годы наиболее распространенными концепциями происхождения F-рассеяния стали: 1) теория рефракционного рассеяния радиоволн случайными крупномасштабными неоднородностями (Booker et. al., 1986); 2) концепция дискретной квазирегулярной структуры неоднородной ионосферы, ответственной за формирование отраженных сигналов F-рассеяния (Bowman et. al., 1988). В пользу первой концепции свидетельствуют некоторые экспериментальные исследования в экваториальной ионосфере, в пользу второй - многочисленные эксперименты на средних широтах с использованием современных ионозондов и численный синтез ионограмм вертикального зондирования в условиях крупномасштабной квазирегулярной неоднородной структуры ионосферы. Эксперимент, проведенный на полигоне НИРФИ в Зименках со всей определенностью показал, что среднеширотное F-рассеяние -явление многолучевости KB сигналов, отраженных от крупномасштабной квазирегулярной неоднородной структуры ионосферы. Рефракционное рассеяние KB сигналов в стандартных условиях среднеширотной ионосферы не является определяющим фактором в наблюдаемом явлении.
Дискуссию об относительной роли плазменных неустойчивостей и динамики нейтральной атмосферы при объяснении наблюдаемых закономерностей в параметрах F-рассеяния вызвали попытки разработать механизмы его образования. Вполне естественно было связать F-рассеяние, прежде всего, с волновыми возмущениями, с внутренними гравитационными волнами. Проявление периодического характера крупномасштабных неоднородностей во времени и пространстве отмечалось давно и достаточно часто. Так, например, даже такой параметр, как общее электронное содержание, по многочисленным измерениям с использованием спутниковых радиомаяков обнаруживает четкую периодичность с длинами волн 40-160 км и периодами 15-60 мин (Titheridge, 1968), что хорошо согласуется со спектром внутренних гравитационных волн на высотах ионосферы (Госсард, Хук, 1978). Сезонный и географический контроль радиомерцаний также говорит о том, что характер неоднородной структуры ионосферы определяется свойствами нейтральной атмосферы (Fejer, Kelley, 1980).
Внутренние гравитационные волны (ВГВ), которые всегда присутствуют в термосфере, играют важную роль в возникновении неустойчивости Рэлея-Тейлора, поскольку приводят к модуляции L, т.е. к уменьшению эффективного значения L. Среднеширотное ночное F-рассеяние вызывается неоднородностями, представляющими собой фронтальные возмущения (Bowman, 1960, 1968). Эти возмущения на высотах слоя F в распределении электронной плотности имеют квазисинусоидальную форму с длиной волны 25-350 км и периодами 5-60 мин. Их характеристики показывают, что они образуются внутренними гравитационными волнами, распространяющимися сквозь ионосферу. При распространении внутренних гравитационных волн в область F ионосферы снизу их амплитуда растет с ростом высоты (Hines, 1960), (Госсард, Хук, 1978). При условии, что этот эффект сильнее, чем затухание за счет вязкости среды, амплитуда квазисинусоидальных колебаний изоэлектронных поверхностей также будет возрастать с высотой. Вероятность F-рассеяния в этом случае должна также повышаться с уменьшением плотности нейтральной атмосферы на высотах области F. Как следует из морфологии F-рассеяния (Bowman, 1968, 1981) для суточных, сезонных и гелиоциклических вариаций, эти представления прекрасно согласуются с наблюдениями, т.е. вероятность появления F-рассеяния на средних широтах обратно пропорциональна плотности нейтралов. Во второй главе более подробно рассмотрены свойства внутренних гравитационных волн в термосфере и неустойчивости ионосферной плазмы на средних широтах.
