close

Вход

Забыли?

вход по аккаунту

?

BlagoveschenskijBiblioteka

код для вставкиСкачать
Министерство образования и науки российской федерации
Федеральное государственное бюджетное образовательное
учреждение высшего профессионального образования
САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ
АЭРОКОСМИЧЕСКОГО ПРИБОРОСТРОЕНИЯ
Д. В. Благовещенский
Распространение
декаметровых радиоволн
во время геомагнитных
возмущений
Учебное пособие
Санкт-Петербург
2011
УДК 537.86
ББК 32.841
Б68
Рецензенты
чл.-корр. НАН Украины Ю. М. Ямпольский;
д. ф.-м. н, проф. О. М. Распопов;
д. ф.-м. н, проф. А. А. Намгаладзе
Утверждено
редакционно-издательским советом университета
в качестве учебного пособия
Благовещенский, Д. В.
Б68 Распространение декаметровых радиоволн во время геомагнитных возмущений: учеб. пособие / Д. В. Благовещенский, – СПб.:
ГУАП, 2011. – 394 с.
ISBN 978-5-8088-0665-8
В книге исследована специфика воздействий высокоширотной ионосферы, главным образом, ионосферных возмущений вследствие
суббурь и магнитных бурь, на условия распространения декаметровых радиоволн в приполярных областях. Анализ проводился на различных радиотрассах (авроральных, субавроральных, трансавроральных). К числу рассматриваемых здесь малоизученных явлений и
эффектов во время возмущений относятся распространение радиоволн вне дуги большого круга, отражение от градиентов ионизации,
рассеяние на крупно- и мелкомасштабных неоднородностях ионосферы, авроральное поглощение, смена механизмов распространения.
Преимущество и актуальность настоящего исследования состоит в
комплексности наблюдений за счет одновременного использования
современных радиофизических средств: вертикального и наклонного
зондирования ионосферы, радаров CUTLASS и БИЗОН, магнетометров, риометров, спутников, доплеровского метода, метода определения полного электронного содержания. Условия распространения
обоснованы с феноменологической и геофизической точек зрения.
Выявлены общие, не известные до сих пор, закономерности и тенденции в распространении радиоволн во время возмущений, которые могут найти применение в КВ-радиосвязи, загоризонтной радиолокации и навигации в высоких широтах.
Предназначена специалистам и научным работникам, интересующимся вопросами солнечно-земной физики, ионосферой, распространением КВ в высоких широтах, а также аспирантам, соискателям и
студентам-радиофизикам и геофизикам.
УДК.537.86
ББК.32.841
ISBN 978-5-8088-0665-8 © Санкт-Петербургский государственный
университет аэрокосмического
приборостроения (ГУАП), 2011
© Д. В. Благовещенский, 2011
Список сокращений
АП – авроральное поглощение;
БИЗОН – цифровой ионозонд многоцелевого назначения;
БТО – ближайшая к приемнику точка отражения;
БПФ – быстрое преобразование Фурье;
ВГВ – внутренние гравитационные волны:
ВЗ (ВЗИ) – вертикальное зондирование ионосферы;
ВИВ – внезапное ионосферное возмущение;
ВНЗ – возвратно-наклонное зондирование;
ГДВ – граница диффузных высыпаний;
ГДС – граница диффузного свечения;
ГИП – главный ионосферный провал;
ГЛОНАСС – глобальная навигационная спутниковая система;
ГЭ – главный эффект в ионосфере во время суббури;
ДКМ – декаметровый;
ДЧХ – дистанционно-частотная характеристика;
ИВК – ионосферный волновой канал;
ИЗМИРАН – институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН;
ИСЗ – искусственный спутник Земли;
КВ – короткие волны;
КИП – кольцевой ионосферный провал;
МИН – мелкомасштабные ионосферные неоднородности;
ММП – межпланетное магнитное поле;
МНЧ – максимально наблюдаемая частота;
МПЧ – максимально применимая частота;
НЗИ – наклонное зондирование ионосферы;
ННЧ – наинизшая наблюдаемая частота;
НОР – наклонное обратное рассеяние;
НР – некогерентное рассеяние;
ПИВ – перемещающиеся ионосферные возмущения;
ПЭС – полное электронное содержание;
ППШ – поглощение в полярной шапке;
ПСП – полярная стенка провала;
РРВ – распространение радиоволн;
СВ – средние волны;
СКЛ – солнечные космические лучи;
СРНС – спутниковая радионавигационная система;
УКВ – ультра короткие волны;
УНЧ – ультра низкие частоты;
3
УПИ – узкий провал ионизации;
CAWSES – Климат и Погода Системы Солнце – Земля;
CANOPUS Maria – канадская система риометров;
CEDAR – Coupling, Energetics and Dynamics of Atmospheric
Regions;
СМЕ – корональные выбросы вещества;
COST271 – European Cooperation in the field of Scientific and
Technical Research;
CSS – CEDAR Storm Study;
CUTLASS – Co-operative UK Twin Auroral Sounding System;
DMSP – спутник;
EISCAT – Европейская ионосферная ассоциация;
GEM – Geospace Environment Modeling;
GOES – спутник;
GPS – Global Positioning System;
IDCE – Ionospheric despatch centre in Europe;
IMAGE – сеть магнитометров в Скандинавии;
ISTP – International Solar Terrestrial Physics;
LT – местное время;
MDT – московское декретное время;
MSIS – модель атмосферы http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/
models/msis.html;
NSWP – программа по космической погоде;
OMNIWeb– сводка данных http://nssdc.gsfc.nasa.gov/omniweb;
OVATION – модель аврорального овала http://www.jhuapl.edu;
SuperDARN – международная сеть радаров;
POES – Polar Operational Environmental Satellite;
SAID – subauroral ion drift;
SAR – cубавроральные красные дуги;
SFD – внезапные девиации частоты;
SI – внезапный магнитный импульс;
SID– внезапное ионосферное возмущение;
SPIDR– Space Physics Interactive Data Resource;
SSC – внезапное начало магнитных бурь;
SWF– замирания коротких радиоволн;
ТЕС – полное электронное содержание;
UT – Гринвичское время;
WIND – спутник.
4
Введение
В настоящем учебном пособии обобщены результаты оригинальных комплексных геофизических и радиофизических исследований, проводимых под руководством и при участии автора на радиотрассах различной длины и ориентации в условиях, когда радиоканалы являются аномально возмущенными. Рассматриваемые геомагнитные возмущения имеют естественное, (солнечное) происхождение. Они, как известно, наиболее существенно проявляются в
высоких широтах, поэтому все дальнейшие рассмотрения проблем
распространения коротких волн (КВ) будут относиться именно к полярным и субполярным регионам.
Вопросы распространения КВ в последнее время получили новое, качественное развитие [Hunsucker and Hargreaves, 2003] и
представляются актуальными и важными не только с научной точки зрения, но и с практической – для обоснованной организации
КВ-радиосвязи (например, при освоении Арктического шельфа),
проблем навигации и загоризонтной радиолокации. Особый интерес специалистов наблюдается к системам KB, или декаметровой
(ДКМ), радиосвязи [Goodman, 1992]. Ряд недостатков радиосвязи
в этом диапазоне объективно способствовал более быстрому развитию кабельных (в том числе и волоконно-оптических), радиорелейных и особенно спутниковых систем связи, получивших в 80-е годы
весьма широкое расп ространение и интенсивно развивающихся и
в настоящее время. Однако, учитывая современные технологические возможности, КВ-радиосвязь является серьезной альтернативой спутниковой связи. Благодаря внедрению современных средств
цифровой обработки сигналов удается довольно быстро наращивать
скорость передачи информации в радиоканалах (рис. В.1) [Kilgallen,
2001]. Из рисунка следует, что скорость передачи данных с 1985 по
2005 г. в КВ-диапазоне возросла в 1000 раз, причем наиболее существенный рост наблюдался в последние годы.
Разработанные новые технологии показали, что КВ-радиосвязь
при соответствующей организации может дать непрерывный во
времени канал связи на любых высотах и дальностях, во всех географических регионах земного шара. Главный недостаток КВрадиосистем – многолучевость сигнала, приводящая к явлению замираний, – теперь практически может быть устранен.
Сравнительные экономические оценки стоимости передачи сообщений в спутниковой системе связи SATCOM и КВ-радиолинии
показывают, что стоимость сообщений по КВ-каналам в сотни раз
5
100000
Бит в секунду
10000
1000
100
10
1950
1960
1970
1980
1990
2000
2010
Годы
Рис. В.1. Тенденция в скорости передачи данных в КВ-диапазоне по годам
ниже, чем у спутниковых при невысокой интенсивности обмена и
лишь при большой интенсивности обмена спутниковые каналы могут быть предпочтительнее. Многолетний опыт центра Shape показал экономическую целесообразность комбинации спутниковой системы типа INMARSAT с КВ-линией связи лишь в случаях, если
требуемая связь не должна прерываться во время аномальных явлений. При этом КВ-радиолинии обеспечивают пользователей дешевой связью большую часть времени, и только в моменты срыва КВсвязи используется дорогая спутниковая связь. Известно также,
что возрождение интереса к KB-радиосвязи, особенно специального
назначения, в настоящее время объясняется еще и установленной в
ходе исследований уязвимостью спутниковых систем связи в военное время.
Известны преимущества КВ-систем – передача сигналов малыми мощностями на очень большие расстояния, использование простых малогабаритных антенн, а также компактной и дешевой аппаратуры, что очень важно для высоких широт. Доставка сюда громоздкого оборудования, да еще требующего больших энергетических затрат, разумеется, не всегда оправданна. К преимуществам
KB-радиосвязи следует отнести также оперативность установления
прямой связи на большие расстояния, простоту организации радиосвязи с подвижными объектами, возможность обеспечения связи
через большие труднодоступные пространства (зоны повышенного
заражения, труднопроходимые водные и горные районы, лесные завалы, что более всего присуще РФ), довольно простую восстанавливаемость связи в случае нарушения (в результате воздействия
6
как случайных, так и преднамеренных помех) и низкую стоимость
одного канала на километр дальности связи [Goodman, 1992]. Особое значение КВ-радиосвязь приобретает в чрезвычайных ситуациях – при организации и проведении аварийно-спасательных работ,
координации действий, различных организаций и служб в районах
стихийных бедствий (землетрясений, наводнений, крупных снежных и селевых лавин в промышленных и жилых районах). Это традиционные системы связи морских судов, например, курсирующих
по Северному морскому пути. Кроме того, крайнюю степень заинтересованности в бесперебойной ДКМ радиосвязи проявляют самолетные линии, пересекающие области высоких широт, которые
обеспечивают пассажиров наиболее краткими по времени и расстоянию маршрутами между разными континентами земного шара,
рис. В.2. Причем считается, что подобные трансполярные перелёты
со временем приобретут все большее значение.
Начиная с 1980-х годов КВ-диапазон подвергся радикальной трансформации. Широкая компьютеризация позволила КВрадиоиндустрии экспериментировать с адаптивной техникой, кото-
Вашингтон
НьюЙорк
Лондон
Амстердам
Франкфурт
Чикаго
Диксон
ЛосАнжелес
СанФранциско
Хатанга
Хабаровск
Красноярск
Токио
Ниигата
Нагоя
Осака
Карачи Дели
Сингапур
Рис. В.2. Высокоширотные авиалинии
7
рая серьезно оспорила утверждение, что КВ-диапазон нестабилен,
непредсказуем и ненадежен. Взяты на вооружение новые модемы,
расширяющие стандарт по отношению к передаче данных [Jodalen
et al., 2001].
При проектировании и реорганизации высокоширотных радиолиний учитываются и используются основные тенденции развития КВ-связи на основе современных достижений науки и техники
[Kilgallen, 2001]. К ним относятся: 1) заметное увеличение скорости
передачи данных за последнее время; 2) автоматическое вхождение
в связь; 3) использование средств зондирования для сбора данных
по распространению радиоволн; 4) объединение очень развитых моделей распространения и алгоритмов прогнозирования состояний
радиоканала (трассы); 5) эффективная коррекция ошибок; 6) существенно улучшенное знание физики Солнца, космической погоды и
ионосферы; 7) адаптивные формы сигналов, которые могут лучше
приспособиться к искусственным и естественным радиопомехам.
Все перечисленное происходит на фоне традиционно существующей относительно низкой стоимости КВ-оборудования, программного обеспечения и всей инфраструктуры в целом. Влияние указанных тенденций очень велико. КВ-системы теперь гарантируют потребителям хорошее качество, надежность, высокоскоростную передачу данных посредством новых разработок, которые относительно дешевы. Опытные операторы уже не нужны, поскольку созданы
алгоритмы, которые автоматически управляют замираниями, корректируют ошибки, выбирают частоты и моды распространения. У
потребителей с неразвитой структурой телекоммуникаций появилась возможность надежного доступа к Интернету и электронной
почте [Glase and Robertson, 2001]. На данный момент можно рассматривать КВ-системы как альтернативу спутниковым связным системам или системам с арендным доступом.
Следует добавить, что 1990-е годы характеризуются усиленными
попытками смоделировать высокоширотную ионосферу и распространение радиоволн в полярных областях на основе проверенных
экспериментальных данных, проведением хорошо спланированных
комплексных экспериментов и сокращением разрыва между потребителями и исследователями – поставщиками данных [Hunsucker
and Hargreaves, 2003]. Моделирование характеристик ионосферного радиоканала необходимо осуществлять на временных интервалах от 30 мин до нескольких часов. Построение таких моделей также связано с решением задач выделения факторов, определяющих
структуру поля ДКМ-волн, характеристики распространения пар8
циальных лучей, природу и статистические свойства шумов в точке приёма. Бытует мнение, что адаптация как моделей канала, так
и реальных систем связи ДКМ-диапазона к текущим ионосферным
условиям возможна только при наличии средств зондирования ионосферного радиоканала, работающих в online-режиме [Goodman et
al., 1997]. Для портативных передвижных станций дальней радиосвязи (КВ-радиостанций) предполагается разработать встроенные
компактные системы прогнозирования распространения КВ, основанные на моделях, которые корректируются по данным наклонного зондирования ионосферы.
Увеличение надежности КВ-систем радиосвязи является очень
сложной, но все же решаемой задачей. Добиться определенных
успехов возможно, в частности, при полной адаптации системы
связи к условиям и особенностям распространения радиоволн в
высоких широтах, поскольку распространение радиоволн ДКМ
(КВ)-диапазона в полярных областях полностью зависит от гелиогеофизической обстановки (космической погоды), определяющей
степень магнитно-ионосферных возмущений.
Физика околоземного пространства, особенно с точки зрения космической погоды, в настоящее время является областью значительного внимания ученых-исследователей и относится к числу важных, актуальных направлений в науке. Представления о космической погоде, т. е. о динамических, сильно меняющихся условиях в
околоземной среде, включают в себя условия на Солнце, в межпланетном пространстве, системе магнитосфера–ионосфера-атмосфера
Земли. Солнечные вспышки, пятна и т. п. вызывают в околоземном
пространстве резкие изменения. Неблагоприятные изменения космической погоды влияют на надежность работы как космических
аппаратов, так и различных систем типа связи, навигации, энергетических линий и пр. Важнейшей задачей является предсказание и
смягчение эффектов космической погоды.
Магнитосферные бури и суббури вызывают геомагнитные возмущения, следствием которых является широкий спектр неоднородностей и процессов в ионосфере Земли. Классическая картина ионосферного возмущения подтверждается многочисленными наблюдениями [Blagoveshchensky et al., 2003б; Buonsanto, 1999; Gonzales
et al., 1994; Prölss et al., 1991; Rodger et al., 1989; Yeh et al., 1994]. Однако физическая природа многих механизмов еще недостаточно понятна. Ионосферное возмущение продолжает оставаться наиболее
сложным явлением в верхней атмосфере [Buonsanto, 1999; Gonzales
et al., 1994; Lastovicka, 2002]. Эффекты бурь (суббурь) в ионосфе9
ре зависят от большого числа параметров, таких как местное время, широта, сезон, фаза солнечной активности, интенсивность бурь
(суббурь) и ряда других. В настоящее время для полного понимания
эффектов бурь и суббурь в параметрах солнечно-магнитосферноионосферного взаимодействия прилагается много усилий с использованием самых современных методов и средств. Это подтверждается содержанием таких проектов, как Интербол [Галеев и др., 1996],
Space Weather [Baker, 1996; Buonsanto, 1999] и др. Однако при этом
недостаточно внимания уделяется эффектам, возникающим при
распространении волн различного диапазона, хотя известно, что
волны УНЧ-, СВ-, КВ-диапазонов реагируют на малейшие изменения состояния среды. В настоящее время уже существуют экспериментальные данные [Благовещенский и др., 1996; Blagoveshchensky
and Borisova, 2000; Blagoveshchensky et al., 1992, 2003а], которые
позволяют ставить задачу, например, о диагностике и дальнейшем
прогнозе начала возмущений по данным распространения радиоволн (РРВ). Здесь проясняющим данную постановку фактором является знание комплекса геофизических условий, предшествующих буре или суббуре. Однако этот вопрос проработан явно недостаточно, поскольку практически во всех работах, касающихся рассматриваемой проблемы, акцент делается на момент развития активной фазы или, по крайней мере, фазы роста, и определение их начал
по разным признакам (поворот Bz к югу, появление геомагнитных
пульсаций Pc1 и Pi2, диполизация магнитного поля и др.). Поэтому
существует настоятельная потребность в анализе данных по всем
возможным проявлениям солнечно-магнитосферно-ионосферных
связей и их воздействию на распространяющиеся радиоволны в периоды возникновения суббурь и бурь. В первую очередь это касается высоких широт, поскольку здесь магнитные возмущения проявляются наиболее существенно и практически все время.
Известно, что в высоких широтах ионосфера весьма неоднородна, поскольку она состоит, прежде всего, из различных крупномасштабных структур со свойственными им особенностями поведения
(главный ионосферный провал, овал полярных сияний, полярная
шапка и т. п.). Кроме того, высокоширотная ионосфера подвержена
воздействию высыпающихся потоков частиц во время возмущений,
электрических полей, ветров и т. д. Динамика ионосферы приводит
к нарушению ее регулярной структуры и образованию мелкомасштабных неоднородностей и градиентов электронной концентрации. Неоднородности и градиенты при распространении радиоволн
иногда приводят к изменению траектории волны в пространстве
10
– вместо траектории вдоль дуги большого круга образуется новый
путь сигнала (боковой), например, с отражением от градиентов ионизации или в результате рассеяния на мелкомасштабных неоднородностях. Подобные боковые сигналы являются существенной помехой при приеме сигналов в системах радиосвязи, навигации и
радиолокации. Поэтому их изучению необходимо уделять должное
внимание. Ранее предпринимались попытки исследования природы образования нестандартных мод распространения и условий их
возникновения [Goodman and Ballard, 2004; Stocker et al., 2002].
Однако для высоких широт полученных результатов, особенно для
различной геомагнитной возмущенности, явно недостаточно.
Именно анализу перечисленных вопросов и посвящена настоящая книга. Ввиду особой сложности этих вопросов, решением которых занимаются многие научно-исследовательские центры мира,
здесь изложены лишь основные особенности высокоширотной ионосферы и распространения ДКМ-волн в ней. Не все стороны процессов, связанных с геофизическими возмущениями в высоких
широтах, к настоящему времени поняты и объяснены. Ведутся их
интенсивные исследования, появляются новые данные, которые отвечают на одни вопросы и ставят другие. Значительное внимание
в книге уделено геофизическим вопросам, так как именно они являются первопричиной всех аномальных явлений, приводящих к
ухудшению условий распространения радиоволн, и без их рассмотрения не создается полной картины происходящих явлений.
Глава 1 в определенной степени имеет вводный характер.
Преимущественное внимание сначала в разделе 1.1 уделяется
основополагающим характеристикам ионосферы и распространения декаметровых радиоволн в ней. В обзорном плане рассматривается строение ионосферы и ее влияние на РРВ ДКМ-диапазона, параграф 1.1.1, а также особенности высокоширотной ионосферы, параграф 1.1.2. Затем в разделе 1.2 описываются методы диагностики
ионосферы и условий РРВ, более подробно рассматриваются основные из них. В частности, в параграфе 1.2.1 освещаются методы анализа и аппаратура экспериментальных наблюдений (вертикальное,
наклонное, возвратно-наклонное зондирование ионосферы, радары,
спутники, ПЭС, доплеровский метод), которые непосредственно используются в настоящем учебном пособии. В параграфе 1.2.2 представлены результаты оригинального эксперимента за май 2002 г. на
радиотрассе Санкт-Петербург – Шпицберген длиной D = 2150 км,
оборудованной аппаратурой наклонного зондирования ионосферы (НЗИ). Выявлены особенности ионограмм НЗИ при различной
11
степени магнитной активности и произведено сравнение этих ионограмм с данными вертикального зондирования (ВЗ) обс. Соданкюля, Финляндия. Последняя расположена вблизи точки отражения
рассматриваемой трассы. К анализу ионограмм НЗИ и ВЗ привлекались данные спутника POES, риометра и магнетометра в Соданкюле, поскольку анализ геофизической обстановки является неотъемлемой частью исследования условий РРВ на данной высокоширотной радиотрассе. Показаны преимущества метода наклонного
зондирования ионосферы как диагностического средства ионосферной плазмы перед вертикальным зондированием в высоких широтах. Эти преимущества в основном сформулированы для магнитовозмущенных периодов: при наличии событий В (black-out), во время существования аномальных спорадических Es-образований и
ряда других явлений.
Глава 2 посвящена эффектам в ионосфере во время бурь/суббурь.
Раздел 2.1 имеет дело с проявлениями магнитных бурь.
В параграфе 2.1.1 приведен анализ особенностей вариаций и
структуры ионосферы над территорией северной Европы во время
известной магнитосферной бури 10 января 1997 г. средствами наклонного обратного рассеяния (НОР). Аппаратура НОР, установленная вблизи Санкт-Петербурга, представляет собой малый радар БИЗОН, данные которого сопоставлялись с данными радара
CUTLASS, с GPS-наблюдениями ПЭС, а также с геофизическими
данными высокоширотных обсерваторий Швеции, Финляндии и
России. Подробно изучена локальная суббуря в интервале 14:51 –
16:55UT, получены 52 ионограммы НОР. Идентифицированы типы
отражений от полярной стенки главного ионосферного провала и
узкого провала ионизации. Картина обратно рассеянных сигналов
от E- и F-областей ионосферы сложна и включает следующие типы
НОР – диффузные, дискретные, плоские, с групповым запаздыванием и от полярных сияний. Данный эксперимент показал возможность интерпретации сложных ионосферных явлений и структур
на ионограммах НОР аппаратуры БИЗОН во время магнитных бурь
или суббурь. Подобные исследования вносят несомненный вклад в
дело изучения солнечно-земной физики и особенно проблем, сформулированных в рамках международных программ CEDAR, ISTP,
GEM, NSWP и CAWSES.
В параграфе 2.1.2 рассмотрены ионосферные эффекты в главную фазу экстремально интенсивной магнитной бури 20 ноября
2003 г. (Dst = –472 нТл), вызванной вспышкой на Солнце класса М
18 ноября 2003 г. В период бури проводились КВ доплеровские из12
мерения в авроральной зоне одновременно на нескольких частотах
и направлениях методом ракурсного рассеяния диагностических
КВ-радиоволн на мелкомасштабных магнито-ориентированных неоднородностях. Состояние ионосферы в области рассеяния диагностических КВ-сигналов контролировалось по данным диназонда в
Тромсё, который регистрировал аномально высокие для главной
фазы магнитной бури на ночной стороне значения критических частот слоя F2 (f0F2 = 4–7 МГц). Обнаружено наличие короткопериодных волновых процессов в ионосфере с преобладающими периодами 1,5–2 и 4–8 мин, которые могут быть обусловлены генерацией
геомагнитных пульсаций типов Pi2 и Pc5–6 соответственно.
В параграфе 2.1.3 проведено исследование эффектов магнитной
бури 14–16 мая 1997 г. в ионосфере средних и высоких широт. Использованы данные трех цепочек ионосферных станций, расположенных приблизительно вдоль меридианов 20, 140 и 280°E в диапазоне геомагнитных широт 13 – 65°N. Рассмотрены вариации критической частоты f0F2 ионосферы. Результаты анализа показали, что
основными ионосферными эффектами рассмотренной бури являются: 1) длительные интенсивные отрицательные возмущения на фазе развития и восстановления бури на субавроральных и средних
широтах; 2) положительные возмущения на станциях европейской
и американской цепочек, наблюдаемые перед бурей, независимо от
локального времени и ряд других. Выявлена роль магнитного наклонения.
Раздел 2.2 посвящен воздействию суббурь на ионосферу.
Параграф 2.2.1. Здесь по геофизическим данным ряда ионосферных станций Европы и Азии рассмотрено поведение ионосферных
параметров f0F2 и h′F за период изолированных суббурь как во времени, так и в пространстве. Всего за период с марта 1998 г по март
1999 г. по магнитным данным финских обсерваторий была выбрана 41 изолированная суббуря, 12 положительных и 29 отрицательных интенсивностью от 60 до 400 нТл (AE-индекс). Выявлен эффект
изолированной суббури в ионосфере, который является необычным
с точки зрения классической суббури, состоящей из трех фаз. Для
Df0F2 (вариация относительно месячной медианы) он состоит в том,
что происходит рост значений Df0F2 за 6–8 ч до момента To – начала взрывной фазы, далее спад к моменту Te – окончания взрывной
фазы, после Te снова подъем значений Df0F2 в течение 4–5 ч и снова спад с дальнейшим подъемом. Данный эффект получил название
главный эффект в ионосфере во время суббури (ГЭ). Он проявляется
одновременно на территории почти всей Европы и западной Азии.
13
Это дает возможность осуществлять краткосрочное прогнозирование начала развития взрывной фазы суббури по нескольким ионосферным станциям с заблаговременностью 2–4 ч.
Параграф 2.2.2. 28 октября 2003 г. на Солнце произошла вспышка Х17, за ней последовала вспышка Х10, но уже 29 октября. Эти
вспышки вызвали очень мощные геомагнитные бури (Halloween
storms). Здесь цель рассмотрения состоит в том, чтобы сравнить вариации двух главных ионосферных параметра f0F2 и hmF2 на двух
цепочках ионозондов, расположенных в Европе и Северной Америке, за период 23 – 28 октября 2003 г. Этот интервал расположен
непосредственно перед бурей 28 октября и захватывает ее начало.
Другой задачей исследования является обнаружение проявлений в
ионосфере, предваряющих взрывную фазу бури или суббури. Анализ основан на использовании данных системы SPIDR. Главные
результаты состоят в следующем. Положительный пик df0F2 (где
d – разность возмущенных и спокойных значений) наблюдается за
несколько часов до начала магнитной бури или суббури. Этот пик
может служить предвестником возмущения. Амплитуда значений
df0F2 лежит в пределах от 20 до 100% от значений f0F2. Элементы
сходства вариаций значений df0F2 на двух цепочках следующие: а)
отмеченный пик df0F2 наблюдается, как правило, перед возмущением одновременно на двух цепочках, б) вариации df0F2 близки по
характеру на всех среднеширотных (или соответственно высокоширотных) ионозондах цепочки. Отличия в значениях df0F2 следующие: а) воздействие главной фазы и фазы восстановления мощной
бури на одной цепочке отличается от воздействия на другой цепочке, б) проявление возмущений на высокоширотных станциях цепочки отлично от проявлений на станциях средних широт. Вариации
dhmF2 почти противоположны вариациям df0F2 и амплитуды dhmF2
лежат в интервале 15–25% от значений hmF2. Проведенное исследование полезно и важно для решения проблем космической погоды,
особенно для краткосрочного прогнозирования ионосферных возмущений, вызванных магнитосферными бурями или суббурями.
Параграф 2.2.3. В предыдущем параграфе по данным станций
вертикального зондирования ионосферы Европы и Америки обнаружены специфические вариации критической частоты слоя F2
ионосферы во время магнитосферных суббурь. Наибольшее внимание было уделено положительным пикам Df0F2 продолжительностью 6–8 ч до момента To – начала развития взрывной фазы суббури. Здесь рассмотрены возможные физические механизмы образования указанных пиков. Эти механизмы связаны с воздействи14
ем быстрых частиц в области форшока (foreshock) солнечного ветра
на магнитосферу Земли и различны для средних и высоких широт.
Положительные пики Df0F2 могут быть использованы как средство
при краткосрочном прогнозировании начала возмущений ионосферы и космической погоды в целом.
Глава 3 имеет дело с вопросами РРВ за периоды магнитных
бурь.
В разделе 3.1 на трех высокоширотных КВ радиотрассах СевероЗапада России изучалось воздействие 14 геомагнитных бурь из списка CEDAR, GEM и ISTP-бурь за 1997–1999гг на условия распространения. Последние оценивались на основе вариаций МНЧ и ННЧ
(максимальные и наинизшие рабочие частоты) на каждой трассе до
бури, во время нее и после. Для анализа привлекалась геофизическая информация по Dst, Bz, AE, а также риометрические данные
по обс. Соданкюля, Финляндия. Показано, что производимые указанными бурями воздействия на ионосферу и распространение для
каждой бури строго индивидуальны. Однако существуют и общие
для всех бурь тенденции в изменении параметров распространения.
Так, диапазон частот D = МНЧ – ННЧ расширяется перед бурей в
течение нескольких часов, резко сужается во время бури и снова
расширяется в течение нескольких часов после ее окончания. Данные закономерности могут быть полезными при организации КВрадиосвязи в высоких широтах. На радиотрассе с точкой отражения на геомагнитной широте Ф′ = 66° полное время выхода трассы
из строя tdes (destroyed) за период бури зависит от времени LT. Для
дневных бурь среднее значение tdes = 30%, для ночных tdes = 20%.
Установлено также, что рост ионизации в F2-слое перед началом активной фазы бури в течение нескольких часов (4 ч днем и 2 ч ночью)
может служить надежным предвестником развития активной фазы
бури. По данным настоящего эксперимента выявлено, что в высоких широтах работает не только традиционный механизм передачи солнечной энергии в верхнюю атмосферу через хвост магнитосферы, плазменный слой и авроральную ионосферу, но и совершенно иной, малоизвестный, механизм – через дневной касп и входной
слой магнитосферы.
Раздел 3.2. В нем описывается, как в период магнитной бури 20
ноября 2003 г. проводились наблюдения методом наклонного зондирования (НЗ) ионосферы на трассах Ловозеро – Санкт-Петербург
и Диксон – Санкт-Петербург на скользящей частоте в диапазоне
3.5–27.5 МГц. Передатчик НЗ расположен на обсерватории “Горьковская” вблизи Санкт-Петербурга. Прием сигналов НЗ осущест15
влялся в Ловозеро и на станции Диксон (географические координаты 73.5°N; 80.6°E). Установлено, что на радиотрассах, проходящих в
авроральной зоне, в течение нескольких часов полностью отсутствовало прохождение декаметровых радиоволн.
В разделе 3.3 произведено сопоставление геофизических данных
спутников DMSP и IMP-8 с данными распространения радиоволн
на высокоширотной КВ-радиотрассе о. Хейса – Санкт-Петербург и
ионозондов Европы для магнитной бури 14–16 мая 1997 г. Рассмотрены особенности поведения диапазона рабочих частот на трассе
МНЧ–ННЧ (максимальная и наинизшая наблюдаемые частоты),
которые определялись методом наклонного зондирования ионосферы (НЗИ). Последний в отличие от метода вертикального зондирования работает более надежно в периоды магнитных бурь. Тем не
менее проведен также анализ вариаций критической частоты слоя
F2 ионосферы на цепочке ионозондов Европы. Для интерпретации
результатов привлекались данные по магнитосфере, AE-индексы,
данные риометров. Обнаружены характерные закономерности в вариациях диапазона частот на трассе и критических частот слоя F2
по цепочке ионозондов за период возмущений. Они обосновываются
с физической точки зрения.
Раздел 3.4. Здесь описан мульти-диагностический эксперимент
в северо-западной Европе, который был проведен во время магнитной бури 28–29 апреля 2001 г. Последняя произошла за период кампании High Rate SolarMax IGS/GPS. Исследования в КВ-диапазоне
были выполнены с помощью ионозондов Санкт-Петербурга и Соданкюли, наклонного зондирования ионосферы (НЗИ) на радиотрассах
Мурманск–Санкт-Петербург, 1050 км, и Инскип-Лейстер, 170 км,
доплеровского метода на трассах Кипр–Санкт-Петербург, 2800
км, и Мурманск–Санкт-Петербург и радара CUTLASS, Ханкасалми, Финляндия. Также использовались данные наблюдений полного электронного содержания (ПЭС) на станциях GPS сети Euref
в северо-западной Европе. Произведено сравнение данных распространения сигналов на трассах в высоких и средних широтах во
время спокойных и возмущенных условий. Общий анализ с учетом
геофизической интерпретации позволил лучше понять природу ионосферных процессов, происходящих во время геомагнитных бурь.
Параграф 3.5. Здесь рассмотрены по литературным источникам
материалы, относящиеся к эффекту роста амплитуды сигнала на
КВ-трассах перед магнитной бурей. Трассы являются высокоширотными, оборудованы специальной техникой, позволяющей регистрировать уровень (амплитуду) сигнала в месте приема. Сделан вы16
вод, что основным механизмом эффекта роста амплитуды сигнала
на трассе перед магнитной бурей является скорее всего рост критической частоты слоя F2 ионосферы.
Глава 4 посвящена эффектам влияния суббурь на РРВ.
Раздел 4.1. В нем рассмотрено влияние главного ионосферного
провала, спорадических образований, градиентов и неоднородностей субполярной ионосферы во время суббурь на амплитуду сигнала в месте приема, азимутальные углы прихода и моды распространения на радиотрассе Оттава (Канада) – Санкт-Петербург (Россия).
Эта субавроральная трасса длиной около 6600 км имеет ориентацию
вдоль широты. Ставились задачи: провести численное моделирование условий распространения радиоволн на трассе и сопоставить
модельные расчеты с результатами эксперимента. При моделировании условий распространения радиоволн учитывалось поглощение
волн, явления фокусировки и расходимости лучей. Получены следующие основные результаты. Эффекты суббури проявляются в существенном росте амплитуды сигнала (на 20–30 дБ) за 1–1,5 ч до начала взрывной фазы суббури. В это же время азимутальные отклонения в виде боковых сигналов, обусловленных распространением
к северу от дуги большого круга, показывают более раннее влияние
неоднородностей и градиентов ионосферы в области полярной стенки главного провала ионизации. Механизмы распространения во
время суббури также меняются. Главным достижением здесь является то, что эффект увеличения амплитуды сигнала перед суббурей
можно объяснить как уменьшением ионизации слоя F2, так и приближением частоты сигнала к МПЧ, что приводит к уменьшению
расходимости поля сигнала и уменьшению частоты соударений.
Раздел 4.2. В настоящем разделе представлены результаты комплексных радиофизических исследований за период интенсивной
суббури, происходившей с 00:00 до 02:00 UT 12 апреля 1999 г. Вариации параметров ионосферы по цепочке ионозондов Европы за
данный период сопоставлялись с усредненными по более 70 суббурям вариациями параметров ионосферы. Последние получены по
данным ионозондов Европы, центральной Сибири и северной Америки за 1993 –1999 годы. При анализе суббури 11–12 апреля привлекались данные радара CUTLASS и спутников DMSP и POES.
Методом ray tracing выполнены расчеты условий распространения
КВ на высокоширотной радиотрассе Санкт-Петербург – Лонгиербьен (Шпицберген). Главные достигнутые результаты следующие.
В ионосфере выявлено наложение двух эффектов: первый происходит непосредственно во время суббури и второй связан с окончани17
ем магнитной бури за 10 апреля. Во время взрывной фазы суббури
количество обратно рассеивающих неоднородностей в слое F ионосферы по данным радара CUTLASS заметно уменьшается. Данные
спутников показали рост интенсивности высыпаний мягких частиц
перед суббурей и после нее. Расчеты распространения КВ на радиотрассе Санкт-Петербург – Лонгиербьен продемонстрировали существенную смену механизмов распространения во время суббури и
заметное изменение углов прихода волн перед суббурей и после нее.
Раздел 4.3. Здесь экспериментально исследовано поведение параметров КВ-сигналов во время суббурь и магнитных бурь одновременно на авроральной трассе Кируна – Киркенес, полярной – Кируна –
Лонгиербьен и субавроральной – Мурманск – Санкт-Петербург. Первые две трассы оборудованы аппаратурой, позволяющей измерять
значения отношения сигнал/шум, доплеровского сдвига частоты и
угла места. На трассе Мурманск – Санкт-Петербург использовался
метод наклонного зондирования ионосферы (НЗИ). За выбранный
период исследований имели место две заметные суббури, умеренная
буря и интенсивная буря. Выявлены некоторые новые закономерности. На трассах Кируна – Киркенес и Кируна – Лонгиербьен при
отражении сигнала от F2 – слоя в окрестности момента начала суббури или бури To наблюдался рост отношения сигнал/шум (связан
с переходом от F2-отражений сигнала к Es-отражениям), рост угла
места (связан с ростом высоты слоя F2 ионосферы и уменьшением
критической частоты) и рост доплеровского сдвига (связан с вариациями ионизации и появлением ионосферных неоднородностей во
время суббури). На трассе Мурманск – Санкт-Петербург возможно
контролировать так называемый главный эффект в ионосфере.
В разделе 4.4 рассмотрены механизмы образования боковых сигналов на высокоширотных КВ радиотрассах во время магнитосферных суббурь, возникающих в дневное время суток. В эксперименте
были использованы две трассы наклонного зондирования ионосферы (НЗИ) Мурманск – Санкт-Петербург и Лонгиербьен (Шпицберген) – Санкт-Петербург. Метод НЗИ дает возможность определить
моды распространения, значения МПЧ, задержки сигналов и т.д.
Две дополнительные радиотрассы Пори (Финляндия) – СанктПетербург и Лондон – Санкт-Петербург предназначались для доплеровских измерений. На них проводился анализ спектров сигналов,
рассеянных или отраженных от областей с неоднородностями, возникающими во время суббурь. Также привлекались данные радара CUTLASS, сети магнитометров IMAGE, финской цепочки риометров, данные ионозондов Тромсё и Щпицбергена. Главные получен18
ные результаты состоят в следующем: 1) боковые сигналы на трассах, как правило, имеют место, если средние точки трасс находятся
вблизи области неоднородностей, которая в течение суббури быстро
перемещается от высоких широт к низким; указанный эффект появления боковых сигналов в дневное время является достаточно новым, малоизученным, 2) образование плотных вытянутых вдоль
геомагнитного поля неоднородностей во время суббури приводит
к уменьшению F2МНЧ на радиотрассах, 3) согласно доплеровским
измерениям, изменение направления движения мелкомасштабных
неоднородностей внутри рассеивающего объема за период суббури
происходит от северного к южному. Полученные результаты могут
быть полезны для вопросов радиолокации, КВ-связи и навигации.
В разделе 4.5 исследованы особенности прохождения радиоволн
с точки зрения физики процессов в полярной ионосфере по данным
наклонного зондирования ионосферы (НЗИ) на приполярной радиотрассе Санкт-Петербург – Белый Нос (Амдерма) в течение летних
месяцев 1997 г. во время суббуревой активности. По данным НЗИ
находились следующие параметры: максимально наблюдаемая частота при отражении сигнала от слоя Es (EsМНЧ), максимально
наблюдаемая частота при отражении сигнала от слоя F2 (F2МНЧ),
соответственно наинизшие наблюдаемые частоты EsННЧ по слою
Es и F2ННЧ по слою F2. Также находились абсолютные значения
МНЧ и соответственно ННЧ. Кроме указанных параметров определялось общее количество лучей в месте приема. Для исследований
отбирались изолированные суббури на спокойном фоне. Указанные суббури приводили к существенным изменениям ионосферного радиоканала и условий распространения на трассе. Результаты
исследований состоят в следующем. 1) Установлены четкие закономерности в распространении КВ на трассе: диапазон рабочих частот
D = МНЧ – ННЧ существенно сужается за период суббурь; в течение
суббури происходит изменение механизма распространения радиоволн; cущественный рост аврорального поглощения во время суббурь имеет место за период взрывной фазы и частично фазы восстановления суббури; многолучевость резко возрастает вблизи момента начала активной фазы суббури To. 2) Сформулированы признаки в изменениях параметров распространения радиоволн, которые
могут быть использованы для возможного прогнозирования начала
развития суббурь. 3) Все выявленные закономерности в распространении КВ в зоне полярных сияний объяснены с геофизической точки зрения. Они важны для решения задач организации радиосвязи
и вопросов, решаемых в программе «Космическая погода».
19
В разделе 4.6 рассмотрено поведение параметров наклонного зондирования ионосферы МНЧ и ННЧ одновременно на трех высокоширотных КВ-радиотрассах за периоды изолированных магнитосферных суббурь. Указанные параметры характеризуют состояние
верхней и нижней полярной ионосферы во время возмущений, тогда как данные вертикального зондирования за эти периоды весьма
скудны или отсутствуют. Точки отражения трасс лежат в различных районах области повышенной ионизации (со сдвигом по широте до 5°) и подвержены воздействию полярной стенки главного ионосферного провала, аврорального овала и кольца неоднородностей
на границе овала и полярной шапки. Получены специфические закономерности вариаций МНЧ и ННЧ на каждой из радиотрасс, которые полностью интерпретируются с точки зрения происходящих
физических явлений. Сформулированы соображения, полезные для
организации радиосвязи на высоких широтах во время суббурь.
Раздел 4.7. Здесь на радиотрассе Санкт-Петербург – Лонгиербьен
(Шпицберген) методом наклонного зондирования ионосферы (НЗИ)
исследовались условия распространения радиоволн в декабре 2001
г. Экспериментально полученные ионограммы анализировались с
точки зрения влияния главного ионосферного провала (ГИП) и геомагнитных суббурь на прохождение сигналов. С помощью радара
CUTLASS произведена физическая интерпретация специфических
особенностей ионограмм НЗИ, таких как аномальные моды распространения, задержки сигналов и их диффузность, нестандартные
значения максимально наблюдаемых частот (МНЧ) и т. п. Получены следующие новые результаты. (1) Необычность условий распространения вдоль трассы состоит в изменении механизмов распространения в то время, когда имеют место суббури и/или когда точка
отражения трассы (при односкачковом отражении) входит в провал
и выходит из него. (2) Для распространения важна не общая степень
возмущения, выраженная в значениях Kp или ΣKp, а скорее характер изменения магнитного поля в районе точки отражения трассы.
Даже слабые суббури, но различной интенсивности, приводят к возникновению различных типов неоднородностей (по данным радара
CUTLASS) и, следовательно, к различным модам распространения
и различным значениям F2МНЧ.
В главе 5 показано, как степень магнитной активности влияет на РРВ.
Раздел 5.1. Здесь рассмотрены характеристики боковых (вне дуги большого круга) сигналов на трассе наклонного зондирования ионосферы (НЗИ) Мурманск – Санкт-Петербург (D = 1050 км). Трасса
20
пересекает главный провал ионизации поперек и подвержена влиянию его полярной стенки и границы диффузных высыпаний, где
весьма вероятны вытянутые вдоль магнитного поля неоднородности ионосферы и градиенты ионизации. Анализ данных НЗИ проводился для спокойных, умеренно возмущенных и значительно возмущенных условий и в различное время суток. Получены следующие главные результаты. Боковые сигналы в виде рассеянных волн
в основном имеют место в ночные часы. Эти ночные боковые появляются всегда как в спокойных, так и в возмущенных условиях. Тогда
как сигналы, отраженные от градиентов ионизации встречаются в
любое время суток за периоды возмущений (бури, суббури). Наиболее частое появление боковых сигналов от градиентов ионизации с
интенсивными отражениями наблюдается при средней возмущенности и особенно в ночные часы. Моделирование боковых сигналов посредством метода ray tracing показало, что синтезированные
(расчетные) ионограммы НЗИ в основном совпадают с полученными
экспериментально.
В разделе 5.2 рассматриваются результаты специальных исследований на двух авроральных КВ-радиотрассах: первой, длиной
D = 1420 км, ориентированной вдоль авроральной зоны, и второй,
длиной D = 510 км, и проходящей поперек этой зоны. Данные трассы являются действующими КВ-радиолиниями связи, на которых
определялась надежность (вероятность) работы КВ-радиоканалов.
Рассматривались наихудшие условия работы линий – зимние ночные часы годов минимума солнечной активности. Главная цель состояла в том, чтобы выявить высокоширотные ионосферные эффекты в распространении коротких радиоволн для спокойных и
магнито-возмущенных условий. Эффекты вызваны влиянием главного ионосферного провала, его северной границы, спорадическими
образованиями в E- и F-областях, авроральным поглощением. Было показано, что на надежность работы каналов оказывают решающую роль геофизические факторы воздействия, а не длина и ориентация радиотрасс. Сделаны практические рекомендации по выбору оптимальных рабочих частот на трассах. Выполненные оценки
надежности работы КВ-радиоканалов могут являться основой для
планирования работы КВ-систем связи с учетом морфологических
особенностей авроральной зоны.
21
Глава 1. Динамика ионосферы,
распространение КВ, средства изучения
1.1. Краткие сведения об ионосфере
как канале распространения радиоволн
1.1.1. Регулярная ионосфера
1.1.1.1. Основные понятия
Атмосфера является газообразной оболочкой, окружающей Землю и вращающейся вместе с ней как единое целое. Нижней границей атмосферы служит поверхность Земли, а верхняя плавно переходит в космическое пространство. На высотах от 50–60 и примерно
до 10000 км существенно проявляется ионизация верхней атмосферы. Это границы ионосферы [Долуханов, 1972; Дэвис, 1973]. Ионосфера представляет собой многокомпонентную, химически реагирующую плазменную среду – смесь нейтральных атомов и молекул
разных сортов, продуктов их ионизации (электронов и ионов) и продуктов ион-атомных и ион-молекулярных реакций, которая находится во внешнем магнитном поле [Брюнелли, Намгаладзе, 1988].
Степень ионизации характеризуется числом свободных электронов
Ne(h) в единице объема среды. Величина Ne(h), или просто N(h), достигает глобального максимума на высоте 250–400 км. Ионосферу,
лежащую ниже этого уровня, называют внутренней, а лежащую
выше – внешней. Квазинейтральный ионизированный газ называют плазмой, поэтому ионосфера представляет собой плазменное состояние вещества.
Основной причиной ионизации атмосферы являются ультрафиолетовое и рентгеновское излучения Солнца (в диапазоне волн короче 0,1 мкм). Известно, что на эту часть спектра приходится незначительная доля солнечного излучения. Более длинноволновое излучение (с меньшей энергией квантов) не в состоянии произвести требуемую работу ионизации.
Вторым по значимости фактором ионизации являются корпускулярные потоки в основном солнечного происхождения. Плотность энергии ионизирующего потока, приходящего к Земле, по
мере проникновения в атмосферу уменьшается в результате поглощения. Плотность же газа с приближением к Земле возрастает. Поэтому электронная концентрация N(h) как функция высоты имеет максимум, на уровне которого ионизация наиболее интенсивна
[Альперт, 1972]. Измерения электронной концентрации с помощью
приборов, установленных на геофизических ракетах и ИСЗ, пока22
300
250
200
150
100
80
70
60
50
День
Ночь
E
Ультрафиолет
300–910Å
400
Рентгеновское излучение 10–100Å
Ультрафиолет Lp 1025Å
500
Космические лучи
L α 1216 Å
Рентгеновское излучение < 10Å
h, км
600
F2
F1
E
D
102
103
104
105
106 эл/м3
Рис. 1.1. Распределение электронной концентрации
по высоте для дня и ночи
зали, что можно говорить об одном четко выраженном максимуме в
области F2 и о трех других только намечающихся, слабо выраженных максимумах, небольших выступах или даже участках весьма
со слабым изменением концентрации с изменением высоты. На рис.
1.1 показано примерное распределение электронной концентрации
для дня (когда на ионосферу воздействует ионизирующее излучение) и ночи.
В дневное время различают четыре области: D – от 60 до 90, E –
от 95 до 120, F1 (существует только в часы освещенности в летние
месяцы) – от 180 до 240 и F2 – от 230 до 400 км. В ночные часы области D и F1 исчезают и остаются только слои E и F2. Естественно, что
с наступлением темноты электронная концентрация этих областей
существенно уменьшается. Вертикальными и горизонтальными
стрелками на рис.1.1 показаны пределы изменения высоты и электронной концентрации в области F2 в зависимости от географического положения, солнечной активности и местного времени. Этим
подчеркивается, что область F2 является наиболее неустойчивой и
подверженной изменениям частью ионосферы. Обозначены также
основные факторы ионизации для областей D, E, F (вертикальные
стрелки); Lα и Lβ – линии серии Лаймана из спектра водорода.
23
Свободные электроны в ионосфере совершают колебательные
движения вблизи положения равновесия. Частота этих колебаний,
называемая плазменной (ленгмюровской) частотой, составляет
f0 [êÃö] = 80.8 N [ýë/ñì3 ] » 9 N .
Нетрудно убедиться, что плазменные частоты ионосферы соответствуют ДКМ-диапазону. Плазменные частоты, соответствующие
значениям электронной концентрации в максимумах ионосферных
слоев, называют критическими частотами этих слоев и обозначают
f0D, f0E, f0F.
В параболической модели слоя, коh
торая часто используется для упрощенных расчетов (рис. 1.2), слой характеризуется критической частотой
hm
f0, высотой максимума hm, высотой
2zm
нижней границы слоя ho, его полутолщиной Zm.
В нижней ионосфере в D-, E- и F1h0
областях, где преобладают фотохимиf
f0
ческие процессы, регулярные вариации ионосферных параметров опреРис. 1.2. Параболическая
модель профиля электронной деляются прежде всего вариациями
скорости ионообразования, т. е. вариаконцентрации
циями зенитного угла Солнца, интенсивности его фонового излучения, параметров нейтральной атмосферы и высыпающихся энергичных частиц. Широтные вариации в
нижней ионосфере в отсутствие высыпаний имеют довольно гладкий характер, поскольку обусловлены в первую очередь вариациями зенитного угла Солнца. Иная ситуация имеет место в области F2
и во внешней ионосфере, где существенную роль играют процессы
переноса плазмы, контролируемые геомагнитным полем. В области
F2 широтные вариации наряду с перечисленными факторами, ответственными за ионообразование, определяются еще и вариациями электромагнитных дрейфов, а следовательно, электрических полей. С этими вариациями (высыпаний и дрейфов) связано деление
ионосферы на следующие широтные регионы:
а) низкоширотная, или приэкваториальная (в пределах ~ ±30° от
геомагнитного экватора), в которой геомагнитное поле почти горизонтально, отсутствует связь с вышележащей плазмосферой, важную роль играют вертикальные электромагнитные дрейфы, обусловленные сравнительно небольшими электрическими полями;
24
б) среднеширотная (примерно от 30 до 55° геомагнитной широты), в которой геомагнитное поле умеренно наклонено и по нему
осуществляется связь с плазмосферой, практически отсутствуют
высыпания энергичных частиц, роль электрических полей незначительна (по крайней мере в спокойных условиях);
в) субавроральная, включающая в себя область главного ионосферного провала (от 55 до 65° геомагнитной широты), которая является переходной областью от средних широт к высоким; в этой
области важны как горизонтальные, так и вертикальные электромагнитные дрейфы, а также направленные вдоль геомагнитного поля потоки частиц и энергии, посредством которых осуществляется
взаимосвязь с периферией плазмосферы и магнитосферным кольцевым током;
г) высокоширотная (к полюсу от провала, т. е. Ф > 65°) – район
наиболее сильного ионосферно-магнитосферного взаимодействия,
который можно разделить на ионосферу авроральной зоны (Ф ≈ 65–
75°), в которой максимальны интенсивности высыпаний, энергичных частиц и величины электрических полей, и ионосферу полярной
шапки (Ф > 75°), в которой действует режим сверхзвукового истечения плазмы из F2-области и внешней ионосферы – полярный ветер.
Указанные границы регионов условны, они могут изменяться,
например, в зависимости от геомагнитной активности: с ростом геомагнитной активности границы между зонами «б», «в» и «г» смещаются к экватору. Во внешней ионосфере и магнитосфере зоне «б»
соответствует устойчивая, внутренняя, часть плазмосферы, с зоной
«в» связаны провал легких ионов, плазмопауза и периферийная
часть плазмосферы, ее «горячая» зона.
Высокоширотная ионосфера авроральной зоны связана с плазменным слоем магнитосферы, ионосфера полярной шапки – с сильно вытянутыми силовыми линиями магнитосферного хвоста, а область между ними с дневной стороны – с каспом [Брюнелли, Намгаладзе, 1988].
1.1.1.2. Вариации параметров ионосферных слоев
Рассмотрим основные сведения о критических частотах и высотах слоев E, F1 и F2.
Слой E. Установлено, что дневное значение критических частот
контролируется зенитным углом Солнца θ [Калинин и Черенкова,
1971]
fk E = Nm cosn Θ,
25
где Nm » N (Θ) .
Здесь n меняется от 0,2 до 0,4. Таким образом, f0E достигает максимума в полдень по местному времени. Наибольшие значения наблюдаются в период верхнего солнцестояния (июнь), наименьшие –
зимой, в период нижнего солнцестояния (декабрь).
Географическое распределение дневных значений f0E имеет широтную зависимость, также связанную с изменением угла θ. По мере
приближения к экватору f0E возрастают. В течение цикла солнечной активности они изменяются на 15–20 % [Черенкова и Чернышев, 1984]. Ночные значения f0E изучены недостаточно подробно.
Для оценок принимают, что ночью f0E ≈ 1 МГц. Высота максимума
слоя E не имеет заметных суточных, сезонных и других вариаций и
равна hmE = 110–120 км, Nm ≈ 2·105 см–3, а полутолщина ZmE = 20
км. Это обстоятельство часто используется для оценки абсолютного
времени распространения ДКМ-радиоволн [Иванов и др., 1998].
Слой F1. Наблюдается только днем, причем на широтах выше
примерно 50° Северной и Южной широт и только летом, на более
низких широтах – в течение всего года. Закономерности изменения
f0F1 и f0E во многом схожи. Суточный xoд частот f0F1 симметричен
относительно полудня, когда наблюдаются максимальные их значения, широтные изменения следуют за ходом высоты Солнца. В течение цикла солнечной активности возрастание критических частот
от минимума к максимуму обычно составляет не более 30 %.
Высота hmF1 в течение дня изменяется, утренние и вечерние ее
значения hmF1 ≈ 220 км, в полдень примерно 180–230 км, Nm ≈ 3·105
см–3 [Черенкова и Чернышев, 1984].
Слой F2. Этот слой является неустойчивым образованием ионосферы. Изо дня в день электронная концентрация и высота расположения максимума подвергаются значительным колебаниям. Для
слоя F2 характерны два явно выраженных режима – зимний и летний (рис. 1.1). Электронная концентрация связана с критическими
частотами соотношением, N=1?24 · 104fкр2см–3. На рисунке для сопоставления приведены соответствующие кривые для областей E и F1
ионосферы.
Суточный ход электронной концентрации для слоя F2 не обладает симметричной относительно полудня формой подобно областям
E и F1. Зимняя кривая N для F2 характеризуется высоким максимумом, несколько запаздывающим относительно местного полудня, и
глубоким минимумом в предрассветные часы. Летняя кривая имеет
гораздо более сглаженный характер. Промежуточные формы выражены слабо, и в весеннее–осенние месяцы в большинстве случаев
26
а)
б)
8
fFx
6
fFx
2
12
fFx
fFx
1
F
E
fFx
2
fFx
fFx
fE
4
2
2
0
8
6
fE
4
10
F2
Заход С
F1
E
Заход С
10
F
F2
Восход С
12
hд, км
400
F
300
200
100
0
f, МГц Декабрь
14
Восход С
hд, км
400
F
300
200
100
0
f, МГц Июнь
14
0
4
6
12 16 20
Время суток, ч
24
0
0
4
6
12 16 20
Время суток, ч
24
Рис. 1.3. Усредненный суточный ход критических частот и действующих
высот слоев E и F2 для летних (а) и зимних (б) месяцев
наблюдаются либо «зимняя», либо «летняя» характеристики [Долуханов, 1973]. Поэтому значения f0F2 не обладают строгой зависимостью от зенитного угла Солнца. Распределение критических
частот и высот этого слоя в течение суток, по сезонам, а также географическое распределение имеют ряд особенностей, многие из которых требуют дальнейшего изучения.
Зимой и летом f0F2 достигает минимального значения примерно за полчаса до восхода Солнца (предутренний минимум) [Альперт,
1972]. Зимняя аномалия поведения f0F2 состоит в том, что в полдень
их значения примерно в 1,5–2 раза выше, чем в то же время летом.
Этот эффект характерен лишь для околополуденных часов, а в ночные часы зимой f0F2 преимущественно меньше, чем летом (рис. 1.3)
[Иванов и др., 1998].
Высота максимума слоя hmF2 летним днем достигает 300–450
км, a Nm = 1·106 см–3; зимой она уменьшается до 250–350 км, a Nm
увеличивается примерно до 2·106 см–3.
Слой Es. Слои D, E, F1 и F2 являются регулярными образованиями, существующими изо дня в день. Время от времени на высоте
области E может возникать сильно ионизированный слой, получив27
ший название спорадического слоя E (обозначение Es), электронная
концентрация которого в несколько раз (до десяти) превышает концентрацию слоя E, а толщина составляет всего 0,1–1 км. Спорадический слой может возникнуть в любое время суток и года, однако на
средних широтах он чаше образуется днем в летние месяцы. Высота
hmEs может на 5–10 км отличаться от hmE. Слой Es представляет собой скопления электронных облаков. Горизонтальные размеры оцениваются в десятки и сотни километров. Время жизни Es колеблется в широких пределах, но не превышает нескольких часов. Часто
Es довольно быстро перемещается по горизонтали со скоростью до
300 км/ч.
Значения f0 и hm ионосферных слоев в одни и те же часы следующих суток обычно не повторяются даже в условиях спокойной ионосферы. В области E эти же изменения незначительны. В слое F1
отклонения от медианной величины ото дня ко дню за месяц составляют ± 5 %. В слое F2 в средних широтах эти отклонения достигают
10–20 %, увеличиваясь ото дня к ночи. Высота hm изменяется примерно в тех же пределах [Иванов и др., 1998].
1.1.1.3. Принципы ионосферного распространения
ДКМ-радиоволн
Длина волны ДКМ (КВ)-диапазона λ0 заметно меньше характерных регулярных ионосферных масштабов, что позволяет использовать для рассмотрения распространения волны приближение геометрической оптики, т. е. воспринимать ее как луч или набор лучей. Для достаточно высоких частот волны f >> fн и f >> ν (fн = 1,4
МГц – гирочастота электронов, ν – частота соударений электронов
с молекулами) диэлектрическая проницаемость ионосферы может
быть представлена в виде [Гинзбург, 1967]
ε = 1 - 80,8
N (h)
,
(1.1)
f2 где N(h) – концентрация в 1/см3, f – частота волны в кГц.
Коэффициент преломления волны связан с ε соотношением
n= ε.
Из (1.1) видно, что n < 1, и так как N(h) возрастает с увеличением
высоты, то n(h) при этом уменьшается, т. е. ионосфера является неоднородной по высоте. При этом dn/dh < 0. Нетрудно убедиться, что,
падая на ионосферу под углом j0, луч искривляется.
28
n+1
n
ϕn
3
2
1
ϕ0
Рис. 1.4. Преломление радиоволн
в плоскослоистой ионосфере
Рассмотрим этот эффект сначала для случая монотонного изменения N(h) в плоскослоистой ионосфере, у которой поверхности
с одинаковыми значениями электронной концентрации представляют собой параллельные друг другу плоскости. Очевидно, что это
предположение справедливо, если не учитывать неоднородности ионосферы по горизонтали, что возможно для малых горизонтальных
расстояний. Кроме того, для простоты будем считать ионосферу состоящей из ряда плоских слоев весьма малой толщины, в пределах
каждого из которых электронная концентрация имеет постоянное
значение (рис. 1.4) [Долуханов, 1972]. Обозначим ее через N1, N2 …
Nn+1 соответственно. Неравенства для коэффициентов преломления
очевидно, имеют вид
l > n1 > n2 >…> nn+1.
Применяя закон преломления Снеллиуса, получаем
sinjo = n1sinj1 = ... = nnsinjn.
Пусть для n-го слоя угол jn = 90° (т.е. произошло отражение волны). Тогда:
sinj0 = nn. (1.2)
Подставив в это выражение значение для n(h), найдем величину
N(h), необходимую для отражения волны частотой f, падающей наклонно на ионосферу под углом j0:
N (h) =
f 2 cos2 j0
.
80,8
(1.3)
В частном случае вертикального (нормального) падения, когда
j0 = 0, поворот волны согласно (1.2) будет происходить на высотах,
где n = 0, a
N (h) =
fB2
. 80,8
(1.4)
29
Соотношение между частотой и величиной N(h), необходимой
для отражения, имеет вид:
(1.5)
fâ = 80,8 N (h) » 9 N (h). Итак, на высоте отражения волны при нормальном падении частота волны равна плазменной частоте fв = f0. Формулы (1.3) и (1.4)
позволяют установить простую связь между частотами волн, отражающихся отданного уровня при нормальном и наклонном падении:
f = fвSecj0.
Из формул (1.3) и (1.5) можно сделать следующие выводы.
При фиксированном угле падеf2
Nm
ния j0 на ионосферу с увеличениf1 < fm <f2
ем f возрастает электронная плотность N(h), необходимая для отражения данной частоты (рис. 1.5)
f1
fm
ϕ0
[Калинин и Черенкова, 1971].
Поскольку величина N(h) для
каждого ионосферного слоя не
Рис. 1.5. Отражение радиоволн
превосходит значений в максис различными частотами при
мумах слоев, существуют максиодинаковом угле падения на слой
мальные частоты отражения при
(j0 = const)
данном состоянии ионосферы и
угле падения j0 волны на слой. Эти частоты связаны с критическими частотами слоев соотношением, которое получается из выражения (1.3)
fm =
80,8 Nm
cos j0
»
9 Nm
cos j0
.
Экспериментальные значения критических частот можно получить, используя вертикальное падение волны на слой (j0 = 0), когда
fk = 80,8 Nm .
Сравнивая последние формулы, видим, что в случае наклонного
падения при прочих равных условиях от любого ионосферного слоя
отражаются в secj0 раз более высокие частоты, чем при вертикальном.
По результатам многолетних измерений установлено, что при
наибольшей ионизации слоя F2 от ионосферы могут отражаться
30
радиоволны с частотой 30–40 МГц, т. е. в ионосфере выполняются
условия отражения для длинных, средних и коротких волн; на фиксированной частоте f с увеличением j0 возрастает величина N(h),
необходимая для отражения данной частоты, поэтому для данной
f существует критический угол падения j0кр. При j0 < j0кр волна
уходит за пределы ионосферы, а при j0 > j0кр возможно отражение.
Величина критического угла может быть найдена по формуле
f
sec j0êð = .
fê
На больших расстояниях (D3 > 500 км) необходимо учитывать
сферичность Земли и окружающей ее ионосферы. Однако это не
приводит к существенному изменению результатов анализа. При
этом для практических расчетов обычно используют «исправленный» закон секанса
f = Ksfвsecj0,
где Ks – поправочный коэффициент, учитывающий кривизну Земли и ионосферы.
Легко видеть, что существует предельный угол j0пр падения волны на
ϕ0
границу ионосферы, определяемый с
h
учетом сферичности Земли (рис. 1.6)
формулой
R0
R0
cos j0ïð =
(2R0 + h)h
R0 + h
.
0
Это минимальное значение функции cosj0пр для земной радиолинии. Рис. 1.6. Рефракция радиоволн
в сферически слоистой
Таким образом, наибольшая возможионосфере
ная частота имеет место для радиоволны с горизонтальным направлением распространения и равна
fm =
9 Nm (R0 + h)
(2R0 + h)h
.
Эта частота лежит примерно на границе KB- и УКВ-диапазонов
и составляет fm = 30–40 МГц. В годы повышенной солнечной активности она сдвигается в область высоких частот.
Реальные антенны, излучающие волны с частотами, которые отражаются от ионосферы (f < 30–40 МГц), имеют относительно ши31
рокую диаграмму направленности, поэтому на ионосферу одноИоносфера
временно падает пучок лучей под
разными углами j0 (рис. 1.7) [Чер
к
ϕ0
ренкова и Чернышев, 1984]. Со1
2
∆1
гласно закону секанса чем круче
∆
∆1 2
A
D3 min
траектория (< j0), тем глубже волна проникает в слой, т. е. отражение лучей одной и той же частоты
Рис. 1.7. Лучевые траектории
для разных углов падения j0 волны происходит на разных высотах.
Наименьшее расстояние (см. рис.
на ионосферный слой
1.7) по поверхности Земли, на коNmF2
тором возможен прием под воздействием отраженных волн, называют радиусом мертвой зоны DЗmin
NmE
для частоты f. Радиус мертвой зоны связан с величиной j0кр. ПоэD
тому регулярная работа наземных
E
3F
D3
2
радиолиний ведется на траекториях с углами j0 > j0кр.
Наибольшая дальность распроРис. 1.8. Наибольшие дальности странения волны в результате одраспространения радиоволн
нократного отражения от ионосв результате однократного
феры, измеренная по Земле, соототражения от ионосферных
ветствует траекториям, касательслоев E и F2, измеренные
ным к земной поверхности (см.
по Земле
рис. 1.8) и отражающимся вблизи
Nm. Так, для слоя F2 она составляет 2500–4000 км, а для слоя E –
2000 км (рис. 1.8) [Калинин и Черенкова, 1971].
Из рис. 1.7 видно, что на одной частоте в точку приема одним
скачком может приходить два луча (1, 2) с разными углами излучения и прихода. Луч, соответствующий меньшему значению D = D1,
называется нижним, а большему D = D2 – верхним, или педерсеновским. Если расстояние между передатчиком и приемником больше
4000 км, то волна может достигать точки приема лишь путем многократных отражений от ионосферы и поверхности Земли.
Сигналы, распространяющиеся от передатчика к приемнику в
результате скачков, принято называть скачковыми модами. В их
обозначениях указывают число скачков и отражающий слой. Например, обозначение 3F2 означает, что сигнал распространялся треNm
32
а)
C1 C2
в)
б)
B
A
A
A
B
B
Рис. 1.9. Многолучевость в КВ диапазоне:
а, б – дискретная; в – диффузная
мя скачками, отражаясь от слоя F2, а 2E – двумя скачками при отражении от слоя E [Иванов и др., 1998].
Вообще говоря, для ДКМ (КВ)-диапазона характерно, что в точку приема одновременно приходит несколько скачковых мод (рис.
1.9, а). Увеличение числа приходящих лучей происходит, кроме того, из-за двойного лучепреломления в ионосферной плазме, находящейся под воздействием постоянного магнитного поля Земли, когда
одна волна с линейной поляризацией расщепляется на две – обыкновенную и необыкновенную (рис. 1.9, б) [Долуханов, 1972]. Говорят, что скачковый механизм распространения KB и двойное лучепреломление приводят к дискретной многолучевости приема. Еще
одним важным типом многолучевости является диффузная многолучевость. Дело в том, что ионосферу нельзя уподобить идеальной
гладкой отражающей поверхности. Неизбежные неоднородности в
ионосфере приводят к тому, что вместо зеркального отражения луF
F
Q
M
E
F
Q
Q
M
M
F
E
Q
M
Q
F
Q
M
F
F
E
M
F
E
Q
M
Q
M
Рис. 1.10. Типы траекторий радиоволн, возникающих
при участии слоев E (Es) и F
33
чей от ионосферы, которое мы рассмотрели, возникают частично
диффузные отражения (рис. 1.9, в), при которых падающий на нижнюю границу ионосферы один луч на выходе представляет собой пучок, содержащий множество элементарных лучей. Данные особенности приводят к возникновению характерных для КВ интерференционных замираний.
Отметим, что состояние ионосферы вдоль длинной линии может
быть весьма неоднородным, и поэтому рассмотренная простая схема распространения волн в ряде случаев не оправдывается. В частности, области E и F1 могут вызвать поворот или преломление луча (изменения траектории при прохождении слоя насквозь). Усложняет картину распространения волн также спорадический слой Es.
Некоторые типы траекторий, возникающих при участии слоев F, E
и Es, показаны на рис. 1.10 [Дэвис, 1973]. Расчет сложных траекторий затруднен из-за того, что необходимо располагать точными сведениями о состоянии слоев вдоль всей длинной трассы, включая и
нерегулярный слой Es.
1.1.2. Ионосфера высоких широт
1.1.2.1. Особенности высокоширотной ионосферы
К высокоширотной относят ионосферу на геомагнитных широтах Ф ≥ 65°, включающих в себя авроральную зону (Ф ≈ 65–75°) и
полярную шапку (Ф ≥ 75°). Для указанных областей инвариантные
а)
б)
Северное полушарие
Южное полушарие
Рис. 1.11. Инвариантные геомагнитные широты
по состоянию на февраль 2010 г.:
а – северные географический и геомагнитный полюсы;
б – южные географический и геомагнитный полюсы
34
геомагнитные широты на февраль 2010 г. представлены на рис. 1.11
[Data Catalogue, 2010].
Рассматриваемая область широт наиболее тесно связана с магнитосферой и протекающими в ней процессами, а через нее с солнечным ветром. Она в наибольшей степени подвержена возмущениям,
что затрудняет выделение спокойных регулярных вариаций. Высыпания энергичных частиц из магнитосферы, существование интенсивных электрических полей магнитосферного происхождения, а
также наличие полярного ветра (сверхзвукового истечения легких
ионов из полярной шапки) являются главными особенностями высокоширотной ионосферы.
Ионосферные возмущения тесно связаны с вариациями магнитного поля Земли, которые в свою очередь подразделяются на регулярные и нерегулярные и составляют примерно 1 % от постоянной
составляющей магнитного поля (Н ≈ 40 А/м). Регулярные изменения магнитного поля обусловлены токами, протекающими в слое
E ионосферы, и имеют периодичность солнечных и лунных суток.
Нерегулярные магнитные вариации, носящие название магнитных
бурь, появляются при попадании в магнитное поле Земли корпускулярных потоков, «выброшенных» Солнцем. Продолжительность
магнитных бурь – от одного до нескольких дней. Если регулярные
магнитные вариации имеют наибольшую интенсивность в области
магнитного экватора Земли, то нерегулярные – в приполярных широтах.
Сочетание ионосферных возмущений с вариациями магнитного
поля носит название ионосферно-магнитных бурь и имеет четко выраженный широтный характер [Родос, 2007].
1.1.2.2. Основные типы ионосферных возмущений
К ионосферным возмущениям относят отклонения ионосферных
параметров от их спокойного суточного хода. Эти отклонения имеют
характерные временные масштабы от десятков минут до нескольких суток и проявляются на расстояниях в сотни и тысячи километров. Ионосфера возмущается многими факторами, в том числе
(посредством акустико-гравитационных волн) такими, как погодные фронты, извержения вулканов, землетрясения, а также искусственные воздействия: нагрев мощным радиоизлучением, выбросы
химически активных веществ, взрывы. Возмущения, связанные с
искусственными факторами, имеют обычно меньшие, чем указано
выше, временные и пространственные масштабы и, соответственно, меньшую интенсивность. Основные крупномасштабные возму35
щения связаны с солнечными вспышками и резкими изменениями параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля
(ММП), а также с геомагнитными возмущениями. Различают следующие типы ионосферных возмущений.
Внезапные ионосферные возмущения (ВИВ) проявляются в увеличении ионизации, главным образом, в D- и E-областях освещенной ионосферы в периоды солнечных вспышек в результате резкого возрастания солнечного ионизирующего излучения преимущественно в рентгеновском диапазоне.
Поглощение радиоволн в полярной шапке (ППШ), связанное с
вторжением в нижнюю ионосферу полярных шапок мягких космических лучей (главным образом, протонов с энергиями 10–100 МэВ),
выбрасываемых Солнцем в периоды мощных хромосферных вспышек.
Авроральное поглощение радиоволн, наблюдаемое в зоне полярных сияний в периоды магнитосферных бурь и суббурь и связываемое с высыпанием заряженных частиц, в первую очередь электронов с энергиями 20–100 кэВ, из магнитосферы в нижнюю ионосферу.
Возмущения области F2, развивающиеся в глобальном масштабе
в периоды магнитных возмущений и характеризуемые значительными изменениями критических частот примерно 20–30 % и высот
слоя F2 от десятков до ста и более километров. По знаку Df0F2 эти
возмущения делят на положительные (увеличение Df0F2) и отрицательные (уменьшение Df0F2). В высоких и средних широтах поведение Df0F2 обычно противофазно поведению их в нижних широтах
(граница раздела проходит вблизи 40° геомагнитной широты).
В периоды интенсивных магнитных бурь наиболее распространенным типом возмущений F2-области в высоких и средних широтах являются отрицательные возмущения, длящиеся двое – трое
суток, которым нередко предшествуют менее продолжительные
(около нескольких часов) положительные возмущения. В этом случае говорят о положительной и отрицательных фазах ионосферной
бури, а возмущения в целом называют двухфазными. В периоды
суббурь часто можно наблюдать значительные увеличения высоты максимума F2-слоя, не сопровождаемые заметными эффектами в критических частотах. Механизм формирования возмущений
области F2 сложен и не может быть отнесен к какому-либо одному
фактору; он связан в первую очередь с конвекцией магнитосферной
плазмы и ее воздействием на нейтральную атмосферу.
36
Перечисленные типы возмущений следует дополнить еще одним
типом перемещающихся ионосферных возмущений (ПИВ), характеризуемых квазипериодическими (с периодами 0,3–3 ч) вариациями f0F2 и hmF2. В периоды геомагнитных суббурь эти возмущения
выглядят перемещающимися от высоких широт к низким с кажущимися горизонтальными фазовыми скоростями примерно несколько сотен метров в секунду. Анализ временных разверток концентрации на фиксированных высотах в фиксированном пункте
наблюдений в периоды ПИВ выявляет распространение возмущения сверху вниз, что указывает на наклонность фазового фронта.
Перемещающиеся ионосферные возмущения принято интерпретировать в терминах внутренних гравитационных волн (ВГВ), распространяющихся в нейтральной атмосфере и взаимодействующих с ее
ионизированными компонентами.
Каждый из перечисленных типов возмущений можно попытаться связать со следующими тремя каналами передачи энергии от
Солнца и солнечного ветра:
1) непосредственно от Солнца в виде потоков ультрафиолетового и рентгеновского излучений, а также высокоэнергичных корпускул;
2) через магнитосферу по силовым линиям геомагнитного поля в
виде электрических полой, потоков энергичной и холодной плазмы
и потоков теплоты;
3) через нейтральную атмосферу посредством ветровых и волновых движений и химического взаимодействия заряженных и нейтральных компонент ионосферной плазмы.
С первым каналом связаны ВИВ и ППШ, со вторым – авроральное поглощение и часть возмущений области F2, с третьим – главным образом, возмущения области F2. Следует отметить, что третий канал в некотором смысле является продолжением второго,
поскольку возмущения в нейтральной атмосфере (ее разогрев и генерация движений) вызываются возмущениями в магнитосфере с
помощью джоулевой диссипации магнитосферных электрических
полей и диссипации энергии высыпающихся из магнитосферы
энергичных частиц. По второму каналу электрические поля и высыпающиеся частицы воздействуют на ионосферную плазму непосредственно в том месте, куда они проникают из магнитосферы, т.
е. преимущественно в высоких широтах. По третьему каналу (через
термосферу) их действие может передаваться за пределы высоких
широт – в средние и низкие.
37
Общие морфологическая картина и физическая схема развития
ионосферных возмущений, связанных с солнечными и магнитными бурями, может быть кратко охарактеризована следующим образом. Быстрее всего ионосфера реагирует на вспышку ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца в виде ВИВ. С подходом
к Земле высокоэнергичных солнечных протонов, время пробега которых от Солнца в зависимости от их энергии составляет от десятков минут до нескольких часов, развивается ППШ. Возмущения
параметров солнечного ветра и ММП, дошедшие к Земле через сутки или несколько суток после начала солнечного события, приводят
к перестройке магнитосферной конвекции, развитию кольцевого
тока и сбросу энергичных частиц из магнитосферы, вызывая цепь
термосферно-ионосферных явлений. К ним относятся:
1) усиление ионизации и соответствующее увеличение электронной концентрации в D- и E-областях высокоширотной ионосферы;
2) перестройка горизонтального распределения ионосферной
плазмы в F2-области вследствие высыпаний мягких частиц и переноса плазмы магнитосферной конвекцией;
3) разогрев термосферы в результате диссипации ионосферных
токов, генерация термосферных ветров, увеличивающих hmF2, и
изменения нейтрального состава, уменьшающие hmF2 в высоких
широтах и увеличивающие его в низких;
4) генерация ВГВ и соответственно ПИВ, распространяющихся
от высоких широт к низким и деформирующих весь высотный профиль электронной концентрации;
5) джоулев разогрев ионного газа в высоких широтах, ведущий к
убыстрению рекомбинации и уменьшению hmF2;
6) разогрев внешней ионосферы вследствие диссипации кольцевого тока и передача теплоты вниз путем теплопроводности, увеличение температур заряженных частиц и плазменной шкалы высот;
7) колебательное возбуждение молекулярного азота вторичными
электронами при высыпаниях и тепловыми электронами при повышенных температурах последних, ведущее к убыстрению рекомбинации и уменьшению hmF2.
Совместное действие этих механизмов вызывает изменения электронной концентрации, регистрируемые как ионосферные эффекты
геомагнитных бурь и суббурь [Брюнелли, Намгаладзе, 1988]. Далее
кратко остановимся на основных типах возмущений высокоширотной ионосферы и их влиянии на РРВ.
– Внезапные ионосферные возмущения. Поскольку в периоды
солнечных вспышек наибольшее усиление излучения в десятки и
38
сотни раз наблюдается в рентгеновском диапазоне, прямым следствием такого усиления является соответствующее увеличение скорости ионообразования на высотах области D и нижней части области E, а следовательно, резкое увеличение электронной концентрации до порядка величины и появления затухания КВ-радиоволн
(SWF) из-за поглощения в D-области. На высотах областей E и F, где
ионизация обусловлена преимущественно ультрафиолетовым излучением, сравнительно мало возрастающим (в лучшем случае на
десятки процентов) в периоды вспышек, относительные эффекты в
электронной концентрации соответственно меньше. Поскольку на
различных спектральных участках интенсивность вспышки изменяется со временем по-разному, а именно, ультрафиолетовая часть
возмущается на относительно короткое время (~15 мин) по сравнению с общим временем вспышки в лучах Нα, а рентгеновская остается увеличенной в течение всей вспышки (~1 ч), то и ВИВ на разных
высотах имеют разную длительность: максимальную в D-области
и минимальную в F-области [Брюнелли, Намгаладзе, 1988]. Таким
образом, ВИВ оказывают заметное влияние на РРВ в районах освещенной ионосферы, в том числе и высокоширотной, однако это влияние непродолжительно.
– Поглощение в полярной шапке. Наиболее масштабным геофизическим возмущением в высоких широтах, охватывающим все
полярные области Земли, является поглощение в полярной шапке
(ППШ). Напомним, что к полярной шапке относят область с геомагнитными широтами Ф ≥ 75°. Установлено, что агентом, ответственным за появление ППШ, являются потоки высокоэнергичных заряженных частиц, инжектируемых в период солнечных вспышек, в
основном протонов, ядер гелия и других более тяжелых элементов,
а также небольшого числа электронов. Эти потоки получили название солнечных космических лучей (СКЛ). Вторгаясь в магнитосферу, а затем и в ионосферу Земли, потоки СКЛ создают дополнительную аномальную ионизацию в нижней ионосфере на высоте 50–100
км, превышающую уровень фоновой ионизации на несколько порядков. Такая высокая аномальная электронная концентрация в
нижней ионосфере существенно ухудшает условия распространения радиоволн и, следовательно, нормальное функционирование
различных радиосистем в широком диапазоне частот. К настоящему времени определились два преимущественных метода изучения
эффектов потоков СКЛ – спутниковые и наземные средства в виде
риометров.
39
Поглощение в полярной шапке связано с вторжением в атмосферу Земли СКЛ с энергией от 1 до 100 МэВ. Из-за отсекания этих
лучей магнитным полем Земли они практически попадают только
в северную и южную полярные области, ограниченные геомагнитной широтой примерно 60°. Данная граница несколько изменяется в зависимости от уровня магнитной возмущенности. Солнечные
космические лучи создают в области D интенсивную ионизацию на
уровне 50–100 км, приводящую к аномальному поглощению радиоволн, проходящих через этот слой. Выброс СКЛ с поверхности Солнца происходит не непрерывно, а эпизодически во время солнечных
вспышек особого класса, получивших название протонных. Такие
вспышки наиболее часто наблюдаются в период максимума солнечной активности.
Кроме ионизации, вызванной СКЛ, в области D образуется также ионизация, связанная с облучением нижней ионосферы регулярной волновой радиацией Солнца (регулярной) и потоками электронов с энергией более 40 кэВ из магнитосферы (авроральной). Соответственно кроме ППШ отмечается регулярное (РП) и авроральное
поглощение (АП) радиоволн в указанном слое. При определенных
условиях по записям риометров можно условно разделить эффекты этих трех типов поглощения. Электронную же плотность разделить трудно, так как при любом методе измерения электронная
плотность на той или иной высоh, км
те является суммарным эффектом
90
воздействия трех разных агентов:
волновой радиации Солнца, пото1
80
ков авроральных электронов и по2
токов СКЛ. Однако, учитывая про70
никающую способность той или
иной радиации, можно составить
примерное представление о роли
60
каждого источника на разных вы3
сотах области D. На рис. 1.12 для
50
сравнения представлены три профиля электронной плотности, по102
103
101
105
104
Ne, см–3
лученных путем ракетного зондирования при определенных источРис. 1.12. Профили электронной
никах ионизации.
плотности области D:
Профиль 1 дает представле1 – регулярная ионизация;
ние
о регулярной ионизации слоя
2 – авроральное поглощение;
3 – поглощение в полярной шапке
D в дневное время в средних ши40
ротах при спокойных условиях и зенитном угле Солнца 60°. Профиль 2 характеризует изменение электронной концентрация при
авроральном поглощении в ночное время в зоне полярных сияний.
И, наконец, профиль 3 получен во время ППШ при запуске геофизической ракеты на севере Норвегии. Сравнение этих трех профилей показывает, что отличительной особенностью Ne(h) для ППШ
является сильно увеличенная ионизация на относительно низких
высотах ионосферы (примерно от 40 до 65 км). На этих высотах к
тому же очень велика частота столкновения электронов с нейтральными частицами, что приводит к существенному поглощению радиоволн даже при небольшой плотности Ne. Ионизация на этих уровнях ионосферы в дневное время связана, по-видимому, с вторжением протонов с энергией 10–100 МэВ, в то время как на высотах более
65 км за ионизацию ответственны, вероятно, протоны с энергией менее
10 МэВ.
Представляют интерес профили плотности Ne(h) для ППШ при
различных величинах потока протонов, поглощения, степени освещенности Солнцем и других условиях. На рис. 1.13 представлены
профили Ne(h) в дневное время для
ППШ при разной интенсивности: h, км
сильное (> 3 дБ), умеренное (< 3 дБ) 100
и слабое, а также профиль регуляр4
ной области D в дневное время для 90
средних широт.
3
Нетрудно видеть, что на высотах 80
60–80 км даже при слабом ППШ
плотность ионизации увеличива- 70
2
ется на порядок по сравнению со
спокойными условиями. Во время 60
сильных ППШ электронная плот1
ность возрастает примерно на два 50
порядка. Следует особо отметить,
что во время возмущений иониза- 40
102
103
105
104
ция возникает на уровнях даже ниNe, см–3
же 50 км, где регулярная ионизация
в спокойных условиях весьма мала Рис. 1.13. Профили электронной
[Ионосферно-магнитные возмуще- плотности для ППШ в дневное
время:
ния, 1986].
– Авроральное поглощение. Ав- 1 – 3 – сильное, умеренное и слабое
поглощение соответственно;
роральное поглощение (АП) пред- 4 – регулярная дневная ионизация
в слое D
ставляет собой аномальное затуха41
ние радиоволн, возникающее в результате увеличения плотности
электронов в нижней ионосфере. Добавочная плотность образуется
вследствие вторжения в ионосферу из магнитосферы потоков энергичных электронов и протонов в основном на уровне D- и нижней
части E-области. Вторжение заряженных частиц в нижнюю ионосферу приводит также к возникновению полярных сияний, всплесков тормозного рентгеновского излучения, геомагнитных возмущений и других эффектов. Каждое из этих явлений реагирует на
определенные параметры вторгающегося потока и наиболее четко
проявляется при вторжении частиц в определенном энергетическом
диапазоне.
Большие успехи в исследовании АП были достигнуты в период
Международного геофизического года (1957) с помощью риометров.
Основным преимуществом риометрического метода является возможность получения количественной информации об авроральных
возмущениях в относительно большом динамическом диапазоне.
Как известно, наиболее распространенное устройство (ионозонд ВЗ)
используемое для изучения поглощения в ионосфере, не позволяет
получать количественную информацию во время сильных возмущений вследствие наступления полного поглощения (blackout). В настоящее время не вызывает сомнения, что авроральное поглощение
радиоволн в нижней ионосфере, сопровождающееся, как правило,
полярными сияниями и геомагнитными возмущениями, является
следствием вторжения в основном потока электронов с разной энергией. Эти потоки принято называть потоками авроральных частиц.
Высыпание частиц из магнитосферы в атмосферу Земли происходит в результате развития в магнитосферной плазме различных неустойчивостей, приводящих к питч-угловой диффузии электронов,
и начинается, как правило, в области полуночного меридиана. В
этом случае за полярные сияния и геомагнитные возмущения оказываются ответственными потоки электронов с энергией менее 10
кэВ, а за авроральное поглощение – потоки с энергией более 40 кэВ.
Следует отметить, что область D ионосферы, в некотором отношении наиболее интересна из всей верхней атмосферы. Эту область
трудно исследовать как теоретически, так и экспериментально из-за
низкой концентрации заряженных частиц и относительно высокой
плотности, приводящей к большим значениям частоты столкновений электронов ν. В отличие от более высоких областей ионосферы
на уровне слоя D велика вероятность образования отрицательных
ионов и различных нестабильностей, которые могут вызывать образование слоев в этой области или их искажение. Существенное
42
h, км
130
120
110
100
90
2
4
3
80
1
70
60
102
103
104
105 Ne, см–3
Рис. 1.14. Профили электронной концентрации
при разных уровнях возмущенности:
1 – A = 4,8 дБ, DН = 600 нТл; 2 – A = 2,6 дБ, DН = 450 нТл;
3 – A = 1,3 дБ, DН = 290 нТл; 4 – A = 0,3 дБ, DН = 200 нТл
значение в изучении области D и эффектов во время аврорального
поглощения имеет оценка профилей электронной плотности Ne(h).
Такие профили строились первоначально на основе наземных наблюдений. Однако к большинству из них следует относиться с осторожностью, так как все они были получены в какой-то степени на
основе косвенных данных. Более надежные и полные данные о вертикальном распределении ионизации определены путем ракетного
зондирования. На рис. 1.14 в качестве примера представлены электронные профили, полученные с помощью таких ракетных экспериментов.
Из рисунка можно видеть, что увеличение электронной плотности в слое D на высоте 70–90 км пропорционально величине возмущенности, представленной вариациями геомагнитного поля и поглощения космических радиошумов.
Сравнение электронной плотности, образующейся вследствие
вторжения потоков электронов во время АП, с плотностью регулярной области D показывает, что последняя на один-два порядка меньше для высот 70–80 км [Дриацкий, 1974].
– Спорадическая ионизация области E. С временной изменчивостью и пространственной неоднородностью высыпаний энергичных
заряженных частиц из магнитосферы связано существование разнообразных типов спорадических слоев в области E полярной ионосферы (см., например, рис. 1.15), которые делят на два основных
класса.
Спорадические образования первого класса похожи по структуре
на регулярные E-слои, занимают большую площадь, сравнительно
43
h, км
120
1
2
100
80
104
105
Ne, см–3
Рис. 1.15. Высотные профили электронной концентрации,
полученные на подъеме (1) и спуске (2) ракеты
в Кируне 26 ноября 1967 г. в 22:07 MLT
стабильны по времени и однородны по горизонтали, к ним обычно
относятся слои типа Esr, отличающиеся групповым запаздыванием
на высокочастотном конце следа отражения на ионограмме ВЗ. Их
называют также авроральным E. Образования второго класса существенно иррегулярны, сопровождаются значительным рассеянием радиоволн на неоднородностях с масштабами от десятков метров
до 1–2 км. К ним относятся слои типа Esa, отражение от которых
характеризуется очень рассеянным следом с хорошо выраженным
нижним краем.
Пространственно-временное распределение вероятности появления Es первого класса в зимние месяцы в координатах исправленная геомагнитная широта–геомагнитное местное время имеет характер подковы, разомкнутой на дневной стороне. В ночном секторе
зона появления слоев этого типа располагается в интервале геомагнитных шпрот Ф = 66–72°. С ростом магнитной активности экваториальная граница смещается к югу на 4–5°, в результате чего ширина зоны увеличивается. Протяженность разрыва на дневной стороне по долготе около 6 ч в максимуме солнечной активности и 8–10 ч
в минимуме. Критические частоты в спокойных условиях составляют 2–3 МГц, толщины порядка 10 км, а высоты обычно 120–130 км.
Слой Es этого типа связывают с протонными высыпаниями на том
основании, что зона их появления приблизительно совпадает с проекцией на ионосферу области протонов кольцевого тока. Установлено пространственное совпадение зоны появления Esr и диффузных
сияний (экваториальнее зоны дискретных сияний), а также увеличение частоты появления, высоты слоя и электронной концентрации вблизи экваториальной границы овала сияний и уменьшение
44
высоты слоя при переходе от вечерних часов к утренним, указывающее на увеличение энергии высыпающихся частиц. Все эти особенности свидетельствуют о том, что вторжения относительно мягких
электронов с энергиями E ≤ 2 кэВ из внутренней кромки плазменного слоя, вызывающих диффузные сияния, – фактор, ответственный
за Esr. Эти вторжения сравнительно однородны, с чем связана и относительно регулярная форма Esr.
Максимальную частоту отражения обыкновенной волны от слоя
Es обозначают foEs и называют предельной частотой. Она может достигать 10–12 МГц и превышать критические частоты вышележащих слоев; слой Es в этом случае экранирует вышележащую ионосферу от проникновения в нее радиоволн, распространяющихся
снизу. Подобное экранирование, однако, может быть неполным, т.
е. возможны отражения одновременно и от слоя Es, и от слоя F на
одной и той же частоте (эффект полупрозрачности слоя Es, указывающий на его «облачную» структуру по горизонтали). В связи с этим
вводят параметр fbEs – частоту экранирования, определяемую как
наименьшая частота отражения обыкновенной волны, на которой
слой Es становится прозрачным. В силу полупрозрачности слоя Es
его параметры f0Es и fbEs зависят от чувствительности зондирующей аппаратуры.
Установлена связь Esr с вытекающими из ионосферы продольными токами. В частности, их влияние проявляется в более высоких значениях fbEs в области вытекающего продольного тока на
экваториальной границе овала, в реакции fbEs в этой области на
Bz-компоненту ММП, а именно, увеличение fbEs при уменьшении
Bz ММП. Спорадические образования второго класса в спокойных
условиях чаще всего наблюдаются в околополуночном секторе полярной шапки вблизи Ф ~ 75°, а в возмущенных – в подковообразной области, расщепленной в ночном секторе на две зоны с максимумами на 68–70 и 62° исправленной геомагнитной широты.
Высоты плоских Es (типов Esa и Esf) на дневной стороне овала сияний составляют 130–140, а на ночной – 110–120 км, уменьшаясь
в полночь в центре овала до 100–110 км. Это указывает на возможную связь Es второго класса с высыпаниями мягких частиц (E ≤ 2
кэВ) в области дневного каспа и более жестких частиц (E ≥ 5 кэВ) на
ночной стороне, в частности, с высыпаниями типа V-перевернутое,
создающими дискретные формы сияний. Неоднородности, вызывающие рассеяние радиоотражений от Es второго класса, связаны, по-видимому, с авроральными токами, текущими в областях
повышенной проводимости, и обусловлены развитием токовой или
45
градиентно-токовой неустойчивости, аналогично тому, как это происходит в области экваториальной электроструи [Брюнелли, Намгаладзе, 1988].
Спорадические образования в области E наиболее характерны
для высоких широт, точнее, для овала полярных сияний, и обычно приводят к существенному расширению диапазона рабочих частот, особенно для коротких трасс протяженностью до 2000 км. Однако очень часто это преимущество, к сожалению, не реализуется.
Например, во время геомагнитных возмущений, когда появляются
условия для появления Es, увеличивается концентрация области D
и возрастает поглощение радиоволн.
– Возмущения области F2. Эти возмущения создаются происходящими время от времени на Солнце извержениями потоков заряженных частиц, которые, локально вторгаясь в ионосферу Земли, вызывают нагревание слоев ионосферы и нарушают структуру
ионизированной области, главным образом, самой верхней ее части
– области F2. Приближаясь к Земле и вступая во взаимодействие с
ее магнитным полем, корпускулярные потоки отклоняются от первоначальных прямолинейных траекторий, завихряются и попадают, главным образом, в полярные районы и области каспов. Этим
определяется географическое распределение ионосферных возмущений, которые в наибольшей степени проявляются в кольцевой
зоне вокруг магнитных полюсов. Интенсивность ионосферных возмущений заметно снижается по мере уменьшения геомагнитной
широты. Потоки вторгающихся в ионосферу Земли частиц помимо ионосферных возмущений вызывают магнитные бури и полярные сияния. Магнитные бури рассматриваемого типа одновременно
регистрируются на всем земном шаре в отличие от местных бурь,
наблюдаемых в полярных районах. Во время ионосферных возмущений электронная концентрация в области F2 резко уменьшается, а действующие высоты возрастают, что приводит к уменьшению
критических частот. Нарушается структура области F2 – она приобретает «многослойную» конфигурацию. При наиболее сильных
возмущениях ионизация области F2 уменьшается столь значительно, что эта область теряет способность отражать КВ-радиоволны. Во
время ионосферных возмущений в районе высоких геомагнитных
широт возникает «нарушение области F2» [Благовещенский, Жеребцов, 1987].
Таким образом, изменения в структуре области F2 приводят к
резкому нарушению условий прохождения КВ. Во время ионосферных возмущений возрастает поглощение радиоволн, уменьшаются
46
значения максимальных частот, которые до начала возмущения использовались на данной трассе, наконец, при самых сильных бурях в высоких широтах полностью прекращается прохождение КВрадиоволн.
1.1.2.3. Главный ионосферный провал
Субавроральной, как известно, считается ионосфера в интервале геомагнитных широт от 50–55 до 65–70°, примыкающих к экваториальной границе авроральной зоны со стороны средних широт.
С изменчивостью положения авроральной зоны связана и «размытость» в определении границ субавроральной ионосферы. Отличительной ее особенностью является существование в определенных
условиях провала в широтном ходе электронной концентрации на
высотах F2-области около 200–500 км, именуемого главным или
среднеширотным ионосферным провалом.
Главный ионосферный провал (ГИП) – это преимущественно
зимнее ночное явление. Вероятность его появления на освещенной
стороне Земли значительно ниже (менее 20 %), чем на затененной
(более 80 %). В дневное время летом он практически не наблюдается. Глубина провала в электронной концентрации на высотах F2области может составлять от трех–
ni, см–3
пяти раз до порядка величины и бо- 105
лее. Формы провала, т. е. вид зависимости Ne от широты в провале, очень
4
разнообразны: от широкой (около
20°), изрезанной долины до узкого (менее 5°), глубокого минимума.
Высокоширотная стенка провала 104
обычно круче, чем низкоширотная.
Средняя ширина в спокойное ночное
4
время составляет около 10°, в ранние утренние и поздние вечерние часы ширина провала увеличивается.
Пример провала на высотах вблизи
максимума F2-слоя по данным зон- 103
ϕ°
80
50
60
70
довых спутниковых измерений приРис. 1.16. Ночной провал в
веден на рис. 1.16. В суточном ходе
широта положения провала макси- концентрации ионов по данным
ионной ловушки, установленной
мальна в ранние вечерние часы и на борту спутника с орбитой
минимальна ночью, составляя в спо- между 290 и 360 км высоты
(X = 123° E, 01:30LT)
койных условиях около 63° инвари47
антной широты. С ростом магнитной активности провал сужается
и смещается к экватору на 2–3° на единицу Kp [Брюнелли, Намгаладзе, 1988].
При спокойных магнитных условиях (планетарный индекс
Kp = 0–1) в вечерние и ночные часы, когда авроральная ионизация
и ионизация, вызванная солнечным ультрафиолетовым излучением, малы, ГИП может вытянуться вдоль всей авроральной зоны. В
то же время создаются наиболее сложные условия для прохождения
сигнала по КВ-радиолиниям, расположенным в этой зоне. Полярная
стенка провала (ПСП) совпадает с экваториальной стенкой зоны авроральной ионизации, и в F- и E-областях ионосферы электронная
концентрация резко возрастает. Здесь часто возникают спорадические Es-слои разных типов и аномальная ионизация F-слоя. Следовательно, условия распространения радиоволн определяются как
самим ГИП, так и его полярной стенкой [Благовещенский, Жеребцов, 1987]. Именно ПСП при определенных условиях зачастую благотворно влияет на условия РРВ и проявляется в появлении дополнительных отражений, а также общем улучшении условий вследствие прохождения ПСП над точками отражения радиотрассы.
Главный ионосферный провал является значительно более
сложным образованием, чем простое снижение электронной плотности в определенном интервале широт. В области провала имеют
место широтные и высотные аномалии в распределении температуры заряженных частиц, изменении ионного состава, дрейфа плазмы и т. д. Образование провала – одно из проявлений ионосферномагнитосферного взаимодействия, определяющего режим полярной ионосферы в целом.
Кроме того, наряду с ГИП существуют и другие ионосферные
структуры: полярный и авроральный пики ионизации, полярная
полость и так называемые «языки ионизации».
1.2. Средства и методы изучения ионосферы и условий РРВ
Ионосфера в целом, как уже отмечалось, является очень динамичной и изменчивой средой. В большей степени это справедливо
именно для высокоширотной ионосферы. Поэтому наличие оперативных данных об ионосфере и особенностях РРВ представляет
наибольший интерес. При этом ясно, что чем более краткосрочны
данные, тем больше трудность и стоимость их получения.
К основным методам исследования ионосферы и условий РРВ
можно отнести:
48
1. Вертикальное зондирование ионосферы (ВЗИ).
2. Наклонное зондирование ионосферы (НЗИ).
3. Возвратно-наклонное зондирование (ВНЗ).
4. Внешнее зондирование с борта ИСЗ.
Кроме этих методов, существуют эффективные методы, которые
позволяют исследовать физику происходящих в ионосфере процессов:
1. Измерения доплеровских сдвигов частот.
2. Радары некогерентного рассеяния радиоволн (НР).
3. КВ-радары когерентного рассеяния (система SuperDARN).
4. Измерения на геофизических ракетах.
5. Регистрация на геофизических спутниках параметров потоков высыпающихся в ионосферу заряженных частиц, СКЛ и т. д.
6. Анализ полного электронного содержания (ПЭС).
7. Радиотомография ионосферы.
Приведенный список не исчерпывает всех возможных методов
исследования ионосферных процессов, поскольку не содержит особых методов.
1.2.1. Краткая характеристика техники и подходов,
используемых в описываемых ниже исследованиях
Вертикальное зондирование ионосферы. Станции вертикального зондирования представляют собой расположенные в одном месте передатчик и приемник, часто использующие общую антенну.
Передатчик работает по принципу импульсного локатора [Дэвис,
1973], излучая последовательно в течение каждого сеанса измерений импульсы в частотном диапазоне 1–20 МГц. Если для импульса
с некоторым частотным заполнением fв выполняется условие fв = f0
(f0 – плазменная частота ионосферы на высоте h), то ионозонд фиксирует время запаздывания t отраженного импульса по отношению
к излученному. Время запаздывания t позволяет определить высоту h, от которой произошло отражение импульса. Если предположить, что весь путь до области отражения и обратно импульс проходит со скоростью света с, то высота отражения определяется через t
из простого соотношения
hд = с·t/2 = 1,5·108 t.
Высота hд является действующей.
Однако действующая высота hд зависит от закона распределения
электронной плотности N(h) на пути следования импульса. В итоге
получаем более сложную зависимость
49
hд, мм
hд, мм
500
Лето
300
F2
F1
0
2
Зима
F
300
E
E
100
500
100
4
f,МГц
6
fкр(E) fкр(F1) fкр(F2)
0
2
4
fкр(E)
6
8
f, МГц
fкр(F)
Рис. 1.17. Типичные высотно-частотные характеристики ионосферы
для лета и зимы
h
hä (fâ ) = hä + ò
h0
dh
1-
80,8 N (h)
.
fâ2
Действующая высота отличается от истинной высоты h, так как
импульс распространяется в ионосфере не со скоростью света, а с
групповой скоростью Vгp < c. Пересчет действующих высот на истинные представляет собой весьма сложную задачу [Альперт, 1972].
В результате измерений строится график зависимости hд = ψ(fв),
который является высотно-частотной характеристикой (ВЧХ), или
ионограммой. Ионограммы позволяют не только определять высоты расположения отражающих слоев, но, что особенно важно, дают
возможность измерять значения критических частот для волн, отражаемых от отдельных ионизированных областей. Соответствующие значения критических частот на рис. 1.17 обозначены символами fкр(E), fкр (F1) и т. д. [Долуханов, 1972]
Существуют методики пересчета результатов ВЗИ для случая
наклонного РРВ на радиолинии. Такие расчеты из-за ряда проблем
как теоретического, так и методологического характера обладают
ограниченной точностью и не позволяют определить все интересующие характеристики радиолинии [Иванов и др., 1998]. Тем не менее
метод ВЗИ является одним из самых простых по организации и позволяет определять структуру ионосферы в данный момент и в данном месте. Поэтому ионозонды ВЗИ получили широчайшее распространение в мировой сети исследования ионосферы.
– Возвратно-наклонное зондирование (ВНЗ) позволяет получить
данные о дальности отражений возвратно-рассеянных сигналов в
предположении, что радиоволны, излучаемые наклонно переда50
Максимальная электронная плотность
На
сло чало
я
ϕ0кр
она
яз
тва
Мер
Осве
щен
ная
зона
Рис. 1.18. Схема распространения радиоволн при ВНЗ ионосферы
ющей антенной, представляют собой пучок лучей, падающих под
разными углами на ионосферу (рис. 1.18). Как было показано, от
ионосферы отражаются не все лучи, а только те, для которых угол
падения равен или больше критического угла j0.. Неоднородности
ионосферы или шероховатости поверхности Земли вызывают рассеяние энергии этих лучей. Методом ВНЗ при совмещенном передатчике и приемнике производится регистрация сигнала, рассеянного
назад при наклонном падении на ионосферу от самой ионосферы и
земной поверхности. Пучок отраженных лучей облучает большую
зону на земной поверхности, в пределах которой возможен прием.
По результатам измерений времени запаздывания передней
границы обратного рассеянного сигнала на нескольких частотах и пересчета этого времени на дальность вдоль Земли строится
дистанционно-частотная характеристика (ДЧХ), которая показывает зависимость максимально применимой частоты (МПЧ) от расстояния передачи. Для расстояния D3min = 0 максимально применимая частота равна критической частоте слоя.
Пример ДЧХ станции ВНЗ приведен на рис. 1.19.
В практике текущей эксплуатации КВ радиолиний экспериментальное определение МПЧ методом ВНЗ удобно в период ионосферных возмущений, т. е. в тех условиях, для которых расчет МПЧ по
данным ВЗИ дает наибольшие погрешности. Однако метод ВНЗ как
дорогостоящий используется нечасто.
– Наклонное зондирование ионосферы. Ионозонд НЗИ работает
по принципу импульсного локатора, последовательно излучая в
сеансе зондирования радиоимпульсы, частота заполнения которых изменяется в диапазоне 2–30 МГц. Отличие от первых двух
ионозондов в данном случаее состоит в том, что передатчик и приемник разнесены в пространстве и размещаются на передающем
и приемном концах радиолинии. Если излучение и прием радио51
Возвратнонаклонное зондирование
D, км
3000
100%
2620
75
2250
50
1870
1500
25
1120
0
750
370
0
4.0
6.5
9.0
11.5 14.0 16.5 19.0 21.5 24.0 F, MHz
Рис. 1.19. Дистанционно-частотная характеристика станции ВНЗ
импульсов синхронизированы во времени, то ионозонд фиксирует время запаздывания t отраженного импульса по отношению к
излученному. Передающая антенна излучает целый пучок лучей,
угловые размеры которого определяются ее диаграммой направленности. От ионосферы отражаются лишь те лучи, для которых
угол падения больше или равен критическому. Поэтому волна
заданной частоты f может достигнуть приемника, отразившись
один и более раз от ионосферы, пройдя путь как нижним, так и
верхним лучом (луч Педерсена). При этом радиоволны разной частоты могут отражаться от разных ионосферных слоев (E, F1, F2).
В результате измерений для каждого луча строится график t(f),
или Dл = сt(f), который называется дистанционно-частотной характеристикой (ДЧХ) радиолинии, или ионограммой НЗИ. На
рис. 1.20 приведена ДЧХ радиолинии. Символами 1F2, 2F2 и т.
д. обозначены разные ионосферные моды сигнала. Видно, что на
данной радиолинии в данный момент времени от передатчика к
приемнику приходят радиоволны с частотами от f1 = 9,4 МГц, до
f2 = 2,8 МГц. Частота f1 называется наинизшей наблюдаемой частотой (ННЧ), т. е. наименьшей частотой, при которой вообще на
ионограмме наблюдаются сигналы от данного передатчика независимо от траектории, по которой они распространяются. Частота f2 – максимальная наблюдаемая частота (МНЧ или «классическая» МПЧ), при которой на ионограмме наблюдаются сигна52
а)
б)
43,5
sin, дБ
0
3,2
3F2
τ, мс
2F2
2,0
МНЧ
ННЧ
1F2
0,8
10
12
14
16
18
20
22
f, МГц
Рис. 1.20. Частотные зависимости отношения сигнал/шум (а) и
ионограмма НЗИ (б)
лы от данного передатчика независимо от траектории, по которой
они распространяются.
Термины МНЧ и ННЧ применяются также для обозначения тех
следов на ионограмме, которые удается идентифицировать. Например, 2F2ННЧ обозначает наименьшую наблюдаемую частоту на том
следе, который соответствует двукратному отражению от слоя F2,
2F2МНЧ – максимальная частота, наблюдаемая при двукратном
отражении от слоя F2. Обычно за «стандартную» МПЧ принимают
частоту «смыкания» следов нижнего и верхнего лучей. Таким образом, МПЧ < МНЧ. Отметим, что величина межмодовых задержек Dt
ограничивает скорость передачи информации по радиолинии, так
как длительность информационного сигнала T должна быть больше, чем Dt [Черенкова и Чернышев, 1984].
GPS-измерения ПЭС. Просвечивание ионосферы радиосигналами со спутника дает возможность получить информацию о ПЭС,
числе электронов в столбе единичного сечения между передатчиком
на ИСЗ и приемником, установленным на Земле [Афраймович, Перевалова, 2006]. При этом измеряют либо угол поворота плоскости
поляризации волны вследствие ее фарадеевского вращения, либо
доплеровские сдвиги частоты, либо вариации фазы принимаемого
сигнала. Используются частоты в рабочем диапазоне 100–150 МГц.
Толчком для данного вида наблюдений послужило развитие глобальной навигационной системы (GPS-Global Positioning System) с
широкой сетью приемников GPS. Система GPS представляет собой
спутниковую радионавигационную систему (СРНС) второго поколения. Основная операция СРНС состоит в определении точных ко53
ординат приемника, регистрирующего сигналы от навигационных
ИСЗ, при известных их координатах. Предполагается, что сеть GPS
в ближайшее время будет значительно расширена благодаря слиянию ее с аналогичной российской навигационной системой ГЛОНАСС. В настоящее время в зоне видимости одного приемника GPS
находится пять-восемь ИСЗ GPS, а при совмещении GPS-ГЛОНАСС
их будет 10–15. Следовательно, ионосфера просвечивается одновременно тысячами лучей при разном расположении приемников. В
этом состоит достоинство метода.
Так, было предложено построение глобальных ионосферных карт
абсолютного вертикального значения ПЭС. Эти карты весьма полезны для изучения крупномасштабных ионосферных процессов в
спокойных и возмущенных (типа больших ионосферных бурь) условиях в глобальном масштабе. Измерения в системе GPS позволяют
выявлять неоднородности ионосферы с временным масштабом до 5
мин и амплитудой до 10–4–10–5 от суточного изменения ПЭС. Уже
реализован комплекс глобального детектирования и мониторинга
ионосферных возмущений естественного и искусственного происхождения с помощью сигналов навигационной системы GPS [Афраймович, Перевалова, 2006].
– CUTLASS (Co-operative UK Twin Auroral Sounding System) является новым двухпозиционным КВ-радаром для изучения высокоширотной ионосферы. Кооперация объединяет Англию, Швецию и Финляндию. Система была спроектирована и реализована в
университете г. Лестер (Англия). Набор из 16 передающих антенн
(рис. 1.21) образует главную многовибраторную антенну. Вторая,
меньшая, многовибраторная антенна представляет собой интерферометр, который позволяет определить угол прихода обратно рассеянного от ионосферы сигнала.
Два радара расположены в Исландии и Финляндии и оба направлены на север Скандинавии, охватывая площадь арх. Шпицберген.
Финский радар был задействован в начале 1995 г., а радар в Исландии – осенью 1996 г. Использование двух радаров позволяет определить вектор скорости ионосферной конвекции, перпендикулярной
к магнитному полю Земли. Радар CUTLASS обеспечивает высокую
временную разрешающую способность (около 120 с) при оценках ионосферной динамики над площадью более 3 млн квадратных км2 с
пространственным разрешением около 50 км.
В сочетании с другими геофизическими инструментами исследований в северной Скандинавии (радар EISCAT, EISCAT-радар на
Шпицбергене и др.) радар CUTLASS вносит заметный вклад в на54
Рис. 1.21. Общий вид антенного поля радара
CUTLASS в Финляндии
ше понимание динамики ионосферы и внутренних связей солнечноземной системы в целом. Радар CUTLASS является составной частью международной сети радаров SuperDARN, охватывающей почти 180° долготных секторов в северном полушарии и включающей
в себя сопряженные станции в Антарктике. Эта система предназначена осуществлять глобальный атмосферный мониторинг, который
важен для понимания околоземного пространства.
– Спутники DMSP и POES. Первые летают по полярным орбитам
(фиксированным в местном времени) и исследуют характеристики
ионосферной плазмы на высоте около 840 км. Спутник F13 имеет
ориентацию приблизительно рассвет–сумерки, тогда как ориентация спутников F12, F14 и F15 09:30–21:30 местного времени. Определяются следующие параметры ионосферы – три компоненты потока
плазмы (Vx, Vy, Vz), плотность плазмы (Ni), составляющие компоненты плазмы (процентное содержание H+, He+ и O+), ионная и электронная температура (Ti и Te), а также время и положение спутника
в географических и геомагнитных координатах. Все перечисленные
данные обеспечиваются с разрешением 4 с. Пример таких данных
приведен на рис. 1.22.
Спутники POES (Polar Operational Environmental Satellite) фиксируют в полярных районах широкий спектр энергий электронов и
протонов с питч-углами 0 и 90° на высоте около 840 км, как и спутник DMSP. Самые последние спутники NOAA-16 2001, NOAA-17
2002, NOAA-18 2005 и NOAA-19 2009 летают и собирают информацию по настоящее время.
55
Vx, мс–1
5000
4000
3000
2000
1000
0
2000
1000
0
TI
TE
–1000
–2000
2000
1000
Vy, мс–1
0
–1000
–2000
2000
1000
–1
Vz, мс
0
–1000
–2000
106
см–3 105
H+
Total
104
103
102
LIT
ALT
GLAT
GLONG
NLAT
MLT
5:42
855.8
62.3
166.0
58.4
16.2
Data quality flass
5:59
869.3
65.5
11.9
51.9
7.3
Caution
6:16
857.5
–3.5
364.1
–9.7
5.8
POOR
Рис. 1.22. Общий вид представления параметров ионосферы,
полученных со спутника DMSP
– Доплеровский метод. Этот метод регистрации характеристик
сигналов при вертикальном и наклонном зондировании ионосферы
позволяет изучать быстропротекающие процессы в ионосфере как
естественного, так и искусственного происхождения.
Доплеровский сдвиг частоты fd КВ-сигнала в месте приема определяется выражением
f dP
fd = ,
c dt
56
где f – частота радиосигнала; с – скорость света; dP/dt – изменение
фазового пути во времени.
Фазовый путь радиоволны Р при изменении коэффициента преломления n вдоль пути S выражается как
P = ò ndS.
Если изменения фазового пути DР вызваны изменением высоты
отражающего слоя (например, геомагнитными бурями или перемещающимися ионосферными возмущениями), то DР может быть записано в виде следующего приближенного выражения
DP = 2Dh cos j,
P = ϕ2–Dугол
h cosпадения
j
где Dh – изменение высоты отражающего D
слоя;
радиоволн на ионосферу.
Тогда выражение для доплеровского смещения частоты fd имеет
вид
2f dh
2f
fd = cos j = - V × cos j,
c dt
c
где V – скорость движения отражающего слоя.
Доплеровским методом обычно изучают эффекты солнечных
вспышек, геомагнитных возмущений, восходно-заходных явлений
в ионосфере, процессы в нижней атмосфере, а также искусственные ионосферные возмущения, вызванные взрывами, мощным КВрадиоизлучением, стартами мощных ракет и т. д. Преимуществом
такого метода являются высокое временное разрешение, возможность проведения непрерывных наблюдений, относительная простота и дешевизна аппаратуры. Недостаток его состоит в том, что
интерпретация экспериментальных данных осложняется интегральным эффектом по всей траектории волны. Для получения более достоверной информации о пространственной структуре ионосферных возмущений и идентификации их типа осуществляют многоканальный прием доплеровских сигналов, т. е. проводят наблюдения одновременно на сети пространственно / частотно-разнесенных
радиотрасс, а также сочетают доплеровские измерения с другими
видами наблюдений.