Интерпретация
Наиболее часто обсуждаемой причиной F-рассеяния являются относительно мелкомасштабные внутренние гравитационные волны (ВГВ) с горизонтальной длиной волны около 25-200 км, периодами 5-60 мин и горизонтальными фазовыми скоростями 10-100 м/с (Гершман и др., 1984). Для краткости изложения такие волны будем называть мелкомасштабными ВГВ. Эти волны обычно проникают на рассматриваемые высоты из более низких слоев атмосферы, где они существуют всегда, т.е. являются собственными колебаниями атмосферы. Ампдитуда таких распространяющихся вверх ВГВ увеличивается с высотой вплоть до высот, где становятся существенными эффекты молекулярной вязкости. На высотах, где молекулярная вязкость не существенна, амплитуда ВГВ увеличивается с ростом высоты (Гершман, 1974):
А А0 (Ро/р)1/2 А0 ехр[ (h - ho) / 2Hn ] , Hn = kB Tn/(mn g), (2.10) где Ао и ро - амплитуда ВГВ и плотность фоновой термосферы на фиксированной высоте ho, А и р - амплитуда ВГВ и плотность фоновой термосферы на данной высоте h, Нп и Тп - шкала высот и температура фоновой термосферы. Поэтому амплитуда распространяющихся вверх ВГВ увеличивается с уменьшением плотности атмосферы, т.е. при переходе от высокой к низкой солнечной активности или от летних к зимним условиям. На фиксированной высоте, например, вблизи максимума Р2-слоя плотность р и температура Тп термосферы уменьшаются при переходе от дневных к ночным часам и обычно достигают минимума непосредственно перед восходом Солнца на высотах 100-150 км. Последнее следует, например, из эмпирической модели термосферы MSIS-90 (Hedin, 1991). Поэтому амплитуда ВГВ вблизи максимума Р2-слоя увеличивается при переходе от дневных к ночным часам и достигает максимума перед восходом Солнца. Эти закономерности изменения амплитуды мелкомасштабных ВГВ качественно подобны изменениям вероятности появления F-рассеяния. Данное качественное соответствие и является, как правило, основой для утверждения о преобладающей роли мелкомасштабных ВГВ в возникновении F-рассеяния (Гершман и др., 1984). Отметим, что еще одним источником мелкомасштабных ВГВ является терминатор - граница между освещенной и неосвещенной Солнцем участками атмосферы на высоте около 100-150 км (Сомсиков, 1983).
Следует отметить также, что ионосферные неоднородности, связанные с ВГВ, образуют "шероховатые" поверхности уровней равной электронной концентрации, и отражение радиоволн от этих шероховатых поверхностей, по-видимому, является причиной F-рассеяния (глава 1). В данном случае F-рассеяние беспорогово, т.е. F-рассеяние может наблюдаться при любой амплитуде ВГВ. Тем не менее, при чрезвычайно низкой амплитуде ВГВ величина F-рассеяния может быть настолько низкой, что не будет выделяться экспериментально.
В периоды суббурь джоулев нагрев термосферы авроральными электроструями является источником генерации широкого спектра интенсивных ВГВ. Часть этих волн будет распространяться в сторону низких широт и может достичь широт анализируемой станции, в данном случае ст. Москва. Такими волнами, достигшими широт Москвы, могут быть только крупномасштабные низкочастотные ВГВ, поскольку мелкомасштабные ВГВ быстро затухнут на этом пути из-за сильной дисперсии, молекулярной вязкости и относительно низкой скорости распространения в горизонтальном направлении (Гершман и др., 1984). Типичные характеристики крупномасштабных ВГВ вблизи максимума Р2-слоя: горизонтальная скорость распространения близка к скорости звука Cs « 500-900 м/с, эффективный период около 2-3 часов (фактически волна имеет вид импульса, длительность которого приблизительно равна продолжительности типичной изолированной магнитосферной суббури). Эффективная длина волны такого импульса порядка радиуса Земли, т.е. чрезвычайно большая. Для крупномасштабных ВГВ дисперсия несущественна и единственной причиной уменьшения амплитуды таких распространяющихся в горизонтальном направлении (вдоль х) волн является молекулярная вязкость. В линейном приближении изменение амплитуды
Величина уі описывает неустойчивость Рэлея-Тейлора и неустойчивость из-за конвергенции скорости применительно к области F ионосферы, которые упоминались выше. Эти неустойчивости возможны только при L 0, что в данном случае соответствует высотам ниже максимума Р2-слоя. Величина уг всегда положительна и описывает ослабление неустойчивости из-за диффузии ионосферных неоднородностей. Обычно bj » be, поэтому увеличение степени вытянутости ионосферных неоднородностей (Іц/Іі) приводит к ослаблению вклада диффузии в у. Поскольку в целом условие у 0 обеспечивается высотным градиентом фоновой концентрации электронов, то для краткости назовем у инкрементом градиентной неустойчивости.