1.2.2. Преимущества метода НЗИ перед ВЗИ
во время возмущений
Ионосфера, как уже отмечалось, является весьма динамичной
и изменчивой структурой. Ее изучают с помощью разных методов
57
наблюдений, к числу которых относится вертикальное и наклонное зондирование. Первый метод успешно используется на широкой сети ионозондов по всему миру, второй – на менее широкой сети
КВ-радиотрасс. Определенное число ионозондов и трасс с наклонным зондированием специально предназначены для сбора данных
о параметрах высокоширотной ионосферы и радиоканалов в разных условиях. Это позволяет производить диагностику состояний
ионосферы в реальном времени для практических нужд, а также
реализовывать модели ионосферы и методики ее прогнозирования,
важные для использования, например, в радиосвязи, навигации,
загоризонтной локации.
Экспериментальные исследования, проведенные ранее [Андреев и др., 2007; Благовещенский и др., 2009б; Blagoveshchensky et
al., 2005a, 2005б, 2008], в некоторых случаях свидетельствуют о
том, что в высоких широтах ионограммы НЗИ значительно более
информативны, чем ионограммы ВЗ, особенно во время магнитных возмущений. Этот вопрос еще не исследован окончательно и
нуждается в специальном дополнительном анализе. Главная цель
данного исследования – показать преимущества метода наклонного зондирования ионосферы как диагностического средства ионосферной плазмы перед вертикальным зондированием в высоких
широтах при возмущениях. Представляется целесообразным выявить особенности ионограмм НЗИ на примере радиотрассы СанктПетербург–Шпицберген при разной степени магнитной активности
и сравнить эти ионограммы с данными ионозонда обсерватории Соданкюля (Финляндия). Последняя расположена вблизи точки отражения рассматриваемой трассы, и ее данные по ионосфере наилучшим образом могут быть использованы для исследований [Благовещенский, Рогов, 2011].
– Описание радиотрассы НЗИ. Радиотрасса Санкт-Петербург–
Шпицберген (Баренцбург) длиной D = 2150 км направлена приблизительно вдоль долготного меридиана и перпендикулярна к авроральному овалу (рис. 1.23). На рисунке овал построен по данным
системы OVATION (http://www.jhuapl.edu). Передатчик в СанктПетербурге и приемник в Баренцбурге расположены на геомагнитных широтах 56,5° N и 75,2° N соответственно. Точка отражения
трассы лежит на геомагнитной широте 65,5° между Мурманском и
Тромсё, а обсерватория Соданкюля находится ближе всего к точке
отражения, рис. 1.23. Трасса оборудована аппаратурой наклонного
зондирования ионосферы [Mirokhin et al., 1994], которая позволяет
фиксировать основные параметры и характеристики распространя58
180
F14
08:11
90
0
Шб
Log Je
13
12
11
10
89
Ско
50 СПб
40
Рис. 1.23. Положение радиотрассы Санкт-Петербург–Шпицберген
относительно аврорального овала (OVATION) для 12 мая 2002 г.,
08:48 UT: Шб – Шпицберген, Ск – Соданкюля, СПб – Санкт-Петербург
ющихся радиоволн в диапазоне частот от 3,5 до 27,5 МГц. К числу
этих параметров относятся текущие моды распространения (многолучевость), значения максимально наблюдаемой и наинизшей наблюдаемой частот, задержки сигналов во времени, явления рассеяния и поглощения в сигналах и др.
Зондирование производится на 48-й минуте каждого часа круглосуточно. Исследовались ионограммы НЗИ, полученные с 11 по
31 мая 2002 г. Общее число ионограмм составило около 500 единиц.
Однако небольшая часть ионограмм не является информативной,
поскольку во время сильных геомагнитных возмущений сигнал на
трассе полностью поглощается. В настоящей работе, как указывалось, ставилась задача рассмотреть особенности распространения
КВ на трассе при разной степени геомагнитной активности, оцениваемой в Kp-индексах. Выбирались следующие градации: если суточное значение ΣKp < 15, то день считался слабо возмущенным,
при 15 ≤ ΣKp ≤ 25 он считался средне возмущенным, и, наконец, при
ΣKp > 25 – сильно возмущенный. Исследуемый период с 11 по 31
мая характеризовался всеми тремя степенями магнитной активности. Слабо и средне возмущенные периоды наблюдались чаще, сильно возмущенный период – реже. Радиотрасса Санкт-Петербург–
Шпицберген относится к числу трансавроральных, поскольку приемник расположен в полярной шапке, передатчик – в субавроральной зоне и точка отражения трассы находится преимущественно в
59
авроральном овале (рис. 1.23). Следовательно, геомагнитная активность должна в значительной степени влиять на состояние радиоканала и условия распространения радиоволн в нем.
– Анализ данных НЗИ. Полярная ионосфера, как отмечалось
ранее, является крайне нестабильной и динамичной средой. Поэтому исследуемый радиоканал НЗИ Санкт-Петербург – Шпицберген характеризуется большой неустойчивостью и значительными
вариациями параметров. Фактически, как показал анализ, все
500 ионограмм НЗИ отличны друг от друга, даже если они получены в одинаковых геофизических условиях. Для выявления определенных закономерностей в характере распространения волн и
состоянии ионосферы необходимо провести надлежащий подбор и
упорядочение данных. А именно, из всей совокупности ионограмм
НЗИ были сначала выбраны две группы данных: первая получена
для дневных условий (14:48 UT), а вторая соответствует ночным
(02:48 UT). Была произведена привязка времени к средней точке
трассы таким образом, чтобы днем ближайший сеанс НЗИ соответствовал полдню, а ночью – полуночи. Отметим, что для обс. Соданкюля как средней точки трассы LT = UT + 2 ч. Далее каждая
группа была разделена на подгруппы. Такая подгруппа включала
в себя ионограммы НЗИ, полученные для определенной магнитной активности, т. е. слабой, средней и сильной именно так, как
было указано ранее. Итого для анализа было подготовлено шесть
наборов данных – три для полдня и три для полуночи. Каждый из
трех наборов характеризовался конкретным уровнем магнитной
активности.
Как указывалось, даже в одинаковых условиях (по времени суток и магнитной активности) ионограммы НЗИ отличаются друг от
друга. Эти отличия прежде всего сказываются на значениях МНЧ и
ННЧ, характере модовой структуры сигнала, а также на уровне поглощения и степени рассеяния.
Рассмотрим всю совокупность соответствующих данных:
а) дневные условия (14:48 UT), слабо возмущенный период, ΣKp
< 15. На ионограммах присутствуют преимущественно моды 1F2 +
2F2. Иногда к ним добавляются моды 1F1, а также 1Es, 2Es или 1E,
2E. Значения F2МНЧ лежат в пределах от 13 до 18,5 МГц. Мода 2F2
иногда подвержена рассеянию;
б) дневные условия, средняя магнитная возмущенность, 15 ≤ ΣKp
≤ 25. В данном случае наблюдаются в основном моды 1F2, иногда
вместе с 1F1, 1Es, 2Es (или 1E, 2E). Для моды 2F2 характерно рассеяние. Значения F2МНЧ сосредоточены в интервале от 13 до 17 МГц;
60
в) дневные условия, сильное возмущение, ΣKp > 25. Моды 1F2
+ 1Es преобладают. Мода 2F2 имеет рассеянный характер, ее сигнал ослаблен из-за поглощения. Сильное поглощение 23 мая при
ΣKp = 38+ привело к полному ослаблению сигнала на трассе. Пределы вариаций F2МНЧ составляют 10,5 – 14 МГц;
г) ночные условия (02:48 UT), слабое возмущение, ΣKp < 15.
Наиболee частыми модами являются 1F2 + 2F2 + 1Es (редко). Ощутимо рассеяние сигнала. Однако заметного поглощения не наблюдается. Значения F2МНЧ лежат в пределах от 10 до 15 МГц;
д) ночные условия, средняя магнитная активность, 15 ≤ ΣKp ≤ 25.
Моды аналогичны модам из предыдущего случая: 1F2 + 2F2 + 1Es
(редко), однако для моды 2F2 часто наблюдается рассеяние. Поглощение сигнала явно не выражено. Разброс значений F2МНЧ велик
и лежит в пределах от 9,5 до 18 МГц;
е) Ночные условия, сильная магнитная активность, ΣKp > 25.
Как правило, имеет место рассеяние сигнала даже на моде 1F2. Поглощение велико, вплоть до полного исчезновения сигнала на трассе. Значения МНЧF2 низкие (около 8 МГц и менее).
Представляется целесообразным проиллюстрировать особенности ионограмм НЗИ, описанных в пунктах а) – е). С этой целью из
каждой подгруппы данных была выбрана одна реальная ионограмма в качестве представителя этой группы. Структура и содержание
данной ионограммы НЗИ являются средне статистическими и наиболее часто встречаемыми по сравнению с другими ионограммами
данной подгруппы. Естественно, что эти другие ионограммы чем-то
отличаются от выбранной.
На рис. 1.24 демонстрируются шесть реальных ионограмм НЗИ
с указанием даты и времени наблюдений. Справа от ионограмм на
рис. 1.24 указаны позиции а) – е), которые соответствуют описанным. Следовательно, верхняя ионограмма (а) соответствует дневным условиям и слабой магнитной возмущенности, а ионограмма
(в) тоже соответствует дневным условиям, но при сильной магнитной возмущенности. Три нижние ионограммы являются ночными.
Ионограмма (е) характеризуется сильной магнитной активностью.
На рис. 1.24 можно видеть определенные закономерности. Как в
дневных, так и ночных условиях рост магнитной активности приводит к уменьшению значений F2МНЧ и повышению степени рассеяния сигнала. Различие дневных и ночных ионограмм состоит в том,
что значения F2МНЧ в среднем днем выше, чем ночью. Представляет интерес оценить количественно, насколько быстро происходит
спад значений F2МНЧ в зависимости от изменения ΣKp-индекса.
61
б)
0,67
1F2
2F2
1Es
д)
е)
Date: 1752002 Time: 2:48:0
2F2
Задержка во времени, мс
г)
Date: 1652002 Time: 14:48:0
Date: 1152002 Time: 14:48:0
0,67
в)
Date: 1752002 Time: 14:48:0
Задержка во времени, мс
а)
Date: 1652002 Time: 2:48:0
1F2
Date: 2752002 Time: 2:48:0
3,5
6,5
9,5
12,5
15,5
18,5
21,5
24,5
27,5
Частота f, МГц
Рис. 1.24. Ионограммы НЗИ, характерные для разных условий:
верхние три – день, нижние три – ночь; а, г – слабое возмущение; б, д – среднее ; в,
е – сильное. 1F2, 2F2, 1Es – моды распространения
На рис. 1.25 представлены данные закономерности для дневных условий а и соответственно для ночных б. Сплошные линии
построены по всем имеющимся данным, они отражают общие тенденции изменений. На рисунке можно видеть, что для ночных
условий разброс данных относительно средней линии существенно больше, чем для дневных. Это соответствует физическим представлениям о том, что ночью полярная ионосфера более изменчива, чем днем.
Следует, кроме того, отметить следующие экспериментальные
факты, которые вносят дополнительный разброс параметров сигналов на трассе:
1) моды распространения и значения МНЧ существенно зависят
от предыстории в степени магнитной активности из-за инерционности ионосферы. Так, если накануне рассматриваемого спокойно62
б)
Максимально наблюдаемая частота по слою F2, МГц
а)
20
18
16
14
12
10
8
0
5
10
15 20
25
30
35
18
16
14
12
10
8
6
0
5 10 15 20 25 30 35
Суточная сумма Криндекса
Рис. 1.25. Зависимость максимально наблюдаемых частот
на трассе от ΣKp-индексов; а – день, б – ночь, май 2002 г.
го дня наблюдалось сильное возмущение, то в этот спокойный день
наиболее вероятны рассеяние сигнала и низкие значения МНЧ. Если накануне день был спокойным, а возмущение развивалось в начале рассматриваемого дня, то ночью характер ионограмм НЗИ аналогичен спокойным условиям. Указанные обстоятельства отчетливо наблюдаются, если возмущение в течение дня характеризовать
ΣKp-индексов;
2) параметры распространения на ионограммах проявляют заметную изменчивость во время суббурь (как ночных явлений), которые ΣKp-индексов не описывают.
Ионограммы для одинакового времени суток представлены на
рис. 1.26. Верхние три относятся к 17–18 мая 2002 г. Суббуря с амплитудой 200 нТл имела место с 22:00 17 мая до 01:00 UT 18 мая.
Т. е. «спокойные» ионограммы а и в зафиксированы вне суббури, а
ионограмма б – во время нее. Для ионограммы б характерны рассеяние сигнала и низкое значение МНЧ. Четыре нижние четыре ионограммы относятся к 26–27 мая. Здесь суббуря с интенсивностью
350 нТл имела место в интервале с 22:00 26 мая до 03:00 UT 27 мая.
Ионограммы г и ж сняты в спокойных условиях, а д и е – во время
суббури. На последних двух (д и е) можно видеть рассеяние сигна63
б)
в)
г)
0,67
2F2
Задержка во времени, мс
а)
1F2
Date: 1752002 Time: 21:48:0
Date: 1752002 Time: 23:48:0
2F2
Date: 1852002 Time: 1:48:0
1F2
Date: 2652002 Time: 21:48:0
1Es
д)
Date: 2652002 Time: 23:48:0
е)
Date: 2752002 Time: 1:48:0
ж)
1F2
3,5
6,5
9,5
Date: 2752002 Time: 3:48:0
12,5
15,5
18,5
21,5
24,5
27,5
Частота f, МГц
Рис. 1.26. Ионограммы НЗИ за период суббури: верхние три – для суббури
с интенсивностью I = 200 нТл и продолжительностью Dt = 22:00 – 01:00
UT; нижние четыре – для суббури с I = 350 нТл и Dt = 22:00 – 03:00 UT;
1F2, 2F2, 1Es – моды распространения
ла и низкие значения МНЧ, отличные от представленных на ионограммах б и в.
– Анализ данных ВЗ. Для всех 500 ионограмм наклонного зондирования за период наблюдений с 11 по 31 мая 2002 г. были рассмотрены соответствующие ионограммы вертикального зондирования
ионосферы по обс. Соданкюля (Финляндия). Как указывалось ранее, Соданкюля может быть приблизительно принята в качестве места, непосредственно расположенного под точкой отражения радиотрассы Санкт-Петербург–Шпицберген.
Поэтому данные ее ВЗ в определенной степени приемлемы для
решения поставленной в настоящей работе задачи – сравнение эффективности методов НЗ и ВЗ ионосферы как средств диагностики высокоширотной ионосферы. Указанный период (с 11 по 31 мая,
т. е. 21 полный день) характеризовался различной степенью возмущения вследствие геомагнитной активности. Выяснилось, что в общем, сильно возмущенных дней с ΣKp > 25 было четыре (11, 14, 23 и
64
27 мая), общее число дней со средней возмущенностью 15 ≤ ΣKp ≤ 25
составило восемь (12, 15, 16, 18, 20–22 и 28 мая) и число дней с
ΣKp < 15 (13, 17, 19, 24–26 и 29–31 мая) оказалось самым большим –
всего девять.
Анализу подлежали все дни из каждой группы, объединяющей ионограммы ВЗ по трем степеням возмущенности. Отметим,
что данные ВЗ обс. Соданкюля характеризуют ионосферу, главным
образом, аврорального овала, где весьма вероятны высыпания частиц, полярные сияния, авроральное поглощение, развитие токовых структур и т. д. Было установлено, что в силу нестабильности
высокоширотной ионосферы из всей совокупности дней в мае (21
день) 18 дней (более 85 %) отмечены параметрами ионосферы, существенно отличающимися от месячной медианы.
К числу аномальных проявлений (отличия от медианы) относятся наиболее характерные:
1) событие В (black-out), при котором ВЗ-отражения от ионосферы по всем слоям полностью отсутствуют, наиболее вероятно из-за
повышенного поглощения;
2) наличие только Es-отражений (без отражений от F2, F1 и других слоев);
3) наличие только F2 и Es-отражений, хотя должны быть и другие;
4) случаи близости критической частоты слоя Es к критической
частоте слоя F2 (f0Es ≥ f0F2 или f0Es ≤ f0F2).
Рассмотрим характерные особенности в суточном ходе критических частот для дней с разной степенью возмущенности.
Вариации параметров ионосферы за слабо возмущенный день 19
мая и их отличия от месячной медианы показаны на рис. 1.27. Подчеркнем, что день 19 мая по выбранной нами классификации относится к дням со слабым возмущением, поскольку его ΣKp = 14+, и
формально ΣKp < 15. На рис. 1.27, б можно видеть, что хотя день 19
мая и является слабо возмущенным, отличия в суточном ходе критических частот этого дня от медианных значений существенны. Так, в
этот день наблюдаются два события В – в 03:00 и 11:00 LT. Только Esотражения происходят в 02:00 и 04:00 LT. Только F2 и Es-отражения,
хотя должны быть, например, и F1-отражения, можно видеть в 05:00
LT. Ситуация, когда f0Es ≥ f0F2, произошла в 02:00 и 16:00 LT, а при
f0Es ≤ f0F2 – в 05:00, 19:00 и 21:00 LT. Здесь же можно видеть необычные для слабо возмущенных дней Es-отражения с весьма высокими
значениями f0Es с 00:00 до 09:00 и c 15:00 до 21:00 LT. Все перечисленные отличия (отклонения) от медианы можно объяснить скорее
65
а) МГц
15
10
8
6
5
4
3
2
1
0
2
4
6
8
10
12
14
16
18
20
22
24
0
2
4
6
8
10
12
14
16
18
20
22
24
б) МГц
15
10
8
6
5
4
3
2
1
Рис. 1.27. Данные обс. Соданкюля (Финляндия):
а – медианные за май 2002 г. вариации критических частот ионосферы,
б – вариации критических частот за 19 мая 2002 г.
всего тем, что согласно данным финской цепочки магнетометров 19
мая происходили небольшие возмущения магнитного поля (с амплитудой менее 100 нТл) в период 00:00 – 14:00 и 16:00 – 23:00 LT. При
этом риометры по обс. Соданкюля зафиксировали два максимума поглощения – в 03:00 и 11:00 LT со значениями 1,1 и 1,3 дБ. Указанные максимумы поглощения совпадают по времени с событиями В
на рис. 1.27б и являются главной причиной возникновения этих событий. Таким образом, даже в период слабого возмущения в зоне по66
лярных сияний наблюдаются существенные отклонения параметров
ионосферы от месячных медианных значений.
Уже отмечалось, что за рассматриваемый период (с 11 по 31 мая)
более 85 % всех ионограмм ВЗ по обс. Соданкюля имеют отклонения параметров ионосферы от месячной медианы. В сравнительно
спокойных условиях 17 (ΣKp = 10+), 24 (ΣKp = 3), 25 (ΣKp = 7+) и
31 мая (ΣKp = 6) различия минимальны, хотя существуют, что и
следовало ожидать. Что касается слабо и средне возмущенных условий, то число ионограмм с параметрами ионосферы, отличными от
медианных значений, в этой ситуации заметно возрастает (см., например, рис. 1.27).
Наибольший интерес представляют дни с сильным возмущением при ΣKp > 25. Таких дней четыре: 11 мая с ΣKp = 32+, 14 мая
с ΣKp = 33–, 23 мая с ΣKp = 38+ и 27 мая с ΣKp = 28–. Основная
особенность данных дней состоит в том, что здесь увеличены продолжительность и общее количество событий В. В конце и начале
событий В (даже если они случаются в дневные часы) практически
всегда возникают Es – отражения. В вечернее время, примерно с
16:00 LT до конца дня, наиболее часто происходят только Es- и F2отражения. Подобная картина наблюдается и в несколько послеполуночных часов (если отсутствуют события В). В дневное время Esотражения также случаются, хотя и эпизодически. Таким образом,
для сильно возмущенных дней характерны продолжительные события В и Es-отражения, которые наиболее вероятно встречаются
в пред- и послеполуночные часы, а также днем.
– Анализ данных риометра. Представляется целесообразным изучить особенности вариаций поглощения по данным риометра, поскольку именно поглощение является одним из основных факторов
ослабления (вплоть до полного исчезновения) сигналов, отраженных от ионосферы как в случае вертикального, так и в случае наклонного ее зондирования.
Известно, что метод измерения поглощения космического радиоизлучения (РИОМЕТР) используется для изучения ионизации нижней ионосферы высоких широт, где аномальная ионизация приводит к авроральному поглощению и поглощению типа полярной
шапки [Дриацкий, 1974]. Поскольку объектом изучения настоящей
работы является область аврорального овала, где расположены обс.
Соданкюля и точка отражения радиотрассы, дальнейший анализ
связан с авроральным поглощением.
Сначала был исследован характер связи между степенью геомагнитной возмущенности по данным магнетометра Соданкюли и уро67
венем поглощения за май 2002 г. Рассматривалась горизонтальная
составляющая магнитного поля Земли. Установлено, что ночью повышенное поглощение возникает на фоне отрицательных бухт магнитного поля. Днем рост поглощения возможен при спокойном магнитном поле. В вечерние часы положительные бухты преобладают
в периоды повышенного уровня поглощения. Данные результаты не
противоречат выводам, полученным в работе [Дриацкий, 1974].
Далее была произведена оценка влияния степени поглощения
(в децибелах) на характер отражения сигналов ионозонда обс. Соданкюля. Рассматривались все три ситуации – условия при слабом, среднем и сильном возмущении. По данным риометра обс. Соданкюля (f = 30 МГц) из всех данных за 21 день были выбраны характерные дни, в которых наблюдались пики повышенного поглощения. Таких дней оказалось 15, среди них имелись дни со слабой
(4), средней (7) и сильной (4) магнитной возмущенностью. Причем
уровни повышенного поглощения в течение пяти дней не приводили к событию В, и соответственно повышенное поглощение в течение десяти дней вызывало событие В. Как следует из результатов
анализа, пики поглощения по статистике за указанные пять дней
имели уровни менее 1±0,1 дБ. В период существования пиков с данными уровнями на ионограммах ВЗ, как правило, присутствовали
не только обычные для данного времени отражения, но и дополнительные спорадические Es-отражения с большими предельными частотами f0Es (см., например, рис. 1.27б, интервал 16:00–21:00 LT).
В течение отмеченных десяти дней уровни поглощения превышали
1±0,1 дБ, что вызывало на ионограммах ВЗ появление события В.
Анализ показал, что все рассматриваемые пики поглощения наблюдаются за периоды суббурь (H-компоненты ММП по данным обс.
Соданкюля) независимо от времени суток. Причем, когда поглощение менее 1±0,1 дБ и события В отсутствуют, то средняя интенсивность суббурь составляет 80 нТл с пределами изменений от 30 до 160
нТл, а когда поглощение более 1±0,1 дБ и события В имеют место,
то средняя интенсивность суббурь составляет 250 нТл с пределами
изменений от 60 до 450 нТл. Физически эти факты можно объяснить сравнительно кратковременными событиями высыпаний менее или более энергичных частиц, которые вызывают пики поглощения и, следовательно, события В или спорадические Es. Сравним
характер высыпаний по данным спутника POES (Polar Operational
Environmental Satellite) для пиков поглощения с амплитудой более
1±0,1 дБ (события В) и пиков с амплитудой менее 1±0,1 дБ (спорадические Es).
68
Спутник POES позволяет регистрировать широкий спектр энергий электронов и протонов с питч-углами 0 и 90° на высоте около
840 км. Известно, что авроральное поглощение радиоволн в нижней
ионосфере является следствием вторжения в основном потока электронов с энергией более 40 кэВ, при этом высыпающимися считаются частицы с питч-углами от 0 до 43° [Дриацкий,1974]. Поэтому для
анализа были выбраны данные детекторов спутника, измеряющих
высыпание электронов с энергиями >30, >100 и >300 кэВ с питчуглом 0°. Рассматривались траектории спутников, проходящие
наиболее близко к району обс. Соданкюля в моменты времени, когда наблюдались пики поглощения по риометру и повышенные значения f0min по данным ионозонда ВЗ. На рис. 1.28 приведены спектры частиц для разных периодов возмущения. Вдоль траектории
спутника в логарифмическом масштабе отложена количественная
характеристика высыпающихся электронов указанного диапазона
энергий. Тонкая линия на поверхности Земли – проекция орбиты
спутника. Как отмечено в работе [Дриацкий,1974], высота проникновения электронов в атмосферу Земли для энергий 40 кэВ составляет примерно 90 км, для энергий 100 кэВ – 84 км, а для энергий
300 кэВ – около 70 км. Из рис. 1.28 видно, что наибольший вклад в
интегральное поглощение вносит более жесткий спектр высыпающихся частиц, вызывающий ионизацию на меньших высотах области D ионосферы.
Пики поглощения с большой амплитудой, вызывающие события
В, соответствуют, как следовало бы ожидать, значительной магнитной возмущенности, а более слабые пики – слабой возмущенности.
Подобная связь была проанализирована и получено следующее. Если рассматривать степень возмущенности в виде ΣKp-индексов, то
установлена линейная зависимость между ΣKp и величиной поглощения. При значениях ΣKp = 3 (24 мая) уровень поглощения равен
Aмакс = 0,95 дБ, при ΣKp = 16 (21 мая) Aмакс = 2,1 дБ, при ΣKp = 23–
(12 мая) Aмакс = 3,0 дБ и при ΣKp = 28– (27 мая) Aмакс = 3,5 дБ. Эти
данные носят оценочный характер и приводятся в качестве примера
(выборки). Можно видеть, что тенденция изменений явно выражена. А именно, с увеличением степени магнитного возмущения наблюдается рост (начиная с 1±0,1 дБ) уровня аврорального поглощения, приводящий к полному исчезновению отраженных сигналов
на ионограммах ВЗ обс. Соданкюля.
– Сравнение данных ВЗ и НЗИ. Сравнение будем производить на
основе имеющейся в наличии и реально действующей радиоаппаратуры вертикального и наклонного зондирования. Т. е., чем рас69
Электроны > 30кэВ
Электроны > 100кэВ
Электроны > 300кэВ
2
0
–1
10
10
10
1
10
10
3
10
4
а)
10
–1
0
10
10
1
2
10
10
3
10
4
б)
2
10
0
–1
10
10
1
10
10
3
10
4
в)
Рис. 1.28. Характер высыпаний электронов с разной энергией по данным
спутника POES для относительно спокойного (а), средне возмущенного
(б) и сильно возмущенного (в) периодов в мае 2002 г. :
а – пролет NOAA n16, 01:53UT, 16 мая, поглощение ~0,25 дБ (fomin = 1,2 МГц);
б – пролет NOAA n15, 06:37UT, 15мая, поглощение ~0,8 дБ (fomin = 3,6 МГц);
в – пролет NOAA n16, 02:04UT, 15 мая, поглощение ~3,5 дБ (событие В)
70
полагаем, то и сравниваем, без специальных отклонений в анализ
различных конструкций, с различными мощностными характеристиками и антеннами. Итак, имеется в виду аппаратура ВЗ обс. Соданкюля и комплекс НЗИ, который используется на радиотрассе
Санкт-Петербург – Шпицберген. Их технические характеристики
приведены в соответствующих источниках [Mirokhin et al., 1994;
ftp://sgodata.sgo.fi]. Приступим непосредственно к анализу в соответствии с классификацией аномальных проявлений (отличия от
медианы) в ионосфере по данным ВЗ, приведенной выше.
1) Начнем рассмотрение с главного аномального явления. Суть
его заключается в том, что вертикальное зондирование в определенные интервалы времени, как отмечалось, не фиксирует никаких отражений сигналов от ионосферы скорее всего из-за их полного поглощения. Это так называемое событие В. Вместе с тем в рассматриваемые временные интервалы наклонное зондирование демонстрирует в большинстве случаев прохождение сигналов на трассе и
уверенный их прием на Шпицбергене (рис. 1.29). Этот рисунок иллюстрирует примеры ионограмм НЗИ, которые были получены во
время событий В при ВЗ. Две верхние ионограммы (а и б) на рисунке соответствуют дням со слабыми возмущениями, две следующие
(в и г) характеризуют средне возмущенные дни и последние две ионограммы (д и е) относятся к сильно возмущенным дням по принятой выше классификации. Если рассматривать временной интервал
07:48 – 08:48 UT, то на всех четырех ионограммах (б – д) можно видеть приблизительно одинаковый характер модовой структуры сигнала в месте приема: Es – и F2 – отражения. Это означает, что степень магнитной возмущенности, оцениваемая как ΣKp для каждого дня, в явном виде не проявляется, и скорее всего оценки должны
быть более тонкими, например, с помощью магнетометра обс. Соданкюля.
Подобный анализ был проведен, и оказалось, что структура
НЗИ-сигнала существенно зависит от локальной магнитной активности. Рассмотрим последовательно ионограммы на рис. 1.29.
Ионограмма (а) – магнитная активность (X-компонента) составила минус 130 нТл во время суббури с максимумом 180 нТл, авроральное поглощение AA = 2 дБ. Ионограмма (б) соответствует времени 11:00 LT, для нее магнитная активность плюс 10 нТл после
суббури с максимумом минус 100 нТл, поглощение AA = 1,4 дБ.
Третья ионограмма (в) – плюс 10 нТл, спокойно, AA = 1 дБ. Ионограмма (г) – магнитная активность составляет плюс 60 нТл, спокойно, AA = 2,5 дБ соответствует положению трассы относитель71
Date: 1352002 Time: 2:48:0
1F2
0,67
а)
б)
Date: 1852002 Time: 2:48:0
1F2
в)
г)
Задержка во времени, мс
1Es
Date: 1652002 Time: 7:48:0
Date: 1252002 Time: 8:48:0
1Es
Date: 2752002 Time: 7:48:0
д)
1F2
1Es
Date: 1452002 Time: 18:48:0
0,67
е)
3,5
1F2
6,5
9,5
12,5
15,5
18,5
21,5
24,5
27,5
Частота f, МГц
Рис. 1.29. Ионограммы НЗИ для разных условий:
(а) – во время средней суббури, (б) – после суббури, (в) – спокойно, (г) – спокойно,
(д) – во время слабой суббури, (е) – в конце интенсивной суббури. 1F2, 2F2, 1Es –
моды распространения
но аврорального овала на рис. 1.23. Пятая ионограмма (д) – минус
70 нТл во время слабой суббури с максимумом минус 120 нТл, поглощение 3 дБ. Последняя ионограмма (е) – магнитная активность
составляет минус 60 нТл в конце суббури с максимумом минус
450 нТл, AA = 2 дБ. Таким образом, заметная магнитная активность наблюдается для первой и последней ионограмм. Эта активность является причиной размытия сигнала на ионограммах (а) и
(е). Как показал анализ, сигналы на ионограммах, полученных в
вечерние и ночные часы, в среднем являются более слабыми, чем в
другое время суток. Возможно, это связано с более вероятным появлением магнитных возмущений в вечерне-ночные часы. Что касается уровня поглощения в средней точке трассы (обс. Соданкюля), то, исходя из анализа, оно практически не влияет на амплитуду сигнала НЗИ в месте приема.
По всем ионограммам ВЗ в Соданкюле в исследуемый период (с
11 по 31 мая), как указывалось, выявлено десять дней, в которые
72
происходили события В: 12–15, 19, 21–24 и 27 мая. Следует заметить, что 13, 19 и 24 мая являются слабо возмущенными днями, 12,
15, 21, 22 мая – средне возмущенные дни, а 14, 23 и 28 мая – сильно возмущенные дни. Как можно видеть, события В при ВЗ возникают практически независимо от ΣKp данного дня, и скорее всего
они связаны с характером высыпающихся частиц и локальной магнитной активностью. За указанные десять дней события В на ионограммах ВЗ были зафиксированы в 25 случаях (сеансах). Этим
сеансам ВЗ были сопоставлены соответствующие сеансы НЗИ. Сопоставление показало, что в 19 сеансах НЗИ наблюдалось прохождение сигналов на трассе, и только в шести сеансах (24 %) сигнал в
месте приема отсутствовал.
Был проведен соответствующий анализ с целью выяснения причин пропадания сигнала на трассе за время событий В при ВЗ. Обнаружено, что за период съемки в месте приема трех сеансов НЗИ из
шести (00:48, 01:48 и 02:48 UT, 12 мая) была отмечена мощная суббуря. Данная суббуря была зафиксирована магнетометром обс. Соданкюля и имела амплитуду X-компоненты магнитного поля примерно минус 400 нТл. При этом поглощение по риометру Соданкюли
составило для первого сеанса 0,8 дБ, для второго – 1 дБ и для третьего – 2 дБ. В то же время сеансы НЗИ уже в 07:48 и 08:48 UT 12
мая характеризовались поглощением 3,5 и 2,8 дБ, амплитудой магнитного поля плюс 70 и 60 нТл, и тем не менее сигналы в этих сеансах были успешно приняты (см. рис. 1.29, г). Два следующих случая
из шести (00:48 и 01:48 UT, 21 мая) также сопровождались мощной
суббурей с амплитудой X-компоненты 450 нТл. Уровни поглощения
составляли соответственно 2 и 1,3 дБ. Последний случай из шести в
18:48 UT 14 мая также был зафиксирован во время сильной суббури
с амплитудой около минус 400 нТл, и для него поглощение составило 1,8 дБ. Тогда как следующий сеанс в 19:48 UT с поглощением 2
дБ и амплитудой магнитного поля минус 60 нТл был успешным по
наличию сигнала в месте приема (см. рис. 1.29, е). Таким образом,
хотя статистика невелика, в первом приближении можно полагать,
что на прохождение сигнала вдоль трассы НЗИ поглощение по данным риометра в ее средней точке играет значительно меньшую роль,
чем степень локального магнитного возмущения. Скорее всего при
интенсивном магнитном возмущении типа суббури глубоко разрушается сама структура ионосферы, ее слоистая композиция видоизменяется, возникают неоднородности и динамические процессы
в ионосфере и т. п. Поэтому нормальное распространение сигнала
нарушается даже в условиях низкого поглощения в средней точке
73
трассы. Из вышесказанного следует, что существует очевидное преимущество метода НЗИ перед методом ВЗ во время событий В.
2) Рассмотрим теперь аномальные случаи, когда ионозонд обс.
Соданкюля с 11 по 31 мая фиксировал на ионограммах сигналы, отраженные только от спорадических Es, тогда как согласно месячной медиане (рис. 1.27, а), их быть не должно, особенно днем, или
помимо Es-отражений должны присутствовать другие. Указанные
Es-отражения обсуждались при описании рис. 1. 27, б. Они, как
правило, характеризуются высокими значениями f0Es, иногда в
несколько раз превышающими медианные. Всего рассматриваемые отражения наблюдались в течение шести дней (из общего числа дней 21). Из шести дней два дня (11 и 27 мая) являются днями с
сильными возмущениями, три дня (12, 18 и 28 мая) со средними и
один день (19 мая), рис. 1.27, б, – со слабыми. Так что в рассматриваемой ситуации зависимость от степени магнитной активности также не наблюдается. Всем сеансам с анализируемыми аномальными
Es-отражениями при ВЗ были сопоставлены соответствующие сеансы НЗИ. Главное, что получено при сопоставлении, это наличие
на ионограммах НЗИ помимо ожидаемых Es-отражений, как правило, также F2-отражений. Ионограмма НЗИ с подобными Es- и F2отражениями приведена на рис. 1.24, в. Таким образом, если ионозонд фиксирует только аномальные Es–отражения, то аппаратура
НЗИ в это же время фиксирует как Es- так и F2-отражения. Получение большей информации об ионосфере и составляет преимущество
метода НЗИ перед методом ВЗ для данных условий.
3) Перейдем к рассмотрению аномальных отражений при ВЗ,
когда наблюдаются только Es- плюс F2-отражения, хотя в нормальных условиях возможны были бы и другие, например, E- и (или)
F1-отражения. Последние два согласно месячным медианам, приведенным на рис. 2. 27, а, возможны с 02:00 по 16:00 UT включительно. Поэтому дальнейший анализ выполнен нами именно в этом
интервале.
Общее число дней, в пределах которых наблюдались аномальные случаи только Es- плюс F2-отражений составило 15 (из общих
21 дня), т. е. более 70 %. Из 15 дней шесть оказались со слабыми возмущениями, шесть со средними и три с сильными. Очевидно, что и
в данном случае явная зависимость от степени возмущенности того
или иного дня отсутствует.
Сравнение данных ВЗ и НЗИ показало, что исходные Es- и F2отражения при ВЗ, как правило, обнаруживаются и на ионограммах НЗИ, что можно было предположить. Однако наряду с указан74
ными отражениями на ионограммах НЗИ существуют отражения
от F1-слоя, особенно в дневное время, и отражения от E-слоя. Последние более редки и с большей вероятностью также наблюдаются в дневное время. Таким образом, в рассматриваемых условиях
преимущество метода НЗИ перед ВЗ состоит в выявлении, хотя и
не всегда, дополнительных мод распространения вследствие отражения сигналов от E- и F1-слоев ионосферы, что при вертикальном
зондировании не наблюдается.
4) В завершение исследования остановимся на аномальных случаях, отличающихся тем, что, во-первых, на ионограммах ВЗ фиксируются спорадические Es-отражения в утренние, дневные и вечерние часы, когда в нормальных условиях их быть не должно
(рис. 1.27, а), и, во-вторых, критические частоты спорадических Esобразований достигают величин, близких к критической частоте
слоя F2 (f0Es ≥ f0F2 или f0Es ≤ f0F2) (рис. 1.27, б). Число дней с подобными отражениями составило 13 из общих 21 дня (более 60 %).
Сопоставление данных ВЗ и НЗИ показало, что Es-отражения на
ионограммах НЗИ соответствуют в основном Es-отражениям на ионограммах ВЗ. Значения Es МНЧ либо выше, либо ниже F2МНЧ.
Иногда фиксируется частичное экранирование вышележащих слоев нижележащими исходя из структуры отражений. В среднем характер отражений на ионограммах НЗИ достаточно сложный и неоднозначный, поскольку рассматриваются аномальные ситуации
образования спорадических образований в условиях возмущений.
Таким образом, явные преимущества метода НЗИ перед ВЗ здесь не
совсем очевидны. Тем не менее, метод НЗИ дает реальную картину характера распространения радиоволн на трассе во время возмущений, тогда как предсказать его характер по данным ВЗ в средней точке трассы представляется невозможным. В любом случае
диагностика ионосферы несколько лучше осуществляется методом
НЗИ, чем ВЗ, поскольку, например, многоскачковые моды распространения при НЗИ могут нести информацию о порядке протяженности слоя отражения сигнала, характере его рассеяния, боковых
отражениях (отклонениях от дуги большого круга) и т. п., чего нельзя получить при ВЗ.
Заключение. Итак, можно сделать следующие выводы.
1. По всей совокупности ионограмм НЗИ (около 500) произведена
классификация характерных мод распространения на трассе СанктПетербург – Шпицберген в разных условиях для мая 2002 г. Как
днем, так и ночью рост магнитной активности в виде ΣKp-индексов
приводит к уменьшению значений F2 МНЧ и повышению степени
75
рассеяния сигнала. Различие дневных и ночных ионограмм состоит
в том, что значения F2МНЧ днем в среднем выше, чем ночью в том
числе и во время возмущений. Последние приводят к существенному разбросу параметров распространения на трассе.
2. По данным ионозонда обс. Соданкюля получено, что даже в
период слабого магнитного возмущения в зоне полярных сияний
наблюдаются существенные отклонения параметров ионосферы от
месячных медианных значений. Для дней с сильными возмущениями характерны продолжительные события В (полное отсутствие
сигналов при ВЗ), а также Es-отражения, которые наиболее вероятно встречаются в пред- и послеполуночные часы, хотя эпизодически
наблюдаются и днем. События В при ВЗ возникают практически независимо от ΣKp исследуемого дня.
3. Данные риометра обс. Соданкюля (f = 30 МГц) свидетельствуют о том, что с увеличением степени магнитного возмущения, начиная с 1±0,1 дБ, наблюдается рост уровня аврорального поглощения,
приводящий к полному исчезновению отраженных сигналов на ионограммах ВЗ. На прохождение сигнала вдоль трассы НЗИ поглощение по риометру в ее средней точке оказывает значительно меньшее влияние, чем степень локального магнитного возмущения. При
интенсивном магнитном возмущении типа суббури разрушается,
скорее всего, само строение ионосферы, ее слоистая структура видоизменяется, в ней возникают неоднородности и динамические процессы и т. п. Поэтому нормальное распространение сигнала нарушается даже в условиях низкого поглощения в средней точке трассы.
4. При исследовании выявлено важное обстоятельство – существует очевидное преимущество метода НЗИ перед методом ВЗ в
аномальные (возмущенные) периоды. Рассмотрены четыре ситуации:
– в период событий В сопоставление НЗИ и ВЗ ионограмм показало, что в 76 % сеансов НЗИ наблюдалось прохождение сигналов на
трассе, и только в 24 % сеансов сигнал в месте приема отсутствовал.
Причина последнего заключается в том, что структура НЗИ сигнала существенно зависит от локальной магнитной активности и при
сильном магнитном возмущении сигнал на радиотрассе пропадает
даже при слабом поглощении (см. предыдущий пункт);
– если ионозонд в середине трассы фиксирует только Esотражения с высокими значениями f0Es, то аппаратура НЗИ в это
же время фиксирует как Es-, так и F2-отражения. Возможность получение дополнительной информации об ионосфере и составляет
преимущество метода НЗИ перед методом ВЗ для данных условий;
76
– аномальные отражения происходят при ВЗ, при условии, что
наблюдаются только Es- плюс F2-отражения. В рассматриваемых
условиях преимущество метода НЗИ перед ВЗ состоит в выявлении,
хотя и не всегда, дополнительных мод распространения в результате отражения сигналов от E- и F1-слоев ионосферы, что при вертикальном зондировании не наблюдается;
– аномальной ситуация является в случае, когда, во-первых,
на ионограммах ВЗ фиксируются спорадические Es-отражения в
утренние, дневные и вечерние часы, тогда как в нормальных условиях их быть не должно, и, во-вторых, критические частоты спорадических Es-образований достигают величин, близких к критической частоте слоя F2 (f0Es ≥ f0F2 или f0Es ≤ f0F2). Метод НЗИ отражает реальный характер распространения радиоволн на трассе во время возмущений. Поэтому диагностику ионосферы несколько лучше
осуществлять методом НЗИ, чем ВЗ, поскольку, например, многоскачковые моды распространения сигнала при НЗИ могут нести информацию о порядке протяженности слоя отражения сигнала, характере его рассеяния, боковых отражениях (отклонениях от дуги
большого круга) и т. п., чего нельзя получить при ВЗ.
77
Глава 2. Вариации ионосферы
во время магнитосферных бурь и суббурь
Активные области на Солнце, такие, как вспышки и корональные дыры, являются, как известно, причиной большинства нестационарных процессов в межпланетной среде и магнитосфере Земли. Энергия солнечных возмущений выделяется в виде электромагнитного и корпускулярного излучений, ударных волн и выбросов
вещества. Начало взаимодействия ударной волны с магнитосферой
определяет момент зарождения ее возмущения, появляется внезапное начало магнитных бурь SSC в виде скачка H-компоненты геомагнитного поля, вызванные полем токов, текущих по поверхности
магнитосферы. Для магнитных бурь характерна чрезвычайно высокая возмущенность магнитосферы [Buonsanto, 1999]. В отличие
от бурь магнитосферные суббури [Lyons, 1996] представляют собой
быстропротекающие процессы, при которых существенное, но далекое от максимума количество энергии, полученной из взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой, поступает в авроральную ионосферу и магнитосферу. Суббури происходят, если скорость
накапливаемой в магнитосфере энергии значительно перекрывает
скорость потерь.
2.1. Воздействие магнитных бурь на ионосферу
Ионосферная буря – это глобальное возмущение ПЭС, электронной концентрации в максимуме F-области и высоты максимума во
время геомагнитной бури в результате различных динамических и
химических процессов: высыпания энергичных частиц, изменения
электрических полей и токовых систем, движущиеся атмосферные
возмущения, термосферная циркуляция, изменения состава и т. д.
Несмотря на то, что ионосферная буря является объектом исследования в течение десятилетий, до сих нет полного объяснения ее эффектов. Состояние ионосферы во время бури зависит от большого
числа переменных, таких, как местное время, геомагнитная широта, сезон, солнечная активность, время начала бури, время бури
(время, прошедшее с начала бури), интенсивность бури и предбуревой активности (большие бури редко изолированы). Кроме того, физика, контролирующая глобальную ионосферу и атмосферу, осложняется тем, что геомагнитные возмущения недостаточно предсказуемы.
В настоящее время статистическая картина бури уже в определенной степени известна. Длительные уменьшения NmF2 и ПЭС во
78
время главной фазы бури, особенно на средних широтах, можно
считать главным признаком бури в F2-слое ионосферы. Перед этой
отрицательной фазой обычно наблюдается положительная, она может появиться во время главной фазы на низких широтах и зимой
на средних. Эта классическая картина ионосферной бури основана
на статистическом исследовании, сделанном в обзорах [Buonsanto,
1999; Данилов, 1985] и подтверждена многими наблюдениями, например, [Goncharenko et al., 2007; Благовещенский и др., 2001а]. К
сожалению, она редко совпадает с реальными отдельными бурями. Фазу не всегда можно определить, и иногда одна из них полностью отсутствует. Наиболее полно ионосферные бури исследованы
в работе [Prölls et al., 1991], где cделана попытка классифицировать эффекты ионосферных бурь на субавроральных широтах в соответствии с их предполагаемыми источниками по данным наземных ионозондов. Выделены следующие эффекты: 1) положительные эффекты бурь, вызванные движущимися атмосферными возмущениями; 2) положительные эффекты, вызванные изменением
крупномасштабной циркуляции термосферного ветра; 3) положительные эффекты, вызванные смещением к экватору кольца авроральной ионизации; 4) отрицательные эффекты, вызванные перемешиванием состава нейтрального газа; 5) отрицательные эффекты, вызванные смещением к экватору области провала. В работе
[Cander et al., 1998] проведен анализ ионосферных эффектов геомагнитных бурь в европейском регионе, где критическая частота
слоя F2 оказывается намного выше или ниже медианного уровня
в зависимости от сезона и времени начала возмущения, и создана
модель прогнозирования поведения ионосферных параметров во
время бури. Глобальный отклик на магнитную бурю по данным
сети ионозондов исследовался в работе [Yeh et al., 1994]. Были отмечены низкоширотные сияния на большом пространстве в северном и южном полушариях. Длительное уменьшение ионизации на
средних широтах представляет собой наиболее выраженный эффект бури. Зона возмущений протягивалась к экватору до геомагнитной широты менее 10° во время максимума главной фазы, вызывая временное подавление экваториальной аномалии. Наблюдались краткосрочные положительные фазы при появлении внезапного начала (SSC) и главной фазы бури после захода Солнца. В
зависимости от локального времени SSC реакция ионосферы была
различной в разных долготных секторах.
79
2.1.1. Исследование ионосферы радаром обратного рассеяния
во время магнитной бури 10 января 1997 г.
Полярная ионосфера, включающая в себя авроральный овал и
полярную шапку, отличается, как указывалось в главе 1, высокой
динамичностью поведения, сложностью своей структуры и насыщенностью разными явлениями и процессами. Область, расположенная к югу от аврорального овала, охватываемая понятием субавроральная ионосфера, также достаточно специфична и имеет
особенности, отличные от высокоширотной и среднеширотной ионосферы. Последнее время субавроральная ионосфера является
объектом повышенного внимания исследователей в силу недостаточной ее изученности. Здесь широко используются геофизические
и радиофизические методы наблюдений как традиционного типа –
вертикальное и наклонное зондирование ионосферы, так и новые,
например, с помощью спутников, различных радаров и другие. Современная тенденция – комплексность наблюдений и сопоставление данных. Особое значение приобретает комплексность наблюдений за периоды магнитных возмущений.
В настоящем разделе ставится задача исследовать с помощью аппаратуры наклонного обратного рассеяния (НОР) особенности поведения субавроральной ионосферы и ее параметры во время знаменитой магнитосферной бури 6–11 января 1997г., которая широко
изучается в рамках программ СЕDAR, ISTP и др. [Aarons, Lin, 1999;
Buonsanto, 1999; Fox et al., 1998; Jakowski, 1999]. Известно, что за
периоды бурь или суббурь структура субавроральной ионосферы
особенно переменчива, поэтому здесь главная цель состоит в том,
чтобы правильно идентифицировать ионограммы НОР, т. е. выполнить обоснованное сопоставление (привязку) следов на ионограммах НОР с теми или иными физическими процессами или явлениями [Благовещенский и Корниенко, 2007]. К последним относятся:
главный ионосферный провал (ГИП); граница диффузных высыпаний (ГДВ), формирующая полярную стенку провала (ПСП); возникающие во время суббурь или бурь узкий провал ионизации (УПИ)
и кольцевой ионосферный провал (КИП); граница диффузного свечения (ГДС), расположенная к югу от экваториальной границы овала полярных сияний; конвективный вынос плазмы с повышенной
концентрацией из дневного каспа и другие.
Поставленная задача в отличие от аналогичных исследований,
проведенных ранее [Гальперин и др.,1990; Bates, 1966; Ruohoniemi,
Greenwald, 1998; Aarons, Lin, 1999; Fox et al., 1998; Jakowski et al.,
80
1999] отличается тем, что здесь на основе современных представлений о субавроральной ионосфере и комплексного сопоставления
данных подробно изучается динамика основных структур субавроральной ионосферы во время магнитной бури 10 января 1997 г. В северной части европейского региона подобные многоплановые исследования с использованием метода НОР на территории России ранее
не выполнялись.
– Описание эксперимента. Аппаратура наклонного обратного
рассеяния БИЗОН, с помощью которой проводился эксперимент 10
января 1997 г., представляет собой двухканальную версию цифрового ионозонда для вертикального и наклонного зондирования ионосферы [Mirokhin et al., 1994]. Этот инструмент работает подобно
радару и дает возможность определять одновременно следующие
характеристики: частоту отраженного от ионосферы сигнала, высоту (дистанцию) отражающего слоя ионосферы, амплитуду и фазу
отраженного сигнала, доплеровский сдвиг и спектр, поляризацию
волн. Частотный диапазон составляет 1–30 МГц, излучаемая мощность Р = 10 кВт. Ионозонд БИЗОН установлен в обс. Горьковская
вблизи Санкт-Петербурга. Приемная и передающая антенны (двойные ромбы с ДН ~ 300) ориентированы на север.
Для описания магнитного возмущения 10 января 1997 г. использовался широкий спектр геофизических данных ряда обсерваторий
Швеции, Финляндии и России (рис. 2.1), находящихся в предполагаемом районе обратного рассеяния сигналов БИЗОНа: Тромсё,
Кируна, Люкселе и Уппсала (ионосферные данные), Горькoвская
(ионосферные и магнитные данные), Лопарская (камер всего неба,
K-индексы и магнитные данные: H, D и Z), Апатиты (нейтронный
монитор), Содaнкюля (K, Q и Aк – индексы, геомагнитные пульсации Рс5, ионосферные параметры, риометрические данные, геомагнитные данные: X, Y и Z), Oулуярви (нейтронный монитор, геомагнитные данные: X, Y и Z), Нурмиярви (геомагнитные данные: X, Y
и Z). День 10 января 1997 г. характеризовался резким выбросом в
уровнях космических лучей по данным нейтронных мониторов в
Оулу и Апатитах. Геомагнитные пульсации типа Рс5 наблюдались
в Соданкюле с 02:15 до 24:00UT, имели период 150–540 с и максимальную амплитуду 70 нТл. Aк-индексы достигли значений 37 и 36
соответственно в Оулуярви и Соданкюле.
Геомагнитные данные по всем обсерваториям показывают, что
начало геомагнитной бури за 10.01.97 г. имело место в 01:00 UT и
окончание в 03:00 UT следующего дня. Вариации K-индексов и Kpиндексов за 10 января сведены в табл. 2.1.
81
ϕL=60°
70
1200 км
Тромсё
ϕL=66,6°
1100
Широта [°N]
600
950 км
Кируна
ϕL=64,6°
900
300
ГДС
ГДВ
ϕ =65°
ПСП L
370 км
Максимум
ϕL=63,8°
ϕL=64,5°
Лопарская
УПИ
Оулуярви
Люкселе
ϕL=62,7°
620 км
ϕL=60°
ϕL=61,5°
Ханкасалмии
ϕL=56,7°НурмиярвиГорьковская
60
С.Петербург
ϕL=58,5°
ϕL=56,2°
20
30
Долгота [°Е]
Рис. 2.1. Схематическое изображение крупномасштабных
ионосферных структур, “освещаемых” аппаратурой НОР (БИЗOН),
на 15:00UT для 10 января 1997 г.:
ГДС – граница диффузных сияний, ГДВ – граница дифузных высыпаний,
ПСП – полярная стенка провала, УПИ – узкий провал ионизации
Таблица 2.1
Значения K и Kp – индексов магнитной активности
по измерениям на 4-х обсерваториях
Обсерватория
Геомагнитные
координаты
Лопарская
64,5оN N113,9о E
Соданкюля
63,8о 108 о
Оулуярви
60,9о 106,9о
Нурмиярви
56,7о 102,8о
Kp
82
L
Время UT, ч
12- 15- 18- 210-3 3-6 6-9 9-12
15
18 21 24
5,5
5,2
4,3
2
2
3
3
3
3
3
4
4
6
6
5
5
5
5
5
5
6
5
6
5
3
3
3
3,4
3
3
3
5
4
6
4
5
4
4
3
3
5
4
3
3
Наблюдения методом НОР производились в интервале 15:00–
17:00UT, т. е. согласно табл. 2.1, они приходятся на максимум возмущения, ближе к началу фазы восстановления. По данным работ
[Дёминов и др., 1995а,б], во время магнитной бури главный ионосферный провал (ГИП), от полярной стенки которого в рассматриваемом случае наиболее вероятны НОР, движется к югу относительно роста Kp со средней задержкой ≈ 2,2 ч и достигает минимальных
широт к концу главной фазы магнитной бури.
Для надежной интерпретации экспериментальных ионограмм
БИЗОНа были проведены расчеты положения крупномасштабных
структур ионосферы, от которых наиболее вероятно обратное рассеяние сигналов. На рис. 2.1 для 15:00UT представлены положения
аврорального овала [Holworth, Meng., 1975], границы диффузного
свечения (ГДС), границы диффузных высыпаний (ГДВ), совпадающей с полярной стенкой провала (ПСП) [Halcrow, Nisbet., 1977], и
узкого провала ионизации (УПИ).
Дополнительно для расчетов использовались две следующие
формулы.
Инвариантная широта границы диффузного высыпания, совпадающей с ПСП [Гальперин и др., 1990]
ϕL гдв = 71,47° –1,25Kp – 0,018Kp2 –
– (2,84 +1,24Kp – 0,076Kp2) (MLT /6 – 3) ± 0,12°,
(2.1)
где Kp – эффективный Kp – индекс (осредненный за два предыдущих трехчасовых интервала); МLT – местное геомагнитное время.
Расчеты показывают, что для условий эксперимента 10 января
1997 г. значение ϕL гдв = 65,1°
Инвариантная широта минимума ГИП [Rodger et al., 1992]
ϕL гип = 64,0 – 1,7Kp – 0,5t, (2.2)
где t – местное время относительно полуночи.
Согласно расчетам для указанных условий ϕL гип = 55,5°.
Подобные формулы являются приближенными для периодов
бурь или суббурь. Их полезность состоит в оценке средних значений положения ГДВ и минимума ГИП в вечернем и послеполуночном секторе MLT.
На рис. 2.2 представлены геомагнитные a и ионосферные b данные по обсерватории Соданкюля за 10 января 1997 г., вариации высыпаний частиц по данным спутника DMSP [SPIDR] в районе Соданкюли c значения Kp-индекса d, а также аскаплоты, характеризующие полярные сияния, по обсерватории Лопарская e. Из рис. 2.2
83
а)
100 нТ/дел
X, нТ
Заход 0 Заход 100
f0Es, МГц
б)
5
4
3
В
В
В
6
5
2
Эл. поток
в) 1.0Е7
1.0Е1
г) K 6
р
4
2
5
4
3+
4
Синяя
д)
Нет данных
4
6
6
8
AZ
8 10 12 14 16 18 20
10 12 14 16 18 20 22
UT, часы
LT, часы
Рис. 2.2. Геофизические данные за 10 января 1997 г.:
а – геомагнитные данные по обс. Соданкюля, где X – северная компонента
геомагнитного поля; б – ионосферные данные вертикального зондирования
ионосферы по обс. Соданкюля, где f0Es – критическая частота по слою Es на
высоте h = 100 км; в – электронный поток по данным ИСЗ DMSP;
г – планетарный индекс возмущенности Kp; д – аскаплоты полярных сияний (пс)
по обс. Лопарская, где AZ означает, что слабая аврора присутствует в зените
(стрелки 0 и 100 – время захода Солнца на поверхности Земли и на высоте
h = 100 км; LT – местное время по обс. Соданкюля; вертикальные штриховые
линии – интервал работы радара БИЗОН)
следует, что за 10.01.97 г. ионосферная информация очень слаба –
вертикальные отражения от слоя F в районе Соданкюли вообще
отсутствуют (тогда как на Горьковской они отсутствуют с 16:00 до
22:00UT включительно). С другой стороны данные БИЗОНа весьма
информативны в режиме НОР при исследовании той F области ио84
носферы над Соданкюлей, где вертикальный ионозонд F-отражений
не дает. В этом смысле метод НОР имеет определенные преимущества перед ВЗ.