Основные закономерности
Методика определения вероятности F-рассеяния почти не отличается от приведенной в пп.2.1.1. Поэтому здесь она приведена в кратком виде. Исходными данными для анализа были ионограммы вертикального зондирования ст.Москва, полученные через каждые 15 мин. в течение всех часов суток за 1975-1985 гг. По этим данным для каждого часового интервала определялась частота появления F-рассеяния п, которая изменялась в пределах от 0 до 4 п = 0, если в течение данного часа F-рассеяние не наблюдалось; п = 4, если F-рассеяние для данного часа наблюдалось 4 раза, т.е. через каждые 15 мин. Зафиксируем год пуг, месяц т, день месяца nday и местное время LT. Величина 25п для часового интервала, центрированного на данный час LT, дает приближенную оценку вероятности F-рассеяния в процентах в данную дату и местное время P(nyr, m, nday, LT).
Обозначим через P(nyr, т, LT) среднее за все дни данного месяца значение P(nyr, т, nday, LT). Выделим два периода, которые соответствуют низкой (1975, 1976, 1985 гг., среднее значение FJOJ « 75 ) и высокой (1979-1981 гг., среднее значение Fio.7 200) солнечной активности. Обозначим через P(min, m, LT) и P(max, m, LT) средние для данных периодов низкой и высокой солнечной активности значения P(nyr, m, LT). Полученные по приведенной методике значения Р(тт, m, LT) и Р(тах, т, LT) являются основными исходными данными для анализа особенностей изменения вероятности F-рассеяния в восходно-заходные периоды. Величины (min, m, LT) или (max, m, LT) для краткости ниже обозначаются через Р, если не оговорено противное.
Исключим из исходных данных магнитовозмущенные периоды, для которых выполнено одно из условий: АЕ 100 нТл, ар(т) 15 нТл. Здесь АЕ -среднечасовые индексы авроральной электроструи за данный или предыдущий час, ар(т) - средневзвешенные (с характерным временем т около 11 часов) значения ар-индекса за предыдущие 72 часа (Wrenn, Rodger, 1989. По оставшимся данным вычислим значения вероятностей появления F-рассеяния Pq(min, m, LT) и Л,(тах, m, LT) для магнитоспокойных дней периодов высокой и низкой солнечной активности. Полученные по приведенной методике значения q(min, m, LT) и q(max, m, LT) являются дополнительными исходными данными для анализа особенностей изменения вероятности F-рассеяния в восходно-заходные периоды. Величины Pq(min, m, LT) или Pq(max, m, LT) для краткости ниже обозначаются через Pq.
Выше отмечалось, что F-рассеяние - преимущественно ночное явление, т.е. оно наблюдается, в основном, в интервале от захода до восхода Солнца. Для оценки интервала времени, внутри которого наблюдается F-рассеяние, примем, что границы этого интервала соответствуют Р = 20% . Данная оценка является скорее качественной. Она основана на том, что величина P(nyr, m, nday, LT) может принимать только 5 дискретных значений (0, 25, 50, 75, 100%) и Р(пуг, ш, nday, LT) = 25% соответствует случаю, когда F-рассеяние наблюдается один раз внутри данного часового интервала. Обозначим через Fss и Fsr местные времена вблизи захода и восхода Солнца, когда Р = 20%. Следовательно, F-рассеяние наблюдается достаточно часто в интервале от Fss до Fsr. Вне этого интервала F-рассеяние наблюдается очень редко. Обозначим через Fssq и Fsrq -местные времена вблизи захода и восхода Солнца, когда Pq = 20%. Следовательно, для магнитоспокойных условий F-рассеяние наблюдается, в основном, в интервале от Fssq до Fsrq.