В настоящем эксперименте представлялось также интересным сравнить данные НОР, полученные на радаре БИЗОН, с данными другого радара (CUTLASS). Исследовательский инструмент
CUTLASS (см. главу 1) представляет собой КВ двойной радар с двумя приемо-передающими центрами, который предназначен для изучения высокоширотной ионосферы [Lester et al., 1997]. Два радара
установлены отдельно в Исландии и Финляндии. Антенная система
каждого из них состоит из 16 передающих антенн, формирующих
главный лепесток диаграммы направленности.
Эти диаграммы направлены на север Скандинавии и в основном
охватывают всю область облучения радара БИЗОН, рис. 2.1. На рис.
2.3 представлены данные радара Ханкасалми (62° N, 27° E), Финляндия, за 10 января 1997 г. Время наблюдений было выбрано с
14:45 до 17:00UT, которое соответствует периоду наблюдений на радаре БИЗОН. Для рис. 2.3 выбран луч №14, направленный на север в сторону обсерватории Соданкюли, рис. 2.1. Верхняя панель на
рис. 2.3 иллюстрирует интенсивность энергии, рассеянной обратно
от ионосферных неоднородностей, образующихся во время магнитной бури 10 января 1997 г. Можно видеть, что на широтах 64–66° все
а)
10 янв. 1997
80
70
UT
60
б)
80
70
60
в)
UT
80
70
60
UT
Рис. 2.3. Данные ионосферного обратного рассеяния радара CUTLASS
во время магнитной бури 10 января 1997 года:
а – энергия; б – скорость; в – ширина спектра
85
время существует интенсивный сигнал, рассеянный спорадическими слоями Es. На широтах 70–75° имеет место рассеяние от области
F ионосферы совместно с рассеянием от земной поверхности через
область F. Средняя панель на рис. 2.3 иллюстрирует характер скоростей ионосферных неоднородностей во время магнитной бури. В
диапазоне широт 64–66° скорости меняются не очень существенно,
а диапазон широт 70–75° характеризуется преимущественно рассеянием от Земли через F-слой ионосферы. Нижняя панель показывает изменение ширины спектра сигнала во время рассматриваемого
возмущения. Данный параметр характеризует интенсивность самих неоднородностей. Широкая полоса обусловлена обратным рассеянием сигнала от интенсивных неоднородностей.
Дополнительно в настоящем эксперименте использовались данные измерений полного электронного содержания (ПЭС) по приему
сигналов GPS [Aarons, Lin, 1999; Jakowski et al., 1999]. Известно, что
GPS-сигналы на двух разных частотах, проходя через толщу ионосферы вдоль трассы спутник-приемник (на Земле), имеют временную
задержку Dt, которая и определяет в конечном итоге величину ПЭС.
Поэтому GPS – наблюдения являются эффективным средством мониторинга структуры и динамики ионосферы (см. гл. 1).
– Исходные предпосылки. Расположение передатчика радиосистемы БИЗОН и мощностные возможности НОР таковы, что с помощью данной аппаратуры представляется возможным надежно исследовать крупно- и мелкомасштабные структуры и неоднородности
ионосферы к северу от Санкт-Петербурга (ϕL = 56°) на расстояниях
до 2000 км (ϕL = 75°). Эта область и является субавроральной.
Рассмотрим детально некоторые явления и процессы в субавроральной ионосфере, представляющие наибольший интерес с точки
зрения условий эксперимента 10 января 1997 г.
– Известно, что главный ионосферный провал (см. главу 1) представляет собой область пониженной концентрации электронов в
F-слое ионосферы в диапазоне инвариантных широт ϕL = 55–75°,
вытянутая на 10–12 часовых поясов [Гальперин и др., 1990]. Это полоса шириной от 100 до 1000 км с минимумом концентрации, расположенным ночью вдоль геомагнитной широты ϕL = 60°. Экваториальная стенка провала имеет ширину 4–5°, а полярная 1–2°. Ширина ГИП, как правило, уменьшается с ростом магнитной активности.
– В вечернем и околополуночном секторах местного времени
во время суббурь или магнитных бурь к экватору от овала полярных сияний образуется полоса диффузных высыпаний электронов
86
с энергиями ~1 кэВ (диффузная авроральная зона). Южная кромка
этой полосы есть граница диффузного высыпания (ГДВ). ГДВ образует границу конвекции толщиной 100–200 км (или альфвеновский
слой), вдоль которой наблюдается дрейф тепловой горячей плазмы
плазменного слоя, и потому соответствует ионосферной проекции
плазмопаузы, рассматриваемой как последняя замкнутая эквипотенциаль. Картина движений плазмы на данной границе сложна,
поскольку отличается нестационарностью и турбулентностью, вызывая появление ионосферных неоднородностей, которые являются причиной F-рассеяния на ионограммах, пульсирующих и волнообразных форм аврорального свечения [Гальперин и др., 1990].
– Полярная стенка провала (ПСП) создается в результате ионизации электронами диффузной авроральной зоны и во время возмущений совпадает с проекцией плазмопаузы и соответственно с ГДВ.
Однако, есть мнение [Rodger et al., 1986], что увеличение ионизации на ПСП вызывается в результате выноса плазмы с повышенной
концентрацией из дневного каспа. Согласно экспериментальным
данным ВЗ и НОР [Гальперин и др., 1990] от ПСП имеют место интенсивные критические отражения. Такие отражения с магнитоионным расщеплением дают основание рассматривать ПСП как
структуру в виде «толстого» слоя.
– Особое значение в формировании ПСП во время суббурь или
бурь имеют узкие струи быстрых ионных дрейфов (SAID – the
subauroral ion drift), направленных к западу, вблизи проекции
плазмопаузы на высотах области F – поляризационный джет. Такие дрейфы наблюдаются в вечернем и ночном секторах местного
времени и отождествляются с направленным к полюсу электрическим полем на экваториальной границе зоны конвекции. При скорости дрейфа V = 2–5 км/с величина электрического поля составляет E = 0,1–0,3 В/м. Большие электрические поля в этих джетах
существенно увеличивают скорость рекомбинации и ведут к вытеканию ионов, которые истощают ионизацию в узких областях. Ионный дрейф пространственно совпадает с минимумом в широтном
распределении Ne – узким провалом ионизации (УПИ) шириной
около 100 – 200 км, формирующим провал в провале. Здесь наличие либо глубокого минимума концентрации, либо резкой стенки
ионизации. УПИ наблюдается в области продольных токов из магнитосферы в ионосферу вблизи ГДВ, но экваториальнее ее. Разница
по широте между УПИ и ПСП зависит от суббури и лежит в пределах от 0,5 до 8° инвариантной широты. В вечерние часы с развитием суббури обе структуры УПИ и ПСП движутся к экватору. Ино87
гда развитие поляризационного джета совпадает с началом суббури,
иногда происходит запаздывание на 10–90 мин. Как правило, УПИ
наблюдается в главную фазу магнитной бури в дополуночные часы
[Дёминов и др., 1995а,б].
– Граница диффузного свечения (ГДС) аврорального овала характеризуется пульсациями яркости, бросками свечения к экватору. Диффузное свечение примыкает к овалу полярных сияний и его
приполюсной границей служит экваториальная граница овала полярных сияний (ПС). ГДС смещается к экватору с ростом магнитной возмущенности, увеличивая ширину полосы свечения. Сопоставление ГДВ и ГДС показало, что они пространственно совпадают
[Гальперин и др., 1990]. При Kp = 0 ГДВ расположена в среднем на
2° южнее границы овала, при Kp = 5 на 5°, причем это различие сохраняется на всем интервале от 18:00 до 24:00LT.
– Кольцевой ионосферный провал (КИП) обычно наблюдается в
восстановительную фазу магнитной бури [Дёминов и др., 1995а,б].
Он располагается на широте ϕL = 55° независимо от степени возмущенности. КИП своим названием обязан остаточному кольцевому
току магнитосферы. Этот провал отчетливо обнаруживается как самостоятельная структура при условии, что ГИП расположен на широтах севернее ϕL = 55°. Утром и иногда ближе к полуночи КИП может иметь форму УПИ. В вечерние часы КИП не наблюдается.
Исходя из вышесказанного, для условий эксперимента 10 января 1997 г. – вечерние часы; индекс K = 4–5; середина магнитной
бури, ближе к фазе восстановления – на ионограммах НОР можно
ожидать отражения от ПСП (ГДВ), от УПИ, вероятность появления
которого в это время максимальна, от ГДС и маловероятно от КИП
как «утренней» структуры. На рис. 2.4, заимствованном из работы
[Jakowski et al., 1999], можно видеть существование УПИ по данным ТЕС (ПЭС) над северной Европой в 16:00UT и 18:00UT для 10
января 1999 г. Для 16:00UT УПИ расположен на широте ~ 60°N и в
диапазоне долгот 15 – 35°E. Для 18:00UT УПИ находится на широте ~ 58° и в диапазоне долгот 10 – 30°E. Последнее обстоятельство
свидетельствует о смещении УПИ к западу и югу во время возмущения.
В отличие от верхней ионосферы существует ряд особенностей
поведения структур нижней ионосферы (на высотах E-области) во
время суббури или магнитной бури. Это касается авроральной области E или толстого слоя Esr и тонких спорадических слоев Es типов f, l, c, h (плоские) и a, q, s (диффузные). С ростом магнитной активности слой Esr чаще всего возникает вблизи широт ϕL = 60 – 65°
88
16 UT
70
100
Широта [°N]
60
50
40
50
18 UT
70
0
60
50
–50
40
–20 –10
0
20
30
10
Долгота [°Е]
40
Delta TEC [%]
Рис. 2.4. Карты вариаций Delta TEC [%], полученные по наблюдениям
GPS сигналов в северной части Европы, для 16:00 и 18:00UT
10 января 1997 г.
[Благовещенский, Жеребцов, 1987; Rodger et al., 1983] в вечернее
время, а спорадические Es формируют кольцевую зону, совпадающую с овалом сияний. Например, подобное появление спорадических слоев Es можно видеть из рис. 2.3 для данных CUTLASS радара. В периоды суббурь происходит рост электронной концентрации
в Es–слое до значений Ne = 15 · 104 1/см3, этот слой может полностью экранировать F–область ионосферы. Данные признаки возмущения возникают на инвариантной широте ϕL = (65 ± 1)°, далее область возмущения расширяется – к полюсу быстрее, чем к экватору.
Другим важным моментом является то, что за период активной фазы суббури происходит перераспределение ионизации во всей толще ионосферы – обеднение на уровне слоя F2 и повышение на уровне существования спорадических слоев Es [Blagoveshchensky et al.,
1992]. Авторы [Rodger et al., 1986] также указывают, что диффузия
вдоль магнитных силовых линий из E- в F-область может влиять на
степень концентрации ПСП.
– Обсуждение результатов. Ионограммы вертикального зондирования (ВЗ) ионосферы и наклонного обратного рассеяния (НОР) на
субавроральных широтах отличаются неоднозначностью и сложностью, которые растут во время магнитных возмущений. Интерпретация следов отражений на ионограммах поэтому должна осуществляться на основе комплексного подхода: необходимо учитывать геофизические данные, накопленный экспериментальный материал,
данные спутников, других радаров и т.п.
89
б)
в)
г)
д)
е)
3
3
3
Дистанция, км 103 Дистанция, км 103 Дистанция, км 103 Дистанция, км 10 Дистанция, км 10 Дистанция, км 10
а)
2,0
Дата 10011997 Время 15:01:12 UT
1,5
ГДВ
1,0
УПИ
0,5
2,0
Дата 10011997 Время 15:21:25 UT
1,5
ГДВ
1,0
УПИ
0,5
2,0
Дата 10011997 Время 15:35:00 UT
1,5
ГДВ
1,0
УПИ
0,5
2,0
Es
Дата 10011997 Время 15:45:20 UT
1,5
1,0
0,5
Es
2,0
Дата 10011997 Время 16:14:20 UT
1,5
ГДВ
1,0
0,5
Es
2,0
Дата 10011997 Время 16:30:00 UT
1,5
1,0
0,5
1
2
3
4
Частота, МГц
Рис. 2.5. Реальные ионограммы НОР, полученные на радаре БИЗОН.
Каждая ионограмма является типовой для отдельной группы из
шести, на которые разбиты все 52 ионограммы (обозначения на рисунке
соответствуют указанным на рис. 2.1)
90
Наклонное обратное рассеяние имеет дополнительные преимущества перед методом ВЗ, поскольку несет информацию о состоянии
ионосферы на больших пространствах. Тип следов на ионограммах
НОР (рис. 2.5) зависит от расстояния между местом приема и рассеивающей областью ионосферы. Обычно, до 800 км обратное рассеяние наблюдается от E-области, между 800 и 1800 км – F-обратное
рассеяние и более 1800 км – E- или F-обратное рассеяние путем
одного или более отражений от F-области [Bates, 1966].
1. Ионосферное обратное рассеяние в F-области вызывается неоднородностями (blobs), вытянутыми вдоль магнитных силовых линий, происхождение которых обязано высыпанию частиц и время
существования которых – минуты и более. Непосредственное обратное рассеяние от таких неоднородностей (иногда с модовой структурой) может осуществляться, когда падающий радиолуч перпендикулярен (± 5°) к магнитному полю. При этом области обратного рассеяния и отражения радиоволн считаются совпадающими в слое F.
От F-области возможно также непосредственное обратное рассеяние
с диапазоном дальностей, независящим от частоты. На ионограммах НОР помимо указанных фиксируются следы отражений, обязанные slant F (дискретные и диффузные) и обратному рассеянию
от Земли, которые не связаны с неоднородностями из-за высыпания
частиц. Slant F хорошо коррелирует со spread F и есть предположение, что эти два явления есть одно и то же [Bates, 1966]. Slant F и
обратное рассеяние от Земли подобны в том, что из наклона любого
данного следа могут быть определены высота слоя и его критическая частота.
Полярная стенка провала (ПСП) создает критические отражения в виде наклонных следов с магнито-ионным расщеплением и
одновременным присутствием F-рассеяния. Рассеяние на неоднородностях ионизации ПСП и отражение радиоволн происходят от
области, где плазменная частота равна частоте падающей волны.
Найденные из экспериментальных ионограмм значения критических частот fx – необыкновенной волны и fo – обыкновенной волны,
позволяют определить значение плазменной частоты fN c помощью
формулы [Davis, 1990]
fx2 - f02 =
2
fN
2
1 - (fN fx )
.
Далее можно найти значение электронной концентрации
Ne = 1,24 · 1010 fN2 (2.3)
(2.4)
91
Узкий провал ионизации (УПИ), который расположен вблизи
ПСП и часто наблюдается во время суббури в вечернее время, имеет
крутые градиенты электронной концентрации. Поэтому здесь следует ожидать картину отражений, подобную для ПСП.
2. В области E ионосферы высыпающиеся частицы (первичные)
и вторичные электроны формируют горизонтально ориентированные облака или слои повышенной электронной плотности. Здесь
так же, как и в F-слое, наблюдается постоянное присутствие вытянутых вдоль поля неоднородностей “auroral E–blobs”. Их ионизация
в отдельные моменты может достигать плотностей ионизации значительно больше Ne = 106 1/см3 [Hunsucker, 1992]. На ионограммах
НОР возможны следующие следы отражений: непосредственное обратное E-рассеяние, slant E (дискретный или диффузный) и обратно
рассеянный от Земли через slant E. Последний встречается сравнительно редко. Что касается slant E-отражения, то он может наблюдаться на ионограммах в виде восходящего следа в диапазоне высот
100–600 км, который существенно утолщается и интенсифицируется во время возмущений.
Во время суббурь на ионограммах НОР иногда фиксируются отражения от отдельных дискретных дуг полярных сияний. По данным работы [Гальперин и др., 1990] они имеют вид многоярусных
прямых следов без группового запаздывания возле предельных частот. Картина радио отражений при этом существенно видоизменяется за одну минуту. Здесь рассеяние радиоволн происходит на ионосферных неоднородностях, возникающих на градиентах скорости дрейфа авроральных дуг.
3. Таким образом, представляется возможным выделить три
главных типа следов отражений на НОР ионограммах
– с плавным нарастанием дальности при увеличении частоты
зондирования: slant F (дискретный и диффузный), slant E (дискретный и диффузный), обратное рассеяние от Земли через область F
или slant F и обратное рассеяние от Земли через slant E;
– плоские отражения: непосредственное рассеяние от областей F
и E, отражение от полярных сияний;
– с групповым запаздыванием: на полярной стенке ГИП и УПИ,
непосредственное рассеяние от области F с модовой структурой.
Классифицируем характерные отражения НОР, представленные
на рис. 2.5 и 2.6, для условий нашего эксперимента 10 января 1997
г. За исследуемый период с 14:50 по 16:55UT было получено всего
52 ионограммы НОР, которые были разбиты на 6 групп (a,b,c,d,e и
f) так, чтобы в пределах каждой группы ионограммы носили оди92
f=3 МГц
пс
пс
Интенсивность сигнала
Дистанция, км
2000
ϕL
1500
1000
500
70°
69°
68°
пс
ГДВ(ПСП)
67°
66°
65°
64° УПИ
63°
62°
61°
пс
пс
ГДВ(ПСП)
15:00
17:00
b
Esr
ГДВ
УПИ
a
14:30
16:30
пс
пс
c
15:30
17:30
d
e
16:00
18:00
f
16:30
18:30
17:00
19:00
Рис. 2.6. Характер отражений НОР на частоте излучения f = 3 MГц
в интервале 14:50–16:55UT для 10 января 1997 г. Отражения
принимаются только для 8 примерно одинаковых уровней сигналов
максимальной интенсивности (квадраты, кружки, треугольники и т.д.):
a, b, c, d, e, f – шесть групп ионограмм из всех 52; пс- полярные сияния;
Esr – отражения от Esr-слоя (остальные обозначения соответствуют
приведенным на рис. 2.1)
наковый характер. Шесть реальных ионограмм, представляющих
каждую группу, показаны на рис. 2.5. Рис. 2.6 построен на основе
всех ионограмм НОР на фиксированной частоте f = 3 МГц, где квадратами, кружками, треугольниками и т.д. обозначены отраженные от неоднородностей ионосферы сигналы максимальной интенсивности для восьми приблизительно одинаковых заданных уровней. Рассмотрим следы отражений на ионограммах для указанных
шести групп:
а) плоские отражения за счет непосредственного диффузного рассеяния от области F на дальности D = 1200 км скорее всего от ГДВ
или ПСП.
Отражения с плавным нарастанием в диапазоне D = 800–1000
км наиболее вероятны от УПИ или от спорадических слоев Esr в
районе обс. Соданкюля, рис. 2.2, б.
Плоские отражения за счет непосредственного диффузного рассеяния от области E на дальности D = 350 км;
93
b) плоские отражения от полярных сияний (ПС) на дальностях
D = 1200–2000 км.
Отражения с групповым запаздыванием на D = 1100 км от ГДВ
или ПСП и на D = 800 км скорее всего от УПИ. Используя расчетные формулы (2.3) и (2.4), для ПСП находим Ne = 2 ⋅104 1/см3.
Плоские следы диффузного рассеяния от области E на D = 200–
300 км;
Отражения с плавным нарастанием дальности (D = 1000 км,
f = 2,2 МГц) для обратного рассеяния от Земли посредством
F-слоя;
c) плоские отражения от ПС на дальностях D = 1200–2000 км.
Отражения с групповым запаздыванием на D = 1100 км от ПСП и
на D = 750 км от УПИ.
Дискретные плоские отражения при непосредственном рассеянии от области E на дальностях D = 100 – 500 км;
Следы обратного рассеяния от Земли (D = 1100 км, f = 2,3
МГц);
d) плоские отражения от ПС (D = 1100 км) и плавно спадающие
(D = 800 км, f = 3 МГц). Последние могут быть объяснены распространением радиоволн на резком градиенте ионизации слоя подобно лучам Педерсена; другое объяснение – вспышка высыпания частиц и быстрое ее движение к югу.
Плоские отражения за счет непосредственного рассеяния от области E на дальностях D = 300 – 400 км.
Отражения с плавным нарастанием дальности (D = 1100 км,
f = 2,5 МГц) для обратного рассеяния от Земли посредством
F-слоя;
e) отражения с групповым запаздыванием при непосредственном
рассеянии от ГДВ или ПСП в F-области или при рассеянии от Esr слоев (D = 800 км, f = 3 МГц).
Плоские отражения за счет непосредственного рассеяния от области E (D = 200 – 350 км);
f) плоские отражения от области E, которые экранируют почти
все другие отражения.
В заключение можно отметить, что вышеописанная картина находится в удовлетворительном согласии с данными радара CUTLASS
на рис. 2.3.
Рассмотрим теперь данные наблюдений НОР во время магнитных возмущений 10 января 1997 г. с привязкой следов отражений
на ионограммах к изменениям магнитного поля, записанных на обсерваториях Лопарская, Соданкюля и Оулуярви. А именно, за пери94
Сеть магнетометров IMAGE
970110
Xкомпонента
Лопарская
(950 км)
500 нТ
Соданкюля
(870 км)
a b cd e
Оулуярви
(620 км)
f
Zкомпонента
Лопарская
Соданкюля
a b cd e
15
16
Оулуярви
f
17
Часы, UT
Рис. 2.7. Магнитные данные для локальной суббури с 15:30 до 16:40UT:
a, b, c, d, e, f – шесть групп ионограмм НОР из всех 52
од протекания отдельной суббури с максимумом амплитуды ∼ 200
нТл с 14:51 по 16:55 UT (рис. 2.2, a и рис. 2.7) было проведено, как
указывалось выше, 52 сеанса зондирования на аппаратуре БИЗОН в
режиме обратного рассеяния, т. е. в среднем 1 сеанс за 2,5 мин. Вся
совокупность сеансов была разбита на 6 групп (a, b, c, d, e и f) так,
чтобы характер наблюдаемых на ионограммах явлений в пределах
каждой группы оставался приблизительно одинаковым. Шесть характерных реальных ионограмм, являющихся “представителем”
каждой группы, показаны на рис. 2.5. Сопоставление двух или нескольких ближайших ионограмм с интервалом несколько минут
давало возможность проследить динамику обратно рассеянных сигналов.
95
Рассмотрим картину вариаций следов отражений на ионограммах рис. 2.5 и данные на рис. 2.6 во время локальной суббури, отдельно показанной на рис. 2.7, поэтапно.
Этап “а”: 14:51–15:08 UT, Dt = 17 мин, включает 7 ионограмм
НОР.
Здесь имеет место окончание предыдущей суббури и спад магнитного поля (X-компонента) к минимуму.
По слою F обнаруживается слабое отражение на расстоянии
D = 1100 – 1200 км и диффузное отражение на D = 800 – 1100 км.
Облака не имеют тенденции к заметному перемещению.
По слою E диффузные отражения к концу этапа еще более увеличивают степень диффузности. Здесь дополнительная диффузность
может быть вызвана прохождением терминатора на высоте h = 100
км в 14:40UT (рис. 2.2, б). Возможно, идет некоторая перекачка ионизации от слоя E к слою F в конце убывающей предыдущей суббури (рис. 2.2, а). В 15:00UT отмечается соответствие между данными
ионозонда Соданкюли (f0Es = 3,2 МГЦ) и данными НОР БИЗОНа,
где f0Es = 3,5 ÷ 2,4 МГц за интервал этапа «а» (рис. 2.2, б).
Этап «b»: 15:10–15:27UT, Dt = 17 мин, включает 6 ионограмм
НОР.
Предыдущая суббуря заканчивается, магнитное поле (X-компонента) имеет минимальное значение в конце этапа. Как следует из
спутниковых данных (рис. 2.2, в) с 15:00 UT начинается рост высыпаний. Они наиболее интенсивны в области ГДВ (рис. 2.1), которая
Тромсё
10 января 1997
dTEC/dt
450
Широта, CGM
68
350
66
250
64
150
62
50
12
15
18
Время, UT
21
Рис. 2.8. Кривые, показывающие скорость изменения 15-минутных
значений ТЕС и характеризующие степень нерегулярности ионосферы,
для 10 января 1997 г по обсерватории Тромсё, Норвегия
96
смещается к югу [Aarons and Lin, 1999]. Доказательством этого смещения служат данные радара CUTLASS на рис. 2.3 и данные dTEC/
dt по обс. Тромсё, представленные на рис. 2.8 [Aarons, Lin., 1999].
Последний показывает максимум интенсивности с 15:00 до 17:00UT,
который смещается к югу. Доказательством интенсивных высыпаний в ГДВ являются данные f0Es по ст. Кируна [SPIDR], значения
которых с 15:00 до 18:15UT 10 января резко увеличиваются за счет
высыпаний с 2,5 до 4,5 МГц, тогда как на ст. Люксeлe и Уппсaлa,
рис. 2.1, значения f0Es остаются без изменения.
В слое F на дальности D = 1200 км (ϕL ≅ 67°) диффузные рассеяния от ГДВ или ПСП преобразуются в отражения с обыкновенной и
необыкновенной составляющими. Происходит смещение этих отражений к югу с дальности D = 1200 км до D = 1000 км. На дальности
D = 750 – 1000 км диффузность, обязанная УПИ, также трансформируется в отражения с двумя магнито-ионными компонентами,
отражения смещаются к концу этапа к югу. Скорость перемещения
V ≈ 150 м /с.
Отражения от Es-слоев очень слабы и диффузны. Здесь поток высыпаний еще недостаточно ионизирует слой E.
Этап «с»: 15:30–15:37 UT, Dt = 7 мин, включает 5 ионограмм
НОР.
Начало новой интенсивной суббури, происходит рост
X-компоненты магнитного поля от минимального значения. Продолжается рост высыпаний, рис. 2.2, в.
В области F2 отмечается разрушение выраженных слоев, как
это можно видеть, например, на рис. 2.3. На дальностях D = 800 –
1000 км и D = 600 – 900 км образуется значительная диффузность
в НОР-ионограммах БИЗОНа. Началась, возможно, и перекачка ионизации от F-области к E.
Образуются дискретные Es-отражения, обязанные созданию
мощного спорадического Es за счет того, что усиливающийся поток
высыпаний начал ионизировать E-область. Диапазон дальностей
отражений D = 100 ÷ 400 км.
Этап “d”: 15:39–15:54UT, Dt = 15 мин, включает 9 ионограмм
НОР.
Характеризуется резким подъемом значений X-компоненты магнитного поля.
На дальностях D = 1300 – 1400 км наблюдаются диффузные облака, которые быстро возникают и исчезают (минуты). Имеется
тенденция их смещения к югу, что подтверждается также данными на рис. 2.3. Отражения в области F на дальностях D = 700–900
97
км очень переменчивы и диффузны. Здесь может быть существуют
дрейфы облаков из дневного каспа и идет заметная перекачка ионизации от F-области к E.
На уровне E-области развиваются мощные Es-отражения на
дальностях D = 300–400 км. Спорадический Es имеет значение
f0Es, совпадающее со значением f0Es = 4,3 МГц в 16:00UT в Соданкюле, рис. 2.2, б, и со значением f0Es = 4,3 МГц в 15:50UT в Кируне
[SPIDR]. Это свидетельствует о смещении области Es к югу.
Здесь также фиксируются отражения, вероятно от полярных
сияний, в южной области ГДС на дальностях D > 900 км. Наличие
полярных сияний подтверждается аскаплотами Лопарской с 16:30
UT, рис. 2.2, д.
Этап «е»: 15:56–16:21UT, Dt = 25 мин, включает 14 ионограмм
НОР.
Заканчивается рост значений X-компоненты магнитного поля до
максимума.
Наблюдается преимущественно диффузное отражение от
F-области (как и на рис. 2.3) в основном на дальности D ≈ 800 км от
ГДВ (ПСП) или спорадических Esr.
Продолжается рост интенсивности спорадического Es и приближение его к станции НОР с развитием суббури. Мощный Es дает отражения на дальностях D = 200–400 км, f0Es = 4,3 МГц.
Этап “f′: 16:23–16:55UT, Dt = 23 мин, включает 11 ионограмм
НОР.
В магнитном поле (X-компонента) наблюдается резкий спад с последующим ростом.
Фиксируются очень редкие диффузные F-отражения на дальности D ≅ 800 км.
Характер Es-отражений устойчив и аналогичен отражениям
предыдущего этапа. Здесь спорадический Es почти полностью экранирует F-отражения.
Из анализа следует, что за период локальной суббури с 14:51 по
16:55UT метод НОР с помощью аппаратуры БИЗОН продемонстрировал комплексную картину обратно рассеянных сигналов от F- и
E-областей ионосферы, где различные типы НОР – диффузные, дискретные, плоские, с групповым запаздыванием, от полярных сияний, быстро возникающие и исчезающие отражают существо происходящих геофизических явлений. Данные радара CUTLASS также подтверждают динамику ионосферы по данным БИЗОНа.
Заключение. Как итог проделанной работы сформулируем следующие выводы.
98
1. Комплексный эксперимент методом НОР на аппаратуре БИЗОН с привлечением геофизической информации показал возможность интерпретации сложных ионосферных явлений на ионограммах НОР во время магнитных бурь или суббурь. Подобные исследования вносят определенный вклад в дело изучения солнечно-земной
физики и особенно проблем, сформулированных в рамках международных программ CEDAR, ISTP, GEM, NSWP и CAWSES.
Аппаратура БИЗОН представляет собой цифровой ионозонд для
вертикального и наклонного зондирования ионосферы в диапазоне
частот 1–30 МГц. Этот инструмент использовался как радар с дальностью действия порядка 2000 км. Главный лепесток диаграммы
направленности антенны в режиме НОР ориентирован на север.
Для магнитной бури 10 января 1997 г. были использованы геофизические данные по обсерваториям: Горьковская, Лопарская,
Апатиты (Россия), Соданкюля, Оулуярви, Нурмиярви (Финляндия), Кируна, Люкселе, Уппсала (Швеция) главным образом ионосферные и магнитные данные, а также риометрические данные и
аскаплоты полярных сияний. Дополнительно привлечены данные
радара CUTLASS, материалы ТЕС по GPS наблюдениям и данные
по высыпаниям частиц спутника DMSP.
2. Исследована конкретная суббуря в интервале 14:51–16:55UT
во время широко известной магнитной бури 10 января 1997 г. Получены 52 ионограммы НОР, которые исходя из физики происходящих явлений были разбиты на 6 групп. Каждая группа отличается
от другой своим индивидуальным характером происходящих в ионосфере явлений и процессов, обусловленных высыпанием частиц,
перекачкой ионизации из F-области в E-область ионосферы и обратно, движением ионосферных структур к югу, образованием резких
градиентов ионизации, возникновением полярных сияний, развитием спорадических слоев Es и т.д.
3. Интервал проведения эксперимента НОР за 10 января 1997 г.
характеризовался следующими условиями: местное время – вечерние часы зимнего периода; индексы магнитной активности K = 4–5
(или Kp = 3+); середина магнитной бури, ближе к фазе восстановления; интенсивность суббури в максимуме I = 200 нТл (Соданкюля).
Для указанных условий выявлены возможные типы отражений от
следующих ионосферных структур: от ПСП (ГДВ) как постоянных
образований; от УПИ, у которого вероятность появления при данных геофизических условиях максимальна; возможно от ГДС и маловероятно от КИП как “утренней” структуры. Также отражения
возможны от полярных сияний и неоднородностей, дрейфующих из
99
дневного каспа в направлении ПСП, не считая эффекта обратного
рассеяния от Земли.
4. Характерные реальные отражения НОР на ионограммах подтвердили высказанные в предыдущем пункте предположения и состояли из следующих типов.
Плоские отражения благодаря рассеянию от области F на дальности D = 1200 км, скорее всего от ГДВ или ПСП.
Отражения с плавным нарастанием дальности при увеличении
частоты для D = 800 – 1000 км наиболее вероятно от УПИ или спорадических Esr в районе Соданкюли.
Отражения с групповым запаздыванием на расстоянии D = 1100
км от ГДВ или ПСП и на расстоянии D = 800 км от УПИ.
Плоские отражения за счет непосредственного рассеяния от области E (D = 100 – 500 км).
Плоские отражения от полярных сияний на дальностях
D = 1200–2000 км.
Отражения с плавным нарастанием дальности для обратного
рассеяния от Земли посредством F-слоя.
2.1.2. Ионосфера северной Европы
за период магнитной бури 20 ноября 2003 г.
В настоящем солнечном цикле, когда активность Солнца уменьшается, недавно возник период экстраординарной активности в
октябре–ноябре 2003 г. Эта активность была настолько высока,
насколько она может быть во время солнечного максимума и была высочайшей по многим аспектам. Так, активная область 486 на
Солнце содержала наибольшую группу пятен из всего цикла №23,
наибольшую с ноября 1990 г. В трех различных активных регионах, например, имело место 17 больших вспышек за период конец
октября – начало ноября. Было опознано шесть отдельных протонных событий за этот возмущенный период. Имели место две очень
интенсивные геомагнитные бури с корональными выбросами вещества (СМЕ), которые являются мощнейшими бурями цикла
№23.
Безусловно, период октября–ноября 2003 г. является крайне интересным для ученых-исследователей в области геофизики, радиофизики, прогнозирования космической погоды и в других смежных
областях. С другой стороны важно выявить, какие конкретные последствия указанного возмущенного периода произошли во многих
областях, касающихся околоземного пространства: геомагнитные
бури, ионосферные возмущения, работа GPS, задержка движения
100
спутников, проблемы авиалиний, электроснабжения, навигации,
связи и др. [Jin et al., 2008].
Настоящий раздел посвящен детальному анализу ионосферных
эффектов в главную фазу экстремально интенсивной магнитной бури 20 ноября 2003 г. (минимальное значение Dst индекса достигло величины Dst = –472 нТл) по данным комплексных наземных наблюдений в Европейской части Арктики [Благовещенская и др., 2005].
– Методы и средства наблюдений. В период магнитной бури 20
ноября 2003 г. проводились КВ-доплеровские измерения одновременно на нескольких частотах и направлениях, наблюдения методом наклонного зондирования ионосферы на скользящей частоте и
магнитные измерения.
Схема экспериментов приведена на рис. 2.9. КВ доплеровские наблюдения осуществлялись на направлениях Лондон–Тромсё–Санкт80
NAI
LYR
SOR
TRO
70
AND
LEK
RVK
MAS
IVA
MUO
SOD
LOZ
OUJ
DOB
60
NUR
UPS
СПетербург
TAR
Лондон
50
0
10
20
30
Рис. 2.9 Геометрия экспериментов, показывающая расположение
диагностических трасс Лондон–Тромсё–Санкт-Петербург, Пори–
Тромсе–Санкт-Петербург, на которых проводились наблюдения методом
ракурсного рассеяния. На карте также приведено местоположение
IMAGE-сети магнитометров
101
Петербург и Пори–Тромсё–Санкт-Петербург методом ракурсного
рассеяния диагностических КВ-сигналов на мелкомасштабных ионосферных неоднородностях (МИН), ориентированных вдоль магнитного поля (методом бистатических КВ-радарных наблюдений).
Условие ракурсного рассеяния определяется как
(k0⋅B) = (ks⋅B), (2.5)
где k0 и ks – волновые вектора падающей и рассеянной волн, B – вектор магнитного поля Земли. Результаты моделирования геометрии
ракурсного рассеяния для рассматриваемой схемы экспериментов
приведены в работах [Blagoveschenskaya et.al., 1999; Borisova et.al.,
2002]. В течение магнитной бури КВ-доплеровские измерения проводились на обсерватории Горьковская вблизи г. Санкт-Петербурга
в непрерывном режиме одновременно на двух направлениях. Частота оцифровки доплеровских сигналов составляла 102 Гц, что обеспечивало проведение спектрального анализа в полосе 51 Гц. Спектральный анализ проводился методом быстрого преобразования
Фурье (БПФ). Рассчитывалось 512 спектральных коэффициентов,
что обеспечивало частотное разрешение 0,1 Гц и временное разрешение 10 с. В период проведения экспериментов передатчик в Пори,
Финляндия, излучал на частотах 11755 и 6120 кГц; передатчики
вблизи Лондона работали на частотах 12095 и 13660 кГц.
Для анализа и интерпретации данных КВ-доплеровских измерений и результатов наклонного зондирования использовались данные
IMAGE-сети магнитометров в Скандинавии, сети магнитометров
в восточном секторе Российской Арктики, данные по поглощению
радиоволн на частотах 32 и 40 МГц, полученные на финской сети
риометров, данные диназонда в Тромсё, расположенного в области
рассеяния диагностических КВ-сигналов на направлениях Пори–
Тромсё–Санкт-Петербург и Лондон–Тромсё–Санкт-Петербург.
Для оценки общей геофизической обстановки использовались AEиндексы магнитной активности и Dst-вариации по данным Международного центра данных в Киото.
– Результаты наблюдений и их анализ. Ниже рассмотрены результаты комплексных наземных радиофизических и геофизических методов и средств наблюдений ионосферных эффектов в главную фазу магнитной бури 20 ноября 2003г.
Наземные проявления эффектов солнечной вспышки. Магнитная буря 20 ноября 2003 г. была вызвана вспышкой на Солнце,
произошедшей 18 ноября 2003 г. Увеличение интенсивности рентгеновского и ультрафиолетового излучения Солнца, наблюдаемое
102
во время солнечных вспышек, вызывает возрастание электронной
концентрации в D-, E- и F-областях ионосферы. Эти изменения концентрации различны на разных высотах и носят общее название
внезапных ионосферных возмущений, SID [Митра, 1977]. Наблюдения SID являются одним из основных средств наземной диагностики солнечных вспышек наряду с оптическими наблюдениями
и наблюдениями всплесков солнечного радиоизлучения. SID представляют собой непосредственные эффекты солнечных вспышек,
которые регистрируются на всей освещенной стороне Земли практически одновременно с солнечной вспышкой.
Диагностика SID, вызванного вспышкой на Солнце 18 ноября
2003 г., осуществлялась по данным КВ-доплеровских измерений одновременно на нескольких радиотрассах и частотах: Лондон–СанктПетербург, f = 12095 кГц; Пори–Санкт-Петербург, f = 11755 и 6120
кГц (см. геометрию экспериментов на рис. 2.9). При наблюдениях
доплеровским методом внезапные ионосферные возмущения проявляются в виде внезапной положительной девиации частоты принимаемого сигнала (SFD) длительностью несколько минут. SFD регистрируются одновременно на всей освещенной стороне Земли, причем характер вариаций доплеровского смещения частоты во времени практически идентичен в удаленных друг от друга пунктах
наблюдений [Митра, 1977; Намазов и др. 1975; Благовещенская,
2001].
На рис. 2.10 приведены динамические доплеровские спектры
КВ-сигналов (сонограммы) во время солнечной вспышки 18 ноября
на радиотрассах Пори–Санкт-Петербург (f = 11755 кГц) и Лондон–
Санкт-Петербург (f = 12095 кГц). Из рис. 2.10 следует, что внезапное ионосферное возмущение типа SFD началось в 16:21UT, достигло максимума в 16:24UT и закончилось в 16:30 UT (длительность
возмущения 9 минут). Кроме того SFD не сопровождалось поглощением диагностических КВ-сигналов на трассах Лондон–СанктПетербург и Пори–Санкт-Петербург, что свидетельствует о незначительном возрастании электронной концентрации в нижней ионосфере.
Во время максимума SFD положительные доплеровские смещения частоты fdmax составили 4,3 и 4,8 Гц на трассах Пори– СанктПетербург и Лондон–Санкт-Петербург соответственно. Отметим,
что на основе анализа параметров SFD по данным многолетних исследований на радиотрассах различной протяженности и ориентации наиболее вероятные значения fdmax во время SFD составляли
fdmax = 0,5–2 Гц, а их длительность Т = 1–4 мин [Благовещенская,
103
а)
16.40
f = 11755 кГц
Ноябрь 18, 2003
б)
16.40
16.35
16.30
16.30
16.25
16.25
16.20
16.20
16.15
16.15
Время , UT
16.35
f = 12095 кГц
16.10
16.10
–2
0
2
4
–2
0
2
4
Doppler frequency, Гц
Рис. 2.10. Динамические доплеровские спектры КВ-сигналов (сонограммы)
с 16:10 до 16:40UT во время солнечной вспышки 18 ноября 2003 г.
на радиотрассах Пори– Санкт-Петербург, f = 11755 кГц (а) и Лондон–
Санкт-Петербург, f = 12095 кГц (б)
2001]. Сопоставление fdmax на частотах 6120 и 11755 кГц на трассе
Пори–Санкт-Петербург показывает, что во время солнечной вспышки 18 ноября 2003 г. доплеровское смещение частоты было пропорционально рабочей частоте, fdmax ~ f (fdmax = 3,2 Гц на f = 6120 кГц
и fdmax = 4,3 Гц на f = 11755 кГц). Из этого следует, что во время
рассматриваемой вспышки изменение фазового пути принимаемо104
го КВ-сигнала было вызвано в основном изменениями высоты отражения, а не дополнительной ионизацией в неотклоняющей области
(ниже высоты отражения), где fdmax~ 1/f.
Таким образом, характеристики SFD 18 ноября 2003 г. (амплитуда и длительность возмущения, пропорциональность fdmax рабочей
частоте, незначительное поглощение диагностических КВ-сигналов
в нижней ионосфере) свидетельствуют о том, что рассматриваемая
вспышка сопровождалась значительным увеличением интенсивности ультрафиолетового, а не рентгеновского излучения Солнца. По
классификации вспышка на Солнце 18 ноября 2003 г. относилась к
типу М солнечных вспышек.
Диагностика SID имеет важное значение для прогнозирования
магнитных бурь. Во время вспышки Солнце является также источником низкоэнергичной плазмы, которая достигает Земли через
1–3 суток после вспышки и вызывает магнитные и связанные с ними ионосферные бури.
Краткое описание магнитной бури. Источником большинства
интенсивных магнитных бурь является приближение к магнитосфере Земли межпланетных магнитных облаков [Tsurutani et al.,
1999; Козырева и др., 2004]. При этом при взаимодействии с магнитосферой Земли на переднем крае облака образуется ударная волна,
которая вызывает внезапное начало магнитной бури (SC). Внезапное начало магнитной бури вспышечного происхождения 20 ноября
2003 г. было зарегистрировано в 08:00UT. Главная фаза магнитной
бури по Dst-индексу магнитной активности началась в 12:00UT. Минимальное значение Dst-индекса достигло величины Dst = –472 нТл
в 20:00UT. Таким образом, продолжительность главной фазы магнитной бури 20 ноября 2003 г. составляла 8 ч. Рассматриваемая буря относится к экстремально интенсивным событиям. Значение Dstиндекса меньше –100 нТл наблюдалось в течение 29 часов (с 14:00 20
ноября до 18:00UT 21 ноября 2003 г.). Буря закончилась в 18:00UT
23 ноября 2003 г., когда значение Dst-индекса восстановилось до величины –50 нТл.
По данным AE-индекса магнитной активности буря имела несколько последовательных активаций. Наиболее интенсивные среди них имели максимум в 13:00UT (AEmax = 2150 нТл) и в 16:00UT
(AEmax = 2000 нТл).
Рассмотрим более детально вариации магнитного поля в восточном секторе Российской Арктики по данным Арктической магнитометрической сети и в Европейской части по данным IMAGE-сети
магнитометров в Скандинавии.
105
Таблица 2.2
Координаты магнитометров в восточной части российской Арктики
Станция
IAGA
код
Широта
(геогр.)
Долгота
(геогр.)
Широта
(GSM
Долгота
(GSM)
Диксон
DIK
73.5
80.6
68.3
155.9
Мыс Челюскин
CCS
77.7
104.3
71.6
175.3
Тикси
TIK
71.6
129.0
65.6
196.9
Певек
PBK
70.1
170.9
64.8
226.8
Норильск
NOK
69.4
88.1
63.4
161.8
PBK
PBK
TIK
TIK
CCS
DIK
ZComponent
HComponent
2000 нТл
The Russian Arctic Magnetometric Network 20031120
CCS
DIK
NOK
0
6
12
18
Hour (UT)
24
NOK
0
6
12
18
24
Hour (UT)
Рис. 2.11. Вариации H- и Z-компонент магнитного поля Земли на
российской сети магнитометров в восточной Арктике 20 ноября 2003 г.
На рис. 2.11 показаны вариации H- и Z-компонент магнитного поля на сети магнитометров в восточной части Арктики 20 ноября 2003 г. Координаты магнитометрических станций приведены в
табл. 2.2. Рис. 2.12 иллюстрирует поведение X- и Z-компонент магнитного поля по данным IMAGE-сети магнитометров. Расположение станций IMAGE показано на рис. 2.9. В восточной Арктике резкое уменьшение H-компоненты началось в 12:00UT практически
одновременно в широком диапазоне долгот от Певека до Норильска.
106
20031120
б)
ZComponent
ХComponent
4000 нТл
4000 нТл
а)
06
12
Hour (UT)
18
06
12
18
Hour (UT)
Рис. 2.12. Вариации X- и Z-компонент магнитного поля Земли по данным
IMAGE-сети магнитометров 20 ноября 2003 г. с 06:00 до 22:00UT.
Расположение магнитометров показано на карте (рис. 2.9)
Максимальная амплитуда возмущения в H-компоненте достигала
dHmax = –2000 нТл.
По данным IMAGE-сети магнитометров наиболее интенсивная активация с резким началом началась около 16:15UT в широком диапазоне широт от ст. SOR (70.54° N) до TAR (58.26° N). Она
имела максимальную амплитуду X-компоненты в 16:50UT (около
dXmax = –2200 нТл). Максимальный западный электроджет, определяемый по обращению знака Z-компоненты магнитного поля от
положительных к отрицательным значениям, интенсифицировался на широте порядка 62.3° N (ст. HAN).
Тонкая структура ионосферы. Как отмечалось выше, исследование тонкой структуры высокоширотной ионосферы во время главной фазы магнитной бури 20 ноября 2003 г. осуществлялось методом ракурсного рассеяния (известным в зарубежной литературе как
метод бистатических радарных наблюдений) диагностических КВсигналов на мелкомасштабных магнитно-ориентированных неоднородностях. Размер неоднородностей l, ответственных за ракурсное
рассеяние диагностических радиоволн, составляет порядка l ~ λ/2,
107
где λ – длина волны. В период магнитной бури наблюдения выполнялись на частотах в диапазоне 11–14 МГц, что соответствует масштабам неоднородностей l = 10–13 м.
На рис. 2.13 приведены динамические доплеровские спектры диагностических КВ-сигналов в различные периоды магнитной бури 20 ноября 2003 г. Нулевое значение доплеровской частоты соответствует распространению диагностических сигналов на радиоНоябрь 20, 2003
б)
а)
f = 11755 кГц
17.45
16.40
16.35
17.40
Время , UT
16.30
17.35
16.25
16.20
17.30
16.15
–4
0
4
8 12 16
20
24
–4
0
4
8
12
16
Doppler frequency, Гц
Рис. 2.13, а, б. Динамические доплеровские спектры диагностических КВсигналов во время магнитной бури 20 ноября 2003 г.:
(а) 16:12–16:44UT, Пори–Тромсё–Санкт-Петербург, f = 11755 кГц; (б) 17:26–
17:46UT, Пори–Тромсё–Санкт-Петербург, f = 11755 кГц
108
трассах Пори–Санкт-Петербург и Лондон–Санкт-Петербург по дуге
большого круга. Геометрия рассматриваемых наблюдений такова,
что ракурсно-рассеянные сигналы чувствительны к северо-южной
компоненте скорости движения ионосферной плазмы. При этом положительные значения доплеровской частоты fd соответствуют движению неоднородностей в южном направлении (к приемнику), а отрицательные fd – движению в северном направлении.
f = 12095 кГц
в)
Ноябрь 20, 2003
г)
20.45
18.40
20.40
18.35
20.35
18.30
20.30
Время , UT
18.45
f = 13660 кГц
20.250
20.20
18.20
20.15
18.15
20.10
18.10
20.05
18.05
–2
0
2
4 6
8
10
12
–4
0
4
8
12
16
Doppler frequency, Гц
Рис. 2.13, в, г. Динамические доплеровские спектры диагностических КВсигналов во время магнитной бури 20 ноября 2003 г.:
(в) 18:02–18:47UT, Лондон–Тромсё–Санкт-Петербург, f = 12095 кГц; (г) 20:00–
20:47UT, Лондон–Тромсё–Санкт-Петербург, f = 13660 кГц
109
Рис. 2.13, а и 2.13, б характеризуют динамические доплеровские
спектры на направлении Пори –Тромсё–Санкт-Петербург на частоте 11755 кГц с 16:12 до 16:44UT и с 17:26 до 17:46UT соответственно. Отметим, что в указанные интервалы времени наблюдалась наиболее интенсивная активация магнитной бури по данным IMAGEсети магнитометров.
Из рис. 2.13, а следует, что начало авроральной активации в
16:15UT по данным IMAGE-сети магнитометров сопровождалось
появлением волнообразных изменений fd с периодом порядка 1,5
мин, которые наблюдались с 16:14 до 16:18UT. Указанные волновые
вариации fd наиболее вероятно связаны с генерацией нерегулярных
магнитных пульсаций Pi2, которые являются одним из наиболее
характерных элементов взрывной фазы авроральной суббури [Пудовкин и др., 1976; Распопов, 1968; Olson, 1999]. С 16:19UT регистрировались интенсивные рассеянные сигналы с максимальным положительным доплеровским смещением частоты порядка fdmax = 26
Гц, что соответствует скоростям движения неоднородностей в южном направлении около 350 м/с. Необходимо отметить, что по данным диназонда в Тромсё с 16:00 до 17:00UT наблюдались интенсивные спорадические слои Es с максимальными частотами f0Es = 4–6
МГц. Поэтому рассеяние диагностических сигналов происходило
на неоднородностях, расположенных в авроральной E-области ионосферы. После 16:40UT отмечалось заметное ослабление рассеянных сигналов вследствие повышенного поглощения.
С 17:00UT рассеяние наблюдалось преимущественно от неоднородностей в F-области ионосферы. Характерной особенностью в поведении доплеровских спектров (рис. 2.13, б, в, г) являлось наличие
волновых процессов fd различных периодов от 1,5–2 до 8 мин. Преобладающие скорости движения неоднородностей наблюдались в
южном направлении (положительные fd). Однако в этот период (см.
рис. 2.13, б, в) максимальный доплеровский сдвиг частоты не превышал 12 Гц, что соответствует южной компоненте скоростей движения неоднородностей в F-области порядка 250 м/с. В период с 18:02
до 18:47UT (рис. 2.13, в) волновые возмущения отмечались на “прямом” сигнале, т.е. при распространении диагностической волны по
дуге большого круга на трассе Лондон–Санкт-Петербург, средняя
точка которой располагается на широте ~ 58° N.
– Обсуждение результатов. Каждая магнитная буря является сложным и многогранным комплексом физических процессов
в околоземном космическом пространстве. Геоэффективность магнитных облаков, являющихся источниками большинства интен110
сивных магнитных бурь, может быть различной. Она зависит от динамики и соотношения параметров ММП и солнечного ветра конкретного облака, что вызывает специфические особенности проявления различных магнитных бурь.
Несмотря на то, что магнитная буря 20 ноября 2003 г. была вызвана вспышкой на Солнце класса М, она была исключительно интенсивной. Согласно классификации магнитных бурь, предложенной Gonzalez et al., 1994, к интенсивным относятся бури с Dst ≤ –100
нТл в течение 3 часов. Магнитная буря 20 ноября 2003 г. характеризовалась минимальным значением Dst-индекса Dst = –472 нТл в
20:00UT 20 ноября 2003 г. При этом значения Dst < –100 нТл наблюдались в течение 29 часов. Внезапное начало магнитной бури произошло в 00:08UT 20 ноября 2003 г. Главная фаза магнитной бури,
характеризуемая значительной инжекцией заряженных частиц из
хвоста во внутреннюю магнитосферу, продолжалась в течение 8 ч,
с 12:00 до 20:00UT. Величина AE-индекса в главную фазу бури превышала 2000 нТл.
Основное внимание в исследовании уделено рассмотрению и анализу ионосферных эффектов в главную фазу магнитной бури по
данным комплексных наземных наблюдений в Европейском регионе Арктики.
Анализ данных диназонда Тромсё, Норвегия, в области ракурсного рассеяния диагностических КВ-сигналов от МИН (см. карту
на рис. 2.9) показывает, что начало главной фазы суббури с 12:00
до 16:40UT сопровождалось появлением интенсивных спорадических слоев Es с частотами f0Es = 4–6 МГц. После 16:40UT вплоть
до окончания главной фазы бури регистрировались отражения от
слоя F2. При этом наблюдались высокие значения критических частот, f0F2 = 4–7 МГц. Результаты исследования ионосферных бурь
[Buonosanto, 1999; Szuszczewicz et al., 1998] показывают, что в
главную фазу магнитной бури в F-области ионосферы наблюдаются отрицательные возмущения. Максимум интенсивности отрицательных возмущений регистрируется на ночной стороне. Характерной особенностью ионосферного отклика F-области в главную
фазу бури 20 ноября 2003 г. являлось отсутствие отрицательной
фазы. Необходимо также отметить, что экстремально интенсивная магнитная буря (по Dst и AE индексам магнитной активности)
сопровождалась относительно невысоким возрастанием электронной концентрации в D-области ионосферы. Уровень поглощения
(по риометрическим данным) на частоте 32 МГц в Скандинавии не
превышал 2–3 дБ.
111
Одним их ионосферных проявлений магнитных бурь является
генерация волновых возмущений на высотах ионосферы с периодами 1–190 мин [Hunsucker, 1982; Григоренко и др. 2003]. Такие процессы хорошо изучены и обусловлены генерацией и распространением внутренних гравитационных волн в нейтральной атмосфере
[Григорьев, 1999]. Они генерируются в высоких широтах в периоды
интенсивных магнитных бурь авроральными источниками и распространяются затем в экваториальном направлении на более низкие широты.
В период главной фазы магнитной бури 20 ноября 2003 г. в Европейском регионе Арктики по данным КВ-доплеровских измерений методом ракурсного рассеяния диагностических КВ-сигналов
на мелкомасштабных магнитно-ориентированных ионосферных
неоднородностях регистрировались короткопериодные волновые
возмущения в ионосфере. Преобладающие периоды этих возмущений лежали в диапазонах 1,5–2 и 4–8 мин. Необходимо отметить,
что короткопериодные волновые процессы в ионосфере относятся
к наименее изученному типу волновых возмущений. По времени
проявления волновые процессы с периодами 1,5–2 мин привязаны
к началу авроральных активаций по данным IMAGE-сети магнитометров. Учитывая изложенное, есть основания утверждать о связи волновых возмущений в ионосфере и геомагнитных пульсаций
Pi2, которые являются одним из наиболее характерных элементов
взрывной фазы авроральной суббури. Наличие корреляции между
волновыми вариациями доплеровских скоростей и колебаниями
Pi2 было подтверждено в работах [Yeoman et al., 1991; Благовещенский и Благовещенская, 1994; Brandshow, Lester, 1997].
Происхождение волновых процессов в ионосфере с периодами
4–8 мин, наблюдавшимися в главную фазу магнитной бури 20 ноября 2003 г. может быть связано с геомагнитными пульсациями
Pc5–6. В работе [Козырева и др. 2004] показано, что в главную фазу
магнитной бури волновая активность в диапазоне Pc5–6 перемещается в замкнутую магнитосферу. Корреляция геомагнитных пульсаций Pc6, вариаций полного электронного содержания и мощности эхо-сигнала обратного рассеяния была обнаружена во время интенсивной магнитной бури 24–25 сентября 1998 г. [Афраймович и
др., 2001].
Заключение. По данным комплексных радиофизических и геофизических методов диагностики рассмотрены ионосферные эффекты в главную фазу экстремально интенсивной магнитной бури
20 ноября 2003 г. Проведен анализ ионосферных проявлений эф112
фектов солнечной вспышки класса М (внезапного ионосферного возмущения типа SFD) 18 ноября 2003 г. Минимальное значение Dst
индекса во время бури достигло значений Dst = –472 нТл в 20:00UT
20 ноября 2003 г., а AE-индекс магнитной активности превысил
2000 нТл. По данным вертикального зондирования ионосферы в
Тромсё с 12:00 до 16:40UT регистрировались интенсивные отражения от спорадических слоев Es с частотами f0Es = 4–7 МГц. После
17:00UT наблюдались отражения от слоя F2 с аномально высокими
для главной фазы бури в ночном секторе критическими частотами,
f0F2 = 4–7 МГц.
Методом ракурсного рассеяния диагностических КВ-сигналов
(известным в зарубежной литературе как метод бистатических радарных наблюдений) исследована тонкая структура авроральной
ионосферы в главную фазу бури. Показано, что в период авроральной активации по данным IMAGE-сети магнитометров южная компонента скорости движения мелкомасштабных неоднородностей
в E-области составляла около 350 м/с. Характерной особенностью
главной фазы бури являлось наличие короткопериодных волновых
процессов в ионосфере с преобладающими периодами 1,5–2 и 4–8
мин. Волновые процессы с периодом 1,5–2 мин могут быть связаны
с генерацией геомагнитных пульсаций Pi2, являющихся типичным
элементом взрывной фазы авроральных суббурь, а волновые колебания с периодами 4–8 мин – с пульсациями геомагнитного поля.