Можно предположить, что времена Fss и Fsr (или Fssq и Fsrq ) определенным образом связаны с моментами захода Tss и восхода Tsr Солнца над данным пунктом или с моментами захода Tssc и восхода Tsrc Солнца над магнитосопряженным пунктом. Примем, что моменты восхода и захода Солнца над данным или магнитосопряженным пунктом соответствуют Z = 86. В частности, время Tss соответствует местному времени захода Солнца над данным пунктом, Tssc - местному времени в данном пункте, когда в магнитосопряженном пункте наблюдается заход Солнца, т.е. в магнитосопряженном пункте Z = 86. Времена Fss и Fsr могут быть связаны и с границами полной тени. Вечерняя граница полной тени Tssb соответствует местному времени, которое равно максимальному из времен Tss и Tssc. Утренняя граница полной тени Tsrb соответствует местному времени, которое равно минимальному из времен Tsr и Tsrc. Отметим, что в интервале от Tssb до Tsrb оба пункта (данный и магнитосопряженный) одновременно находятся в ночных условиях.
Приведем качественное обоснование данного выбора моментов восхода и захода Солнца. Один из механизмов F-рассеяния связан с градиентно-дрейфовой неустойчивостью ионосферной плазмы, который рассмотрен в пп.2.2.2. Из результатов приведенного в 2.2.2 анализа высотного распределения инкремента этой неустойчивости у следует, что максимум у = утах расположен ниже высоты максимума Б2-слоя hmF2, т.е. h(ymax.) hmF2. В дневные часы максимум у расположен вблизи основания Р2-слоя, т.е. вблизи 180-200 км. При переходе к ночным часам максимум у смещается вверх к максимуму Р2-слоя и в околополуночные часы он расположен вблизи, но ниже максимума Р2-слоя (рис. 2.7 и. 2.8). Основание Р2-слоя почти примыкает к минимуму долины между слоями Е и F2. На средних широтах значение концентрации электронов минимума долины Nmin почти линейно связано с концентрацией максимума Е-слоя NmE (Фаткуллин и др., 1981). На этих широтах скорость изменения NmE с местным временем достигает максимума вблизи зенитного расстояния Солнца Z = 86, что соответствует времени, когда вклады прямого и рассеянного солнечного излучения в ионизацию атмосферы на высотах Е-слоя равны по величине (рис. 3.1). Поэтому в вечерние часы при переходе через время Tss будет происходить отчетливое увеличение у, которое связано в основном с уменьшением ve и L (рис. 3.2). Характерный масштаб L может быть модулирован внутренними гравитационными волнами (ВГВ), что приведет к дополнительному увеличению у. Отметим, что солнечный терминатор является эффективным источником ВГВ (Сомсиков, 1983). В результате в вечерние часы при переходе через время Tss, которое соответствует Z = 86, будет происходить отчетливое увеличение вероятности F-рассеяния Р и возможно выполнение условия Р 20%. Эти качественные оценки и послужили основанием для приведенного выбора моментов захода и восхода Солнца.