2.1.3. Анализ вариаций критической частоты ионосферы
за период магнитной бури 14–16 мая 1997 г.
Рассматриваемая здесь буря 14–16 мая 1997 г. была зарегистрирована на ряде станций северного и южного полушарий на фоне относительно спокойного магнитного поля около 02:00 UT. Продолжительность бури в средних широтах составила около 40 часов.
Максимальное значение индекса Dst равно –166 нТл в 13:00 UT 15
мая. Эта буря по уровню освещенности близка к солнцестоянию и
относится к минимуму солнечной активности.
Задача исследования – выявить особенности изменений основного параметра ионосферы f0F2 от северных широт к южным на всех
этапах магнитной бури 14–16 мая 1997 г. в различных долготных
секторах [Blagoveshchensky et al., 2003б].
– Анализ данных. Использованы данные трех цепочек ионосферных станций, расположенных в европейском, азиатском и американском секторах. Перечень станций с их координатами приведен
в табл. 2.3.
113
Таблица 2.3
Список ионосферных станций, которые были использованы в анализе
Станции
Символ
Kiruna
Lycksele
Uppsala
Dourbes
Sofia
San Vito
Magadan
Petropavlovsk
Irkutsk
Khabarovsk
Osan
Taipei
Goosebay
Wallops Is.
Bermuda
Dyess
Eglin
Puerto Rico
KI
LY
UP
DB
SQ
VT
MG
PK
IR
KB
SN
TP
GS
WP
BJJ
DS
EG
PR
Географическая
Широта
Долгота
67.8
64.7
59.8
50.1
42.6
40.7
60.12
53.02
52.5
48.5
37.2
25.0
53.3
37.9
32.37
32.4
30.4
18.5
20.4
18.8
17.6
4.6
23.4
19.9
151.0
158.6
104.0
135.1
127.1
121.0
299.6
284.5
295.3
260.3
273.3
293.8
Геомагнитная
Широта
Долгота
65.17
62.7
58.4
51.89
41.10
40.2
50.75
44.67
41.1
37.91
26.2
13.7
64.61
40.3
43.8
42.1
41.2
29.96
115.9
111.4
106.3
88.15
103.08
97.5
210.8
219.0
174.8
200.4
195.4
189.5
12.07
352.7
5.62
325.5
340.5
2.49
Каждая цепочка состоит из 6–7 станций. Их выбор дает возможность исследовать долготные эффекты.
– Европейская цепочка станций. Рассматривается широтная
цепь ионосферных станций, расположенных в окрестности меридиана 20°E. На рис. 2.14 представлены вариации индекса ионосферной
возмущенности, определяемого как
Df0F2 = (f0F2вoзм – f0F2спoк) / f0F2спoк· 100%.
(2.6)
В верхней части рисунка показаны значения Dst-вариации и Kpиндекса. Светлыми и темными кружками на временной оси обозначены местные полдень и полночь.
14 Мая с 00:00 и до 18:00UT имеют место небольшие положительные изменения Dst-индекса, после чего Dst практически равен нулю
до внезапного начала бури около 03:00UT. В этот сравнительно спокойный период на всех станциях цепочки происходят небольшие и
некоррелированные вариации f0F2 относительно месячной медианы. Около местной полуночи в Кируне появляется незначительное
114
отрицательное значение Df0F2 (менее 15%), которое с уменьшением
широты меняет знак и увеличивает амплитуду до 30% практически по всем станциям цепочки. После начала положительной фазы бури 15 мая значения Df0F2 на всех станциях, в основном, имеют
Dst, нТл Kpindex
8
Май 14–16, 1997,
меридиан 20°Е
4
∆f0F2, % ∆f0F2, % ∆f0F2, % ∆f0F2, % ∆f0F2, % ∆f0F2, % ∆f0F2, %
0
50
0
–50
–100
–150
12
0
12
60
0
0
12
24
KI (65.2° N)
–60
60
LY (62.7° N)
0
–60
60
UP (58.4° N)
0
–60
60
JR (54.4° N)
0
–60
60
DB (51.8° N)
0
–60
60
SF (41.0° N)
0
–60
60
VT (40.2° N)
0
–60
UT, h
Рис. 2.14. Вариации индекса ионосферной возмущенности Df0F2
на станциях, расположенных вдоль меридиана 20°E. Значения
Dst-индекса и Kp-индекса показаны в верхней части рисунка. Светлыми и
темными кружками на временной оси обозначены местный полдень
и полночь соответственно
115
тенденцию понижаться, переходя от положительных к отрицательным значениям. При переходе положительной фазы Dst в отрицательную и на фоне развития магнитной бури на всех станциях цепочки наблюдаются отрицательные отклонения Df0F2 небольшой
амплитуды. В максимуме бури около 13:00–14:00UT после местного полудня в Софии возникают значительные положительные возмущения до 60% и выше, которые переходят в отрицательные на
фазе восстановления бури около 18:00UT. К сожалению, на этом меридиане нет подходящей станции на более низкой широте. На более
высоких широтах отрицательные значения Df0F2 наблюдались весь
период до конца дня. Амплитуда их увеличивается к местной полуночи. 16 мая на высокоширотных станциях цепочки наблюдаются
отрицательные возмущения. С понижением широты значения Df0F2
меняют знак и до конца суток остаются положительными. Форма
вариаций значений Df0F2 в виде волны на рис. 2.14 сохраняется на
всех станциях, меняется лишь амплитуда колебаний. Следует отметить, что возмущения положительны около местной полуночи до
начала магнитной бури и отрицательны на фазе ее восстановления.
– Азиатская цепочка станций. На рис. 2.15 показаны вариации Df0F2 на цепочке станций, расположенных вблизи меридиана
140°E. Фаза развития бури на этом меридиане приходится на вечерние часы местного времени рассматриваемых станций. 14 мая до
бури колебания Df0F2 малы. Ближе к экватору (ТР) после полудня
появляются положительные значения Df0F2 (до 20%). Во время положительной фазы Dst 15 мая в местный полдень значения положительных Df0F2 увеличиваются на приэкваториальной станции (ТР).
Наиболее ярким эффектом этой бури являются интенсивные положительные возмущения (выше 60%) в вечерние часы на фазе развития бури, переходящие в отрицательные вблизи максимума Dst
на субавроральных и средних широтах северного полушария. Положительный пик, наблюдаемый 15 мая на фазе развития бури, сдвигается с уменьшением широты на более поздние часы местного времени, что позволяет предположить, что возмущение распространяется от высоких широт к экватору. Форма кривых вариаций Df0F2
при этом сохраняется. На станциях от Магадана и до Хабаровска
знак возмущения меняется около полуночи, на более низкой широте переход от положительных возмущений к отрицательным происходит в утренние часы на фазе восстановления (SN). На приэкваториальной станции (ТР) положительные вариации значений Df0F2 с
интенсивными колебаниями амплитуды наблюдались уже в предварительную фазу бури и на фазе ее развития. Далее на фазе восста116
Dst, нТл Kpindex
Май 14–16, 1997,
меридиан 140°Е
8
4
∆f0F2, %
0
50
0
–50
–100
–150
12
0
12
60
0
–60
60
0
–60
60
0
–60
0
12
24
MG (50.8° N)
PK (44.7° N)
IR (41.1° N)
60
0
–60
60
0
–60
KB (37.8° N)
SN (26.2° N)
60
0
–60
TP (13.7° N)
UT, h
Рис. 2.15. Вариации Df0F2 на станциях,
расположенных вдоль меридиана 140°E
новления бури они также переходят в отрицательные с амплитудой
до 50–60%. 16 мая на всех станциях наблюдаются отрицательные
возмущения значений Df0F2, независимо от местного времени, амплитуда их увеличивается с уменьшением широты.
– Американская цепочка станций. На рис. 2.16 показаны вариации критических частот слоя F2 на долготах 260–290°E. В этом регионе предварительная фаза бури приходится на местную полночь,
фаза развития и максимум Dst-индекса – на ночные и утренние часы, фаза восстановления – на дневные часы. 14 мая на всех станциях цепочки кроме PR в полночь наблюдаются положительные возмущения с амплитудой до 30%, которые переходят в отрицательные
после полуночи. После полудня 14 мая появляются положительные
117
Dst, нТл Kpindex
8
4
0
50
0
–50
–100
–150
∆f0F2, %
Май 14–16, 1997,
меридиан 280°Е
12
0
12
60
0
–60
60
0
–60
60
0
–60
0
12
24
GS (64.6° N)
WP (49.3° N)
BJ (43.8° N)
60
0
–60
60
0
–60
DS (42.1° N)
EG (41.2° N)
60
0
–60
PR (29.9° N)
UT, h
Рис. 2.16. Вариации Df0F2 на станциях,
расположенных вдоль меридиана 280°E
значения Df0F2 со значениями до 40% и выше. Амплитуда возмущения увеличивается с уменьшением широты. 15 мая на станции авроральной зоны (GS) на фазе развития и в максимуме бури в утренние и дневные часы отмечаются положительные возмущения с амплитудой до 70%, которые в вечернем секторе на фазе восстановления бури 15 мая переходят в отрицательные с амплитудой до 40%.
После полуночи 16 мая снова наблюдаются положительные значения Df0F2, амплитуда которых в утренние часы достигает 100%. На
средних широтах в предварительную фазу бури вариации Df0F2 меняют знак и остаются отрицательными на фазе развития, максимума и восстановления бури 15 и 16 мая. Смена знака возмущения
происходит в районе местной полуночи. Амплитуда отрицательных
118
возмущений не превышает 30%. Кривые значений Df0F2 имеют тенденцию сохранять свою форму, увеличивая амплитуду с понижением широты. Кроме того с понижением широты усиливается колебательный характер возмущений. На станции (PR) 15 мая на фазах
роста и восстановления квазипериод составляет около 12 часов.
– Обсуждение результатов и выводы. Из рассмотрения характера ионосферных возмущений, вызванных магнитосферной бурей,
на трех меридианах, можно выделить наиболее общие закономерности. Они состоят в следующем:
– Перед бурей на европейской и американской цепочках наблюдались положительные возмущения с амплитудой до 30%, независимо от местного времени. В начале отрицательной фазы бури на
станциях азиатского региона в вечернем секторе появлялись положительные возмущения с амплитудой до 60%, которые затем переходят в отрицательные.
– Длительные и интенсивные отрицательные возмущения имели место на субавроральных и средних широтах на фазе развития и
восстановления магнитной бури на всех цепочках.
– Форма кривых вариаций Df0F2 мало меняется с широтой. Наблюдается запаздывание подобных вариаций с уменьшением широты;
– Сопоставление вариаций Df0F2 на разных меридианах и близких широтах (DB-MG-WP) и (SF-KB-EG) показывает: что наибольший эффект бури в F-области ионосферы наблюдается на азиатской
цепочке.
Если рассматривать вариации Df0F2 относительно бури, то на
европейской и американской цепочках положительные возмущения наблюдаются перед бурей с максимальными значениями около 00:00UT 15 мая, независимо от локального времени. На европейской цепочке это ночные часы, а на американской – вечерние. В
азиатском регионе перед бурей возмущения отсутствуют и положительный пик Df0F2 появляется на фазе развития бури.
В настоящее время рассмотрено несколько механизмов
[Buonsanto, 1999], определяющих распределение концентрации
во время бурь на разных широтах, основным из которых является
проникновение на низкие широты электрических полей магнитосферной конвекции, которые вызывают высокоскоростные потоки
ионов, вследствие чего изменяется картина термосферных ветров.
Действие этого механизма приводит к смещению границ главного
ионосферного провала и изменению состава ионосферы и термосферы. Используя экспериментальные данные, полученные на рада119
ре НР в Милстоун-Хилл, Foster [1995] предлагает механизм образования положительного пика Df0F2 в вечерние часы, связанный с
формированием главного ионосферного провала. Во время магнитных бурь может появиться интенсивное (>100 мВ/м) поляризационное электрическое поле, если инжектированные ионы плазменного
слоя лежат экваториальнее электронов. Это приводит к образованию узкой по широте полосы поляризационного джета или субаврорального дрейфа ионов [Galperin et al., 1986]. В области быстрой
конвекции формируется глубокий и узкий провал в F-области, в то
время как к экватору от него направленный к Солнцу поток плазмы
от более позднего местного времени и более низких широт приводит к повышению электронной плотности во время начальной фазы
бури. Можно предположить, что наиболее четкое проявление этого
механизма наблюдалось 15 мая 1997 г. в 08:00–12:00 UT на азиатской цепочке.
Изменение ионного состава ионосферы в сторону молекулярной
составляющей может быть причиной уменьшения электронной концентрации днем во время бури, так как ведет к сильному уменьшению образования ионов О+ и к увеличению коэффициента потерь.
Изменение состава производится нейтральным ветром в основном в
области Джоулева нагрева. Вследствие нагрева на высоких широтах
крупномасштабная термосферная циркуляция может быть принята
за источник обогащения молекулами кислорода и азота и вызывать
уменьшение атомного кислорода на других широтах. Оба эти механизма ведут к уменьшению электронной концентрации в F-слое.
Проведенный анализ вариаций критических частот слоя F2 на
трех цепочках ионосферных станций, расположенных на разных меридианах, позволил выделить общие закономерности и различия:
– длительные интенсивные отрицательные возмущения на фазах развития и восстановления бури на субавроральных и средних
широтах;
– положительные возмущения на европейской и американской
цепочках, наблюдаемые перед бурей независимо от локального времени;
– положительный пик Df0F2 на азиатской цепочке на фазе развития бури в вечерние часы;
– подобие формы вариаций Df0F2 на каждой цепочке на разных
широтах и запаздывание развития возмущения в f0F2 с уменьшением широты;
– наибольший эффект бури в F-области ионосферы наблюдается
на азиатской цепочке.
120
Полученные различия вариаций Df0F2 в разных долготных секторах могут быть обусловлены как местным временем внезапного
начала бури, так и магнитным наклонением. Не случайно самые
большие отличия наблюдаются на меридиане 140°E, где разница
между географическим и магнитным полюсами наибольшая.
2.2. Воздействие суббурь на ионосферу
Проявлениями магнитосферной суббури являются: магнитная
суббуря, суббуря в полярных сияниях, ионосферная суббуря и т. д.
Магнитная суббуря или бухта в записи горизонтальной составляющей геомагнитного поля Н, является следствием развития авроральных электроджетов, или струйных токов, текущих на высотах
области E ионосферы в зоне полярных сияний. Отрицательные бухтообразные возмущения происходят утром и ночью за счет западного электроджета, а положительные – вечером за счет восточного
электроджета. Интенсивной и изолированной суббуре предшествует поворот Bz ММП к югу, после чего в магнитосфере усиливается
крупномасштабное электрическое поле конвекции. Период нарастания возмущенности от момента появления признаков до начала
взрывной фазы является предварительной фазой суббури. А началом суббури считается момент приближения неоднородного потока
солнечного ветра к границам магнитосферы. Плазма через полярные каспы юга и севера проникает вплоть до уровня ионосферы, а
через входной слой – внутрь магнитосферы. Происходит рост интенсивности вторгающихся частиц в дневные каспы на полуденных
широтах порядка 78° Затем область возмущения распространяется
к высоким и низким широтам, а также вдоль вечерней и утренней
сторон аврорального овала в виде двух потоков до их встречи в полуночном секторе (через 20–30 мин после начала возмущения в полуденном секторе). Начальное вторжение плазмы малой энергии в
области каспов и дальнейшее ее движение может не сопровождаться вариациями магнитного поля. Этим объясняется запаздывание
развития авроральных электроджетов относительно начала возмущения в полуденном секторе. Изолированная магнитосферная суббуря имеет три фазы: роста, экспансии (взрыва) и восстановления.
Эффект фазы роста состоит в переходе магнитосферы к нестабильности. Во время фазы роста магнитное поле переходит от формы
диполя к конфигурации хвоста. Это сильное изменение структуры
магнитного поля вызывает образование тонкого токового слоя вблизи Земли, в плазменном слое. Когда формируется тонкий токовый
121
слой, то развивается параллельное электрическое поле и ускоряет
электроны вдоль силовых линий. Для идентификации To – начала
фазы взрыва используются следующие факты: авроральные брейкапы, резкое уменьшение в отрицательных бухтах на высоких широтах, начало Pi2 на низких широтах и бездисперсионная инжекция.
Проявления авроральной интенсификации и начало отрицательной
магнитной бухты сопутствуют друг другу и как правило имеют место в полуночной ионосфере авроральной зоны. Происходят изменения в ионосферном электрическом поле или соответственно в ионосферной конвекции. Проявление этого электрического поля еще
изучено не до конца.
2.2.1. Динамика ионосферы
во время магнитосферных суббурь 1998–1999 гг.
Ранее в работе [Благовещенский и др.,1996] были исследованы вариации критической частоты f0F2 и высоты hmF2 слоя F2 ионосферы
по данным вертикального зондирования во время суббурь. Использовались пять станций России: Архангельск, Санкт-Петербург, Москва,
Киев и Ростов. Все они образуют измерительную цепочку приблизительно вдоль долготы 35°E, перекрывающую полосу широт 18°, начиная от средних (42°) вплоть до субавроральных (60°). Было рассмотрено более 30 авроральных суббурь в различные сезоны 1978–1995 гг.
Обнаружены общие специфические признаки в поведении указанных
параметров ионосферы за период суббури, перед ней и после. Условно
была названа главным эффектом (ГЭ) в ионосфере во время суббури
следующая совокупность характерных вариаций параметров.
1. На предварительной фазе суббури и до нее имеют место рост
значений f0F2 и уменьшение значений высот hmF2 (относительно
«спокойной» медианы) перед моментом начала взрывной фазы To за
примерно 4 часа.
2. Во время взрывной фазы наблюдается снижение величин f0F2
и рост hmF2 даже более медианы сразу после To.
3. Повтор явлений первого пункта происходит на фазе восстановления, но сравнительно слабо.
Из общего количества рассмотренных данных по всем станциям
ионосферной цепочки ГЭ имеет место в 90% всех случаев. В остальных 10% он не проявляется. Чтобы ГЭ состоялся, параметры суббури должны удовлетворять, как правило, следующим условиям.
Амплитуда в AE-индексах в максимуме не менее 250–300 нТл.
Одиночная суббуря на спокойном фоне продолжительностью 5–7
часов, протяженность суббури 2–4 часа.
122
Резкое начало взрывной фазы.
Вечерне-ночной сектор местного времени в пределах 20:00–05:00 ч.
Bz-компонента межпланетного магнитного поля преимущественно должна быть меньше нуля.
Смысл последнего условия заключается в том, что поведение Bz
для всех 90% случаев с наличием ГЭ характеризуется переходом от
положительного значения к отрицательному, как правило, перед
моментом To за 1–2 ч и снова возвращением к положительному значению после окончания суббури. Для 10% случаев, когда ГЭ не наблюдается, хотя все перечисленные выше условия его существования выполняются, но значения Bz все время положительны за время протекания суббури. Если суббуря слабая, с амплитудой в максимуме менее 250 нТл, то заметный ГЭ отмечается только на широтах выше Москвы.
Описанное выше исследование, в силу его новизны и научной
значимости, требует дальнейшего своего развития. Имеет смысл
рассмотреть другие цепочки ионосферных станций, иные периоды
наблюдений, большие объемы данных. Целью приведенного ниже
анализа является рассмотрение поведения ионосферных параметров f0F2 и h′F за период изолированных суббурь как во времени,
так и в пространстве (Европа и Азия), чтобы выявить общие закономерности, которые можно было бы использовать для краткосрочного прогнозирования начала развития взрывной фазы суббури по
нескольким ионосферным станциям с заблаговременностью 2–4 ч, а
также при расчетах распространения радиоволн [Blagoveshchensky
et al., 2003а].
– Характеристики суббурь. Данные, используемые для анализа, представляют собой геофизические наблюдения по ряду ионосферных станций Европы и Азии, входящих в перечень IDCE
[Stanislavska et al., 1998], и отдельно по нескольким обсерваториям
Финляндии. Последние дают возможность получать магнитные, ионосферные и риометрические данные [Sodankyla data]. Анализировалась северная компонента Х магнитного поля по цепочке финских
станций: Sodankyla (67,4°N), Oulujarvi (64,5° N), Hankasalmi (62,3°N)
и Nurmijarvi (60,5°N). Также анализировались данные риометров по
ст. Sodankyla (30 МГц), Oulujarvi (30 МГц) и Jyvaskyla (32,4 МГц).
Два стандартных параметра ионосферы: критическая частота f0F2 и
действующая высота h′F по ежечасным данным вертикального зондирования станций были другими объектами исследований.
Всего за период с марта 1998 по март 1999 г. по магнитным данным финских обсерваторий выбрана 41 изолированная суббуря ин123
тенсивностью от 60 до 400 нТл, табл. 2.4. Здесь под интенсивностью
(I) понимается значение магнитного поля в максимуме бухты. ОбТаблица 2.4
Параметры суббурь по обс. Соданкюля
Дата
Время
Тo,UT
17–18.03.98
09–10.04.98
14.04.98
17.04.98
19–20.04.98
20.04.98
28–29.04.98
29–30.04.98
15–16.05.98
16-17.05.98
24–25.05.98
02–03.06.98
10.06.98
10–11.06.98
13–14.06.98
15.06.98
16.06.98
01–02.07.98
03–04.07.98
18–19.07.98
28–29.07.98
10.08.98
11–12.08.98
12–13.08.98
14–15.09.98
15.09.98
22–23.09.98
28–29.09.98
29–30.09.98
06–07.10.98
20–21.02.99
23.02.99
24.02.99
25.02.99
27–28.02.99
05.03.99
13.03.99
20.03.99
23–24.03.99
25–26.03.99
27–28.03.99
22
20
15
13
20
13
20
21
21
20
20
23
12
23
23
12
14
23
22
21
21
02
23
23
21
14
20
20
20
23
20
17
04
16
20
16
12
17
21
19
22
124
Интенсивность ПродолжительПоглощение, дБ
I, нТл
ность t, час
SOD
OUL
JYV
–160
–200
+80
+250
–120
+300
–100
–100
–140
–180
–160
–100
+200
–400
–210
+150
+190
–270
–380
–180
–200
–120
–400
–300
–250
+70
–180
–150
–350
–190
–90
+220
–60
+60
–80
+220
+90
+130
–90
–400
–110
3
5
3,5
3
2,5
2
2,5
2
1,5
2
3
1
3
4
2
5,5
3
2,5
3,5
2
6
2
2,5
2
1
5
2
1,5
1,5
2
2
1
2
1,5
1,5
1,5
3
3,5
2
4
1,5
0,9
0,2
1
0,2
0,15
0,9
0,2
0,2
0,4
1,1
0,4
0,3
0,3
1,9
0,4
0,15
0,4
1,4
1,5
0,4
1
1,5
0,7
1,8
0,4
0
0,3
0,25
1,7
0,8
0,15
0,2
0,8
0,1
0,1
0
0,2
0,7
0,2
0,7
0,8
0,2
0,1
0,3
0,05
0
0,6
0
0
–
–
–
0,02
0,01
0,05
0
0,2
0,2
0,3
0,2
–
0,2
0,3
0,01
0,2
0
0
0
0
0,2
0,2
0
0,15
0,2
0,05
0
0
0,2
0
0
0,2
0,15
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0,01
–
0,03
0
0,5
0,35
0,4
0
–
0
–
–
–
–
0
0,1
–
–
–
0
0
0
0
0
0
0,2
0,1
0
0
0
щее количество содержит 12 “положительных” и 29 “отрицательных” суббурь. Рассматривались именно изолированные суббури с
резким началом на спокойном фоне, чтобы выявить реакцию ионосферы за 6–8 часов до момента To – начала взрывной фазы суббури и 6–8 ч после момента ее окончания Te. Момент To определяется
как резкое уменьшение в отрицательных бухтах или соответственно резкое увеличение в положительных бухтах. Значение To и продолжительность взрывной фазы суббури t = Te – To определялись с
точностью 0,25 ч. Из табл. 2.4 можно видеть следующее.
– Для положительных суббурь величины To сосредоточены во
временном интервале дневных часов от 12:00 до 17:00UT с почти
одинаковой вероятностью появления. Соответственно для отрицательных суббурь величины To лежат в более широком интервале
околополуночных часов от 19:00 до 04:00UT, но распределение вероятности их появления имеет два максимума – в 20:00 (P = 0,35) и
23:00UT (Р = 0,25).
– Продолжительности взрывных фаз положительных суббурь (t)
лежат в пределах от 1 до 5,5 ч, а отрицательных от 1 до 6 ч.
– Средняя интенсивность положительных суббурь максимальна
в 13:00 UT (I = 275 нТл), отрицательных – в 23:00 UT (I = 275 нТл).
– Характер риометрического поглощения имеет следующие особенности. Для положительных суббурь в дневное время интенсивность бухт поглощения в среднем значительно ниже, чем для отрицательных той же амплитуды в околополуночные часы. Днем бухты поглощения имеют задержку относительно бухты магнитного
поля на временной интервал порядка одного часа. С уменьшением
широты в интервале 67,4–62,3° поглощение как правило уменьшается как для положительных, так и для отрицательных суббурь (по
цепочке использованных станций).
– Вариации компонент магнитного поля X, Y и Z (тоже по цепочке станций) за период выбранных суббурь по широте в интервале
67,4–60,5° меняются незначительно. Форма бухт остается приблизительно постоянной, а их амплитуда несколько уменьшается от
высоких к средним широтам.
– Анализ ионосферных параметров. Основное внимание было
уделено закономерностям изменений двух параметров ионосферы
f0F2 и h′F во время суббурь, указанных в табл. 2.4. Наибольший интерес представляли вариации этих ежечасных параметров относительно месячной медианы, т. е. Df0F2 и Dh′F за интервал 6–8 ч до начала суббури (момент To) и такой же интервал после Te – окончания
взрывной фазы суббури. Преследовалась цель – выявить характер125
ные особенности в поведении ионосферы как отклика на магнитосферные процессы во время изолированной суббури. Анализировались три следующих блока данных.
i) Вариации Df0F2 и Dh′F за период суббури (substorm-time) в
одной точке по обс. Sodankyla в течение одного года, начиная с
марта 1998 г. и кончая мартом 1999 г. Зимние месяцы – ноябрь, декабрь, январь и февраль в анализе не участвовали, поскольку ионосферные данные за периоды суббурь в эти месяцы практически
не были годны для анализа. Здесь поставлена задача – выявить
усредненные закономерности вариаций Df0F2 и Dh′F по статистике,
чтобы их можно было использовать, например, при моделировании ионосферы.
Поскольку рассматриваемые суббури в количестве 41 шт. имеют
различные протяженности t по времени, табл. 2.4, то с точки зрения
дальнейшего усреднения все суббури необходимо было рассредоточить по группам с близкими значениями t. В результате, для 29 отрицательных суббурь было получено 4 группы: 1) t = 1–1,5 ч (7 суббурь), 2) t = 2–2,5 ч (15), 3) t = 3–3,5 ч (3) и 4) t = 4–6 ч (4). Соответственно для 12 положительных суббурь было создано три группы:
1) t = 1–2 ч (4 суббури), 2) t = 3–3,5 ч (6) и 3) t = 5–5,5 ч (2). Согласно
этим данным наибольшую вероятность появления (Р = 0,5) имеют
отрицательные суббури продолжительностью t = 2–2,5 ч и положительные суббури продолжительностью t = 3–3,5 ч.
Отрицательные суббури. На рис. 2.17 представлены усредненные вариации параметров Df0F2 и Dh′F за время суббурь, объединенных в 4 группы с различной продолжительностью t. Здесь D – отклонение параметра в мегагерцах от медианного значения; звездочки – то же отклонение в процентах. Вертикальными линиями обозначены: момент To (начало фазы взрыва суббури) и момент окончания взрывной фазы Te (end). Следовательно, полоса соответствует
взрывной фазе суббури. Из рис. 2.17 можно видеть следующее. Значения Df0F2 за 6–8 часов до момента To имеют тенденцию повышаться, достигая максимума за 2–3 ч до To, для всех четырех групп суббурь. Затем к моменту To происходит резкий спад значений Df0F2 до
минимума и далее их подъем за время протекания взрывной фазы.
Второй максимум имеет место через 1–2 ч после момента Te. Далее
снова происходит спад значений Df0F2 в течение 3–4 ч после второго
максимума и снова подъем. Наличие двух указанных максимумов
перед To и после Te, а также минимума в интервале To–Te здесь представляются наиболее важными факторами. Как отмечалось выше,
это есть главный эффект в ионосфере во время суббури.
126
∆f0F2, МГц
31.3% 1,0
Negative substorms
29.4%
∆h¢F, км
0,6
40
τ = 1–1.5h
–8
–4
0
–0,2
4
8
t, hour
–8
4
8
t, hour
–8
–4
0
–0,2
4
Te
0
4
–20
τ = 3–3.5h
0,2
–4
t, hour
8
9.8%
20
19.6%
∆f0F2 To Te
0,4 28.6%
–8
4
14.2%
To
∆h¢F
40
τ = 2–2.5h
0
–0,2
0
–40
0,2
–4
–4
–20
∆f0F2 To Te
0,4
24.5%
22%
–8
12.8%
20
0,2
8
t, hour
–8
t, hour
8
7.7%
To
Te
∆h¢F
40
16.4%
20
–4
0
4
8
t, hour
8
t, hour
5.9%
–20
–40
–0,6
∆f0F2
29%
40.1%
18.3%
Te
To
0,4
21.0%
∆h¢F To
τ = 4–5.5h
0,2
–8
–4
0
4
–0,1
–0,2
–0,3 18.6%
8
t, hour
–8
Te
40
11%
20
–4
0
–20
4
–40
Рис. 2.17. Усредненные вариации параметров Df0F2 и Dh′F во время
отрицательных суббурь с различной продолжительностью t
127
Закономерности в вариациях значений Dh′F имеют несколько
иной характер. За 3–4 часа до момента To наблюдается небольшой
минимум в значениях Dh′F. Далее происходит их рост и к моменту To достигается первый максимум. Затем происходит спад значений Dh′F до минимума в середине взрывной фазы и снова их подъем
к концу этой фазы. Второй максимум достигается в момент Te. ЗаNegative substorms
∆f0F2, МГц
To T
e
0.6
∆f0F2, МГц To Te
11.6%
1.5
0.2
–6 –4 –2 0
2
54.3%
0.4
2
4 6
1
t, hour
–0.2
48%
0.5
–0.4
–10.6%
∆h¢F, км
60
–6 –4 –2 0
2 4 6
∆h¢F, км
30
9.7%
t, hour
40
12.5%
10
20
–6–4 –2 0 2 4 6
–6 –4 –2 0
2
4 6
t, hour
–30
–11.5%
H
–11.6%
H
300nT
90nT
AA
AA
0,1dB
2dB
–6 –4 –2 0
2
–6–4 –2 0 2 4 6
4 6
01LT or 23UT
12.08.1998
22LT or 20UT
τ=2h
20.02.1999
Рис. 2.18. Вариации параметров Df0F2 и Dh′F
для двух реальных отрицательных суббурь
128
t, hour
тем происходит спад значений Dh′F с минимумом через 2–3 ч после
момента Te и снова дальнейший рост. Здесь главные эффекты – два
максимума в моменты To и Te и минимум значений Dh′F в середине
фазы взрыва.
Иллюстрацией отмеченных общих тенденций в вариациях Df0F2
и Dh′F являются две реальные (относящиеся к классу наиболее вероятных) суббури 12 августа 1998 г. и 20 февраля 1999 г., показанные на рис. 2.18 (здесь Н и AA – X-компонента и поглощение, измеренные на ст. Sodankyla; D – отклонение параметра в мегагерцах от
медианного значения; звездочки – то же отклонение в процентах; To
и Te – начало и конец взрывной фазы суббури). Можно видеть, что
вариации значений Df0F2 и Dh′F здесь хорошо повторяют усредненные значения, представленные на рис. 2.17 для t = 2–2,5 ч. В нижней части рис. 2.18 показаны вариации X-компоненты геомагнитного поля и вариации риометрического поглощения в децибелах по
обс. Sodankyla.
Положительные суббури. На рис. 2.19 показаны усредненные
вариации ионосферных параметров Df0F2 и Dh′F за время суббурь,
разбитых на три группы с различной продолжительностью t (здесь
D – отклонение параметра в мегагерцах от медианного значения;
звездочки – то же отклонение в процентах; To и Te – начало и конец
взрывной фазы суббури). Моменты To и Te соответствуют тем же,
что и на рис. 2.17. Однако вариации значений Df0F2 и Dh′F, показанные на рис. 2.18, отличаются от аналогичных вариаций на рис. 2.17.
Здесь положение первого максимума в значениях Df0F2 перед моментом To зависит от продолжительности суббури – чем она длиннее, тем ближе положение максимума к моменту To. Минимальное
значение величины Df0F2 достигают к концу взрывной фазы, т. е к
моменту Te. Второй максимум величин Df0F2 слабо выражен и наблюдается через 1,5–2 ч после момента Te. Спад второго максимума
сопровождается дальнейшим подъемом значений Df0F2 через примерно 4 ч после окончания взрывной фазы.
Характер вариаций значений Dh′F имеет следующие закономерности. Сначала наблюдается небольшой максимум в значениях Dh′F
перед моментом To. Его временное положение зависит от длины суббури – чем она продолжительнее, тем он ближе к моменту To. Затем
следует минимум в Dh′F и второй значительный максимум к моменту Te. Через 2–3 ч после Te снова имеет место минимум.
На рис. 2.20 в качестве иллюстрации показаны две реальные положительные суббури, 17 апреля 1998 г и 16 июня 1998 г, относящиеся к классу наиболее вероятных по появлению (здесь Н и AA –
129
Positive substorms
∆f0F2, МГц
28.4%
–8
–4
∆h¢F, км
To T
e
τ = 1–2h
4
0
–0.2
–0.4
–0.6
–0.8
–1
–8
–4
∆h¢F
0
–0.4
–0.6
–0.8
–1.0
–1.2
–1.4
To
Te
40
10.8%
12
–8
0
–4
4
8
12
–20
19.8%
–40
To
∆f0F2 To
0.6
0.4
14.5%
0.2
–4
15.7%
τ = 3–3.5h
8
4
12
8
4
20
∆h¢F
–8
0
–40
32/9%
∆f0F2 To Te
0.6
0.4
16/3%
–4
12
8
–20
–0.6
–0.8
–1
–8
19/1%
40
17.6%
20
0.6
0.4
0.2
0
–0.2
–0.4
To Te
Te
Te
14.2%
40
7.8%
τ = 5–5.5h
4
8
12
–8
–4
0
4
8
12
–20
–40
30.7%
Рис. 2.19. Усредненные вариации параметров Df0F2 и Dh′F
во время положительных суббурь с различной продолжительностью t
X-компонента и поглощение, измеренные на ст. Sodankyla; D – отклонение
параметра в мегагерцах от медианного значения; звездочки – то же отклонение в процентах; To и Te –начало и конец взрывной фазы суббури). Мож130
Positive substorms
∆f0F2, МГц
∆f0F2, МГц
To
–6 –4 –2 0
Te
2
4
To
6 t, hour–6 –4 –2 0
2%
Te
2
4
t, hour
6
–0.2
–0.4
–0.6
–11.5%
–0.8
–1.0
–22.8%
∆h¢F, км
–6 –4 –2 0
∆h¢F, км
40
40
20
20
2
4
6 t, hour–6
17.9%
–4 –2 0
2
4
8
6
t, hour
–20
–9.6%
H
H
190 nT
250 nT
AA
AA
0.5 dB
0.2 dB
–6 –4 –2 0
2
4
6
–4 –2 0
4
6
8
16LT or 14 UT
15LT or 13 UT
17.04.1998
2
τ = 3h
16.06.1998
Рис. 2.20. Вариации параметров Df0F2 и Dh′F
для двух реальных положительных суббурь
но видеть, что вариации значений Df0F2 и Dh′F этих суббурь в основном соответствуют ходу усредненных кривых, представленных на
рис. 2.19 для t = 3–3,5 ч. В нижней части рис. 2.20 показаны вариа131
ции X-компоненты геомагнитного поля и вариации риометрического поглощения по обс. Sodankyla. Здесь можно видеть задержку начала бухты поглощения на 1–1,5 ч относительно момента To – начала взрывной фазы суббури. Тогда как для отрицательных суббурь
на рис. 2.18 указанная задержка отсутствует.
ii) Вариации параметра Df0F2 (данные Dh′F отсутствовали) за
период суббури по долготной цепочке станций Kiruna, Lycksele,
Uppsala, Warsaw и Sofia, входящих в перечень IDCE [Stanislavska et
al., 1998]. Были рассмотрены широтные эффекты в поведении Df0F2
как для положительных, так и отрицательных суббурь. Анализировались 5 суббурь за февраль 1999 г., из них две положительных и
три отрицательных.
Выявлены общие закономерности в вариациях значений Df0F2,
которые сформулируем на основе иллюстраций, представленных
на рис. 2.21, рассмотрен один день 25 февраля 1999 г., когда имели
место две изолированные суббури (здесь D – отклонение параметра
в мегагерцах от медианного значения; звездочки – то же отклонение в процентах; To и Te –начало и конец взрывной фазы суббури).
Первая суббуря – отрицательная, продолжительностью t = 2 ч и
интенсивностью I = –60 нТл. Ее взрывная фаза началась в момент
To = 04:00UT и закончилась в момент Te = 06:00UT. Вторая суббуря – положительная, продолжительностью t = 1,5 ч и интенсивностью тоже I = +60 нТл. У нее To = 16:00UT и Te = 17:30UT. Анализировались значения Df0F2 за несколько часов до момента To и в течение нескольких часов после момента Te. Данные рис. 2.21 являются типичными, они характеризуют общие закономерности, полученные по пяти суббурям. Основные результаты следующие.
– Несмотря на то, что интенсивность изолированной суббури мала, эффект ее в вариациях Df0F2 имеет место на всех анализируемых пунктах: Kiruna, Lycksele, Uppsala, Warsaw и Sofia, то есть от
высоких широт до низких за 6–8 ч до To и 6–8 ч после Te.
– Вариации Df0F2 для отрицательной суббури отличаются от вариаций Df0F2 для положительной суббури наиболее существенно в
высоких широтах (Λ > 50°). В средних и низких широтах (Λ< 50°) отличие невелико.
– На самой северной ионосферной станции Kiruna, находящейся приблизительно на одной широте с обс. Sodankyla и недалеко от
нее, вариации Df0F2 повторяют среднестатистические закономерности по обс. Sodankyla, представленные на рис. 2.17 (для t = 2–2,5 ч)
и рис. 2.19 (для t = 1–2 ч). Это свидетельствует об определенной надежности усредненных данных.
132
Negative substorms
Positive substorms
To Te
60
25.02.1998
H, nT
To
30
H, nT
Te
–30
–60
∆f0F2, МГц
30
30
40.2%
20
20
12.5%
10
12%
11.2%
10
–4 –2
–6
30
20
15%
18.6%
22%
30
30
10
–4 –2
0
8
10 12
Lycksele
18,8°
66.7%
Uppsaa
59,8°
2
4
6
8
17,6°
10 12
30
33.8%
20
10
10
–6
20,4°
64,6°
10
20
–4 –2
0
38.9%
2
4
6
Warsaw
52,1° 21,1°
8
10 12
30
30
17.6%
10
2
–6 –4 –2 0
22 00 02 04 6
6
22% 20
50%
30
10%
4
70%
33% 20
10
20
2
30
–6
20%
0
10
20
Kiruna
67,8°
2%
4
8
6 –6
10
34.7%
20
10
–4 –2 0
12 14 16
2
18
4
20
6
22
Sofia
42,7° 23,4°
8
0
10 12
2
Рис. 2.21. Вариации X-компоненты по данным магнетометра
ст. Sodankyla для положительной и отрицательной суббурь,
имевших место 25 февраля 1998 г. и вариации параметров Df0F2
на долготной цепочке станций Европы
133
– В высоких широтах для отрицательной и положительной суббурь характерным является то, что происходят резкие подъемы и
спады в значениях Df0F2 как перед моментом To за 1–3 ч, так и после
момента Te в течение 1–3 ч. Это физически может быть объяснено
высыпанием частиц и волновыми процессами в ионосфере [Prölls,
1993].
– В средних и низких широтах реакция ионосферы на отрицательную и положительную суббурю примерно одинакова. Начиная
от момента To происходит рост ионизации, максимум достигается
через примерно 2 ч после окончания взрывной фазы. Затем происходит спад значений Df0F2 в течение нескольких часов. Рост ионизации в конце суббури здесь может быть объяснен динамикой ионосферных слоев и возможным влиянием электрических полей [Lyons,
1996].
– Перепады значений Df0F2 за период суббури достигают максимальных величин в 2–3 МГц на широте Λ = 55°. Причем, если в высоких широтах значения Df0F2 могут быть как положительными,
так и отрицательными, то в средних и низких широтах они как правило положительны.
iii) Вариации параметра Df0F2 по 17 ионосферным станциям, входящим в перечень IDCE [Stanislavska et al., 1998]. Цель исследований – выявить широтно-долготные особенности поведения Df0F2
на значительной площади Европы и западной части Азии во время
изолированных суббурь. В силу географического положения станций представилось целесообразным разделить общее их количество на три группы, соответствующие трем цепочкам. Первая является долготной и включает 7 станций: Kiruna, Lycksele, Uppsala,
Juliusruh, Warsaw, Pruhonice и Sofia. Все эти станции лежат в долготном интервале ± 5°. Максимальная географическая широта цепочки – 67,8° (Kiruna) и минимальная – 42,7° (Sofia). Вторая долготная цепочка образована 4 станциями: Slough, Lannion, Tortosa
и El Arenosillo. Она занимает долготный интервал ± 3,5° и имеет
максимальную географическую широту 51, 5°(Slough) и минимальную 37,1° (El Arenosillo). Последняя третья цепочка имеет направление вдоль широты и включает 5 станций: Uppsala, St. Petersburg,
Sverdlovsk, Novosibirsk и Podkamennaya. Она лежит в пределах широтного интервала ±3° и простирается от долготы 17,6° (Uppsala)
на восток до долготы 90°(Podkamennaya). Две оставшиеся станции Salekhard (66,5° 66,5°) и Taoywan (25° 121°) использовались как
вспомогательные. К сожалению, не все указанные 17 станций имели информацию одновременно и в полном объеме, поэтому пробелы
134
в ионосферных параметрах уменьшали статистику и затрудняли
классификацию.
Анализировались данные за март 1999 г., когда имели место 6
случаев изолированных суббурь, табл. 2.4. Из рассмотренных суббурь три относятся к классу отрицательных и соответственно три
другие являются положительными. Результаты исследований достаточно объемны, поэтому сформулируем особенности вариаций
Df0F2 на примере только двух суббурь – отрицательной 27 марта
(To = 22:00 UT, I = – 110 нТл и t = 1, 5 ч), рис. 2.22, 2.23 и 2.24, и
положительной 05 марта (To = 16:00 UT, I = +220 нТл, t = 1,5 ч),
рис. 2.25, 2.26 и 2.27.
To Te
∆f0F2, МГц
33.1%
30.1%
21.2%
17%
26.7%
32%
Kiruna
67,8° 20,4°
24.1%
Lycksele
64,6° 18,8°
7.2%
7.7%
13.9%
5%
–31.3%
–23.4%
–10 –8 –6 –4 –2 0
2 4
6 8
Uppsaa
59,8° 17,6°
Julius
56.6° 13,4°
Sofia
42,7° 23,4°
10 12 14
T, h
Рис. 2.22. Вариации параметра Df0F2 для отрицательной суббури
27 марта 1999 г. (To = 22:00UT, I = – 110 нТл, t = 1,5 ч) по северной
долготной цепочке станций. Здесь D – отклонение параметра
в мегагерцах от медианного значения; звездочки – то же отклонение
в процентах; To и Te – начало и конец взрывной фазы суббури
135
∆f0F2, МГц
To
Te
17.9%
5%
Slough
3.5%
51,5° –0,6°
Lannion
18.6%
48,7°
–3,4°
8%
Tortosa
40,8° 0,5°
–24.1%
–10 –8 –6 –4 –2 0
2 4
6 8
10 12 14 T, h
Рис. 2.23. Вариации параметра Df0F2 для отрицательной суббури
27 марта 1999 г. (To = 22:00UT, I = – 110 нТл, t = 1,5 ч) по южной
долготной цепочке станций. Здесь D – отклонение параметра в МГц
от медианного значения; звездочки – то же отклонение в процентах;
To и Te – начало и конец взрывной фазы суббури
I. Зависимости вдоль долготы или широтные (первая и вторая
цепочки, рис. 2.22, 2.23 и рис. 2.25, 2.26).
1. На каждой из цепочек характер вариаций Df0F2 во время отрицательных и положительных суббурь приблизительно одинаков,
что свидетельствует о значительной широтной протяженности области, где существует эффект изолированной суббури. Здесь под последним понимается рост значений Df0F2 за 6–8 ч до момента To, далее спад к моменту Te, после Te снова подъем значений Df0– в течение 4–5 ч и снова спад с дальнейшим подъемом.
2. Эффект суббури в среднем лучше выражен для отрицательных суббурь, чем для положительных. К тому же для положительных суббурь сами значения Df0F2 преимущественно отрицательны
на широтах выше 50°. На низких широтах (ниже 50°) они как отрицательны, так и положительны, рис. 2.25, 2.26.
3. На высоких широтах (более 50°), рис. 2.22, 2.25, для одной и
той же станции могут иметь место отличия в вариациях Df0F2 от
136
∆f0F2, МГц
26.7%
To
Te
24.1%
30%
Uppsala
21.4%
35.4%
–31.3%
–30%
59,8° 17,6°
St.Petersburg
59,9° 30,7°
27.7%
Podkam
61,0° 90,0°
–10 –8 –6 –4 –2 0
2 4
6 8
10 12 14 T, h
Рис. 2.24. Вариации параметра Df0F2 для отрицательной суббури
27 марта 1999 г. (To = 22:00UT, I = – 110 нТл, t = 1,5 ч) по широтной
цепочке станций. Здесь D – отклонение параметра в МГц
от медианного значения; звездочки – то же отклонение в процентах;
To и Te –начало и конец взрывной фазы суббури
одной суббури к другой из-за различных их интенсивностей, различных значений To и t, а также в зависимости от знака суббури
(положительная или отрицательная). Однако, начиная от географической широты 50° (Pruchonice) к югу закономерности в вариациях
Df0F2 по станциям Lannion, Tortosa, El Arenosillo и Sofia приобретают устойчиво одинаковый характер как между собой для одной
суббури, так и для разных по интенсивности и знаку суббурь, рис.
2.23 и 2.26.
Поэтому, исходя из анализа, широту Λ ≈ 50° можно условно считать граничной между северной "не совсем стабильной" областью
(станции Slough, Warsaw, Juliusruh, Uppsala, Lycksele и Kiruna)
и южной “стабильной” областью (станции Lannion, Tortosa, El
Arenosillo и Sofia). Тем самым, если иметь в виду возможность про137
∆f0F2, МГц
0,1 МГц
To Te
–5.7%
Kiruna
67,8°
20,4°
0%
4%
Lycksele
–29.5%
18,8°
64,6°
–30.5%
–42%
–51%
48%
Uppsaa
59,8°
55%
17,6°
–24.6%
Julius
5.5%
13,4°
–34.2% 56.6°
11.9%
–8.2%
Warsaw
–24.4% 52.1° 21.1°
Sofia
42,7°
–11.2%
–10 –8 –6 –4 –2 0
2 4
6 8
23,4°
10 T, h
Рис. 2.25. Вариации параметра Df0F2 для положительной суббури
05 марта 1999 г. (To = 16:00UT, I = + 220 нТл, t = 1,5 ч) по северной
долготной цепочке станций. Здесь D – отклонение параметра
в мегагерцах от медианного значения; звездочки – то же отклонение
в процентах; To и Te – начало и конец взрывной фазы суббури
гнозирования моментов наступления изолированных суббурь за несколько часов по характеру вариаций Df0F2, то это делать очевидно
лучше по указанным южным четырем станциям. Заметим, что согласно [Rostoker et al., 1980] магнитограммы обсерваторий, расположенных на широте менее 50° и от 60 до 75° могут быть использованы для определения начал суббурь, а магнитограммы обсерваторий
в диапазоне от 50 до 60° не рекомендуются для подобных целей.
II. Зависимости вдоль широты или долготные (третья цепочка,
рис. 2.24 и 2.27).
1. Указанный выше эффект суббури в вариациях Df0F2 здесь несколько видоизменяется в зависимости от параметров той или иной
суббури. Однако, характер вариаций Df0F2 вдоль по цепочке при138
∆f0F2, МГц
0,1 МГц
To Te
4.4%
6.25%
Slough
51,5° –0,6°
0%
–25%
Lannion
48,7° –3,4°
5%
–16.2%
11% –12.2%
–13%
–28%
–17.9%
–10 –8 –6 –4 –2 0
Tortosa
40,8° 0,5°
El Arenos
37,1° –6,8°
–38%
2 4
6 8 10 12 14
T, h
Рис. 2.26. Вариации параметра Df0F2 для положительной суббури
05 марта 1999 г. (To = 16:00UT, I = + 220 нТл, t = 1,5 ч) по южной
долготной цепочке станций. Здесь D – отклонение параметра
в мегагерцах от медианного значения; звездочки – то же отклонение
в процентах; To и Te –начало и конец взрывной фазы суббури
близительно одинаков для одной и той же суббури, что свидетельствует о значительной протяженности области охвата (не менее 70°
по долготе) с одинаковыми эффектами суббури вдоль широты, рис.
2.24 и 2.27.
Вариации Df0F2 по станции Salekhard близки к характеру вариаций Df0F2 на цепочке, хотя по этой станции имеют место резкие
броски значений Df0F2, однако по станции Taoywan закономерности
отличны от вариаций на цепочке. Возможная причина здесь состоит в том, что эффекты суббури в ионосфере скорее всего равномерно
смещаются из высоких широт в низкие (область охвата эффектами
ограничена по долготе и не превышает 70°).
139
To Te
∆f0F2, МГц
4%
0,1 МГц
1.5% 0%
Uppsala
3.5%
59,8° 17,6°
St.Petersburg
59,9° 30,7°
–24.6%
6.2%
Sverdlovsk
56,4° 58,6°
33.3%
–43.9%
–22.7%
Nowosibirsk
55,0° 82,0°
–41.3%
–10
–8 –6
–4 –2
0
2
4
6
8
10 T, h
Рис. 2.27. Вариации параметра Df0F2 для положительной суббури 05
марта 1999 г. (To = 16:00UT, I = + 220 нТл, t = 1,5 ч) по широтной цепочке
станций. Здесь D – отклонение параметра в мегагерцах от медианного
значения; звездочки – то же отклонение в процентах; To и Te – начало и
конец взрывной фазы суббури
Физическим механизмам, обусловливающим обнаруженные закономерности в поведении ионосферных параметров Df0F2 и Dh′F,
будет уделено отдельное внимание и проведено соответствующее исследование далее.
Заключение. На основе проведенных исследований могут быть
сформулированы следующие главные выводы.
1. Использование большого объема ионосферных и геомагнитных данных по 17 станциям IDCE и обс. Sodankyla в течение периода 1998–1999 гг. позволило выявить особенности как пространственных, так и временных закономерностей поведения ионосферных параметров, обусловленных динамикой ионосферы во время
изолированных суббурь.
140
– Эффекты суббури в ионосфере проявляются одновременно на
значительных территориях, охватывающих площадь почти всей
Европы и западную часть Азии. Имеет место синхронность в вариациях параметров как по широтным, так и по долготным цепочкам
станций.
– Вариации ионосферных параметров за период протекания суббури носят несколько необычный и неожиданный характер с точки
зрения понятия классической суббури, состоящей из трех фаз. Имеют место следующие закономерности.
Отрицательные суббури. Значения Df0F2 за 6–8 ч до момента To –
начала фазы взрыва повышаются, достигая максимума за 2–3 ч до
To. К моменту To происходит резкий спад значений Df0F2 до минимума и далее их подъем за время протекания взрывной фазы. Второй максимум имеет место через 1–2 ч после окончания взрывной
фазы. Далее снова происходит спад значений Df0– в течение 3–4 ч
после второго максимума и снова подъем.
Значения Dh′F за 3–4 ч до момента To имеют небольшой минимум. Далее происходит их рост и к моменту To достигается первый
максимум. Затем имеет место спад значений Dh′F до минимума в середине взрывной фазы и снова их подъем к концу этой фазы. Второй максимум достигается к концу взрывной фазы. Затем происходит спад значений Dh′F с минимумом через 2–3 ч после окончания
взрывной фазы и снова дальнейший рост.
Положительные суббури. Здесь положение первого максимума в
значениях Df0F2 и Dh′F зависит от длины суббури – чем она продолжительнее, тем он ближе к моменту To.
2. Суббури рассматриваемого класса должны иметь определенные параметры.
– Они должны быть изолированные: одиночные суббури на спокойном фоне, чтобы была возможность выявить эффекты в ионосфере до взрывной фазы и после нее без влияния соседних возмущений.
– Интенсивность суббурь должна быть более I ≥ 50–60 нТл (AE),
чтобы существовал эффект суббури в ионосфере. С другой стороны
интенсивные суббури I ≥ 500 нТл (AE), вызывая сильное поглощение в ионосфере, образование спорадических слоев Es и ряд других
эффектов, являются причиной сбоев в работе ионозондов, приводящей к потере ионосферных данных за время своего появления. Поэтому интенсивность рассматриваемых суббурь здесь скорее является средней, порядка I = 100 – 400 нТл, в отличие от мощных суббурь (I ≥ 500 нТл).
141
– Суббури должны характеризоваться резким началом взрывной
фазы и длительностью не более нескольких часов.
3. Значения ионосферных параметров Df0F2 и Dh′F за период протекания суббури могут достигать величин Df0F2 = 2–3 МГц (что
соответствует 50–70% от значения медианы) и Dh′F = 50–70 км
(что соответствует 20 – 30% от значения медианы). Это может существенно повлиять, например, на ионосферное распространение
радиоволн.
4. Полученные закономерности в изменениях Df0F2 во время суббури одновременно на большом количестве ионосферных станций
Европы и западной Азии, дают возможность осуществлять прогнозирование начала развития взрывной фазы суббури по нескольким
станциям (лучше тем, которые лежат на широтах менее 50°) с заблаговременностью несколько часов.
2.2.2. Ионосфера Европы и Америки
во время суббурь и минибурь 24–28 октября 2003 г.
Интенсивная солнечная и геомагнитная активность, которая
имела место в октябре и ноябре 2003 г., известна как “Halloween
storms”. Активный солнечный регион 486 содержал наибольшее
число пятен в цикле 23. Наибольшая вспышка имела место 4-го ноября. В том же самом регионе 28 октября произошла вспышка Х17,
за ней вторая Х10, но уже 29 октября. Эти вспышки вызвали очень
интенсивные геомагнитные бури. Они классифицируются как наибольшие геомагнитные бури цикла 23. Буря 28-го октября имеет номер 6 из списка 30 бурь, имевших место с 1936 г. Буря 29 октября
имеет номер 15 в этом списке.
Экстраординарная активность вызвала целый ряд последствий:
эффекты радиации, выход из строя ряда авиалиний, эффекты в
электрических сетях, сбои в системах связи, навигации, GPS и других. Следовательно, здесь очень важно наше научное понимание
рассматриваемой активности. Совместные усилия дают возможность: 1) идентифицировать ключевые параметры околоземного космического пространства с тем, чтобы минимизировать воздействие
на человека и технологические системы, 2) стимулировать развитие
моделей, которые предсказывают условия в околоземном космосе и
которые основаны на понимании тонкостей взаимодействия системы Солнце – Земля. Чтобы достигнуть данные цели, сообщество в
рамках темы Климат и Погода Системы Солнце – Земля (CAWSES)
предлагает, как одно из направлений, создавать карты типа “OneEarth”. Например, ионосферная карта должна включать вариации
142
значений f0F2 и hmaxF2. Чтобы это получить, необходимо: а) собирать данные от различных источников, в том числе и от цепочек ионозондов, б) на основе этих данных создавать общую карту и с) распространять глобальные карты.
Цель данного исследования – выявить и сравнить вариации двух
параметров ионосферы f0F2 и hmaxF2 на двух цепочках ионозондов, расположенных в Европе и Северной Америке за интервал 23
– 28 октября 2003 г. Этот интервал предшествует буре 28 октября
и включает ее начало. Важно понять, как одно и то же возмущение
проявляется в различных регионах Земли. Другая задача – обнаружить некоторые предвестники, которые наблюдаются перед главной фазой бури или суббури. Подобное исследование весьма полезно
и важно для решения проблем космической погоды и особенно для
краткосрочного прогнозирования ионосферных возмущений, обусловленных магнитосферными бурями и суббурями [Благовещенский и др., 2006а].
– Исходные ионосферные и геофизические данные. Как указывалось выше, одной из задач настоящего исследования является сравнительный анализ вариаций ионосферы на европейской и американской цепочках станций вертикального зондирования ионосферы. Здесь важно оценить элементы сходства и различия в поведении
главных ионосферных параметров в регионах, достаточно удаленных друг от друга.
Почему выбраны именно эти цепочки? Прежде всего это объясняется значительным разнесением их в пространстве. За основу взяты
данные системы SPIDR [http://spidr.ngdc.noaa.gov/], объединяющей
более 200 станций ВЗ. Однако насыщенность ионосферными станциями с наличием регулярных ионосферных данных в различных регионах различна. Эти станции максимально сосредоточены в Европе и на востоке северной Америки и Канады. Во-вторых, данные ВЗ
для удобства сравнения должны быть однотипными, как это сделано
в системе SPIDR. В-третьих, интересно иметь данные от самых высоких широт до низких вдоль приблизительно одной и той же долготы
или вдоль цепочки. И, наконец, следует учитывать, что максимальный объем данных одновременно по большому количеству станций
получить невозможно. Часть данных всегда отсутствует либо по техническим причинам, либо из-за сложной геофизической обстановки.
Некоторые станции из системы SPIDR не обеспечивают ее данными
за месяцы или недели, иногда ото дня ко дню, иногда в течение дня.
Однако следует отметить, что система SPIDR предусматривает интерполяцию данных, если часть из них отсутствует.
143
Таблица 2.5
Перечень ионозондов, данные которых были использованы в анализе
Географические
широта, град
долгота, град
Название станции
Код
Tromso
Juliusruh/Rugen
Rome
Athens
Европейская цепочка
TR
69,7
JR
54,6
RO
41,9
AT
38,0
Геомагнитная
широта, град
19,1
13.4
12.5
23.6
66.5
54.4
36.4
31.3
291.2
309.0
314.6
299.6
288.5
292.8
85.8
74.1
68.4
63.8
54.1
31.5
Американская цепочка
Thule
Sondrestrom
Narssarssuaq
Goosebay
Millstone Hill
Puerto Rico
TH
SM
NQ
GS
MH
PR
76,5
66,6
61,2
53,3
42,6
18,5
Исходя из сказанного, для анализа были выбраны только 4 европейских станций из 6 возможных и 6 американских из 8 возможных. Их местоположение можно видеть из рис. 2.28, а их параметры представлены в таблице 2.5.
Из рис. 2.28 следует, что высокоширотныe станции TH и SM расположены все время в полярной шапке, станция NQ практически
не выходит за пределы зоны полярных сияний, соответственно GS и
TR могут находиться либо внутри аврорального овала, либо в субавроральной области в зависимости от степени магнитной возмущенности и времени суток, JR расположен в субавроральной области в
ночное время. Из выбранного списка, помимо указанных станций,
есть возможность анализировать данные средне- и низкоширотных
MH, RO, AT and PR.
Объектом анализа были два основных параметра ионосферы:
критическая частота f0– слоя F2 и высота максимума ионизации
hmaxF2 слоя F2. Последний рассчитывается методом Dudеney. Чтобы оценить отклонения этих двух параметров во время возмущений
от спокойного уровня, используется индекс ионосферной возмущенности, аналог (2.6). Относительные отклонения параметров от спокойного уровня
delta f0F2 = [(f0F2вoзм – f0F2спoк)/ f0F2спoк] ·100%, (2.7)
delta hmaxF2 = [(hmaxF2вoзм – hmaxF2спoк)/ hmaxF2спoк] ·100%. (2.8)
144
Geoggrahik
pole
TR
AT
RO
210°
Geomagnetik
pole
JR
TH
0°
SM
NQ
40°
GS
240°
MH
PR
270°
330°
300°
Рис. 2.28. Местоположение двух цепочек ионозондов Thule, Sondrestrom,
Narssarssuaq, Goosebay, Millstone Hill, Puerto Rico и Tromso, Juliusruh,
Rome, Athens. Также показано среднее положение аврорального овала
[Milan et al., 1998] для Kp = 3
Здесь в качестве спокойных уровней используются значения f0F2
и hmaxF2 за 23 октября (слабовозмущенный день), поскольку октябрь
месяц 2003 г. за исключением нескольких дней является практически весь возмущенным.
Для анализа ионосферных данных привлекались несколько
геофизических параметров, характеризующих магнитосферноионосферное взаимодействие: AE – индекс магнитной активности,
скорость солнечного ветра (Flow speed), Bz – компонента ММП, данные GOES X-ray, данные GOES по протонному потоку (Proton Flux)
и риометрическое поглощение по цепочке финских станций и канадской системы CANOPUS Maria.
145
– Гелиосферные данные за 23–28 октября. Исследуемый интервал 23–28 октября имеет особенность, состоящую в том, что здесь
наблюдается весьма широкий диапазон возмущений, простирающийся от невозмущенного уровня до крайне возмущенного. А
именно, 23 октября является спокойным днем, точнее слабо возмущенным, ΣKp = 16. День 24 октября характеризуется интенсивной
магнитной минибурей. 25 октября имеет место интенсивная изолированная суббуря. 26 октября – очень своеобразный день, когда
после магнитоспокойного периода с 05:00 до 16:00 UT развивается
магнитная буря средней интенсивности с вечера 26 до полудня 27
октября. В вечерние часы 27 октября имеет место изолированная
суббуря умеренной интенсивности. В ночь на 28 октября развивается мощная магнитная буря, которая длится 28, 29 и 30 октября
(Halloween storm). Вторая особенность интервала 23–28 октября состоит в том, что в течение него происходит нарастание потока протонов. Если 20, 21 и 22 октября величина потока минимальна, то
начиная с 23 октября поток протонов постепенно нарастает и к 29
октября достигает крайне высокого уровня.
Рис. 2.29 иллюстрирует гелиосферные данные, полученные с
помощью системы OMNIWeb [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/omniweb] с
NearEarth Heliosphere Data (OMNI) by OMNIWeb
Flow speed км/с
Bz, csm nT
40
To Te
T1
T2
T3
30
20
10
0
–10
23
900
800
700
600
500
400
300
23
To
Te
25
To Te
29
27
25
Te
To
27
29
Day of month (at 00:00)
2003/10/23/00:00 – 2003/10/28/23:00
Рис. 2.29. Гелиосферные данные OMNIWeb за 23–29 октября 2003 г.
Моменты To и Te – начало и конец возмущения
146
23 по 29 октября. На верхней панели представлены вариации Bzкомпоненты ММП, а на нижней – данные скорости солнечного ветра Vсв. Рассмотрим каждый день в отдельности.
23 октября, как можно видеть из рис. 2.29, является слабо возмущенным с положительными значениями Bz, меняющимися в пределах 6–10 нТл. Скорость солнечного ветра постепенно уменьшается
от начала дня (Vсв = 540 км/с) к его концу (Vсв = 440 км/с).
24 октября характеризуется магнитной минибурей, которая
начинается в момент To = 09:30 UT и заканчивается в момент
Te = 18:30 UT, рис. 2.29. Моменты To (onset) и Te (end) определяются по AE-индексам, которые показаны на рис. 2.33, а. Начало резкого роста AE-индеса принимается за момент To, а резкий спад в
конце возмущения характеризуется моментом Te. Естественно, эти
моменты определяются несколько произвольно, с точностью ± 0,5
ч. Таким образом, продолжительность минибури составляет 09 ч.
Из верхней панели на рис. 2.29 следует, что для указанной минибури имеет место «классическое» поведение Bz, а именно, значения
Bz перед моментом To положительны, после To значения Bz отрицательны в течение возмущения и далее снова происходит рост Bz до
положительных значений перед и после момента Te [Gonzalez et al.,
1994; Lyons, 1996]. Нижняя панель на рис. 2.29 иллюстрирует резкий рост скорости солнечного ветра от Vсв = 440 км/с (момент To)
до Vсв = 610 км/с (t = 16:00 UT). В этом же промежутке времени по
данным OMNIWeb также наблюдается резкое увеличение давления
в потоке от 1 до 30 нПа и рост потока протонов (E > 1 MeВ) от 100 до
3000 (протон·см–2 с–1ср–1).
25 октября характеризуется изолированной суббурей c
AEmax = 1200 нТл, To = 13:30 UT и Te = 16:30 UT, рисунки 2.29 и
2.31, а. Здесь поведение Bz-компоненты также классическое для
суббури, но скорость солнечного ветра, нижняя панель на рис. 2.29,
падает за время существования суббури от Vсв = 600 км/с (To) до
Vсв = 550 км/с (Te).
26 октября является особенным днем. Несмотря на резкий рост
скорости Vсв от 380 км/с (t = 08:00 UT) до 500 км/с (t = 12:00 UT),
рис. 2.29, магнитное поле с 04:00 до 16:00 UT остается спокойным,
AE-индекс не превышает 80 нТл и значения протонного потока не
меняются и малы, порядка 10 (протон·см–2 с–1ср–1). Таким образом,
с 04:00 до 16:00 UT магнитное возмущение полностью отсутствует. Однако с 16:00 UT скорость Vсв резко увеличивается и достигает максимума в момент To = 19:45 UT. С этого момента, рис. 2.33,
б, наблюдается значительный рост AE-индекса и далее развивается
147
магнитная буря умеренной интенсивности, которая заканчивается
27 октября в момент Te = 10:30 UT, рис. 2.29 и 2.31, б. Поведение Bzкомпоненты, рис. 2.29, и в этом случае носит классический характер, т. е. возмущение является типичным. По данным OMNIWeb, в
момент To также резко (на два порядка) возрастает протонный поток.
27 октября после окончания магнитной бури в момент To = 10:30
UT снова имеет место изолированная суббуря от момента To = 15:30
до Te = 18:30 UT, рис. 2.29 и 2.31, б. Эта суббуря является умеренной, AE = 500 нТл. Вариации Bz-компоненты и в этом случае следуют классическому поведению. Скорость солнечного ветра за время
протекания суббури незначительно падает, рис. 2.29.
28 октября в начале дня имеют место две суббури умеренной интенсивности с классическим поведением Bz-компоненты, рис. 2.29 и
2.34. В моменты T1 = 01:00 UT и T2 = 07:45 UT из рис. 2.29 можно
также видеть резкое возрастание скорости солнечного ветра дважды. В момент T3 по данным OMNIWeb происходит резкий рост протонного потока на три порядка. Далее следует развитие мощного
возмущения, магнитная буря, которая длится три дня (Halloween
storm).
– Анализ вариаций df0F2 по двум цепочкам ионозондов. Представляется интересным изучить вариации f0F2 в течение возмущений на двух исследуемых цепочках ионосферных станций с 24 по 28
октября, рис. 2.30, 2.31, а, б, 2.33, а, б, 2.34.
1. Начнем с магнитоспокойного периода от 05:00 до 16:00 UT 26
октября, рис. 2.30. Данные OMNIWeb показывают, что здесь имела место длительная вспышка Х1 в 06:54 UTC. Указанная вспышка
вызвала резкий рост потока Х-лучей (Вт·м–2) на два порядка. Этот
поток уменьшился до исходного уровня только к 16:00 UT. Известно [Митра, 1977], что воздействие хромосферных солнечных вспышек на ионосферу Земли приводит к появлению внезапных ионосферных возмущений (SID), которые наблюдаются в дневное время
суток. Увеличение интенсивности излучения Х-лучей приводит к
росту электронной концентрации в D-, E- и F-областях ионосферы.
Для области F рост концентрации может достигать 20%. Именно
этот уровень и наблюдается на станциях ВЗ Европы на рис. 2.30 с
06:00 до 15:00 UT. Анализ данных риометрического поглощения на
финской цепочке станций показал аналогичный рост поглощения
с 05:00 до 16:00 UT на 0,5–0,6 дБ на всех станциях. Это свидетельствует о единой природе воздействия. Что касается американской
цепочки станций на рис. 2.30, то здесь картина несколько иная. Так,
148
26.10.2003
20
TR
0
4
8
12
16
100
80
60
40
20
0
4
0
20
JR
TH
8
12
16
SM
4
8
12
16
δfoF2, %
–20
0
4
8
12
20
16
RO
20
0
NQ
4
8
12
16
–20
0
4
8
12
16
40
AT
20
0
4
8
12
16
100
80
60
40
20
04
MH
8
12
16
UT, ч
Рис. 2.30. Вариации значений df0F2 на двух цепочках за 26 октября
можно отметить максимум dfoF2 только в 08:00 UT. Вероятно, это
связано с тем, что на этой цепочке освещенность Солнцем иная, чем
на европейской. Данные канадской цепочки риометров CANOPUS
Maria показывают, что эффекты поглощения от вспышки Х1 отсутствуют, поскольку станции этой цепочки находятся в местном околополуночном секторе.
2. Рассмотрим теперь изолированные суббури 25 и 27 октября,
рис. 2.31, а, б. Сначала отметим, что в работах [Blagoveshchensky,
Borisova, 2000; Благовещенский и др., 1996; Blagoveshchensky et
al., 1992; Blagoveshchensky et al., 2003а] был проведен ранее подобный анализ для изолированных суббурь длительностью от одного
до нескольких часов. Если обобщить полученные в указанных работах результаты, то средняя картина вариаций df0F2 и dhmF2 в относительных единицах для ионозондов, расположенных южнее зо149
a)
80
60
40
20
0
–20
–40
25.10.2003
TR
12
16
20
40
δfoF2, %
60
40
20
0
–20
TH
12
16
12
16
20
JR
20
0
20
0
–20
–40
SM
0
12
16
20
–20
20
–40
RO
12
16
40
20
AT
120
100
80
60
40
20
0
40
MH
16
12
20
PR
AEиндекс, нТл
20
0
20
12
16
20
1200
800
400
0
0
16
12
To
12
To=113:30
16
20
Te=16:30
20
Te
UT, ч
Рис. 2.31, a. Вариации значений df0F2 на двух цепочках
за период суббурь 25 октября
ны полярных сияний, выглядит так, как представлено на рис. 2.32.
Из нее следует, что значения f0F2 за несколько часов до момента To
растут, достигают первого пика и по мере приближения к To падают, достигая минимума в районе To. За время протекания суббури
(Dt = 3 ч) имеет место выраженный подъем f0F2 в середине интервала от To до Te. Далее снова перед моментом To имеет место минимум
f0F2 и резкий рост в области Te. Второй пик f0F2 наблюдается непосредственно возле Te или за ним. После чего снова имеет место минимум и дальнейший рост значений f0F2. Здесь принципиальным
является существование двух пиков в значениях df0F2 – перед моментом To и в/после Te, а также минимум в интервале от To до Te.
Этот эффект ранее [Blagoveshchensky, Borisova, 2000; Благовещенский и др., 1996; Blagoveshchensky et al., 1992; Blagoveshchensky et
150
27.10.2003
б)
80
60
40
20
0
–20
TR
12
16
20
24
40
0
δfoF2, %
20
0
40
20
0
–20
JR
16
12
20
40
–20
TH
12
16
20
24
12
16
20
24
SM
–40
24
RO
0
12
16
20
24
GS
20
0
–20
16
12
20
24
20
AEиндекс, нТл
0
0
12
16
20
MH
40
20
0
–20
200
12
To=15:30
16
20
12
16
20
12
16
20
24
24
400
0
20
AT
40
24
Te=18:30
PR
To
Te
24
UT, ч
Рис. 2.31, б. Вариации значений df0F2 на двух цепочках
за период суббурь 27 октября
al., 2003а] был назван «главным эффектом» в слое F2 ионосферы во
время суббурь.
Тем самым для изолированных суббурь 25 и 27 октября следует ожидать вариации d0F2 подобные тем, которые показаны на рис.
2.32. Эти вариации можно видеть на рис. 2.31, а (станции JR, RO,
AT, MH и PR) и рис. 2.31, б (JR, RO, AT, GS, MH и PR). Перечисленные станции расположены к югу от зоны полярных сияний. Что касается станций TR, TH и SM, то из рис. 2.31, а, б следует, что перед
To и в/после To в значениях f0F2 наблюдаются ожидаемые максимумы, но в промежутке от To до Te вместо минимума f0F2 можно
видеть максимум f0F2. Подобное поведение объясняется расположе151
Относительные единицы
δf0F2
–6 –4 –2
0
2
4
6
8
δhmF2
–6 –4 –2
0
2
4
6
8
Время, ч
Рис. 2.32 Усредненные вариации значений df0F2 и dhmF2 в относительных
единицах за период суббури со средней продолжительностью Dt = 3 ч. для
ионозондов, расположенных к югу от аврорального овала
нием станций TR, TH и SМ в полярной шапке или зоне полярных
сияний, где наиболее часто имеет место высыпание частиц. На станции Тромсё, расположенной на южной границе зоны полярных сияний, установлен современный диназонд. Он позволяет, например,
по своим ионограммам и данным значений плазменной частоты, как
функции виртуальной высоты и времени UT, анализировать вариации в ионосфере для периодов суббурь. Так, для интенсивной суббури 25 октября To = 13:30 UT; перед To в момент t = 13:06 UT значения f0F2 = 5,2 МГц и hmF2 = 260 км, а в момент t = 13:47 UT соответственно f0F2 = 4,3 МГц и hmF2 = 400 км. То есть эти значения
находятся в согласии с рис. 2.32. В интервале от To до Te сами значения плазменной частоты велики за счет мощных высыпаний, но
область диффузных отражений в слое F2 с высокими плазменными
частотами лежит на высотах от 180 до 280 км. После Te вновь возникают диффузные отражения на высотах уже 400–600 км. Таким
образом, из рис. 2.31, а для Тромсё можно видеть, что в интервале
от To до Te наблюдается подъем значений f0F2 вместо спада, как это
видно из рис. 2.32. Эти подъемы обусловлены высыпанием частиц.
Аналогичное поведение характерно для станции Туле, TH, и Сондрестрём, SM, рис. 2.31, а.
Для умеренной суббури 27 октября, рис. 2.31, б, из данных диназонда Тромсё можно определить, что высыпания в интервале от
152
To до Te также приводят к росту f0F2, но здесь область диффузных
отражений лежит выше – порядка 300–500 км вместо 180–280 км
как в предыдущем случае. В районе Te и после него область диффузных отражений повышается и лежит в интервале 450 – 700 км.
Следовательно, для более интенсивной суббури область диффузных
отражений расположена ниже, чем для случая умеренной суббури.
Физически это, вероятно, связано с более жестким и широким спектром энергий высыпающихся частиц для интенсивной суббури, чем
для умеренной.
3. Возмущения 24 октября (рис. 2.33, а) и 26–27 октября (рис.
2.33, б) являются более продолжительными, чем рассмотренные
24.10.2003
а)
40
20
0
–20
–40
–60
–80
TR
60
8
12
16
20
δfoF2, %
–20
JR
8
12
16
–40
40
20
RO
20
0
–20
8
12
16
40
20
AT
AEиндекс, нТл
20
0
200
1500
1000
500
0
TH
40
8
20
0
80
8
12
16
20
12
16
20
20
0
–20
–40
80
60
40
20
0
–20
80
60
40
20
0
–20
SM
8
12
16
20
GS
8
12
16
20
MH
8
12
16
20
20
PR
0
8
12
To=9:30
16
To2
8
12
16
20
20
Te=18:30
To
To2
Te
UT, ч
Рис. 2.33, а. Вариации значений df0F2 на двух цепочках за период
комплексных возмущений 24 октября
153
26–27.10.2003
100
80
60
40
TR
20
0
–20 17 19 21 23 1 3 5 7
–40
–60
б)
δfoF2, %
JR
17 19 21 23 1 3 5 7
0
20
0
–20
–40
RO
17 19 21 23 1 3 5 7
17 19 21 23 1 3 5 7
SM
17 19 21 23 1 3 5 7
NQ
0
–20
AEиндекс, нТл
TH
20
20
0
20
40
20
0
40
1200
17 19 21 23 1 3 5 7
40
800
20
400
0
17 19 21 23 1 3 5 7
To=19:45
0
MH
17 19 21 23 1 3 5 7
To
UT, ч
Рис. 2.33, б. Вариации значений df0F2 на двух цепочках за период
комплексных возмущений 26–27 октября
выше суббури. Согласно данным OMNIWeb солнечная активность
24-го октября была высока из-за вспышки M7/1n с началом в 02:54
UTC. Межпланетная ударная волна со скачком в 200 км/с в скорости солнечного ветра наблюдалась на спутнике ACE в 14:50 UTC 24
октября. Магнитная буря имела место 26–27 октября благодаря
вспышке X1/3b с началом 18:19 UTC 26 октября. Протонное событие началось в 18:25 UTC 26 октября и закончилось в 19:10 UTC 27
октября.
Следует подчеркнуть, что минибурю 24 октября, рис. 2.33, а, и
умеренную бурю 26–27 октября, рис. 2.33, б, возможно рассматривать как комплексные, то есть состоящие из совокупности отдельно
следующих друг за другом суббурь [Gonzalez et al., 1994]. Согласно
современным представлениям [Borovsky et al., 1993] наиболее веро154
ятный промежуток времени между началами суббурь составляет Dt
≈ 2,75 ч. Его можно интерпретировать как интервал между суббурями, когда они возникают циклически. Статистический анализ значений Dt также показал произвольную вероятность появления суббурь со средним временем между случайными суббурями порядка 5
ч. Можно предположить, что это произвольное появление вызвано
свойствами солнечного ветра, который меняется произвольно через
приблизительно 5-часовой интервал. Например, из рис. 2.33, а для
24 октября можно видеть два максимума в AE-индексах, соответствующие двум суббурям с моментами To и To2. Здесь Dt ≈ 3 ч. Каждая суббуря создает свой главный эффект в ионосфере, о котором
говорилось выше, в пункте 2. То есть имеется в виду существование
двух максимумов в значениях df0F2 – перед To и после Te, а также
минимум в интервале от To до Te, рис. 2.32. Поэтому результирующая картина от сложения эффектов двух суббурь, разнесенных во
времени на Dt ≈ 3 ч., будет такой, как представлено на рис. 2.33, а
для разных станций. В любом случае, перед моментом To должен
появляться первый максимум в значениях df0F2 и другой максимум
в момент Te и после него.
Это как раз и наблюдается почти на всех станциях как европейской, так и американской цепочек.
Из рис. 2.33, б также можно видеть максимум в значениях df0F2
перед моментом To на всех станциях, кроме Тромсё. Эта станция,
расположенная ночью вблизи южного края зоны полярных сияний,
имеет иное поведение в значениях df0F2 во время суббурь, как отмечалось выше в пункте 2.
4. Магнитная буря 28 октября, рис. 2.34, характеризуется высокой солнечной активностью. На Солнце имела место одна из наибольших вспышек нынешнего солнечного цикла, а именно, протонная вспышка X17/4B с максимумом в 11:10 UTC 28 октября. Очень
быстрое событие CME (порядка 2000 км/с), направленное в сторону
Земли, было вызвано этой вспышкой. Вспышка X17 явилась также
причиной протонных событий более 10 (с началом в 12:15 UTC) и более 100 MeВ (с началом в 11:45 UTC).
На рис. 2.34 можно видеть три максимума в значениях df0F2, которые соответствуют минимальным значениям AE-индекса в моменты Т1 = 01:00 UT, Т2 = 07:45 UT и Т3 = 12:00 UT. В этом состоит
элемент сходства на двух цепочках. С другой стороны, естественно
ожидать, что развитие интенсивного ионосферного возмущения в
значениях df0F2 на европейской цепочке отличается от таковой на
американской. Так, например, после 16:00 UT на американской це155
28.10.2003
80
40
0
TR
0
–40
8
12 16 20 24
0
0
–40
JR
4
8
40
12 16 20 24
RO
20
0
0
4
8
AT
40
20
0
–200
–40
–60
160
120
80
40
0
0
8
12 16 20 24
0
4
8
12 16 20 24
GS
4
8
12 16 20 24
MH
40
4
8
12 16 20 24
1200
800
400
0
SM
80
00
AEиндекс, нТл
4
12 16 20 24
40
0
TH
–80
60
40
20
0
0
–20
δfoF2, %
4
40
0 4 8 12 16 20 24
T3=12
T1=01
T2=07:45
4
8
200
160
120
80
40
0
–40 0 4 8
T1 T2
12 16 20 24
PR
12 16 20 24
T3
UT, ч
Рис. 2.34. То же, что и на рис. 2.30, но за 28 октября
почке наблюдается спад df0F2, чего нет на европейской. Здесь важно отметить пик в значениях df0F2 перед началом возмущения в момент Т1. Этот максимум обязан первой суббуре, с которой развивается дальнейшее возмущение. Однако, всю магнитную бурю здесь
нельзя рассматривать как совокупность отдельных суббурь в силу
сложности и глубины физических процессов, лежащих в основе любой мощной магнитной бури [Gonzalez et al., 1994].
– Анализ вариаций dhmF2. Как указывалось выше, на рис. 2.32
внизу представлена усредненная картина вариаций dhmF2 в отно156
сительных единицах во время суббури со средней длительностью
Dt = 3ч. Усреднение выполнено для ионозондов, расположенных к
югу от аврорального овала [Blagoveshchensky et al., 2003а]. Здесь
специфика вариаций состоит в том, что в окрестности момента To
наблюдается первый положительный пик значений dhmF2, далее
посередине между моментами To и Te можно видеть небольшой минимум dhmF2, сохраняющий положительное значение, и, наконец,
в окрестности момента Te имеет место второй пик, за которым следует спад значений dhmF2 до отрицательных значений. Такое поведение dhmF2 приблизительно находится в противофазе с поведением
df0F2.
27.10.2003
40
10
0
JR
12
16
24
20
TH
20
0
12
20
16
–10
10
0
RO
δfoF2, %
10
0
–10
12
16
–10
SM
12
20
16
24
20
24
GS
10
20
0
–10
12
AT
10
AEиндекс, нТл
24
–20
24
20
12
16
20
24
10
400
MH
12
20
16
10
200
0
20
16
12
16
20
To=15:30 Te18^30
24
0
24
PR
12
20
16
24
–10
To
Te
UT, ч
Рис. 2.35. Вариации значений dhmF2 на двух цепочках за 27 октября
157
Проведенный анализ вариаций dhmF2 на европейской и американской цепочках ионозондов для суббури 27 октября 2003 г. в качестве примера представлен на рис. 2.35 (аналог рис. 2.31, б). Здесь
продолжительность активной фазы суббури составляет Dt = 3 ч для
удобства сравнения с суббурей на рис. 2.32. Из рис. 2.35 можно видеть, что для европейской цепочки характер вариаций dhmF2 весьма
близок к представленному на рис. 2.32. На американской цепочке,
рис. 2.35, вариации dhmF2 также качественно повторяют вариации
dhmF2 на рис. 2.32. То есть можно видеть первый пик в окрестности
момента To, минимум – между To и Te и второй пик в окрестности
момента Te. Неожиданным здесь является то, что вариации dhmF2
в полярной шапке, станции TH и SM, и в авроральном овале, станция GS, также подобны представленным на рис. 2.32. Однако для
данной цепочки имеется небольшое отличие от европейской – наличие отрицательного минимума между моментами To и Te на среднеширотной станции PR.
Как следует из рис. 2.35, диапазон изменений dhmF2 во время
суббури лежит в пределах от 15 до 25% и может достигать значений
50–80 км от величины hmF2. Что касается магнитных бурь, то бури
умеренной интенсивности, как отмечалось, можно рассматривать
как последовательность отдельных суббурь и здесь следует ожидать
суммы наложения эффектов в значениях dhmF2 от отдельной суббури. Для мощной магнитной бури, скорей всего, этого сделать нельзя
[Blagoveshchensky et al., 2003б; Bounsanto, 1999].
Как итог сказанному, в целом вариации dhmF2 во время суббури
качественно одинаковы на европейской и американской цепочках и
подобны представленным на рис. 2.32. С точки зрения физики явления, рассматриваемые вариации объясняются влиянием электрических полей и атмосферной циркуляции так же, как и для вариаций df0F2 [Aarons, Rodger, 1991].
– Эффекты высокоширотных ионосферных структур в значениях f0F2. Выше были рассмотрены вариации f0F2 для возмущенных условий на двух цепочках. Для высокоширотных станций, входящих в эти цепочки, дополнительный интерес представляют вариации f0F2, вызванные крупными структурами ионосферы. Здесь
очень важно отличать вариации, обязанные ионосферным структурам в спокойных условиях, от вариаций, вызванных геомагнитными возмущениями в ионосфере. Главными крупными ионосферными структурами в высоких широтах являются: дневной касп, язык
ионизации, зона полярных сияний и главный провал ионизации
[Благовещенский, Жеребцов, 1987]. Они могут отчетливо воздей158
ствовать на станции TH, SM, NQ, GS и частично TR, рис. 2.28. Известно, что дневной касп в местный полдень (± 1.5 ч) расположен на
геомагнитной широте порядка 76–78° в спокойных условиях. Поэтому он может влиять прежде всего на ст. SM (Ф′ = 74°). Язык ионизации в полярной шапке берет начало из южной части дневного
каспа и далее простирается к северу. Он может влиять на TH, SM и
частично NQ. Зона полярных сияний будет влиять на NQ, GS и частично TR. К югу от зоны полярных сияний в ночном секторе расположен главный провал ионизации. Он может воздействовать на
NQ, GS и TR. На рис. 2.36 представлены суточные вариации f0F2
для трех станций TH, SM и GS, а также для четырех самых «спокойных», точнее наименее возмущенных дня октября 2003 г. Из рисунка можно видеть следующее.
– Разброс в значениях f0F2 ото дня ко дню велик ночью на ст. GS,
когда она находится внутри аврорального овала. Днем разброс мал,
поскольку станция находится в более стабильной субавроральной
зоне.
– Станция SM все время лежит в полярной шапке, поэтому разброс в значениях f0F2 наибольший днем вблизи полярного каспа. В
местный полдень 16:00 UT (12:00 LT) можно отметить небольшой
максимум в значениях f0F22, обусловленный непосредственно воздействием каспа.
– Для станции TH разброс в значениях f0F2 еще более велик днем.
Это связано со сносом электронной концентрации в сторону геомагнитного полюса из района каспа в области языка ионизации.
– Переход от ночных часов к дневным в ходе f0F2 лучше проявляется на GS (на более южной) и менее всего в TH. Минимум f0F2 в
08:00–10:00 UT на GS обусловлен выходом станции из овала, где она
была ночью, и ее дальнейшим попаданием в главный провал ионизации и субавроральную область.
– Значения f0F2 падают по мере приближения к геомагнитному
полюсу в дневные часы от станции GS к TH.
Таким образом, высокоширотные структуры ионосферы, меняя
свое положение в зависимости от времени суток, даже в спокойных
геомагнитных условиях вызывают в отдельно взятой географической точке специфические вариации f0F2. Их важно отличать от вариаций во время возмущений.
– Заключение. Выше исследовалась предыстория развития знаменитого магнитного возмущения, случившегося 28–29 октября
(Halloween storm), с позиций пространственно-временных вариаций
в ионосфере двух ее основных параметров f0F2 и hmF2. Предысто159
9
12 октября
10 октября
TH
6
23 октября
3
11 октября
0
4
8
12
16
20
24
foF2, МГц
9
SM
6
3
max
0
4
8
12
16
min
20
24
9
GS
6
3
0
4
8
12
16
20
24
UT, ч
Рис. 2.36. Суточные вариации значений f0F2 для трех ионозондов TH,
SM и GS в спокойных условиях (четыре наименее
возмущенных дня октября 2003 г.)
рия с 23 по 28 октября характеризуется большим разнообразием
геомагнитной обстановки: спокойные условия, суббури, умеренные
магнитные бури и мощное возмущение. Ионосферные данные, по160
лученные из системы SPIDR, исследовались на американской и европейской цепочках ионозондов. Цепочки отстоят друг от друга достаточно далеко в пространстве, разнос составляет около 90° вдоль
широты. Основная цель исследований была сравнить вариации
указанных параметров, выявить элементы сходства и различия, а
также обнаружить ионосферные предвестники возмущений, по которым возможно прогнозировать развитие этих возмущений за несколько часов.
Получены следующие результаты.
1. Во время суббурь имеет место так называемый «главный эффект»: первый положительный пик в значениях df0F2 перед началом суббури, момент To, затем отрицательный минимум в значениях df0F2 во время взрывной фазы суббури To–Te и второй положительный пик df0F2 после момента Te, рис. 2.32. Магнитная буря рассматривается как совокупность суббурь, где каждая из них вносит
указанный эффект. Образуется сумма воздействий за период возмущения. Наиболее существенное здесь то, что перед началом возмущения (буря, суббуря) имеет место пик df0F2 или рост f0F2 за несколько часов до момента To первой суббури. Этот пик может служить предвестником возмущения. Следовательно, по нему можно
осуществлять краткосрочный прогноз развития бури или суббури
за несколько часов.
2. Амплитуда положительного пика df0F2 перед моментом To лежит в пределах 20–100% от значений f0F2. Наиболее отчетливо он
проявляется на широте 40–50°N в Европе и Америке.
Вариации dhmF2 находятся в противофазе с вариациями df0F2,
рис. 2.32. Амплитуда dhmF2 лежит в пределах 15–25% от значений
hmF2.
3. Сходство вариаций df0F2 на двух цепочках проявляется в следующем: (а) «главный эффект» во время суббурь, умеренных бурь и
начала мощных возмущений существует практически всегда; (б) на
всех среднеширотных станциях цепочки, либо отдельно высокоширотных, вариации df0F2 приблизительно подобны.
Различия в поведении df0F2 состоят в том, что (а) активная фаза и
фаза восстановления мощной бури по-разному влияют на значения
df0F2 на цепочках; (б) проявление возмущений на высокоширотных
станциях цепочки отличается от проявлений на станциях средних
широт.
4. Крупномасштабные структуры ионосферы, такие как дневной
касп, язык ионизации, авроральный овал, главный провал ионизации, влияют на значения f0F2 даже в спокойных условиях. Эти ва161
риации имеют свою специфику и отличаются от вариаций f0F2 во
время возмущений.
5. Поскольку, как обнаружено, область одинаковых вариаций
df0F2 и dhmF2 достаточно велика, около 90° вдоль широты, то указанные вариации должны существенным образом влиять на условия
распространения радиоволн в этой области во время возмущений.
Изменятся траектории радиоволн и механизмы распространения по
сравнению со спокойными условиями. Это важно для прикладных
задач радиосвязи, навигации, загоризонтной локации и т. п.
6. Полученные результаты могут быть использованы для решения задач, объединенных общей проблемой космической погоды.
2.2.3. Механизмы роста критической частоты f0F2
до начала суббури
В настоящем разделе основное внимание уделяется малоизученным процессам в ионосфере Земли, предшествующим началу развития взрывной (активной) фазы изолированной магнитосферной суббури (момент To). Имеются в виду описанные в работах
[Blagoveshchensky et al., 1992, 2000, 2003а, 2006б; Благовещенский
и др., 1996] положительные возмущения критической частоты f0F2.
Относительное отклонение этого параметра от спокойного уровня
согласно формуле (2.6)
Df0F2 = [(f0F2вoзм – f0F2спoк)/ f0F2спoк] ·100%.
Здесь в качестве спокойного уровня используется 10-дневное медианное значение f0F2. Подъемы значений Df0F2 по данным наблюдений, в частности, на станциях ВЗ ионосферы Европы и Америки
[Blagoveshchensky et al., 2003а, 2006б] имеют место за 6–8 ч до момента To. Эти положительные возрастания значений Df0F2 перед To
по экспериментальным данным наблюдаются практически всегда,
независимо от полярности изолированной суббури (положительной
или отрицательной). Подобный анализ важен для выработки алгоритмов прогнозирования начала развития активной фазы суббурь
за 2–3 ч до момента To. Последнее важно в прикладных задачах распространения радиоволн, проблемах космической погоды и т. п.
[Благовещенский и Калишин, 2009].
– Анализ механизмов образования положительной фазы ионосферной бури перед SSC.
1. Магнитосферное возмущение, как известно, образуется в результате взаимодействия магнитосферы с неоднородным потоком
плазмы солнечного ветра. Когда фронт межпланетной ударной вол162
ны от Солнца входит в контакт с магнитосферой Земли, возникает внезапный магнитный импульс SI, или SSC – внезапное начало
магнитной бури. Происходит сжатие магнитосферы. Результатом
сжатия может служить, в частности, появление электромагнитных
волн типа Рс1, существующих в диапазоне 0,2–5 Гц. Частоты Рс1
близки к гирочастотам протонов. Считается, что генерация этих
волн связана с развитием неустойчивостей протонных образований, а местоположение областей генерации Рс1 связано с положением плазмопаузы [Пудовкин и др., 1976]. Нестационарность Рс1 обусловлена радиальным перемещением разных участков плазмопаузы. Согласно работам [Гульельми и др., 2001; Kangas et al., 2001],
возбуждение Рс1 может происходить не только после SI, но и до него. Дело в том, что перед ударными волнами, распространяющимися в бесстолкновительной плазме, существуют так называемые
предударные области. Примером подобной области может служить
плазменно-волновая турбулентность, образующаяся перед фронтом
околоземной ударной волны, или турбулентность перед межпланетной ударной волной. Последняя турбулентность будет воздействовать на магнитосферу за некоторое время до момента образования
SI, вызывая появление волн Рс1. В работе [Kangas et al., 2001] указано, что эти Рс1 пульсации, наблюдаемые перед SSC, являются
проявлениями воздействия межпланетной предударной областью
(upstream) на геомагнитное поле. Рис. 2.37, а из работы [Kangas et
al., 2001] иллюстрирует появление Рс1 пульсаций, инициируемых
этой областью, за 4 ч до SSC.
Помимо Рс1 существует также другое явление, создаваемое межпланетными предударными областями. Известно, что в них присутствуют пучки отраженных от фронта частиц, летящих от Солнца со
скоростями бо̀льшими, чем скорость ударной волны. В работах [Гульельми и др., 2001; Золотухина, 1983] показано, что области солнечного ветра перед ударной волной (от Солнца), связанные магнитным полем с последней, возмущены присутствием ударного фронта
(возле Земли). Для околоземной волны этими возмущениями являются пучки отраженных ионов и электронов, так называемые диффузные и промежуточные частицы, а также электромагнитные волны, часть из которых регистрируется на поверхности Земли. Подобные корпускулярные и волновые явления наблюдаются на ИСЗ также и перед межпланетными ударными волнами в течение нескольких часов, предшествующих прохождению фронта межпланетной
ударной волны. Средняя энергия отраженных и диффузных частиц
составляет для протонов 5 кэВ и электронов 1–2 кэВ, хотя эти энер163
а)
Pc1
vсв, км/ч
500
upstream
400
SSC
08:30
б) A, дБ
10:00
14:00
12:00
UT
1.5
1.0
0.5
SSC
0
в)
90°
–03
–06
03 ч
00
80°
Широта
70°
60°
00
06
12
18
24
UT
Рис. 2.37. Примеры эффектов солнечного ветра:
а) интервал с наличием Рс1 (черный цвет) по данным обс.
Соданкюла 22.09.1999 г., вариации скорости солнечного ветра VСВ
22.09.1999 г. по данным спутника WIND; б) вариации поглощения уровня
космического радиоизлучения по ст. Тромсё; в) зоны повышенных
значений f0F2 по данным спутников
гии могут достигать соответственно 30 кэВ и 100 кэВ. C приближением к моменту SI многократное отражение частиц солнечного ветра в промежутке между фронтами межпланетной и околоземной
ударных волн усиливается и происходит дополнительное ускорение
отраженных частиц. В результате до момента SI происходит рост
потока высокоэнергичных частиц непосредственно перед фронтом
магнитосферы. Можно уверенно полагать, что за несколько часов до
SSC (5–6 ч) вблизи окрестности Земли в утреннем и полуденном секторах магнитосферы (LT ≤ 14:00 ч) может происходить рост интенсивности флуктуирующих потоков ионов и электронов с энергиями
до десятков кэВ. Далее ускоренные частицы солнечного ветра высыпаются в ионосферу Земли, вызывая следующие геофизические
эффекты: дополнительную ионизацию, нагрев и повышенное поглощение за несколько часов до момента SI. Наиболее вероятной областью их появления следует считать ионосферную проекцию дневного каспа. Другой областью является авроральный овал, где возмож164
но высыпание из входного слоя магнитосферы. Указанные эффекты
ионизации, нагрева и поглощения могут служить ионосферными
предвестниками SI.
2. В работах [Гульельми и др., 2001; Золотухина, 1983] исследовалось поведение риометрического поглощения в дневном секторе
магнитосферы по обс. Кируна и Соданкюля за несколько часов до
момента SI (SSC). Риометрическое поглощение обычно вызывается
протонами с энергиями 1–10 МэВ. Хотя Кируна и Соданкюля расположены значительно южнее каспа, тем не менее однозначно выявлено нарастание уровня риометрического поглощения до начала
SSC. Причиной этого указывается усиление потоков отраженных
частиц, движущихся перед фронтом вспышечного потока. В работе [Золотухина, 1983] показано, что уровень риометрического поглощения имеет сначала максимум, а затем минимум перед SSC. То
есть характер поглощения имеет форму положительной бухты. Это
можно видеть из рис. 2.37, б [Золотухина, 1983], где методом наложения эпох исследовалось риометрическое поглощение до SSC. Поэтому можно полагать, что в хвостовой части межпланетного форшока частицы, вызывающие риометрическое поглощение, отсутствуют, а те, которые сосредоточены в лобовой его части, образуют положительную бухту поглощения [Гульельми и др., 2001; Золотухина,
1983].
3. В работах [Данилов и др., 1985; Данилов и Морозова, 1991]
предлагается следующая нетрадиционная схема образования положительной фазы ионосферной бури (Df0F2 ≥ 0) до начала магнитного возмущения. Днем в области дневного каспа происходит высыпание мягких частиц. Их энергия поглощается на высотах 200–300
км. Поглощение, а также вызванные этими частицами токи, должны произвести разогрев области F ионосферы в каспе и направленную во все стороны меридиональную нейтральную циркуляцию. В
соответствии с конвекцией возмущенный ветер от каспа через полярную шапку к экватору со скоростью V = 50–100 м/с переносит
газ, обогащенный атомным кислородом. Это приводит к усилению
ионизации F-слоя, что в условиях до начала магнитной бури, рассмотренных выше в п. 1, однозначно вызовет положительное ионосферное возмущение (Df0F2 ≥ 0) вечером и в ночные часы. Указанное
обстоятельство неоднократно экспериментально подтверждено: а)
имеет место повышение электронной концентрации в области каспа во время высыпания частиц и появление движущегося через полярную шапку к экватору ветра, который отсутствует в спокойных
условиях, при этом экваториальнее каспа наблюдается увеличение
165
электронной концентрации на 20–40% (пример показан на рис. 2.37,
в, жирные линии, [Данилов и Морозова, 1991]); б) положительные
отклонения Df0F2 весьма часто наблюдаются за несколько часов до
начала магнитного возмущения [Blagoveshchensky et al., 1992; Данилов и др., 1985; Ondoh and Obu, 1980]. Эти положительные значения Df0F2 связаны с высыпаниями частиц в касп до высыпания авроральных частиц и развития кольцевого тока, регистрируемого на
поверхности Земли как начало магнитного возмущения [Gonzales
et al., 1994]. Указанные высыпания в каспе ассоциируются с такими областями магнитосферы как граничные слои. Тогда как токи,
вызывающие в E-области ионосферы джоулев нагрев, обусловлены
иными областями (хвост магнитосферы – плазменный слой – продольные токи – джоулев нагрев – изменение состава и циркуляции).
Следовательно, указанная гипотеза объясняет, почему возможно
появление положительной фазы ионосферной бури до начала магнитного возмущения. Согласно работе [Данилов и Морозова, 1991]
для положительной фазы (в отличие от отрицательной) не обнаружено значимой зависимости от индексов магнитной активности,
но прослеживается связь с характеристиками ММП, которые, как
известно, определяют характер взаимодействия солнечного ветра с
земной магнитосферой.
В случае появления положительного возмущения и далее за ним
последовательно отрицательного, ионосферная буря как явление,
следовательно, оказывается связанной с двумя совершенно разными областями магнитосферы и с совершенно разными каналами
проникновения энергии солнечного ветра в полярную ионосферу.
Например, канал, обусловленный высыпанием частиц в касп днем
и нагрев ионосферы в каспе на уровне F слоя, как указывалось, приводит ночью к положительным ионосферным возмущениям (Df0F2 ≥
0). Другой канал, связанный с джоулевым нагревом в E слое (хвост
магнитосферы, плазменный слой и т. д.) приводит к отрицательным
ионосферным возмущениям (Df0F2 ≤ 0) также ночью. Если оба явления (нагрев в каспе и джоулев нагрев) происходят одновременно,
суммарный эффект в электронной концентрации будет зависеть от
результата сложения противоположных (по изменению состава) эффектов.
4. В работе [Ondoh and Obu, 1980] исследованы магнитноионосферные условия и характер прохождения сигналов с частотами f = 20 и 25 МГц на КВ-радиотрассе, пересекающей авроральную
зону и дневной полярный касп, во время 50-ти геомагнитных бурь
средней интенсивности. Обнаружен рост интенсивности сигнала в
166
месте приема за ∼10 ч до SSC, который связывается с наблюдаемым
ростом ионизации в слое F ионосферы (Df0F2 ≤ 5.5 МГц) в области
дневного каспа за ∼17 ч до SSC. Показано, что рост f0F2 до SSC имеет место на инвариантных широтах 57–83° и возле местного полдня
(LT ∼ 12:00 ч). Дополнительная ионизация создается высыпанием в
каспе электронов с энергией 1–2 кэВ, потоки которых возрастают по
интенсивности за 16–20 ч до SSC.
Данные результаты в определенной степени согласуются с соображениями, высказанными в пп. 1 и 3, а также с выводами, полученными в работах [Blagoveshchensky et al., 1992, 2000, 2003а,
2006б; Благовещенский и др., 1996].
5. Рассмотрим теперь наиболее полно все существующие механизмы.
Дневные условия. Здесь имеется несколько возможных механизмов роста f0F2 (Df0F2 > 0) в течение нескольких часов перед началом
магнитного возмущения.
а) Рост значений Df0F2 в высоких и средних широтах до начала
бури обусловлен подъемом слоя F2 или увеличением hmF2 под действием вертикального дрейфа. Последний образуется, во-первых, за
счет возникновения электрических полей (хотя положительное Bz
перед бурей этому не способствует) и, во-вторых, за счет меридиональных ветров, направленных к югу [Данилов и Морозова, 1991].
б) Еще одним источником повышения ионизации могут быть высыпания частиц из плазмосферы, во-первых, за счет ее поджатия в
результате поджатия магнитосферы и, во-вторых, за счет потоков
плазмы вниз к ионосфере, вызванных электрическими полями, направленными к западу [Park, 1974]. Эти частицы и потоки плазмы
ионизируют слой F2 ионосферы, и механизм этой ионизации близок, по-видимому, к механизму образования SAR дуг. Наиболее вероятная область высыпания частиц – от средних широт до ФL ~ 70°
с максимумом на широте ФL ~ 50° [Blagoveshchensky et al., 2003а;
Blagoveshchensky, 2004; Huang and Foster, 2002].
в) В зоне полярных сияний дополнительным источником усиления ионизации до SSC, как указывалось выше, могут быть высыпающиеся частицы из входного слоя магнитосферы.
Ночные условия. Здесь также существует несколько возможных
механизмов роста f0F2 (Df0F2 > 0).
a) Снос термосферного газа из дневного каспа через полюс на ночную сторону. Данный механизм согласно работе [Blagoveshchensky
et al., 2003а] приводит к росту ионизации и положительным значениям Df0F2.
167
б) Воздействие электрических полей [Huang and Foster, 2002]. В
частности, электрические поля из дневного каспа могут проникать
на ночную сторону.
в) Ночное высыпание холодной плазмы из плазмосферы, что может в принципе приводить к росту значений Df0F2 в предвосходные
часы [Данилов и Морозова, 1991].
г) Потоки частиц (ионы), высыпающиеся из протоносферы в ионосферу во время возмущений, предваряющих SSC, воздействуют
на F2-слой, в результате чего появляется положительное изменение
Df0F2, главным образом ночью [Данилов и Морозова, 1991].
д) Высыпание частиц из хвоста магнитосферы, точнее из плазменного слоя, за счет поджатия магнитосферы до момента SSC. Помимо роста Df0F2 это ведет к образованию в высоких широтах спорадических Esr – слоев за несколько часов до момента To [Pirog et
al., 2000].
6. По данным [Buonsanto, 1999; Данилов и Морозова, 1991; Данилов и др., 1985; Prölss, 1993; Prölss et al., 1991; Rodger et al., 1989]
положительная фаза ионосферных бурь (Df0F2 ≥ 0), как правило, наблюдается перед отрицательной фазой (Df0F2 ≤ 0). Причем положительная фаза может быть как перед SSC, так и после него. Первый
случай мы рассмотрели выше. Возможные причины образования
положительной фазы после SSC состоят в следующем: изменения
крупномасштабной циркуляции термосферного ветра, перемещающиеся атмосферные возмущения, смещение к экватору кольца авроральной ионизации и др.
Нагрев в ионосфере, вызванный поступлением энергии во время
бурь или суббурь в высокие широты, создает нейтральные ветры,
направленные к экватору. Часто ветры принимают форму волн или
перемещающихся атмосферных возмущений, когда нагрев носит
импульсный характер. Эти крупномасштабные акустические гравитационные волны могут проникать к низким широтам или даже
в противоположное полушарие. Они проявляются в ионосфере как
крупномасштабные перемещающиеся ионосферные возмущения
(ПИВ), которые можно наблюдать как последовательные подъемы
hmF2 вдоль широтных цепочек ионозондов [Buonsanto, 1999]. Модельные расчеты также показывают, что энергия инжекции продолжительностью ~ 1 ч (суббуря) вызывает ПИВ, способные проникать в противоположное полушарие. Указанные волновые процессы
воспроизводят начальную форму эффектов бури аналогично наблюдаемой на средних широтах [Buonsanto, 1999; Prölss, 1993; Prölss et
al., 1991].
168
В авроральной зоне во время магнитосферных возмущений расширение области высыпания частиц к экватору вызывает рост ионизации, т. е. рост NmF2. Главный ионосферный провал движется
к югу.
– Вариации Df0F2 за периоды положительных и отрицательных
суббурь. Выше были рассмотрены условия и явления в магнитосфере
и ионосфере для магнитных бурь. Далее, согласно работе[Gonzales
et al., 1994], будем полагать, что для суббурь эти условия и явления
с точки зрения физики происходящих процессов, то есть качественно, но не количественно, отличаться не будут.
Исходим из рассмотренного выше факта [Гульельми и др., 2001;
Kangas et al., 2001; Золотухина, 1983], что перед ударной волной,
распространяющейся от Солнца к Земле, перемещаются диффузные и промежуточные частицы со скоростью большей скорости солнечного ветра. Это приводит к их упреждающему появлению в областях каспов и входного слоя магнитосферы за ~ 6–8 ч до момента
To (начало развития активной фазы суббури), которое эквивалентно
моменту SSC для бурь. При этом геомагнитное поле остается практически спокойным. Момент начала взаимодействия ускоренных
частиц солнечного ветра с магнитосферой земли и будет началом
роста Df0F2. Возможные механизмы роста ионизации в слое F2 перед моментом SSC рассматривались выше, в п. 5. Полагаем, что указанные механизмы для бурь аналогично работают перед моментом
To для суббурь. Покажем на основе спутниковых данных NSSDC
OMNIWeb, что это предположение допустимо.
Сначала следует отметить, что нами рассматриваются изолированные суббури, близкие к идеальным, на фоне спокойного магнитного поля в пределах 8 ч < To < 11 ч. Из общей массы в количестве 41
суббури, использованных в работе [Blagoveshchensky et al., 2003а],
для дальнейшего анализа здесь было выбрано только 20 суббурь. Эти
20 суббурь, во-первых, лучше всего соответствуют условиям изолированности, чтобы исключить эффекты предварительных возмущений. Во-вторых, они все имеют почти одинаковую длительность для
удобства усреднения. Используя метод наложения эпох, были построены графики на рис. 2.38 и 2.39. На рис. 2.38 представлены вариации двух параметров: Bz-компоненты ММП и скорости солнечного ветра по данным OMNIWeb. Из рис. 2.38, а можно видеть, что
вариации Bz-компоненты имеют «классический» характер. Момент
To есть начало развития активной фазы суббури, Te – момент окончания активной фазы. Момент To определялся как резкое увеличение AE-индекса геомагнитной активности. Дополнительно этот мо169
Bzкомпанента, нТл
а)
To
3
Te
2
1
0
–1
–2
б) VСВ, км/ч 430
425
420
415
410
405
–10
–6
–2 0 2
Часы
6
10
14
Рис. 2.38. Вариации значений Bz (а) и VСВ (б), полученных методом
наложения эпох (данные OMNIWeb, 20 изолированных суббурь).
To – момент начала взрывной фазы суббури, Te – момент ее окончания
мент находился как начало бухты X-компоненты магнитного поля
по данным цепочки станций IMAGE в соответствии с рекомендациями [Rostoker et al., 1980]. Для выбранных 20 суббурь заметных
расхождений в значениях To, определенных первым и вторым методами, не обнаружено. Из рис. 2.38, б можно видеть, что максимум
VСВ имеет место при t = To. В данный момент происходит контакт
основного потока плазмы солнечного ветра с магнитосферой Земли
и имеет место начало активной фазы суббури. При t = –7 ч (штриховая) можно видеть более слабый максимум в значениях VСВ, обусловленный, очевидно, воздействием предударного потока (области
форшока) на магнитосферу Земли. Из рис. 2.37, а и 2.38, б видна
аналогия в поведении VСВ, а также то, что значения SSC и To соответствуют максимуму VСВ. На рис. 2.39 представлены вариации потока протонов с энергиями более 1 МэВ и протонная плотность по
данным OMNIWeb. Из рис. 2.39, а следует, что значения протонного
потока растут, начиная от t = –3 ч и до t = Te. Характер поведения
этого параметра на интервале времени от –7 ч до To соответствует
характеру поведения VСВ на этом же интервале. Что касается пара170
б)
Поток протонов
–1
–2 –1
Протонная плотность, см3 с Е> 1МэВ, см с стер
а)
2.0
1.6
1ю2
6.4
6.0
5.6
5.2
–10
–6
–2 0 2
Часы
6
10
14
Рис. 2.39. Вариации значений потока протонов (а)
и протонной плотности (б), полученные методом наложения эпох
(данные OMNIWeb, 20 изолированных суббурь).
To – момент начала взрывной фазы суббури, Te – момент ее окончания
метра протонной плотности на рис. 2.39, б, то он хорошо коррелирует с уровнем риометрического поглощения, представленного на рис.
2.37, б. Таким образом, можно заключить, что рассмотренные механизмы геофизических явлений перед магнитосферной бурей до SSC
и соответственно перед суббурей до момента To принципиально не
отличаются по физике процессов и совпадают по характеру поведения во времени.
За 1–1,5 ч до To, после поворота Bz к югу, начинается предварительная фаза суббури. Признаками предварительной фазы суббури
при Bz < 0 являются следующие события: дневная часть магнитопаузы приближается к Земле, усиливается поток магнитного поля
в хвосте магнитосферы, плазменный слой приближается к Земле и
утоньшается, в полярной шапке усиливается электрическое поле с
утренней стороны на вечернюю, усиливается высыпание мягких частиц и ряд других эффектов.
Далее, начиная с момента To и до Te развивается главная фаза
суббури, происходят бухтообразные вариации магнитного поля. Ес171
ли H-компонента имеет положительную вариацию, то суббуря положительная. Если бухта отрицательна, то соответственно и суббуря
отрицательная. В силу данного различия рассмотрим каждый тип
суббурь отдельно. Начнем с того, что напомним некоторые основные экспериментальные результаты работ [Blagoveshchensky et al.,
2003а, 2006б], касающиеся поведения Df0F2.
– Вариации Df0F2 для отрицательной суббури отличаются от вариаций Df0F2 для положительной суббури наиболее существенно в
высоких широтах (геомагнитная широта ФL > 50°).
– На средних и низких широтах (ФL < 50°) реакция ионосферы
на отрицательную и положительную суббури примерно одинакова.
– Эффект суббури в среднем лучше выражен для отрицательных
суббурь, чем для положительных. Здесь под эффектом суббури понимается следующее.
Отрицательные суббури. Значения Df0F2 за 6–8 ч до момента To –
начала фазы взрыва повышаются, достигая максимума за 2–3 ч до
To. К моменту To происходит резкий спад значений Df0F2 до минимума и далее их подъем за время протекания взрывной фазы. Второй максимум имеет место через 1–2 ч после окончания взрывной
фазы. Далее снова происходит спад значений Df0F2 в течение 3–4 ч
после второго максимума и снова подъем. Пример эффекта суббури
показан на рис. 2.40, где рассмотрена та же самая суббуря, что и на
рис. 2.37, а.
Положительные суббури. Здесь положение первого максимума в
значениях Df0F2 зависит от продолжительности суббури – чем она
дольше длится, тем он ближе к моменту To.
Рс1
–12
–14
–16
SSC
–18
2
Нет данных
–8
–10
Суббуря
∆f0F2, МГц
–2
–4
–6
4
6
8
10 12 14 16 18 UT, ч
Рис. 2.40. Вариации значений Df0F2
во время суббури 22.09.1999 г.
по данным обс. Соданкюля
172
Перейдем теперь непосредственно к анализу вариаций значений
Df0F2 за периоды отрицательных и положительных суббурь.