Квазидвухлетние вариации вероятности F-рассеяния
Линейные уравнения регрессии для анализируемого интервала времени 1975-1985 гг. для темного времени суток: APyr(ALT=\%-24) = 0.2 - 0.18AFyr + OMAAPyr ± 1; (K= 0.77), АР АЬТ ОО-Об) = 0.4 - 0.14AFyr + 126AApyt ± 1 ; (K = 0.79), (4.18) A/V(AL7 18-06) = 0.3 - 0.16AFyr + \.04AApyt± 1; (K= 0.79), где К - коэффициент корреляции между измеренными и вычисленными по уравнениям (4.18) значениям АРуг. Видно, что КДВ вероятности F-рассеяния увеличиваются при уменьшении AFyr и увеличении ААр . Коэффициенты корреляции между А?уг и AF и между АРуг и ААруг обозначим через К? и КАр. Результаты расчетов этих коэффициентов: KF = 0.48, ЛГдр = 0.48 для интервала 18-24 LT и обе зависимости значимы; Kf = 0.22, КАр = 0.69 для 00-06 LT и для этого интервала зависимость АР от Д не значима. Из приведенных значений коэффициентов и уравнений (4.18) видно, что ночью вклад AApyt в ЛРуг существенен, в послеполуночные часы этот вклад становится преобладающим. Более наглядно о характере изменения КДВ для анализируемого периода времени можно судить по рис.4.4. Видно, что характер изменения AFyr не сильно отличается от AAp . Эта тенденция более отчетлива для интервала 00-06 LT. Как следует из гл. 2, при увеличении солнечной активности максимум вероятности F-рассеяния (Р) смещается к утренним часам и, кроме того, зависимость Р от геомагнитной активности становится более отчетливой. Поэтому до полуночи среднегодовые значения Р зависят в основном от солнечной активности, после полуночи дополнительная зависимость Р от геомагнитной активности становится существенной (Деминов, Непомнящая, 2003). Для квазидвухлетних вариаций Р эта тенденция сохраняется, но относительный вклад геомагнитной активности в квазидвухлетние вариации Р оказывается более существенным по сравнению с вкладом этой активности в среднегодовые значения Р. Возможно, что указанная закономерность характерна только для анализируемого периода 1975-1985 гг., когда амплитуда квазидвухлетних вариаций Ар-индекса является относительно высокой. Тем не менее, вывод о важности вклада геомагнитной активности в КДВ вероятности F рассеяния является достаточно общим.
Изменения со временем в годах квазидвухлетних вариаций: индексов солнечной AFyr и геомагнитной ААр активностей, вероятности F-рассеяния АРуг для двух интервалов местного времени по экспериментальным данным (точки) и по ур.(4.18) - сплошные линии.
1. С помощью фильтрации впервые выявлены квазидвухлетние вариации (КДВ) критической частоты foF2 и показано, что они выделяются также надежно, как и КДВ дециметрового излучения Солнца FIOJ.. Сопоставление этих величин показало, что для трех солнечных циклов КДВ foF2 изменяются почти синхронно с КДВ F10.7, а амплитуда Д/уменьшается приблизительно в два раза при переходе от дневных к ночным условиям.
2. Зависимость КДВ критической частоты Л/от КДВ дециметрового излучения Солнца AF является основной и, безусловно, значимой. Эта зависимость в конечном итоге обусловлена еще более отчетливой зависимостью среднегодовых значений foF2 от среднегодовых значений F\OJ через процессы ионизации и нагрева термосферы. Зависимость А/ от AF почти не зависит от широты. Поэтому для анализа зависимости А/ от AF в этом интервале широт достаточно использовать данные одной ионосферной станции.
3. Зависимость Л/от КДВ индекса геомагнитной активности ААр не значима, что связано с относительно низкими среднегодовыми значениями Ар-индекса геомагнитной активности. Тем не менее, наблюдается отчетливая тенденция к изменению характера этой зависимости с широтой - на относительно высоких широтах антикорреляция между А/ и ААр становится более отчетливой. Эта тенденция во многом аналогична усилению отрицательной фазы ионосферной бури с широтой, в основном, из-за изменения состава термосферы при переходе от спокойных к магнитовозмущенным условиям.
4. Увеличение солнечной активности приводит к уменьшению квазидвухлетних вариаций вероятности появления F-рассеяния АРуг и, при прочих равных условиях, эта зависимость наиболее отчетлива в предполуночные часы и значима. Увеличение геомагнитной активности приводит к увеличению АР и, при прочих равных условиях, эта зависимость наиболее отчетлива и значима в послеполуночные часы. В целом вклад геомагнитной активности в изменения АРуг более важен, чем вклад солнечной активности, что, по-видимому, связано с относительно высокой амплитудой квазидвухлетних вариаций геомагнитной активности в анализируемый интервал времени.