– Отрицательная суббуря (предполуночная). Согласно экспериментальным данным [Blagoveshchensky et al., 2003а] среднее
по всем рассмотренным суббурям значение момента To составляет
LT = 19:30 ± 3,5 ч. От момента To развивается отрицательная бухта H-компоненты за счет западного (ночью и утром) электроджета.
Эта бухта фиксируется цепочкой магнитовариационных станций
IMAGE [Blagoveshchensky et al., 2003а]. Здесь имеет место развитие
классической суббури: после To на ночной стороне развивается главная фаза суббури (граничный слой хвоста магнитосферы – плазменный слой – продольные токи – джоулев нагрев в E-слое – изменение
состава и циркуляции). Перед To наблюдается повышенная ионизация на меридиональных цепочках ионосферных станций Европы
[Blagoveshchensky et al., 2003а].
Рассмотрим изменения Df0F2 отдельно для высоких (ФL > 50°) и
средних широт (ФL < 50°). На рис. 2.41, а (ФL > 50°) и рис. 2.41, б
(ФL < 50°) представлены схематические изображения усредненных
по всем отрицательным суббурям вариации Df0F2 в условных единицах. Усреднение стало возможным в силу одинакового характера вариаций Df0F2 на станциях ВЗ в высоких широтах и отдельно
на средних широтах. Важно подчеркнуть, что на рис. 2.41 только
а)
Относительные значения ∆f0F2, МГц
б)
To
40
30
20
10
0
–10
–20
–30
13
16
19
Te
Высокие широты (ФL > 50°)
22 01
04
07 LT
Средние широты (ФL < 50°)
20
10
0
13
16
19
22 01
04
07 LT
–10
Рис. 2.41. Схематическое изображение вариаций Df0F2
для отрицательных суббурь
173
характер этих вариаций, но не их конкретные значения, соответствует экспериментальным данным работы [Blagoveshchensky et al.,
2003а]. Следует добавить, что характер изменений Df0F2 на рис. 2.41
коррелирует с ходом вариаций значений Вz-компоненты ММП, показанным на рис. 2.38, а. То есть при Bz > 0 значения Df0F2 > 0 и
при Bz < 0 значения Df0F2< 0. О подобной корреляции упоминается
в [Данилов и Морозова, 1991], однако сам механизм связи Вz с Df0F2
не до конца ясен.
Высокие широты. Из рис. 2.41, a следует, что перед моментом
To = 19:30LT, начиная за 6–8 ч в послеполуденные и вечерние часы
(с 13:00 до 19:30 LT) имеет место повышенная ионизация (Df0F2 > 0),
обязанная механизмам, перечисленным в п. 5 для ночных условий
в высоких широтах. После момента To в промежутке 19:30–23:00 LT
западная токовая струя производит джоулев нагрев в E-слое на ночной стороне в авроральной зоне. Разогрев атмосферного газа на высоте h = 110 км приводит к выносу газа вверх. На высотах F2-слоя
отношение [O / N2] уменьшается, что приводит в конечном итоге к
отрицательным значениям Df0F2, что можно видеть на рис. 2.41, а.
Факт уменьшения электронной концентрации в слое F2 во время
активной фазы суббури известен по множеству экспериментальных
данных [Blagoveshchensky et al., 1992, 2000, 2003а, 2006б; Благовещенский и др., 1996]. Он для высоких широт обусловлен перераспределением ионизации за этот период, в F-слое концентрация
уменьшается, а в E-слое она увеличивается.
На рис. 2.41, а ночной положительный подъем значений Df0F2
(23:00 – 04:00 LT) после момента Te (конец взрывной фазы) требует
специального подробного объяснения, которое должно остаться за
рамками поставленной нами задачи. Однако, некоторые соображения уместны. Указанный подъем по данным [Blagoveshchensky et al.,
2003а] присутствует практически всегда, на всех широтах и связан
с фазой восстановления суббури. Можно предположить, что он обусловлен влиянием эффектов кольцевого тока [Gonzales et al., 1994].
Согласно выводам [Buonsanto, 1999], проникновение определенной
энергии в верхнюю атмосферу может иметь место именно из магнитосферного кольцевого тока. Так, кулоновское столкновение между
ионами кольцевого тока и электронами создает нагрев, энергия которого поступает вниз к ионосфере и является частичной причиной авроральных красных дуг [Kozyra et al., 1993]. В работе [Tinsley, 1979]
показано, что передача энергии от частиц кольцевого тока к нейтралам образует энергичные нейтральные атомы, которые не подвержены влиянию магнитного поля, поэтому они могут воздействовать на
174
верхнюю атмосферу на любой широте. Высыпание нейтрализованных частиц кольцевого тока, как обнаружено в работе [Bauske et al.,
1997], является причиной аномальной ионизации ночью на низких и
средних широтах. Последнее обстоятельство хорошо подтверждают
данные рис. 2.41, а в ночное время с 23:00 до 04:00 LT.
Средние широты. Из рис. 2.41, б следует, что перед моментом
To = 19:00 ч за 6–8 ч, т. е. с 13:00 до 19:00 LT, также имеет место повышенная ионизация (Df0F2 > 0). Здесь уже работают механизмы,
перечисленные в п. 5 для ночных условий, но для средних широт.
На других временных интервалах причины вариаций Df0F2, видимо, те же, что и в случае высоких широт: джоулев нагрев за период
активной фазы суббури и влияние кольцевого тока на фазе восстановления суббури.
– Положительная суббуря (дневная). Выше отмечалось, что дневные ионосферные эффекты отличаются от ночных во время суббури.
По данным [Blagoveshchensky et al., 2003а] днем среднее значение
момента To составляет LT = 12:30 ± 2,5 ч LT. Следовательно, диффузные ионы и протоны перед ударной волной подходят к земной
магнитосфере утром с ~ 06:00 LT. Ионизация в каспе и к югу от него
увеличивается. После момента To начинается главная фаза суббури, имеют место изменения в значениях H-компоненты геомагнитного поля, обязанные вечернему восточному электроджету. Цепочка
магнитовариационных станций IMAGE фиксирует положительные
бухты [Blagoveshchensky et al., 2003а]. Восточный электроджет вызван движением области возмущения от дневного полярного каспа
вдоль вечерней и утренней сторон аврорального овала в виде двух
потоков до их встречи в полуночном секторе. Там и развивается
главная фаза суббури. Но нас в данном случае интересуют утреннедневные условия главным образом перед To и отчасти после него.
На рис. 2.42, а и 2.42, б приведены характерные усредненные закономерности для Df0F2 аналогично рис. 2.41, а и 2.41, б. Из рис.
2.42 следует, что днем эффекты ионосферы во время положительных суббурь в высоких широтах, ФL > 50°, отличаются от эффектов
на средних широтах ФL < 50°. Рассмотрим, как и выше, изменения
Df0F2 отдельно для высоких и средних широт.
Высокие широты. Согласно эксперименту [Blagoveshchensky et
al., 2003а] перед To за 6–8 ч утром (06:00–12:30 LT) подъемы значений Df0F2 на рис. 2.42, a для положительных суббурь наблюдаются
почти так же, как и для отрицательных на рис. 2.41, а. Это обстоятельство обусловлено действием механизмов, перечисленных выше
в п. 5 для дневных условий в высоких широтах.
175
Что касается поведения ионосферы после момента To (12:30 –
21:00 LT), то здесь имеются свои отличия и особенности. Известно,
что на широтах ФL > 50° отрицательная фаза в значениях Df0F2 ночью и утром скорее всего обязана джоулеву нагреву в авроральной
зоне. Вследствие нагрева на высоких широтах крупномасштабная
термосферная циркуляция, а также изменение состава могут привести к уменьшению электронной концентрации в F-слое. Однако на широтах более 50° днем во время возмущения обычно имеет
место подъем значений hmF2 и рост Df0F2 за счет нейтральных ветров к югу, вызванных нагревом в E-области и расширением атмосферы [Buonsanto, 1999]. Здесь на рис. 2.42, a мы имеем обратный
эффект – спад Df0F2 в послеполуденные часы и вечером. Он может
быть обусловлен несколькими другими преобладающими причинами. Во-первых, изменение термосферной циркуляции может вызвать нейтральные ветры к северу в указанное время, что приводит к
уменьшению высоты максимума F слоя (спад hmF2) и соответственно к спаду NmF2, т. е. Df0F2 становится отрицательным. Во-вторых,
нагрев E-области приводит к расширению атмосферы и движению
воздушных масс вверх (upwelling), что обусловливает спад NmF2 в
зоне возмущенного состава [Buonsanto, 1999], т. е. Df0F2 становится
также отрицательным. В третьих, нейтральные ветры за счет нагрева в E-области могут вызвать поляризационные электрические
а)
Относительные значения ∆f0F2, МГц
б)
To
40
30
Te
Высокие широты (ФL > 50°)
20
10
0
–10
–20
6
9
12
15 18
21
24 LT
Средние широты (ФL < 50°)
30
20
10
0
–10
6
9
12
15 18
21
24 LT
–20
Рис. 2.42. Схематическое изображение вариаций Df0F2
для положительных суббурь
176
поля (динамо эффект) в F-области, что приводит к вертикальным
E×В дрейфам, зональным плазменным дрейфам, движению нейтралов и изменению электронной концентрации в ионосфере.
Средние широты. В утренние часы перед моментом To с 06:00 до
12:00 ч увеличенная ионизация в слое F2 (Df0F2 > 0), рис. 2.42, б, вызвана механизмами, перечисленными в п. 5 для дневных условий на
средних широтах. Схема вариаций Df0F2 после To может быть объяснена следующим образом. Два отрицательных минимума Df0F2 в
12:30–16:00 LT и в 19:00–23:00 LT вызываются физическими причинами, отмеченными только что для высоких широт. Дополнительной причиной является то, что иногда электрические поля магнитосферной конвекции могут проникать на средние широты, обусловливая E×B вертикальные дрейфы и изменение состава и распределения плазмы [Foster, 1995; Yeh et al., 1994]. Что касается положительного максимума в 16:00–19:00 LT, т. е. дневного подъема
Df0F2, то тут могут быть несколько причин. Во-первых, обычно положительный эффект бури после полудня (Df0F2 > 0) на средних широтах, южнее зоны возмущенного состава [Buonsanto, 1999], связан
с ветрами к северу, которые вызывают движение воздушных масс
вниз (downwelling), что в свою очередь приводит к росту NmF2 и положительным значениям Df0F2. Во-вторых, согласно [Foster, 1995]
положительный подъем Df0F2 в вечерние часы может быть обусловлен формированием главного ионосферного провала – dusk effect.
Полагаем, что эта версия с неполной степенью достоверности может
быть применена и к суббурям. В-третьих, еще одним возможным механизмом образования положительного пика Df0F2 после Te на рис.
2.42, б может быть следующий. Днем во время поджатия входного
слоя магнитосферы за счет межпланетной ударной волны плазменный слой деформируется, приближаясь к Земле. Далее частицы из
плазмосферы высыпаются в ионосферу вдоль плазмопаузы и к югу
от нее, то есть на широтах порядка 50° и ниже. Этот механизм (как
и отмеченный выше – нагрев в кольцевом токе), приводя к дополнительной ионизации F-слоя, может быть некоторым образом связан с
механизмом образования SAR arcs – субавроральных красных дуг.
Последние встречаются во время сильных магнитных возмущений
к югу от экваториальной границы главного ионосферного провала
(ФL ≈ 50°) на высотах F-слоя (350–400 км). Электронная концентрация в них значительно выше, чем в окружающей ионосфере. В четвертых, дополнительным источником ионизации (Df0F2 > 0) могут
быть высыпающиеся частицы, ускоренные частицы солнечного ветра, из входного слоя магнитосферы днем перед моментом To.
177
Более подробно на эффектах в ионосфере после момента To не
останавливаемся, чтобы не отклоняться от сформулированной во
введении основной задачи.
Заключение. На основе проведенных исследований можно сделать следующие выводы.
1. Подробно рассмотрены малоизвестные механизмы образования положительных пиков Df0F2 ионосферы продолжительностью
6–8 ч до момента To – начала развития взрывной фазы изолированной суббури. Они связаны с воздействием быстрых частиц в области форшока (foreshock) солнечного ветра на магнитосферу Земли.
Главным обстоятельством здесь является совершенно иной канал
проникновения энергии солнечного ветра в ионосферу. Данный канал осуществляет передачу энергии через входной слой во внутреннюю магнитосферу и через дневной касп в ионосферу, в отличие от
канала традиционно рассматриваемого и описывающего все три фазы суббури, а именно, через хвост магнитосферы, плазменный слой
и авроральную ионосферу. Наиболее сильно эффект в ионосфере за
счет влияния каспа и входного слоя магнитосферы скорее всего проявляется в высоких широтах (полярной шапке и авроральной зоне).
Рост Df0F2 перед To может быть использован как средство для прогнозирования начала ионосферных возмущений, в вопросах космической погоды, распространения радиоволн и т. д.
2. Показано, что механизмы изменения электронной концентрации в слое F ионосферы во время всех трех фаз суббурь в средних и
высоких широтах различны. В высоких широтах эти изменения повидимому связаны с ветрами в атмосфере и спецификой полярной
ионосферы (авроральные электроджеты, высыпания частиц и т.д.).
На средних широтах более важную роль, видимо, играют электрические поля магнитосферного происхождения. Механизмы вариаций Df0F2 для положительных и отрицательных суббурь также отличаются, особенно в высоких широтах. Эти механизмы отличны
для дневных условий и ночных в случае суббури одной полярности.
3. С точки зрения морфологии процессов показано, что качественной (но не количественной) разницы в воздействии на ионосферу геомагнитных бурь или суббурь нет. Однако произведенные в
данной работе оценки и выявленные закономерности не являются
окончательными. Необходимы дальнейшие дополнительные исследования и сравнения экспериментальных данных с теоретическими
моделями.
178
Глава 3. Особенности распространения КВ
во время магнитных бурь
3.1. Распространение КВ на трассах
во время CEDAR, GEM и ISTP бурь
Известно [Buonsanto,1999; Gonzales et al., 1994; Baker, 1996;
Danilov, Lastovicka, 2000], что хотя мощные геомагнитные возмущения и случаются достаточно редко, но последствия их многочасового воздействия на чувствительные технологические и тонкие
биологические системы могут привести к катастрофическим последствиям. Поэтому одна из актуальных и важных задач, если и
не научиться управлять возмущенным состоянием космической погоды, то. по крайней мере, разобраться в физических механизмах
этих возмущений, постараться их спрогнозировать и в определенной мере сгладить их воздействия.
В настоящем исследовании ставится задача рассмотреть характер влияния известных мировых геомагнитных бурь, фигурирующих в списке буревых событий CEDAR CSS, GEM и ISTP за 1997–
1999 годы, в частности, на технологическую систему, в виде трех
высокоширотных КВ-радиотрасс, расположенных на северо-западе
России. Это влияние оценивается по изменениям диапазона рабочих частот МНЧ–ННЧ (максимально наблюдаемая и наинизшая
частоты) на каждой из трасс перед, во время и после магнитосферной бури. Целью анализа является выявление особенностей и закономерностей в поведении диапазона частот на каждой трассе за
период существенно возмущенных условий. Нахождение подобных
закономерностей представляется важным для организации и планирования работы КВ-линий связи в полярных и субполярных областях, например с самолетами, вертолетами, кораблями, геофизическими станциями, спасательными поисковыми отрядами, во время критических состояний космической погоды [Blagoveshchensky
et al., 2008].
–Описание радиотрасс. Система экспериментальных КВрадиотрасс представлена на рис. 3.1. Первая трасса СанктПетербург – Ловозеро длиной D = 1000 км имеет точку отражения
на геомагнитной широте Ф′ = 61°. Она является субавроральной,
поскольку ее приемный центр Санкт-Петербург расположен в средних широтах, а передающий Ловозеро – в авроральной зоне. В спокойных геомагнитных условиях ночью точка отражения трассы находится внутри главного ионосферного провала (ГИП) ближе к его
179
20
Longituge [°E]
40
60
80
Latiituge [°N]
о. Хейса
80
70
Ловозеро
Сод
60
СПетербург
Рис. 3.1. Система радиотрасс. Субавроральная трасса Санкт-Петербург –
Ловозеро имеет точку отражения внутри главного ионосферного провала
в спокойных геомагнитных условиях. Трансавроральная трасса СанктПетербург – о. Хейса имеет точку отражения внутри аврорального
овала. Полярно-авроральная трасса Ловозеро – о. Хейса имеет точку
отражения на границе аврорального овала и полярной шапки.
Здесь же –положение станции Соданкюла
полярной стенке. Во время магнитосферной бури полярная стенка
провала (ПСП) смещается к экватору, и точка отражения трассы
скорее всего попадает на полярную стенку в область границы диффузного высыпания (ГДВ).
Вторая радиотрасса Санкт-Петербург – о. Хейса длиной D = 2450
км имеет точку отражения на широте Ф′ = 66° в зоне полярных сияний. Трасса относится к классу трансавроральных, ее приемный
центр Санкт-Петербург расположен в средних широтах, а передающий о. Хейса – в полярной шапке. Согласно [Blagoveshchensky et al.,
1992] на широте Ф′ = 66° во время возмущений велика вероятность
появления спорадических слоев Esr. Однако отражения КВ-сигналов
на этой трассе от слоя E одним скачком проблематичны, так как односкачковое распространение посредством E-слоя возможно до расстояния 2000 км, а длина рассматриваемой трассы 2450 км.
Третья трасса Ловозеро – о. Хейса длиной D = 1450 км имеет
точку отражения на широте Ф′ = 69,5° – на границе аврорального
овала и полярной шапки. Во время заметных возмущений точка
отражения попадает в полярную шапку. Трасса является полярноавроральной, так как ее приемный центр Ловозеро расположен
180
а авроральной зоне, а передающий о. Хейса – в полярной шапке.
Здесь можно часто ожидать Es-отражения сигналов помимо F2отражений.
Наклонное зондирование ионосферы на трассах проводилось круглосуточно на скользящей частоте в диапазоне Df = 2,5–27,5 МГц.
На первой, второй и третьей трассах сеанс зондирования осуществлялся соответственно в 50, 51 и 53-ю минуты каждого часа суток.
Для удобства принималось, что сеанс происходит в 60-ю минуту.
Определялись два параметра распространения радиоволн в месте
приема – МНЧ (максимальная наблюдаемая частота) и ННЧ (наинизшая наблюдаемая частота). Значение МНЧ характеризует состояние либо F-, либо E-области ионосферы в зависимости от того,
какая из них отражает сигнал в данный момент. Значение МНЧ
определяется критической частотой слоя отражения и его высотой.
Величина ННЧ зависит от технического оснащения радиотрассы,
уровня поглощения в нижней ионосфере или степени его ионизации.
Из табл. 3.1 можно видеть, какие геомагнитные бури и на каких
радиотрассах исследовались.
Таблица 3.1
Перечень рассматриваемых геомагнитных бурь
Дата Принад- To÷Te
лежность UT, ч
t, ч
to,ч
te,ч
10.01.97 CEDAR 06÷21
умерен(CSS)
n
ная
ISTP
28–
ISTP 15÷01
29.03.97
d
умеренная
10–
CEDAR 20÷08
11.04.97
(CSS)
d
умеренISTP
ная
15.05.97
GEM 06÷16
интенn
сивн.
27–
ISTP 15÷18
28.09.97
d
слабая
15
2
6
1900
–80
5,8
2
СПб–
Хейс
10
3
n/d
absr
1400
–62
4,0
6
СПб–
Хейс
12
4
2
1200
– 80
5,7
10
СПб–
Хейс
10
3,5
5
1100 5,7
– 115
2
СПб–
Хейс
27
4
4
1100
– 43
5
СПб–
Хейс
№
Буря
1
2
3
4
5
AEmax, Amax, tdes, РадионТл
дБ
ч
трасса
Dstm
6,5
181
Продолжение табл. 3.1
Дата Принад- To÷Te
лежность UT, ч
№
t, ч
to,ч
te,ч
Буря
6
AEmax, Amax, tdes, РадионТл
дБ
ч
трасса
Dstm
01.10.97
интенсивн.
05.11.97
слабая
ISTP
09÷20
n
11
2
2
1600– 5,8
101
1
СПб–
Хейс
ISTP
08÷18
n
10
2
n/d
absr
900 – 1,0
44
4
СПб–
Хейс
06–
07.01.98
умеренная
9
20–
21.01.98
слабая
10 25.03.98
умеренная
26.03.98
слабая
ISTP
16,5÷13 20,5
d
2
5
1000– 3,0
78
8
СПб–
Хейс
ISTP
14,5÷10 19,5 3,5
d
4
800–
30
2,0
4
СПб–
Хейс
GEM
11÷20
n
9
2
n/d 1000– 1,1
absr
55
4
СПб–
Хейс
GEM
12÷20
n
8
2
n/d
absr
900–
35
1,7
2
СПб–
Хейс
11 25.03.98
умеренная
26.03.98
слабая
GEM
11÷20
n
9
2,5
3,5
1000– 1,1
55
0
СПб–
Ловоз
GEM
12÷20
n
8
2
1
900–
35
1,7
1
СПб–
Ловоз
12 25.03.98
умеренная
26.03.98
слабая
GEM
11÷20
n
9
4
2
1000– 1,1
55
0
Ловоз–
Хейс
GEM
12÷20
n
8
1
n/d
900–
35
1,7
0
Ловоз–
Хейс
13 17.04.98
слабая
ISTP
03÷21
n
18
3
3
800–
30
0,6
4
СПб–
Хейс
14 17.04.98
слабая
ISTP
03÷21
n
18
0
2
800–
30
0,6
3
СПб–
Ловоз
15 17.04.98
слабая
ISTP
03÷21
n
18
0
3
800–
30
0,6
0
Ловоз–
Хейс
16
ISTP
05÷11
n
30
2
7
8
182
02–
03.05.98
умеренная
n/d 1700– 3,6 n/d СПб–
80
Ловоз
Окончание табл. 3.1
Дата Принад- To÷Te
лежность UT, ч
№
t, ч
to,ч
te,ч
Буря
17
24–
25.09.98
интенсивн.
18
12–
13.05.99
слабая
AEmax, Amax, tdes, РадионТл
дБ
ч
трасса
Dstm
GEM
ISTP
20÷17
d
21
4
3
2000– 5,0
205
11
СПб–
Хейс
ISTP
18÷17
d
23
4
3
1300– 2,0
49
0
СПб–
Хейс
– Параметры геомагнитных бурь. Экспериментальные исследования проводились на северо-западе Европейской части России. Необходимо заметить, что проявления магнитных бурь в ионосфере
данного региона могут заметно отличаться от подобных проявлений
в других регионах [Благовещенский и др., 2001а].
а. Описание таблицы 3.1. Всего выбрано к рассмотрению 14 магнитных мировых бурь, которые имели место преимущественно зимой и в равноденствие 1997–1999 годов. Главные их характеристики представлены в табл. 3.1. Здесь второй столбец указывает дату,
когда имела место конкретная буря, и ее интенсивность согласно
работе [Gonzales et al., 1994], где введены градации: интенсивные
бури, для которых значение Dst = –100 нТд или меньше, умеренные бури, для которых это значение находится между –50 нТл и
–100 нТл, и слабые бури, для которых это значение попадает между
–30 нТл и –50 нТл. Третий столбец указывает на принадлежность
бури к той или иной программе исследований: CEDAR CSS, GEM,
ISTP. CEDAR – Coupling, Energetics and Dynamics of Atmospheric
Regions, CSS – CEDAR Storm Study, GEM – Geospace Environment
Modeling, ISTP – International Solar Terrestrial Physics. Далее в
табл. 3.1 представлены: момент начала активной фазы бури To
(onset), момент конца ее активной фазы Te (end) и продолжительность бури t = Тe –To в часах. Значения to и te – продолжительности в часах расширения диапазона D = МНЧ – ННЧ относительно
месячной медианы перед моментом To и соответственно после Тe
(см. ниже). Величины AEmax и Dstm – максимальные значения AE
и Dst-индексов за период бури, Amax характеризует максимальное
значение риометрического поглощения вблизи системы трасс за период бури. Время tdes есть общее число часов из промежутка t, когда
трасса выведена из строя (destroyed) и сигналы в месте приема не наблюдаются вследствие высокого поглощения. В последнем столбце
183
таблицы указано наименование радиотрассы, на которой проводились измерения для соответствующей бури. Дополнительные обозначения в таблице: n/d – нет данных, absr – поглощение, n –ночь,
d – дневное время.
AE –индекс выбран для оценки интенсивности бури не случайно.
Известно, что наряду с ним могут быть использованы другие характеристики, например, Kp или Dst. Последний индекс в табл. 3.1 представлен для полноты информации. Однако хотя AE-индекс и не является идеальным для описания мировых бурь [Gonzales et al., 1994],
тем не менее он здесь предпочтителен как более динамический.
Величина A, дБ оценивает интенсивность поглощения по риометру на частоте f = 30 МГц по ст. Соданкюла, Финляндия. Эта станция находится вблизи используемой системы трасс, рис. 3.1, и имеет полные геофизические данные в отличие от других станций, например Мурманск, тоже расположенных близко к этой системе. Тем
не менее оценка поглощения здесь является приблизительной и носит скорее качественный, чем количественный характер.
б. Выбор момента начала активной фазы бури To. Все бури, используемые в настоящем рассмотрении, достаточно сложны и существенно отличны друг от друга. Они возникают иногда на спокойном
фоне, длящемся 5–7 ч перед моментом To, например, бури № 1, 3, 7
из табл. 3.1, иногда на умеренном, № 2, 8, 9, 16, или возмущенном
фоне, № 4, 17, а также могут развиваться после одиночных суббурь,
№ 5, 6, 18. Это так называемый фактор предыстории. Степень развития отдельной магнитосферной бури также сугубо индивидуально. Возможно медленное нарастание AE-индекса, № 3, 17, 18, среднее, № 1, 7, быстрое № 4, 6, 8, 9, 16, и очень быстрое, № 5, вплоть до
AEmax ≥ 1500 – 2000 нТл. Начало активной фазы бури, как момент
резкого роста AE-индекса, не зависит от широты, долготы, года, сезона, месяца и может возникать в различное время суток, табл. 3.1.
Исходя из сказанного, выбор момента To представляет определенные трудности. Чтобы возмущение «раскачало» ионосферу и создало соответствующие эффекты, оно должно быть достаточно интенсивным. Уровень интенсивности, или порог, превысить который
должен AE-индекс в своем росте до максимума возмущения, по данным настоящего эксперимента составляет AEпор = 300–500 нТл. В
зависимости от характера бури и результатов анализа Dst и Bz –вариаций сначала определялось значение AEпор из указанного диапазона и далее момент To с точностью ~1 ч.
в. Выбор момента окончания активной фазы бури Te. Здесь также имеет место неоднозначность. Помимо факторов, указанных вы184
а)
б)
МНЧ–ННЧ АЕиндекс, нТл
значения, МГц
1000 2000
ше, в пункте «б», дополнительным обстоятельством, осложняющим
картину, является следующее. По данным наблюдений в конце возмущения, когда AE-индекс стремится к нулю, иногда имеет место
значительное поглощение в ионосфере (по риометру) или его всплески, затухающие постепенно, например, в случае бурь 13.05.99 и
25.03.98, рис. 3.4 и 3.5, 3.6. Порог, при котором AEпор ≤ 100–300 нТл
и поглощение в ионосфере A≤ 0,5–0,6 дБ, приблизительно определяет здесь выбор момента Te. Более точные оценки, чем ± 1 ч, затруднительны.
Рис. 3.2–3.6 демонстрируют вариации AE-индекса (панель «а»),
значений МНЧ и ННЧ (панель «б») и уровня поглощения A, дБ по
ст. Соданкюля (панель «в») за периоды некоторых бурь. Так, рис.
3.2–3.6 являются «представителями» каждого года из трех, соответственно 1997, 1998 и 1999, для трассы Санкт-Петербург – о. Хейса. Рис. 3.5 и 3.6 демонстрируют данные на трассе Санкт-Петербург
– Ловозеро и Ловозеро – о. Хейса.
– Обсуждение данных. В результате анализа всех экспериментальных данных, выявлено следующее.
0
20
15
10.01.97
To
5
τ0
AEmax
9
13
17
11.01.97
Te
21
1
τe
5
9
МНЧ
МНЧмед
10
Поглощение, дБ
5
в)
6
5
9
4
13
τ
13
17
21
1
5
9
17
21
1
5
9
ННЧмед
ННЧ
13
A max
2
0
5
To
9
13
Te
13
UT, ч
Рис. 3.2. Вариации AE-индекса (а), значений МНЧ и ННЧ на трассе
Санкт-Петербург –о. Хейса (б) и уровень поглощения по риометру
Соданкюли A (в) в течение бури 10–11 января 1997 г. Отсутствие
распространения показано стрелками
185
в)
25.09.98
24.09.98
1000 2000
МНЧ–ННЧ
АЕиндекс, нТл
значения, МГц
б)
Поглощение, дБ
а)
To
Te
0
13
17
21
1
5
9
20
15
10
5
13
17
21
МНЧ
МНЧмед
ННЧ
13
17
21
1
5
9
13
17
13
17
21
To
1
5
9
13
17
Te
ННЧмед
21
4
2
0
21
UT, ч
Рис. 3.3. То же, что и на рис. 3.2,
но для интенсивной бури 24 сентября 1998 г.
I. Главный эффект. Магнитные бури, если их рассматривать по
AE-индексам, практически все состоят из чередующихся всплесков
интенсивности, между которыми наблюдаются минимумы, рис.
3.2–3.6, панель «а». Всплески чередуются с периодами от 3 до 7 ч.
То есть магнитную бурю можно рассматривать как совокупность отдельных суббурь, как это делается в [Gonzales et al., 1994]. Здесь же
показано, что физические процессы для бури и суббури качественно не отличаются. В предыдущих работах [Благовещенский и др.,
1996; Blagoveshchensky and Borisova, 2000] было рассмотрено влияние суббурь на ионосферу и отмечен так называемый главный эффект (ГЭ). Он, как отмечалось в гл. 2, представляет собой следующую совокупность характерных вариаций параметров ионосферы.
Этап 1. На предварительной фазе суббури и до нее имеют место рост значений f0F2 и уменьшение значений высот hmF2 относительно «спокойной» медианы перед моментом To за ~ 4 ч и в течение 2–3 ч.
Этап 2. Во время взрывной (активной) фазы наблюдается снижение величин f0F2 и рост hmF2 по отношению к медиане сразу после
To и вплоть до момента Te.
Этап 3. Повтор явлений первого пункта происходит на фазе восстановления суббури, после Te, но иногда слабее или сильнее.
186
АЕиндекс, нТл
МНЧ–ННЧ
значения, МГц
а)
1500
12.05.99
1000
13.05.99
Te
To
б)
в)
Поглощение, дБ
500
0
28
24
20
16
12
8
4
2,0
1,5
1,0
0,5
0
16
20
24
4
8
12
16
16
20
24
4
8
12
16
16
To
20
24
4
8
12
16
Te
20
24
20
МНЧмед
МНЧ
ННЧмед
ННЧ
24
20
24
UT, ч
Рис. 3.4. То же, что и на рис. 3.2, но для слабой бури 12–13 мая 1999 г.
Что касается бурь, то по настоящим экспериментальным данным, вариации МНЧ при отражении сигналов от F2-слоя представляют наложение главных эффектов отдельных суббурь, из которых
состоит буря. Рассмотрим это утверждение на примере бури 12–13
мая 1999 г., рис. 3.4. Считаем, что МНЧ эквивалентно f0F2. Перед To
(18UT) реализуется первый пункт ГЭ – всплеск МНЧ в течение 4-х
часов с 13:00 до 18:00 UT. Затем во время первого максимума в AE с
18:00 до 22:00 UT имеет место спад значений МНЧ ниже медианы,
2-й пункт ГЭ. С 22:00 до 01:00 UT, после окончания первой суббури происходит подъем значений МНЧ, 3-й пункт ГЭ. Этот же подъем предваряет вторую суббурю с 01:00 до 06:00 UT, 2-й пункт ГЭ. В
конце второй суббури имеет место положительный всплеск МНЧ с
05:00 до 07:00 UT, 3-й пункт ГЭ. Перед третьей суббурей снова имеет
место положительный всплеск МНЧ с 11:00 до 14:00 UT, 1-й пункт
ГЭ, затем спад МНЧ с 14:00 до 15:00 UT, 2-й пункт ГЭ, и снова подъем МНЧ с 15:00 до 17:00UT, 3-й пункт ГЭ. На других рисунках, рис.
3.2, 3.3, 3.5, 3.6 (панели «а» и «б») также можно видеть подобные вариации. Суммарная картина зависит от того, насколько разнесены
во времени и как мощны всплески AE. Интенсивные всплески приводят к значительному росту поглощения и пропаданию сигналов
вообще, как на рис. 3.3 с 22:00 до 11:00 UT.
187
в)
МНЧ–ННЧ АЕиндекс, нТл
значения, МГц
б)
Поглощение, дБ
а)
900
25.03.98
Te
To
600
26.03.98
Te
To
300
0
13
9
21
17
1
5
9
13
17
24
18
12
6
ННЧмед
9
13
17
21
1
5
9
13
17
9
13
17
21
1
5
9
13
17
МНЧмед
МНЧ
ННЧ
1,8
1,2
0,6
0
To
Te
To
UT, ч
Te
Рис. 3.5. То же, что и на рис. 3.2, но для трассы
Санкт-Петербург – Ловозеро и двух бурь 25–26 марта 1998 г.
II. МНЧ и ННЧ вариации. Общая картина вариаций МНЧ и
ННЧ на трассах во время бури по всем данным, включая рис. 3.2–
3.6 и табл. 3.1, выглядит следующим образом.
– Перед началом бури за 2–4 часа до ее начала To наблюдается
положительный всплеск МНЧ по слою F2 (относительно медианы) в
течение промежутка времени to, табл. 3.1. ННЧ мало отличается от
медианных значений. Иногда имеет место небольшой положительный всплеск относительно медианы, DННЧ > 0.
– Начиная от To и в максимуме бури может наблюдаться сначала
положительный всплеск МНЧ по слою F2, затем спад МНЧ до значений меньше медианных, DМНЧ < 0. Происходит рост ННЧ за счет
сильной ионизации в нижней ионосфере. Иногда МНЧ и ННЧ пропадают вообще из-за сильного поглощения.
– В середине возмущения (бури) снова может возникнуть положительный всплеск МНЧ. Если он существует, то обязан первому или второму максимуму AE, либо вызывается образованием
Es-слоев. Флуктуации ННЧ наблюдаются в виде положительных
всплесков, DННЧ > 0.
188
в)
МНЧ–ННЧ
значения, МГц АЕиндекс, нТл
б)
Поглощение, дБ
а)
25.03.98
Te
900
To
600
300
0
13
9
17
21
26.03.98
Te
To
1
5
9
13
24
18
12
6
17
МНЧ
МНЧмед
ННЧмед
9
13
17
21
1
5
9
13
17
9
13
17
21
1
5
9
13
17
ННЧ
1,8
1,2
0,6
0
To
Te
To
UT, ч
Te
Рис. 3.6. То же, что и на рис. 3.5, но для трассы Ловозеро – о. Хейса
– Ближе к концу, но не в самом конце бури, снова может быть
спад МНЧ ниже медианы, DМНЧ < 0. Флуктуации ННЧ существуют в виде положительных всплесков, DННЧ > 0.
– После окончания главной фазы возмущения, начиная от момента Te, как правило, наблюдается заметный всплеск МНЧ (DМНЧ
> 0) в течение промежутка времени te, табл. 3.1. Значения ННЧ постепенно стремятся к медианным.
Указанные закономерности в среднем носят характер тенденций, в некоторых случаях имеются отклонения от этих общих тенденций.
III. Дополнительные закономерности. Последние установлены
по всем данным эксперимента.
Во время бури в основном вариации поглощения по риометру A,
дБ и AE-индекса подобны, хотя иногда всплески поглощения A наблюдаются с задержкой (например, на рис. 3.2) относительно всплесков AE-индексов,. Эти же всплески поглощения A и всплески в значениях ННЧ часто совпадают (рис. 3.4 и 3.5), но не всегда (рис. 3.2
и 3.6). При сильном поглощении КВ-сигналы в точке приема радиотрассы как правило отсутствуют, следовательно МНЧ и ННЧ так189
же отсутствуют (рис. 3.3). Тем не менее, хотя после начала бури To
обычно сразу наблюдается мощный всплеск поглощения A, дБ по
риометру (рис. 3.2–3.5), однако он может не приводить к исчезновению сигналов из-за поглощения. Подобное поведение наблюдается
иногда и для других максимумов поглощения, рис 3.2, 3.4, 3.5 и 3.6.
Это зависит от местного времени начала бури, как показано ниже.
На возмущенном фоне развитие бури сопровождается иными
особенностями, чем при развитии ее на спокойном фоне. Ионосфера,
будучи под воздействием возмущенного фона, по-другому реагирует
на новые воздействия возмущения.
Между МНЧ и ННЧ за период бури to = To –Te иногда имеет место прямая зависимость – рост и спад одной сопровождается ростом
и спадом другой (например, рис. 3.2 и 3.5). Это связано с ионизирующими потоками, которые воздействуют на верхнюю и нижнюю ионосферу одновременно во время бури.
Проявления Es –слоев в виде высоких значений МНЧ во время
возмущений наиболее сильны на трассе Ловозеро – о. Хейса с точкой
отражения на Ф′ = 69°, рис. 3.6. Обычно Es–слой экранирует F-слой.
Поглощение на этой трассе минимально, срывов сигнала нет.
IV. Вариации диапазона частот. Имея в виду рассмотренную выше в п. II общую картину вариаций МНЧ и ННЧ, выявим особенности поведения дианазона частот D = МНЧ–ННЧ на рис. 3.2–3.6.
Первые три рисунка относятся к трассе Санкт-Петербург–о. Хейса.
Рис. 3.2 демонстрирует данные для рассмотренной в главе 2 известной бури 10–11 января 1997 г., которая развивается на спокойном фоне и характеризуется средним нарастанием AE-индекса. Она
относится к классу умеренных, поскольку Dstm = –80 нТл. Перед
моментом To в течение интервала to = 2 ч, происходит расширение диапазона частот D = МНЧ–ННЧ. Сразу же после момента To
(AEпор = 400 нТл) поглощение в ионосфере резко возрастает. С задержкой 03 ч относительно максимума поглощения Amax = 5,8 дБ
(08:00UT) образуется максимум в ННЧ (11:00UT). С этого момента
диапазон МНЧ–ННЧ резко сужается вплоть до момента Te (21:00UT).
После Te диапазон расширяется в течение интервала te = 6 ч, с 21:00
до 03:00UT. Далее имеют место вариации МНЧ и ННЧ близкие к медианным. В 13:00 UT и 18:00 UT данные МНЧ и ННЧ отсутствуют,
вероятнее всего по причине поглощения.
На рис. 3.3 представлены данные для интенсивной бури 24 сентября 1998 г., которая развивается на возмущенном фоне с суббурей
впереди и характеризуется медленным нарастанием AE-индекса.
Здесь расширение диапазона МНЧ–ННЧ перед To имеет место с
190
16:00 до 20:00 UT, to = 4 ч. Начиная с 22:00 до 11:00 UT, когда диапазон частот узок, интенсивное поглощение в ионосфере, Amax = 5,0
дБ, приводит к срыву радиосвязи, МНЧ и ННЧ отсутствуют. После
момента Te с 17:00 до 20:00 UT, te = 3 ч, границы диапазона МНЧ–
ННЧ расширены вновь. Отметим, что ход МНЧ на этом рисунке
совпадает с ходом dПЭС по данным сети GPS [Афраймович и др.,
2001].
Картина на рис. 3.4 частично обсуждалась выше. Буря 12–13 мая
1999 г., умеренная, развивается на слабо возмущенном фоне с субурей впереди и имеет медленное нарастание AE-индекса. Здесь также перед To и после Te происходит расширение диапазона, to = 4 ч
и te = 3 ч. Значения диапазона наиболее узки во время всплесков
AE-индекса, т. е. с 19:00 до 22:00 UT, с 01:00 до 06:00 UT и с 13:00 до
15:00 UT. В 21:00 UT данные отсутствуют. В течение этой слабой бури на интервале t срывов связи нет, так как поглощение в ионосфере
с максимальным значением Amax = 2,0 дБ является умеренным.
Рис. 3.5 иллюстрирует вариации диапазона частот на трассе
Санкт-Петербург –Ловозеро. Здесь две бури – умеренная с одним
максимумом (11:00–20:00 UT) и слабая c двумя (12:00–20:00 UT).
Можно видеть расширение диапазона МНЧ–ННЧ перед и после
бурь и сужение диапазона во время бури, когда значение AE-индекса
максимально. Трасса Санкт-Петербург –Ловозеро ближе всего расположена к средним широтам, вариации МНЧ–ННЧ здесь выражены иначе, чем на высокоширотной трассе Ловозеро – о. Хейса.
Рис. 3.6 демонстрирует данные для той же бури, что и на рис. 3.5.
Но здесь анализируется трасса Ловозеро – о. Хейса, где доминируют Es–отражения. Поэтому можно видеть отличия между данными
на рис. 3.5 и рис. 3.6. На последней хотя и имеют место расширения
диапазона МНЧ–ННЧ в начале и конце бури, но они очень незначительны. А сужение диапазона во время бури не происходит вообще.
На данной трассе поглощение не играет существенной роли, так как
эта трасса расположена почти полностью в полярной шапке выше
области Фритца. Радиосвязь здесь наиболее устойчива, поскольку
ее подверженность буревым эффектам минимальна.
Главный итог: диапазон частот МНЧ–ННЧ расширяется перед
бурей в течение нескольких часов, резко сужается во время бури и
снова расширяется в течение нескольких часов после ее окончания.
Фактически здесь имеет место повторение трех слагаемых главного
эффекта (ГЭ) суббури для f0F2, но применительно к буре. Сказанное касается трасс с точками отражения на геомагнитных широтах
Ф′ = 61° и 66°. Для высокоширотной трассы с точкой отражения на
191
широте Ф′ = 69° указанные закономерности выражены слабее. Зато
здесь поглощение не оказывает существенного влияния.
V. Анализ данных табл. 3.1. Рассмотрим наиболее интересные
особенности.
Имеется прямая зависимость между AEmax, Dstm и A, дБ. Чем выше одна из них, тем выше другие, особенно для умеренных и слабых
бурь. С точки зрения геофизики это следовало ожидать.
Отсутствует явная зависимость между величиной AEmax и значениями t, to и te.
Существует определенная зависимость между временем начала
бури To и значением to. Так, на трассе Санкт-Петербург – о. Хейса,
где статистика наибольшая, анализ показывает, что для дневных
d-бурь (№2, 3, 5, 8, 9, 17 и 18) с началом To, лежащем в интервале
10:00 – 16:00 LT, где местное время LT = UT – 4 ч, медианное значение to = 4 ч. Тогда как для ночных n-бурь (№ 1, 4, 6, 7, 10 и 13) с
началом To, лежащем в интервале 23:00 – 08:00 LT, медианное значение to = 2 ч. Физически это объясняется тем, что днем высыпающиеся частицы в дневной касп и зону полярных сияний перед бурей
ионизируют ионосферный F2-слой дольше, то есть в течение to = 4
ч, чем ночью, в течение to = 2 ч, когда высыпание происходит из
ночной части плазменного кольца (авроральный пик).
На радиотрассе Санкт-Петербург –о. Хейса полное время выхода трассы из строя tdes (интервал срыва связи) по данным табл. 3.1
зависит от местного времени LT, т. е. от расположения трассы относительно зоны поглощения. Из анализа следует, что для дневных
d-бурь медианное значение tdes = 6 ч, а медианное значение t = 20
ч. Тогда как для ночных n-бурь медианное значение tdes = 2 ч, а медианное значение t = 10 ч. Средний процент выхода трассы из строя
(отсутствие сигнала в месте приема) во время возмущения за промежуток t = Te – To по всем дневным бурям (№2, 3, 5,8, 9, 17 и 18)
составляет 6/20 = 30% и по всем ночным бурям (№ 1, 4, 6, 7, 10, 13)
соответственно 2/10 = 20%. Тем самым, во-первых, продолжительность бурь днем длиннее, чем ночью. И, во-вторых, во время возмущений днем трасса выходит из строя чаще, чем ночью.
С ростом пребывания траектории радиоволны в области поглощения продолжительность интервалов срыва связи растет. Это можно
видеть для бурь №10, 11, 12 и №13, 14, 15. На трассе Ловозеро–о.
Хейса срывов нет вообще, поскольку трасса лежит преимущественно вне области поглощения.
VI. Физические механизмы МНЧ-вариаций. Подобное рассмотрение было подробно выполнено в конце главы 2. Здесь уместно на192
помнить физику явлений главным образом для высоких широт, где
расположены исследовательские радиотрассы.
1. Первый этап ГЭ перед бурей – рост F2МНЧ (Df0F2) в течение to.
Дневные условия.
а. Рост значений Df0F2 до начала бури обусловлен подъемом слоя
F2 или hmF2 под действием вертикального дрейфа. Последний образуется за счет возникновения электрических полей и за счет меридиональных ветров, направленных к югу.
б. Высыпания частиц из плазмосферы за счет ее поджатия как
результат поджатия магнитосферы. Эти частицы ионизируют слой
F2 ионосферы.
в. В зоне полярных сияний дополнительным источником усиления ионизации до SSC могут быть высыпающиеся частицы из входного слоя магнитосферы.
Ночные условия.
а. Снос термосферного газа из дневного каспа через полюс на ночную сторону.
б. Воздействие электрических полей, которые из дневного каспа
могут проникать на ночную сторону.
в. Ночное высыпание холодной плазмы из плазмосферы.
г. Потоки частиц (ионы), высыпающиеся из протоносферы в ионосферу.
д. Высыпание частиц из хвоста магнитосферы.
2. Второй этап ГЭ во время бури –спад F2МНЧ (Df0F2) в течение t.
При появлении положительного возмущения и далее за ним последовательно отрицательного ионосферная буря связана с двумя
разными каналами проникновения энергии солнечного ветра в полярную ионосферу. Канал, обусловленный высыпанием частиц в
касп днем и нагрев ионосферы в каспе на уровне F-слоя, как указывалось, приводит ночью к положительным ионосферным возмущениям (Df0F2 > 0). Другой канал, связанный с джоулевым нагревом в
E-слое (хвост магнитосферы, плазменный слой и т.д.) приводит к отрицательным ионосферным возмущениям (Df0F2 < 0) также ночью.
Возможна также другая причина – высыпание частиц. Интенсивность и жесткость авроральных потоков увеличивается после To.
3. Третий этап ГЭ в конце бури – рост F2МНЧ (Df0F2) в течение te.
Подъем F2МНЧ (Df0F2) на восстановительной фазе бури, скорее всего, обусловлен влиянием эффектов кольцевого тока. Во время этой фазы электрическое поле конвекции падает и плазмопауза
(внешняя граница плазмы ионосферного происхождения) будет расширяться, пополняя ионизированными частицами плазмосферу.
193
Заключение. Исходя из анализа, могут быть сделаны следующие
выводы.
1. Рассмотренные CEDAR, GEM и ISTP бури существенно отличаются друг от друга своими параметрами. Различны также производимые ими воздействия на ионосферу и на распространение радиоволн на высокоширотных КВ-радиотрассах. Тем не менее, во время
бурь обнаружен общий характер следующих проявлений: в вариациях диапазона частот на трассах, в корреляции между ННЧ и риометрическим поглощением A, дБ, в отсутствии сигналов за счет поглощения во время мощных возмущений, в подобии поведения параметров ионосферы и распространения для дневных бурь и отдельно для ночных бурь, а также ряд других.
2. Диапазон частот D = МНЧ–ННЧ расширяется перед бурей в
течение нескольких часов, резко сужается во время бури и снова
расширяется в течение нескольких часов после ее окончания. Сказанное касается трасс с точками отражения на геомагнитных широтах Ф′ = 61° и 66°. Для высокоширотной трассы с точкой отражения на широте Ф′ = 69° указанные закономерности выражены слабее. Данные закономерности могут быть полезными при организации КВ-радиосвязи в высоких широтах.
3. Вариации МНЧ при отражении сигналов от F2 слоя представляют наложение главных эффектов отдельных суббурь, из которых состоит буря. Главный эффект – это положительные значения
Df0F2 в течение нескольких часов перед моментом To, отрицательные Df0F2 в промежутке To – Te и снова положительные Df0F2 в течение нескольких часов после момента Te. Суммарная, достаточно
сложная, картина для бури зависит от того, насколько разнесены во
времени и как мощны всплески AE.
4. Во время не очень интенсивных, умеренных, бурь вариации поглощения по риометру A, дБ и AE-индекса в основном подобны, хотя
иногда всплески поглощения A наблюдаются с задержкой относительно всплесков AE-индексов. Эти же всплески поглощения A и всплески в
значениях ННЧ часто совпадают. Следовательно, значения ННЧ определяются главным образом поглощением в нижней ионосфере. Интенсивные всплески A и/или AE-индекса приводят к значительному росту
поглощения и пропаданию сигналов на радиотрассах вообще.
5. На каждой трассе из трех эффекты бури индивидуальны. Проявления Es –слоев в виде высоких значений МНЧ во время возмущений наиболее сильны на трассе Ловозеро – о. Хейса с точкой отражения на Ф′ = 69°. Обычно Es –слой экранирует F-слой. Поглощение на этой трассе минимально, срывы сигнала отсутствуют.
194
6. Два основных явления – рост ионизации в слое F2 (положительные Df0F2) за время to перед моментом To и резкий рост риометрического поглощения в начале развития активной фазы бури могут служить прогностическими предвестниками активной фазы бури. Существует определенная зависимость между временем начала
бури To и значением to. Физически это объясняется тем, что днем
высыпающиеся частицы в дневной касп и зону полярных сияний
перед бурей ионизируют ионосферный F2-слой дольше, то есть в течение to = 4 ч, чем ночью, в течение to = 2 ч, когда высыпание происходит из ночной части плазменного кольца (авроральный пик).
7. На наиболее информативной радиотрассе Санкт-Петербург –о.
Хейса полное время выхода трассы из строя tdes (интервал срыва
связи) зависит от местного времени LT. Для дневных бурь медианное значение tdes = 6 ч, а медианное значение t = 20 ч. Тогда как для
ночных бурь медианное значение tdes = 2 ч, а медианное значение
t = 10 ч. Средний процент выхода трассы из строя во время возмущения за промежуток t = Te – To по всем дневным бурям составляет 6/20 = 30% и по всем ночным бурям соответственно 2/10 = 20%.
Тем самым, во-первых, продолжительность бурь днем длиннее, чем
ночью. И, во-вторых, во время возмущений днем трасса выходит из
строя чаще, чем ночью.
8. Несмотря на установленные общие закономерности в поведении параметров МНЧ, ННЧ, A и AE во время магнитосферной бури, всегда существуют буревые события, которые как исключение
не подчиняются общим тенденциям.
9. Космическая погода во время магнитосферных бурь принципиально видоизменяет процессы в магнитосфере и ионосфере. В соответствии с настоящим экспериментом в высоких широтах работает не только традиционный механизм передачи солнечной энергии
в верхнюю атмосферу через хвост магнитосферы, плазменный слой
и авроральную ионосферу, но и совершенно иной, малоизвестный,
механизм – через дневной касп и входной слой магнитосферы.
3.2. Эффекты магнитной бури 20 ноября 2003 г.
в распространении КВ
Подробное описание магнитной бури 20 ноября 2003 г. было выполнено выше в гл. 2, разд. 2.1.2. В течение суток, когда имело место это событие, был выполнен анализ условий прохождения сигналов на двух субполярных КВ радиотрассах [Благовещенская и др.,
2005].
195
Методы и средства наблюдений. Первая радиотрасса, Ловозеро – Санкт-Петербург, длиной 1000 км, имеет точку отражения на
геомагнитной широте ФL = 61°. На рис. 2.9 в гл. 2 показано положение трассы Санкт-Петербург–Ловозеро, на которой выполнялись
измерения. Вторая трасса, Диксон – Санкт-Петербург, характеризуется соответственно длиной 2600 км и ФL = 61.7°. Естественно ожидать, что мощная геомагнитная буря 20 ноября 2003 г. должна была
существенно повлиять на условия прохождения сигналов в радиоканалах, особенно высокоширотных. Исследовалось поведение нескольких параметров распространения на радиотрассах по данным
наклонного зондирования ионосферы (НЗИ). НЗИ осуществлялось
на скользящей частоте в диапазоне f = 3,5–27,5 МГц. Сеансы зондирования производились круглосуточно 1 раз в час. На трассе Ловозеро – Санкт-Петербург имелась возможность изучать полный набор характеристик распространения, таких как: F2МНЧ, F2ННЧ,
EsМНЧ, EsННЧ, степень многолучевости и других непосредственно
по ионограммам наклонного зондирования. Здесь F2МНЧ и F2ННЧ
– максимально наблюдаемая и наинизшая наблюдаемая частоты
при отражении сигнала от слоя F2 ионосферы, а EsМНЧ и EsННЧ –
то же самое при отражении сигнала от спорадического слоя Es. На
другой трассе Диксон – Санкт-Петербург фиксировались только два
параметра МНЧ и ННЧ без указания конкретного механизма распространения. Имеется в виду либо механизм отражения сигналов
от слоя F2 ионосферы или от спорадического Es.
Для анализа и интерпретации результатов наклонного зондирования использовались данные IMAGE-сети магнитометров в Скандинавии и данные по поглощению радиоволн на частотах 32 и 40
МГц, полученные на финской сети риометров. Для оценки общей
геофизической обстановки использовались AE-индексы магнитной
активности и Dst-вариации по данным Международного центра данных в Киото.
Результаты наблюдений и их анализ. На рис. 3.7 представлен суточный ход четырех параметров распространения F2МНЧ, F2ННЧ,
EsМНЧ и EsННЧ на трассе Ловозеро – Санкт-Петербург для двух
дней ноября 2003 г.: спокойного 7 ноября (рис. 3.7, а) и возмущенного 20 ноября (рис. 3.7, б). На рис. 3.7, в представлен характер возмущения 20 ноября в AE-индексах. Из рис. 3.7 можно видеть существенное различие характера распространения радиоволн для рассматриваемых дней. Прежде всего, для 20 ноября во время максимума возмущения, начиная с 11:00 UT, прохождение сигналов на
трассе полностью прекращается вплоть до 20:00UT. Тогда как в спо196
Частота, МГц
а)
16
07.11.2003
12
8
6
б)
Частота, МГц
0
16
20.11.2003
EsМНЧ
F2МНЧ
12
8
EsННЧ
6
F2ННЧ
0
АЕиндекс, нТ
в)
2000
1000
0
4
8
12
16
20
24
UT, ч
Рис. 3.7. Вариации параметров наклонного зондирования ионосферы
(F2МНЧ, F2ННЧ, EsМНЧ и EsННЧ) на трассе Санкт-Петербург –
Ловозеро в спокойный день 7 ноября 2003 г. (а), во время магнитной бури
20 ноября 2003 г. (б), а также вариации AE-индекса 20 ноября 2003 г. (в)
койное время 7 ноября днем преобладают F2-отражения, а ночью
Es-отражения.
Следует отметить, что местоположение радиотрасс таково, что
их точки отражения в околополуночные часы спокойных условий
находятся в области главного ионосферного провала, вблизи его полярной стенки. С ростом возмущения провал смещается к югу, и
точки отражения трасс оказываются в авроральной зоне. Из рис.
3.7, а для трассы Ловозеро – Санкт-Петербург можно видеть, что в
спокойных условиях 7 ноября в предполуночные часы имеют место
боковые отражения от северной границы провала (стрелки на рисунке). В возмущенных условиях 20 ноября (рис. 3.7, б) в те же часы
наблюдается совершенно иная картина. А именно, возникают только Es-отражения с большими значениями EsМНЧ и EsННЧ. Последние велики из-за повышенного поглощения. Подобное повышенное
поглощение было зарегистрировано на обс. Соданкюля как наиболее близкой к точке отражения трассы Ловозеро – Санкт-Петербург.
197
Уровень поглощения по риометру на частоте f = 32 МГц для возмущенного дня 20 ноября с 08:00 UT до 24:00 UT лежит в пределах 2
– 3дБ. Тогда как для спокойного дня 7 ноября за этот же период времени уровень поглощения не превышал 0.5 дБ.
Для радиотрассы Диксон – Санкт-Петербург характер распространения радиоволн в значительной степени напоминает характер
распространения на трассе Ловозеро – Санкт-Петербург. В спокойный период днем имеют место в основном F2-отражения, ночью преобладают Es-отражения сигналов. В возмущенный период, как и на
трассе Ловозеро – Санкт-Петербург, имеет место полное пропадание
распространения начиная с 11:00 UT и до 20:00 UT.
Заключение. По данным комплексных радиофизических и геофизических методов диагностики рассмотрено влияние экстремально интенсивной магнитной бури 20 ноября 2003 г. на распространение радиоволн. Минимальное значение Dst-индекса во время
бури достигло значений Dst = –472 нТл в 20:00UT 20 ноября 2003 г.,
а AE-индекс магнитной активности превысил 2000 нТл. Установлено, что на радиотрассах, проходящих в авроральной зоне, в течение
нескольких часов полностью отсутствовало прохождение декаметровых радиоволн.
3.3. Комплексное изучение распространения КВ
и ионосферы за период магнитной бури 14–16 мая 1997 г.
Проявления возмущений магнитосферного происхождения в
ионосфере Земли, как отмечалось выше, имеют достаточно сложный характер. Магнитосферные бури и суббури вызывают резкие
нарушения структуры ионосферы [Buonsanto, 1999; Gonzales et al.,
1994; Lyons, 1996; Rostoker et al., 1980]. Вследствие чего возникают сложности в работе различных радиосистем: радиосвязи, навигации, загоризонтной радиолокации и т.п. [Angling et al., 1998;
Hunsucker and Hargreaves, 2003, Milan et al., 1996]. Здесь еще много непонятного с точки зрения физики происходящих явлений и
мало статистических экспериментальных данных, поскольку модели ионосферы и расчеты распространения радиоволн даже в средних широтах во время возмущений не всегда корректны, не говоря
о высоких широтах. В последнее время проявляется значительный
интерес к совместным наблюдениям как с поверхности Земли, так
и из космического пространства [Hunsucker and Hargreaves, 2003;
Ma et al., 2002]. Подобный подход позволяет лучше понять процессы магнитосферно-ионосферного взаимодействия. К наземным ви198
дам наблюдений можно отнести традиционные средства вертикального и наклонного зондирования ионосферы, различного рода радары, риометры и т. д. Главные космические средства наблюдений
– спутники и ракеты [Hunsucker and Hargreaves, 2003]. Ранее были уже выполнены исследования по изучению вариаций ионосферы
во время магнитных бурь и суббурь [Благовещенский и Калишин,
2009; Благовещенский и др., 1996; Blagoveshchensky et al., 2008;
Blagoveshchensky et al., 2003a,б, 2006а,б; Ma et al., 2002; Yeh et al.,
1994]. Однако подобных исследований еще недостаточно и многие
вопросы остаются открытыми. Например, как бури и суббури влияют на состояние ионосферной плазмы? Какие процессы лежат в
основе движения плазмы вверх или вниз, при каких условиях они
имеют место и как эти процессы проявляются в авроральных высыпаниях частиц?
Цель настоящего исследования состоит в следующем. 1) Выполнить сопоставление данных на КВ-радиотрассе наклонного зондирования ионосферы (НЗИ) о. Хейса – Санкт-Петербург и данных по
ионосфере на цепочке ионозондов, с данными по магнитосфере и
данными cпутника DMSP по высыпаниям частиц для физической
интерпретации наблюдений во время мощной магнитной бури 14–
16 мая 1997 г. 2) Рассмотреть особенности вариаций диапазона рабочих частот НЗИ с тем, чтобы использовать данные на этой трассе
в качестве средства диагностики состояния среды распространения
радиоволн (высокоширотной ионосферы) за период магнитной бури
[Blagoveshchensky et al., 2010].
Привязка геофизических данных к параметрам ионосферы и
сигналов на трассе дает возможность, во-первых, глубже понять
физику явлений в системе магнитосфера-ионосфера, во-вторых, подобное рассмотрение дает возможность оценить степень вариаций
в ионосфере во время возмущений для решения проблемы Space
Weather и, в-третьих, в определенной мере способствовать выработке умения диагностировать и прогнозировать события типа магнитных бурь и суббурь.
–Используемые методы наблюдений, дополнительные данные.
Исследовательская радиотрасса относится к разряду высокоширотных (трансавроральных) поскольку ее передающий центр о. Хейса
находится в полярной шапке, а приемный центр Санкт-Петербург
–в субавроральной области, рис. 3.8. Трасса направлена почти с севера на юг и имеет длину D = 2500 км. Сеанс НЗИ осуществляется
с 51 по 54 мин каждого часа круглосуточно. В месте приема фиксируются два параметра приходящего сигнала – МНЧ и ННЧ. На
199
90
Heis Island
80
15.05.1997
DMSP F13
16:20
14.05.1997
DMSP F13
04:44
Murmansk
Sodankyla
Kiruma
Lycksele
70 14.05.1997
DMSP F13
16:31
Uppsala
60
St. Petersburg
Juliusruh
50
Sofia
San Vito
40
16:20
30
–20
–10
0
10
4:57
16:08
20
30
40
50
60
70
80
Рис. 3.8. Схема наблюдений с помощью вертикального
зондирования ионосферы (Европейские ионозонды), наклонного
зондирования ионосферы (высокоширотная КВ радиотрасса
о. Хейса – Санкт-Петербург) и спутника DMSP (пролеты 0416 и 1610
для 14.05.97 г. и пролет 1558 для 15.05.97 г.)
эту трассу в мае, когда на высоких широтах уже наступил полярный день, не должен существенно влиять главный провал ионизации, точнее его полярная стенка, хотя точка отражения трассы в
спокойных геомагнитных условиях геометрически расположена на
геомагнитной широте ФL ≈ 66,5°, несколько севернее Мурманска,
т.е. на полярной стенке провала. Можно ожидать, что во время магнитной бури 14–16 мая 1997 г на трассу оказывает влияние перераспределение ионизации в ионосфере и скорее всего пояс неоднородностей в южной части зоны полярных сияний, где весьма вероятны
высыпания частиц. Следует подчеркнуть, что метод НЗИ позволяет
практически без потерь информации проследить вариации в изменениях концентрации слоя F2 ионосферы и других ее параметров
во время возмущений типа магнитной бури. Тогда как эту же информацию по данным вертикального зондирования (ВЗ) ионосферы
получить практически без существенных потерь нельзя (см. раздел
1.2.2 гл. 1). Так из практики зондирования известно, что наблюда200
ется резкое уменьшение количества данных ВЗ ионосферы во время
достаточно возмущенных условий [Blagoveshchensky et al., 2003а,
2006б]. Однако с помощью диапазона частот можно косвенно оценить параметры ионосферы, поскольку верхняя граница диапазона
МНЧ (максимальная наблюдаемая частота) в общем случае в дневных условиях характеризует степень ионизации слоя F2 ионосферы.
Чем выше МНЧ, тем выше ионизация в F2-слое. В ночных условиях, особенно в возмущенное время, МНЧ может определяться спорадической ионизацией в E-слое ионосферы [Blagoveshchensky et al.,
2008]. Нижняя граница диапазона ННЧ (наинизшая наблюдаемая
частота) наоборот характеризует степень поглощения в нижней области ионосферы. Чем выше ННЧ, тем выше, например, концентрация в слое D ионосферы (днем) или уровень поглощения в нижней
области ионосферы (ночью) [Lundborg et al., 1995]. Применительно
к рассматриваемым в данной работе условиям на высокоширотной
радиотрассе круглые сутки существует полярный день.
Представлялось целесообразным привлечь для анализа максимум геофизической информации и связать масштабы динамики ионосферы во время магнитной бури с геофизическими факторами.
Использовались данные вертикального зондирования ионосферы
(f0F2) по ст. Санкт-Петербург (60° N, 30° E) и Соданкюля (67.4° N,
26.6° E), а также по цепочке ионозондов Kiruna (67.8° N, 20.4° E),
Lycksele (64.6° N, 18.8° E), Uppsala (59.8° N, 17.6° E), Juliusruh (54.6°
N, 13.4° E), Sofia (42.6° N, 23.4° E) и San Vito (40.7° N, 19.9° E), рис.
3.8, данные риометров по финской станции Соданкюля (30 МГц),
AE-индексов магнитной активности, Вz-компоненты ММП, данные
спутника DMSP F13 по высыпаниям частиц и некоторые другие параметры по данным спутника IMP-8. Для решения поставленной
задачи, как указывалось, необходимо сопоставление геофизических данных, а именно, значений риометрического поглощения A,
величин AE-индекса и значений Bz-компоненты ММП, с данными
МНЧ и ННЧ на трассе, а также с данными вертикального зондирования ионосферы и спутников.
– Особенности магнитной бури. Рассмотрим характер исследуемой магнитной бури за 14–16 мая 1997 г. более подробно, чем
это было сделано в разделе 2.1.3 гл 2. Из различных источников
геофизических данных, имеющихся в Интернете (SPIDR, SDAWeb,
IDCE, Kyoto WDС-С2, Sodankyla и др.), следует, что начало данной
бури имело место с 17:00UT 14.05.97 и реальное окончание в конце
дня 17.05.97. Так, по данным спутника IMP-8 резкий рост значений скорости солнечного ветра (Flow speed) от значений 300 км/с
201
до 500 км/с происходит с 17:00UT 14.05.97 до 06:00 UT 15.05.97,
поток протонов (PROT. Flux) с энергией более 1 МэВ за этот же промежуток увеличивается в 5 раз, средняя величина ММП (Field
Magnitude Avg.) также возрастает в 5 раз с 5 до 25 нТл. Значения
Kp-индекса на рассматриваемом промежутке времени возрастают
от 1 до 7. Значения Dst-индекса достигают максимума в 12:00 UT
15.05.97. В конце дня 17.05.97 все рассмотренные параметры снова близки к исходным на 16:00UT 14.05.97. Соответствующие изменения в параметрах AE-индекса, Bz-компоненты ММП и риометрического поглощения A можно видеть из рис. 3.9–3.11 (три нижние панели). Например, в 17:00UT 14.05.97 значение Bz (рис. 3.9,
е) достигает минимального отрицательного значения, через час (в
18:00UT) имеет место максимум в значении AE-индекса. Далее соответственно минимумы Bz: 20:00UT 14.05.97, 06:30UT 15.05.97,
11:00UT 15.05.97, 14:00UT 16.05.97, 23:00UT 16.05.97 и примерно через 1 час максимумы AE-индекса: 21:00UT 14.05.97, 07:30UT
15.05.97, 12:00UT 15.05.97, 15:00UT 16.05.97 и 24:00UT 16.05.97.
Подобное поведение Bz и AE является “классическим” [Buonsanto,
1999; Gonzales et al., 1994]. Резкий подъем риометрического поглощения A (рис. 3.9, г) происходит с 17:00UT 14.05.97. Затем поглощение имеет повышенное значение порядка A ≥ 1 дБ вплоть до вечерних часов 17.05.97. Промежуток времени с 00:00UT до 17:00UT для
14.05.97 можно классифицировать как слабо возмущенный или
почти спокойный, так как AE-индексы здесь не превышают 150–
200 нТл, значения Kp-индекса не превышают 2 и соответственно
A ≤ 0,5 дБ.
Анализ и обсуждение результатов наблюдений
Наклонное и вертикальное зондирование. На рис. 3.9–3.11 представлены однотипные данные для различных дней исследуемой бури с 14.05.97 по 16.05.97 включительно. Каждый рисунок состоит из
6 панелей (а–е).
1) Верхняя панель “а” отражает вариации значений Df0F2 ионозонда Санкт-Петербург, рис. 3.8, за время магнитной бури. Здесь
Df0F2 есть отклонение критической частоты слоя F2 ионосферы 00F2
от месячной медианы. Эти данные характеризуют ситуацию в ионосфере на приемном пункте исследуемой радиотрассы. Из рис.
3.9, а можно видеть сравнительно небольшие изменения (как положительные, так и отрицательные) DfoF2 в спокойное время и более
значительные отклонения Df0F2 за интервал начавшейся суббури
(17:00–20:00UT).
202
а)
14.05.97
∆ f0F2 ´ 10, MHz
8
б)
St.P
4
0
3
7
11
15
19
4
0
23
Sod
MOFLOF, MHz
–4
в)
г)
3
7
11
15
19
23
MOF
18
12
LOF
6
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23 UT, ч
2
A, dB
д)
AEindex, nT
0
е)
500
0
6
0
Bz,nT
–6
Рис. 3.9. Вариации отклонений критической частоты Df0F2, частотного
диапазона МНЧ – ННЧ, поглощения A, AE-индекса и Bz-компоненты
магнитного поля для 14.05.97 г.
Здесь 17:00UT есть момент начала активной фазы суббури To
(onset) и 20:00UT есть момент окончания активной фазы Тe (end).
В частности, перед этой суббурей с максимумом AE = 500 нТл
в 18:00UT (рис. 3.9, д) значения Df0F2 возрастают в промежутке
11:00–17:00UT. В 18:00 UT можно видеть минимум. В конце этого
возмущения снова имеет место подъем значений Df0F2 с 19:00 до
23:00UT. Подобное поведение Df0F2 обусловлено описанным выше
203
15.05.97
а)
∆ f0F2 ´ 10, MHz
б)
0
–15
–30
3
MOFLOF, MHz
7
11
15
19
23
4
0
Sod
–4
в)
St.P
3
7
11
15
19
18
12
23
MOF
LOF
6
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23 UT, ч
г) A, dB 6
3
д)
е)
AEindex, nT
0
1000
500
0
Bz,nT
0
–12
–24
Рис. 3.10. То же, что и на рис. 3.9, но для 15.05.97 г.
главным эффектом в ионосфере во время суббури: значения Df0F2
увеличиваются за 6–8 ч до начала взрывной фазы суббури, момент
To, достигают максимума за 2–3 ч перед To. Далее Df0F2 падает во
время взрывной фазы и снова растет, достигая второго максимума через 1–2 ч после конца взрывной фазы, момент Te (см. раздел
2.2 гл. 2). Рис. 3.10 характеризует существенно возмущенный день
15.05.97. Здесь вариации Df0F2, рис. 3.10, а, сводятся к постепенному увеличению отрицательных значений Df0F2 по мере развития бу204
ри. После ее окончания отрицательные значения Df0F2 сохраняются
в течение еще 16.05.97 (рис. 3.11, а). Следует отметить, что с ростом
возмущения часть данных ВЗ начинает исчезать по причинам геофизического характера (поглощение, экранировка, рассеяние и т.
п.). Так, 14.05.97 (на 2/3 спокойный день) число ионограмм с информацией составляет i = 22 из 24 возможных, в существенно возмущенный день 15.05.97 i = 13, для 16.05.97 (умеренно возмущенный
день) i = 16.
16.05.97
а)
St.P
б)
∆ f0F2 ´ 10, MHz
–6
–12
–18
3
7
11
–7.8
15
19
–8.0
23
Sod
в)
MOFLOF, MHz
–8.2
3
7
11
15
19
23
MOF
16
12
8
4
LOF
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23
3
7
11
15
19
23 UT, ч
г) A, dB1.0
0.5
д)
AEindex, nT
0
500
0
е) Bz,nT 12
0
Рис. 3.11. То же, что и на рис. 3.9, но для 16.05.97 г.
205
2) Панель “б” иллюстрирует данные ионозонда Соданкюля. Она
территориально наиболее близко расположена к точке отражения
трассы о. Хейса –Санкт-Петербург и характеризует ионосферную
ситуацию возле области отражения, рис. 3.8. Данные ВЗИ ст. Мурманск были бы более приемлемы, однако они отсутствуют. Из рис.
3.9–3.11 можно видеть, что на более высокоширотной станции Соданкюля по сравнению со ст. Санкт-Петербург информативных ионограмм еще меньше. Во время возмущений их совсем мало. Характерно, что вариации Df0F2 для Соданкюлы и Санкт-Петербурга не
коррелированы, хотя за возмущенные дни 15–16.05.97 (рис. 3.10,
б–3.11, б) значения Df0F2 по ст. Соданкюла так же отрицательны,
как и по ст. Санкт–Петербург. Перед суббурей (рис. 3.9, д) значения
Df0F2 возрастают в промежутке 11:00–17:00UT. В 18:00–20:00 UT
можно видеть минимум, что вызвано главным эффектом.
3) Панель “в” иллюстрирует вариации диапазона частот МНЧ–
ННЧ на исследуемой трассе. На рис. 3.9, в ход значений МНЧ в период 00:00–24:00UT 14.05.97 в определенной мере повторяет вариации Df0F2 по ст. Соданкюля (рис. 3.9, б), то есть в области, близкой
к точке отражения трассы. Значения ННЧ за спокойный период с
00:00 до 17:00UT практически не изменяются, здесь поглощение A<
0,5 дБ (рис. 3.9, г). Первый пик возмущения по AE-индексу в 17:00–
20:00UT приводит к резкому подъему поглощения A ≅ 1,6 дБ и, следовательно, к росту значений ННЧ. Диапазон частот МНЧ–ННЧ во
время суббури с 18:00 до 20:00UT резко сужается. Перед суббурей
(12:00–17:00UT) и после нее (20:00–23:00UT) диапазон частот расширяется, что обусловлено главным эффектом.
Сильно возмущенный день 15.05.97 (рис. 3.10, в) отличается значительной динамикой в вариациях МНЧ и ННЧ. Начиная за 3,5 ч
до момента To = 06:30UT (момент резкого увеличения AE) происходит рост значений МНЧ с 03:00UT до 06:30UT. Аналогичный небольшой по интенсивности пик за этот же временной промежуток в
значениях Df0F2 имеет место в Санкт-Петербурге. Скорее всего это
вызвано главным эффектом. С 07:00UT до 10:00UT резко возрастает
возмущение, данные МНЧ отсутствуют по причине крайне высокого поглощения A = 3–6 дБ, фиксируемого в этот период по данным
ст. Соданкюля (рис. 3.10, г). На спаде интенсивной бури за период с
13:00UT до 21:00UT опять обнаруживается подъем значений МНЧ
и расширение диапазона МНЧ–ННЧ за счет главного эффекта. Вторая отличительная особенность этого дня состоит в том, что вариации МНЧ и ННЧ хорошо коррелируют. Подъемы в значениях МНЧ
и ННЧ с 03:00UT до 06:30UT и с 13:00UT до 21:00UT скорее всего
206
связаны с увеличенными потоками частиц, высыпающихся в ионосферу в области отражения трассы на границе диффузного высыпания. Ионизация происходит как в верхнем, так и нижнем слоях
ионосферы [Hunsucker and Hargreaves, 2003]. В слое F2 имеет место
рост Df0F2 и соответственно МНЧ, в нижней ионосфере рост ионизации приводит к росту поглощения и, следовательно, ННЧ. Хотя,
как указывалось выше, рост ионизации в нижней ионосфере может
привести и к росту МНЧ за счет образования интенсивных спорадических слоев в E-области ионосферы. С 07:00UT до 10:00UT, когда
уровень поглощения крайне высок (рис. 3.10, г), значения ННЧ (как
и МНЧ) вообще отсутствуют (рис. 3.10, в). Диапазон частот МНЧ–
ННЧ в середине возмущения с 10:00UT до 12:00UT самый узкий.
День 16.05.97 является послебуревым. С 00:00UT до 11:00UT
ощутимое возмущение отсутствует (рис. 3.11, д), заметных вариаций МНЧ и ННЧ в этот период не происходит. Далее с 12:00UT до
18:00UT имеет место достаточно интенсивное возмущение (суббуря),
которое вызывает соответствующие вариации МНЧ и ННЧ –подъем
этих значений в начальной фазе суббури и затем подъем их с дальнейшим резким спадом на завершающей ее стадии. За период максимума суббури с 14:00UT до 18:00UT диапазон частот МНЧ–ННЧ
наиболее узок. Подобное поведение обусловлено главным эффектом.
Последний, как можно видеть, лучше проявляется на трассе НЗИ,
чем на ионозонде Соданкюла.
Таким образом, измерения на радиотрассе НЗИ являются более
ценными при анализе динамики высокоширотной ионосферы, чем
данные ионозондов. Главный эффект во время бурь и суббурь также
лучше проявляется на радиотрассе, чем на ионозодах. Поэтому метод НЗИ может быть с успехом использован для диагностики и прогноза состояния ионосферы даже в периоды сильных магнитных
возмущений. Это же отмечалось выше в разделе 1.2.2 гл. 1.
Европейская цепочка ионозодов. На рис. 3.12–3.14 представлены вариации Df0F2 по европейской цепочке ионозондов для возмущения 14–16 мая 1997 г. Рассматривается широтная цепь ионосферных станций, которая образована 6 станциями Kiruna, Lycksele,
Uppsala, Juliusruh, Sofia и San Vito, рис. 3.8. Задача исследования –
выявить особенности изменений основного параметра ионосферы
f0F2 от северных широт к южным на всех этапах магнитной бури,
перед ней и после.
День 14 Мая, рис. 3.12. Как указывалось выше, от 00:00UT и до
17:00UT имеют место небольшие изменения магнитного поля. В этот
сравнительно спокойный период на всех станциях цепочки происхо207
14.05.97
4
0
Kiru
–4
–8
3
7
11
15
19
23
Lyck
3
7
11
15
19
23
∆f0F2 ´ 10, MHz
8
4
0
–4
–8
12
8
4
0
–4
12
8
4
0
–4
–8
Upps
3
7
11
15
19
23
Juli
3
7
11
15
19
23
20
10
0
–10
Sofi
3
7
11
15
19
3
7
11
15
19
20
10
0
–10
23
San V
23 UT, ч
Рис. 3.12. Вариации значений Df0F2 на цепочке
Европейских ионозондов для 14.05.97 г.
дят небольшие и некоррелированные вариации Df0F2 относительно
месячной медианы. В момент Т = 14:00UT возникла суббуря с пиком AE-индекса от 17:00 до 20:00UT. Суббуря вызывает на северных
станциях цепочки Kiruna, Lycksele и Uppsala увеличение значений
Df0F2 с 12:00 до 17:00UT и с 19:00 до 22:00UT. На этих же станциях
происходит уменьшение Df0F2 в 18:00UT. Здесь проявляется глав208
15.05.97
0
–4
–8
–12
Kiru
3
7
11
15
19
∆f0F2 ´ 10, MHz
4
0
–4
–8
–12
23
Lyck
3
7
11
15
19
23
Upps
0
–10
–20
3
7
10
0
–10
–20
–30
11
15
19
23
Juli
3
7
11
15
19
23
Sofi
20
0
–20
3
7
11
15
19
20
10
0
–10
23
San V
3
7
11
15
19
23 UT, ч
Рис. 3.13. То же, что и на рис. 3.12, но для 15.05.97 г.
ный эффект. На среднеширотных станциях Juliusruh, Sofia и San
Vito увеличение значений Df0F2 происходит за время возмущения
с момента To = 17:00UT и до 22:00UT. Причиной этого могут быть
подъемы слоя F2 за счет электрических полей или ветров к югу.
День 15 Мая, рис. 3.13. Значения Df0F2 на всех станциях с развитием магнитной бури в основном имеют тенденцию понижаться
переходя от положительных к отрицательным значениям с 03:00UT
вплоть до 07:00UT –начала резкого роста AE-индекса. В 09:00UT
209
16.05.97
–4
Kiru
–8
–12
3
7
11
15
19
23
0
–4
–8
Lyck
–12
3
7
11
15
19
∆f0F2 ´ 10, MHz
–2
–4
–6
–8
–10
23
Upps
3
7
11
15
19
0
–10
23
Juli
–20
3
7
11
15
19
23
20
10
Sofi
0
–10
3
7
11
15
19
20
10
23
San V
0
–10
3
7
11
15
19
23 UT, ч
Рис. 3.14. То же, что и на рис. 3.12, но для 16.05.97 г.
происходит рост значений DfoF2 на всех станциях цепочки. На северных ионозондах причиной роста Df0F2 являются высыпания во
время активной фазы бури, что показано в работе [Ma et al., 2002].
На среднеширотных ионозондах подобной причиной, как отмечалось только что, могут быть подъемы слоя F2 за счет электрических
полей или ветров к югу [Buonsanto, 1999]. Максимум Df0F2 достигается в 12:00–13:00UT, что совпадает с максимумом бухты возмущения. Далее до 18:00UT (конец бухты) происходит синхронное по
210
всем станциям уменьшение значений Df0F2 до отрицательных величин. Последние сохраняются вплоть до конца дня.
День 16 Мая, рис. 3.14. Здесь отмечается слабая возмущенность
магнитного поля до 12:00UT. Далее имеет место суббуря в интервале 12:00 – 18:00UT (с максимальной интенсивностью в интервале
14:00–17:00UT). Главный эффект проявляется здесь на двух северных станциях Kiruna и Lycksele. Рост Df0F2 можно видеть с 09:00 до
14:00UT перед началом суббури и с 18:00 до 21:00UT в конце бухты
(Lycksele). Максимум Df0F2 в 17:00UT на ст. Kiruna вызван высыпаниями в авроральном овале. На ст. Uppsala, Juliusruh, Sofia и San
Vito имеет место рост Df0F2 за период суббури от 14:00 до 19:00UT.
Подобная ситуация отмечалась выше для суббури 14 Мая.
Таким образом, цепочка ионозондов позволяет проследить вариации Df0F2 во время геомагнитных возмущений как во времени, так
и в пространстве. Физические механизмы описанного выше поведения ионосферы по данным ионозондов Европы различны для высоких и средних широт. Скорее всего они могут быть объяснены влиянием различных факторов, в том числе, нагревом ионосферы, термосферной циркуляцией, электрическими полями, высыпаниями
частиц и т. д. [Buonsanto, 1999].
– Спутник DMSP. Имеет полярные орбиты, фиксированные в
местном времени, и производит изучение ионосферной плазмы на
высоте порядка 840 км, рис. 3.8. Спутник F13 ориентирован приблизительно по орбите восход – сумерки.
Известно [Hunsucker and Hargreaves, 2002], что высыпания мягких частиц являются причиной увеличения электронной концентрации в F2 слое ионосферы высоких широт. Эти высыпания обычно
имеют место в области дневного каспа и аврорального овала [Newell
and Meng, 1992]. Однако, во время магнитных возмущений возможны также высыпания из плазмосферы на средних широтах [Park,
1974]. Высыпания низкоэнергичных электронов обычно считаются
наиболее вероятной причиной роста Ne. В настоящем эксперименте
по данным спутника DMSP можно видеть, что высыпания электронов, как правило, сопровождаются высыпаниями ионов. Ниже будем рассматривать высыпания электронов как наиболее вероятную
причину ионизации в высоких широтах. Авторы работы [Makita
and Meng, 1984] отмечают, что высыпания электронов в спокойных
условиях происходят в двух областях. В высокоширотной области
высыпаются электроны с энергией меньше 500 эВ. Полярная граница этой области достигает геомагнитных широт 81 –82° MLAT ночью и 82 –84° MLAT днем. В низкоширотной области высыпаются
211
электроны с энергией больше 500 эВ. Экваториальная граница этой
зоны проходит примерно вдоль 69° MLAT ночью и 70° MLAT днем.
В работе [Pedersen et al., 2000] указывается, что структуры с увеличенными значениями Ne, наблюдаемые на спутниках DMSP, также
можно наблюдать на уровне максимума слоя F2 ионосферы. Наша
задача в настоящем исследовании – выявить, как потоки электронов и значения Ne на высоте спутника DMSP связаны со значениями Ne на высоте максимума слоя F2 во время возмущений 14–16
мая 1997 г. Вторая задача – сравнить данные в спокойных и возмущенных условиях. Третья – изучить поведение других параметров
ионосферной плазмы, измеряемых спутником DMSP, во время возмущений.
Анализ спектров высыпаний электронов за период 14–16 мая
1997 г. Как следует из рис. 3.9–3.11, 14 мая имела место умеренная
суббуря с 17:00 до 20:00 UT, мощная магнитная буря случилась 15
мая с 07:00UT и до конца дня, а 16 мая интенсивная суббуря произошла с 14:00 до 18:00UT. Особенность данных DMSP в том, что
спутник пересекает магнитный полюс один раз в сутки. В остальное время он в зените находится вблизи области полюса, двигаясь
от пролета к пролету вдоль этой области по касательной. Для рассматриваемых трех дней выявлено следующее.
1) 14, 15 и 16 мая максимальное удаление спутника в зените от
полюса 90° – 75° = 15° MLAT имеет место для пролетов 0416 (рис.
3.8 и 3.15, a), 0404 и 0352, когда спутник пролетает над Балтийским
морем. Заметим, что Балтийское море является регионом, в окрестности которого проводился описываемый в настоящей работе эксперимент. Соответственно 14, 15 и16 мая максимальное приближение
к полюсу более 88° MLAT имеет место для пролетов 1610 (рис. 3.15,
б), 1558 (рис. 3.15, в) и 1546, когда спутник пролетает над Балтийским морем.
Данные спутника DMSP (и POES) показывают, что с ростом степени магнитной активности спектры высыпаний видоизменяются.
В спокойных условиях спектры близки по форме к колоколообразной (рис. 3.15, а). Но по мере развития возмущения спектры раздваиваются и приобретают форму вилки с двумя зубцами на краях
(рис. 3.15, б, в). Физически вилка образуется за счет пролета спутником зоны высыпаний дважды – один раз при его движении от экватора к полюсу, а второй раз при его движении от полюса к экватору
на другую сторону Земли. Зубцы соответствуют более энергичным
потокам >104 эВ, а между зубцами энергия потоков <103 эВ. То есть
по сравнению со спокойными условиями здесь интенсивность пото212
а)
4
3
б)
в)
Channel Energe (log eV)
2
Ut 04:16
MLAT 20.15
4
05:07
–20.90
04:42
75.08
3
2
UT 16:10
MLAT 21.39
4
16:36
38.83
3
log
5.0
7.0
9.0
17:01
–20.08
2
UT 15:58
MLAT 21.45
16:23
38.83
16:49
–20.05
Рис. 3.15. Поток авроральных электронов (SSJ/4) для спутника DMSP
F13: (a) и (б) для 14.05.97 г., (в) для 15.05.97 г.
ков и энергия высыпающихся электронов существенно возрастают.
Происходит расширение и смещение зоны высыпаний от полюса к
экватору (на величину d, град.) и рост энергии электронов на южной
границе зоны высыпаний.
В слабо возмущенных условиях 14 и 16 мая (пролеты 0416,
рис. 3.8, и 0352 над Балтийским морем) спектры высыпаний электронов имеют близкую к колоколообразной форму. Они узки по ширине, отклоняются от полюса на d = ~22° 14 мая, рис. 3.15, a, и на
d = ~24° 16 мая, и характеризуются энергией потоков ~104 эВ. Следовательно, высыпания достигают широты 68° MLAT 14 мая и соответственно 66° MLAT 16 мая. Это несущественно отличается от
значений для спокойных условий 69° –70° MLAT [Makita and Meng,
1984]. Тогда как 15 мая (пролет 0404 над Балтийским морем) при
умеренном возмущении спектр высыпаний более широк (отклонение от полюса d = ~28°) и потоки имеют увеличенную энергию
~ 2 · 104 эВ. Тем самым 15 мая высыпания электронов достигают
широты ~62° MLAT. Это на ~8° ниже, чем в спокойных условиях
[Makita and Meng, 1984].
В возмущенных условиях во время умеренной суббури 14 мая,
интенсивной бури 15 мая и интенсивной суббури 16 мая (пролеты
213
1610, 1558 и 1546 над Балтийским морем) спектры высыпаний смещаются к экватору и имеют энергию потоков ~3·104 эВ. Наиболее
узкий спектр для 14 мая (пролет 1610) показан на рис. 3.15, б. Потоки электронов 14 мая достигают широт ~64° MLAT. Наиболее широкий спектр (пролет 1558) для 15 мая показан на рис. 3.15, в. Потоки
электронов 15 мая достигают широт ~58° MLAT. Это существенно
ниже по широте, чем в спокойных условиях.
Рассмотрим, что происходит на ионозондах и радиотрассе во время пролетов спутника над Балтийским морем в спокойных и возмущенных условиях.
Для 14 мая это пролеты в 04:45UT и 16:20UT, рис. 3.15, а, б. В спокойных условиях (04:45UT, рис. 3.8) высыпания слабы и сосредоточены возле геомагнитного полюса. Вариации Df0F2 на рис. 3.9 и 3.12
незначительны относительно нуля. На трассе вариации МНЧ (MOF)
типичны для спокойных условий, рис. 3.9. Пролет в 16:20UT соответствует концу предварительной фазы суббури, когда AE = 200 нТл.
Здесь спектр высыпаний достигает уже широт 64° MLAT, рис. 3.15, б.
Поэтому можно ожидать роста электронной концентрации на северных ионозондах и радиотрассе. Из рис. 3.9 и 3.12 можно видеть, что
рост Df0F2 имеет место на ионозондах Kiruna, Lycksele, St. Petersburg
и Sodankyla, а также происходит рост МНЧ на трассе. На более южных ионозондах U, J, S, SV, рис. 3.12, значения Df0F2 близки к нулю.
15 мая перед началом магнитной бури за время пролета в 04:35UT
имеет место начало смещения спектра к экватору. Но он сосредоточен вблизи полюса. Некоторый рост МНЧ в этот момент наблюдается на трассе. На всех ионозондах Европы значения Df0F2 меньше
нуля, что вызвано суббурей 14 мая. Пролет в 16:10UT происходит
во время активной фазы бури, AE = 600 нТл. Высыпания достигают 58° MLAT, рис. 3.15, в. Однако некоторые другие эффекты бури, о которых говорилось выше, здесь превалируют над эффектами
высыпаний [Buonsanto, 1999]. Поэтому на всех ионозондах, кроме
Sofia, значения Df0F2 меньше нуля, рис. 3.10 и 3.13. Но на трассе
значения МНЧ имеют максимальное значение.
Для 16 мая на пролете в 04:25UT в слабо возмущенных условиях AE = 150 нТл спектр также сосредоточен вблизи полюса и вариации Df0F2 и МНЧ на трассе связаны с эффектом последействия
бури 15 мая. В момент 16:00UT пролет осуществляется в активную
фазу суббури, AE = 730 нТл. Спектр высыпаний достигает широт
62° MLAT. Это приводит к незначительному росту Df0F2 на ионозондах Санкт-Петербург, Кируна, Уппсала. На трассе происходит спад
МНЧ в соответствии с главным эффектом, рис. 3.11.
214
2) Рассмотрим последовательный переход от спокойных к возмущенным условиям суббурь и бури по времени, когда спутник не пролетает над Балтийским морем.
В день 14 мая начало смещения спектра к экватору происходит на
пролете 0740 в 08:20UT. Этот момент опережает момент To = 17:00UT
суббури на ~8,5 ч. Через 220 мин (3,7 ч) на пролете 1104 в 11:40UT
происходит резкое усиление потоков по интенсивности и смещение
спектра от магнитного полюса к экватору на величину d = ~27° или
до широты 63° MLAT. Момент 11:40UT является также началом небольшого роста Df0F2 на ионозондах Санкт-Петербург, Соданкюла,
Кируна и Люкселе, а также значений МНЧ на трассе до момента To,
рис. 3.9 и 3.12, хотя спутник в это время находится не над Балтийским морем. На дальнейших пролетах до конца дня спектры начинают все больше смещаться к экватору. Максимум смещения спектра имеет место в конце суббури, на фазе ее восстановления (пролеты 2116 и 2258). Смещение спектра здесь составляет d = 32–33° от
полюса к экватору или высыпания наблюдаются до 57°–58° MLAT.
15 мая является наиболее возмущенным днем. Здесь начало смещения спектров происходит на пролете 0404 в 04:35UT. Этот момент
опережает момент To = 07:00UT суббури на ~2,3 ч. Через 220 мин
(3,7 ч) после момента начала смещения на пролете 0728 в 08:15UT
происходит резкое усиление потоков по интенсивности и более сильное смещение спектра к экватору на ~36° или до широты 54° MLAT.
Далее смещение спектра несколько уменьшаются во время активной фазы бури. Так, на пролете 1558, рис. 3.15, в, высыпания достигает значения 58° MLAT или отклонение спектра от полюса к экватору составляет d = 32°. Что касается Df0F2, то в 13:00UT на почти
всех ионозондах Европы значения Df0F2 положительны. И эти значения максимальны на высокоширотных ионозондах (за счет высыпаний). Но после 15:00UT значения Df0F2 на всех ионозондах отрицательны. Поэтому во время активной фазы бури поведение ионосферы, как говорилось выше, может определяться не только высыпаниями, но и другими факторами [Buonsanto, 1999]. К концу бури
смещение спектра d снова растет, высыпания достигают 55° MLAT.
Закономерности 16 мая подобны указанным для 14 мая. Смещение спектра d происходит с пролета 0716 в 07:40UT. То есть за ~6,3
ч до момента To суббури. Через 3,7 ч, на пролете 1040 в 11:20UT
происходит резкое усиление потоков по интенсивности и смещение
спектра от магнитного полюса к экватору на d = ~30° или до широты 60° MLAT. С 11:20UT и до момента To на трассе НЗИ можно
видеть слабый рост МНЧ, а также рост Df0F2 на ионозонде Санкт215
Петербург (частично), рис. 3.11, и ионозондах Юлиусрух и София,
рис. 3.14. На дальнейших пролетах до конца дня спектры продолжают смещаться. Максимум смещения спектра происходит на фазе восстановления суббури (пролет 2052). Смещение здесь составляет d = 36° от полюса к экватору или высыпания наблюдаются до
54° MLAT.
Таким образом, магнитосферное возмущение вызывает смещение спектра высыпаний к экватору, некоторый рост его ширины и
энергии. Начало смещения спектра вблизи геомагнитного полюса
можно рассматривать как начало проявления суббури или бури.
На спокойном фоне момент начала смещения опережает момент To
на 6–8 ч, что совпадает с данными, приведенными в разделе 2.2.3
гл. 2. На возмущенном фоне интервал опережения сокращается до
двух с небольшим часов, что также совпадает с результатами работы [Blagoveshchensky et al., 2008]. Через 3,7 ч после начала смещения спектра наступает момент, когда происходит резкое усиление
потока и заметное смещение спектра. Это случается, когда развитие
возмущения уже ощутимо, за несколько часов до момента To или
в этот момент. В максимуме возмущения смещение спектра достигает первого максимума. Далее происходит небольшой спад этого
смещения. Второй максимум смещения спектра наблюдается сразу
после возмущения, на фазе восстановления. Здесь смещение спектра к экватору достигает нескольких десятков градусов, до 36°. Подобное поведение спектра скорее всего вызвано главным эффектом,
описанным в гл. 2. В процессе анализа выявлена приблизительная
зависимость широты смещения высыпаний к экватору d от величины AE-индекса для Европы
d (град) = 0,0375·AE (нТл) + 10, AE < 1000 нТл.
(3.1)
По данным спутника обнаружено, что при умеренных возмущениях типа суббурь высыпания электронов в высоких широтах перед
моментом To вызывают рост электронной концентрации Ne на уровне максимума слоя F2. Этот рост физически подтверждает поведение Df0F2 во время главного эффекта. При интенсивных возмущениях типа магнитосферной бури возникает более сложная картина
вариаций Ne. Здесь скорей всего вместе с механизмом высыпаний
работают несколько других механизмов, приводящих к росту или
спаду ионизации [Buonsanto, 1999].
Анализ вариаций параметров ионосферной плазмы. Данные,
рассматриваемые здесь, представляют собой три компоненты скорости потока плазмы (Vx, Vy, Vz), плотность плазмы (Ni), компонент216
ный состав плазмы (процентное содержание H+, He+ и O+), ионная
и электронная температуры (Ti и Te), см. рис. 1.23.
1) Сначала в секторе Атлантика – Европа – Азия был выполнен
анализ данных для двух суббуревых событий 14 и 16 мая 1997 г., которые можно рассматривать как близкие по характеристикам (подобные). Для этих суббурь получено, что все параметры плазмы начинают существенно изменяться с момента резкого смещения спектра к югу. Это моменты 11:40UT 14 мая и 11:20UT 16 мая. Однако
не все параметры плазмы во время двух суббурь изменяются одинаково. Сходные четкие закономерности вариаций параметров для
двух суббурь обнаружены только для Ni, Vy и Vz., где Vy и Vz в м/с.
Компоненты Vy и Vz имеют максимальные значения там, где спектры высыпаний максимальны, см. рис. 3.15. Составляющая Vy с началом суббури резко увеличивается от нуля, достигая значений порядка Vy = 1500 м/с в области максимума значений спектров во время взрывной фазы суббури. Далее после окончания взрывной фазы
значения Vy уменьшаются до приблизительно исходных значений
Vy ≈ 0. Составляющая Vz имеет тенденцию возрастать на предварительной фазе суббури от нуля до значений Vz макс = (100 – 200) м/с.
В начале взрывной фазы Vz начинает уменьшаться до момента Te и
после него.
Наиболее интересный факт обнаружен в поведении вариаций Ni.
Выявлено, что значения Ni в течение суббури меняются в соответствии с главным эффектом. А именно, за 6–8 ч до момента To происходит рост Ni и далее его спад к моменту To. Во время взрывной
фазы суббури имеет место понижение Ni до отрицательных значений относительно исходного значения. После момента Te происходит опять рост Ni до положительных значений. Таким образом, на
высоте спутника плотность ионизация изменяется таким же образом во время суббури, как и на высоте слоя F2. Подобная закономерность вариаций Ni имеет принципиальное значение, поскольку она
указывает на магнитосферный характер происхождения главного
эффекта.
2) Рассмотрим вариации параметров плазмы во время магнитной
бури 15 мая в секторе Атлантика – Европа –Азия. Анализ данных
показал, что параметры Ni, Vy и Vz изменяются во время магнитной
бури приблизительно по тем же закономерностям, которые выявлены для случаев суббурь 14 и 16 мая. А именно, значения Vy и Vz постепенно возрастают начиная с момента To (06:30 UT). Они достигают максимума Vy макс = 2500 м/с и Vz макс = 2000 м/с во время главной фазы бури и затем уменьшаются к моменту Te. Значения Ni во
217
время магнитной бури также изменяются в соответствии с главным
эффектом. Однако здесь рост Ni перед моментом To начинается не за
6–8 ч как в случае суббурь, а за 2,5 ч. После момента To, во время
главной фазы бури, Ni имеет существенные отрицательные значения (на порядок меньше «спокойного» уровня). К концу бури Ni возрастает до положительных значений. Здесь вывод аналогичен выводу для суббурь: главный эффукт имеет место не только на высоте
слоя F2, но и на высоте спутника (~ 840 км). Тем самым главный эффект имеет скорее всего магнитосферное происхождение.
–Заключение. Результаты исследования состоят в следующем
1) Измерения на радиотрассе НЗИ во время сильных возмущений типа магнитных бурь и суббурь являются более ценными при
анализе динамики высокоширотной ионосферы, чем данные ионозондов. Главный эффект в ионосфере во время бурь и суббурь также
лучше проявляется на радиотрассе, чем на ионозодах. Поэтому метод НЗИ может быть с успехом использован для диагностики и прогноза состояния ионосферы даже в периоды сильных магнитных
возмущений, что совпадает с выводами разд. 1.2.2. Показано, что
диапазон частот МНЧ–ННЧ несет ценную информацию о динамике
ионосферы. Для выраженного и достаточно интенсивного возмущения с резким началом имеет место рост значений МНЧ, начиная за
несколько часов до момента To – начала быстрого роста AE-индекса,
и после окончания возмущения тоже в течение нескольких часов
за счет главного эффекта. Рост МНЧ перед моментом To может служить предиктором возмущений. Уровень риометрического поглощения непосредственно влияет на значение ННЧ, а величина AEиндекса влияет, преимущественно, на значение МНЧ. В максимуме бури или суббури диапазон частот МНЧ–ННЧ резко сужается по
причине уменьшения величин МНЧ и роста значений ННЧ.
2) Физические механизмы поведения ионосферы во время возмущений по данным ионозондов Европы различны для высоких и
средних широт. Скорее всего они могут быть объяснены влиянием
различных факторов, в том числе, нагревом ионосферы, термосферной циркуляцией, электрическими полями, высыпаниями частиц
и т. д.
3) Анализ данных спутника DMSP F13 показал, что магнитосферное возмущение вызывает смещение спектра высыпаний к экватору, некоторый рост его ширины и энергии. Выявлена приблизительная зависимость широты смещения высыпаний к экватору d от
величины AE-индекса для Европы, формула (3.1). Обнаружено, что
при умеренных возмущениях типа суббурь высыпания электронов
218
в высоких широтах перед моментом To вызывают рост электронной
концентрации Ne на уровне максимума слоя F2. Этот рост физически подтверждает поведение Df0F2 во время главного эффекта. При
интенсивных возмущениях типа магнитосферной бури возникает более сложная картина вариаций Ne. Здесь скорей всего вместе
с механизмом высыпаний работают несколько других механизмов,
приводящих к росту или спаду ионизации. Получено, что на высоте спутника плотность ионизации изменяется таким же образом
во время возмущений, как и на высоте слоя F2. Подобная закономерность вариаций плотности имеет принципиальное значение, поскольку она указывает на магнитосферный характер происхождения главного эффекта.
3.4. Совместные наблюдения радаром CUTLASS,
методами Доплера, GPS и НЗИ во время магнитной бури
28–29 апреля 2001 г.
Координированной исследовательской программой “High-rate
SolarMax IGS/GPS-campaign “HIRAC/SolarMax” (в рамках европейского сообщества COST271) был выбран для исследований период
наблюдений 23–29 апреля 2001 г. Цель кампании – набор данных
по наземному приему трансионосферных сигналов от GPS и ГЛОНАСС спутников навигации, с тем чтобы выявить картину поведения ионосферы во время текущего солнечного максимума. В проекте принимали участие более десяти европейских стран, осуществлялась геофизическая поддержка различными средствами исследования ионосферы, магнитосферы и распространения радиоволн.
Наиболее интересным оказался двухдневный период наблюдений
28–29 апреля 2001 г., когда имела место магнитная буря средней
интенсивности.
Однако полученные данные за период кампании в силу разных
причин были проанализированы странами-участниками не на единой основе. Вклад в проект со стороны России и Великобритании
был максимален и успешно завершен этими участниками, были
проанализированы результаты своих исследований и сделано их научное обоснование. Эти научные результаты и являются предметом
обсуждения в настоящем исследовании. С российской стороны проводились следующие наблюдения: наклонное зондирование ионосферы (НЗИ), вертикальное зондирование (ВЗ), доплеровские измерения и прием GPS сигналов. Со стороны Великобритании осуществлялось НЗИ и наблюдения радаром CUTLASS. Перечисленными
219
80
70
60
50
0
10
20
30
Рис. 3.16. Схема, показывающая положение КВ-трасс и радара CUTLASS,
используемых в эксперименте. Измерения GPS проводились в диапазоне
широт от 40° до 70°N и долгот от 10°W до 40°E
видами наблюдений в совокупности была охвачена значительная
территория северо-западной части Европы начиная от субавроральных широт и кончая средними [Blagoveshchensky et al., 2005а]. Общая схема исследований показана на рис. 3.16.
–Характер геомагнитной возмущенности. Двухсуточный период 28–29 апреля 2001 г. характеризуется магнитной бурей представленной на рис. 3.17.
Верхняя панель (а) иллюстрирует вариации Dst –индекса, а панель (б) демонстрирует поведение Bz –компоненты межпланетного
магнитного поля. Согласно классификации, приведенной в работе
220
Apr. 28, 2001
To Te
To Te
1
2
40
20
6
12
18
0
–20
Dstindex, nT
а)
Apr. 29, 2001
24
6
12
18
24
24
6
12
18
24
–40
–60
12
Bz(GSM), nT
б)
To Te
3
8
4
0
–4
–8
1600
AEindex, nT
в)
1200
800
400
0
г)
Kpindex
6
4
2
0
6
12
18
UT, ч
Рис. 3.17. Вариации геофизических параметров за период магнитной бури
28–29 апреля 2001 г.: (а) Dst-индекс; (б) Bz-компонента межпланетного
магнитного поля; (в) AE-индекс;и (г) Kp-индекс. Три суббури, которые
произошли во время этого периода, выделены вертикальными линиями и
обозначены как 1, 2 и 3
[Gonzales et al., 1994], данная буря относится к классу умеренных.
Для подобных бурь необходимо выполнение условий: минимум Dst
должен быть Dst ≤ –50 нТ и при этом интенсивность поля Bz должна
221
быть Bz ≤ –5 нТл в течение времени не менее двух часов, DT ≥ 2 ч. Из
панелей (а) и (б) следует, что данные условия практически выполняются.
Вариации AE-индекса, панель (в), указывают на то, что магнитная буря содержит три выраженные суббури. Первая, умеренная суббуря продолжительностью 2,5 ч, имеет начало To (onset) в
05:00UT 28 апреля. Ее конец обозначен Te (end). Эта суббуря выделена двумя вертикальными линиями на рис. 3.17 и ее период существования обозначен цифрой 1 вверху. Вторая, мощная суббуря,
имеет начало в 13:00UT (To) и конец в 17:00UT (Te). Она также выделена вертикальными линиями и обозначена цифрой 2 вверху. Третья, интенсивная суббуря, началась в ночные часы, To = 01:00UT
29 апреля, и закончилась в 05:00UT (Te). Эта суббуря обозначена
цифрой 3.
На нижней панели (г) представлены вариации Kp-индекса. Видно, что главные максимумы огибающей Kp совпадают с временными интервалами 1, 2 и 3. Наивысшие значения Kp = 6 имеют место
во втором интервале, во время второй, наиболее сильной, суббури.
Согласно рис. 3.17 рассматриваемая магнитная буря имеет максимум своего развития преимущественно в ночных условиях. Ее началом по Dst-индексу приблизительно можно считать 12:00UT 28
апреля, а окончанием 12:00UT 29 апреля. Периоды (00:00 – 06:00)
UT 28 апреля и (12:00 – 24:00)UT 29 апреля можно рассматривать
как слабо возмущенные или спокойные.
–Результаты наблюдений, их обсуждение. За период исследований 28–29 апреля использовались следующие виды наблюдений.
Российская сторона: ВЗ (ст. Санкт-Петербург и Соданкюла), НЗИ на
трассе Мурманск – Санкт-Петербург (D = 1050 км), доплеровские измерения на трассе Лондон – Санкт-Петербург (D = 3500 км) и Мурманск – Санкт-Петербург. Также использовались данные по приему
GPS сигналов в северо-западном регионе Европы. Британская сторона использовала: радар CUTLASS, расположенный в Ханкасалми, Финляндия, и НЗ на трассе Лестер – Инскип (D = 170 км).
Анализ данных НЗИ на трассе Мурманск – Санкт-Петербург.
Методом НЗИ определялись наиболее важные параметры распространения радиоволн на трассе: F2МНЧ (максимально наблюдаемая частота при отражении сигнала от слоя F2), F2ННЧ (наинизшая наблюдаемая частота при отражении сигнала от слоя F2), соответственно EМНЧ, EsМНЧ (при отражении сигнала от регулярного слоя E и спорадического Es), EННЧ и EsННЧ. Рассчитывались
величины DF2МНЧ, представляющие собой отклонения значений
222
F2МНЧ от спокойной медианы за 10 дней. Заметим, что значение
МНЧ зависит от величины критической частоты слоя ионосферы
и его высоты, ННЧ зависит от степени поглощения на трассе и используемого оборудования.
На рис. 3.18 представлены вариации указанных характеристик
за период магнитной бури 28 –29 апреля.
Apr. 28, 2001
To Te
To Te
4
1
2
F2MOFF2LOF, Absorption, dB Xcomponent, nT
MHz
б)
0
–4
500
250
0
EsMOFEsLOF,
MHz
∆F2MOF,
MHz
а)
16
12
8
4
To Te
3
Apr. 29, 2001
6
12
18
24
6
12
18
24
6
12
18
24
6
12
18
24 UT, ч
–250
–500
в)
г)
д)
2
1
0
16
12
8
4
Рис. 3.18. Данные наклонного зондирования ионосферы на трассе
Мурманск – Санкт-Петербург за период магнитной бури: (a)
DeltaF2МНЧ, (б) X-компонента геомагнитного поля в Соданкюле (вблизи
точки отражения трассы), (в) риометрическое поглощение A(дБ) на
частоте 32 МГц в Соданкюле, (г) F2МНЧ –F2ННЧ, (д) EsМНЧ – EsННЧ
223
Панель (а) иллюстрирует изменения DF2МНЧ. На панелях (б) и
(в) представлены вариации X-компоненты магнитного поля Земли и
риометрического поглощения A, дБ на частоте f = 32 МГц по ст. Соданкюля, Финляндия. Эта станция наиболее близка к средней точке трассы Мурманск – Санкт-Петербург и ее геофизические данные
приблизительно характеризуют геофизическую обстановку на этой
трассе. Из панелей (а), (б) и (в) можно видеть, что временной интервал №1 (05:00 – 07:30UT) характеризуется изолированной суббурей средней интенсивности и повышенным поглощением. Во время
этой суббури по данным ВЗ существенной перестройки ионосферы
не происходит. Перед моментом To (05:00UT) за 2–3 ч происходит
рост значений F2МНЧ до максимума в момент To, затем за период
взрывной фазы суббури имеет место спад значений F2МНЧ и снова подъем к моменту Te = 07:00UT и после него. Далее наблюдается снова спад значений F2МНЧ до нуля в течение нескольких часов. Подобное поведение DF2МНЧ во время изолированной суббури
средней интенсивности было обнаружено и описано ранее в работах
[Blagoveshchensky and Borisova, 2000; Blagoveshchensky et al., 1992,
2003а; Благовещенский и др., 1996]. Оно было названо как «главный эффект», см. гл. 2.
Вторая суббуря (интервал №2) заметно интенсивней и с большим
поглощением. Она приводит к существенной перестройке ионосферы по данным ВЗ Санкт-Петербурга и Соданкюли. Происходит резкий спад значений F2МНЧ и наступает главная фаза магнитной бури с отрицательными значениями Dst и Bz на рис. 3.17 панели (а)
и (б). Здесь «главного эффекта» не наблюдается, поскольку суббуря
№2 не является изолированной и достаточно интенсивна по амплитуде. То же самое относится к суббуре №3. После третьей суббури
происходит постепенное восстановление ионосферы в течение примерно 10 ч. А после 12:00UT 29 апреля наступает спокойный период,
изменения DF2МНЧ незначительны.
Панели (г) и (д) на рис. 3.18 иллюстрируют вариации диапазона рабочих частот, пригодных для радиосвязи. Диапазон F2МНЧ
–F2ННЧ характеризует сигнал, отраженный от слоя F2, и соответственно диапазон EsМНЧ – EsННЧ характеризует сигнал, отраженный от спорадического слоя Es. Из панели (г) следует, что во время
главной фазы магнитной бури (от 12:00UT 28.04 до 12:00UT 29.04)
диапазон частот F2МНЧ –F2ННЧ резко сужается и существуют два
интервала, когда прохождение сигнала на трассе отсутствует вообще. Из панели (д) можно видеть, что во время главной фазы бури
основной причиной образования отражений сигнала от слоя E ио224
носферы являются спорадические слои Es. Время их появления на
ионограммах НЗИ совпадает с временем их появления на ионограммах ВЗ станции Соданкюла и Санкт-Петербург. Представляется интересным сравнить, во-первых, невозмущенный интервал (00:00 –
06:00)UT 28.04 с возмущенным интервалом (00:00 – 06:00)UT 29.04
и, во-вторых, невозмущенный интервал (12:00 – 24:00)UT 29.04 с
возмущенным интервалом (12:00–24:00)UT 28.04. Рассмотрим их
подробно.
1. (00:00 – 06:00)UT.
Из панели (г) можно видеть резкое сужение диапазона частот
F2МНЧ –F2ННЧ и отсутствие прохождения сигнала с 01:00 до
05:00UT 29.04 во время возмущения (суббуря 3). Отсутствие отражений сигнала может быть обусловлено двумя причинами: очень
высоким поглощением, панель (в), и более высокими значениями
EsМНЧ по сравнению с F2МНЧ. В последнем случае сигналы отражаются только от спорадических слоев Es.
Из панели (д) следует, что в спокойный период 00:00 – 06:00UT
28.04 имеют место отражения сигнала от регулярного слоя E и диапазон EМНЧ –EННЧ достаточно широк. В этот же период 29.04
вместо E-отражений наблюдаются только Es-отражения и диапазон
частот сужается за счет роста EsННЧ, вызванного скорее всего ростом поглощения, панель (в).
2. (12:00–24:00)UT.
Панель (г) демонстрирует, аналогично интервалу (00:00–06:00)
UT, резкое сужение диапазона F2МНЧ–F2ННЧ и отсутствие сигнала НЗИ с 19:00 до 22:00UT во время возмущенных условий (суббуря
2). Причины отсутствия сигнала здесь те же – высокое поглощение
и наличие спорадических слоев Es.
Панель (д) иллюстрирует изменение механизма отражения сигнала от E- к Es-отражениям и уменьшение диапазона частот EsМНЧ
–EsННЧ во время суббури №2 с 13:00 до 17:00UT 28.04.
Таким образом, поведение характеристик НЗИ во время бури (и
суббурь, как ее составных частей) определяется главным образом
геофизическими факторами: вариациями ионосферы, приводящими к изменению механизмов распространения сигналов на трассе, и
уровнем поглощения в нижней ионосфере.
Доплеровские данные. Всего за период наблюдений 28–29 апреля 2001 г. было проведено 60 сеансов доплеровских измерений
и получено 59 часовых сонограмм. Измерения одновременно велись на двух радиотрассах и трех частотах: Мурманск – СанктПетербург (f1 = 5930 кГц) и Kипр – Санкт-Петербург (f2 = 9410 кГц
225
и f3 = 12095 кГц). За первый временной интервал 16:00 – 21:00UT
28. 04 было получено 15 сонограмм (по 5 на каждой частоте). Этот
временной интервал, как видно из рис. 3.18, соответствует частично
взрывной фазе и фазе восстановления суббури № 2. За второй временной интервал 01:00 – 10:00UT 29.04 получено 26 сонограмм, он
характеризуется полной взрывной фазой и фазой восстановления
суббури № 3, рис. 3.18. Последний, третий, временной интервал наблюдений 18:00 – 24:00UT 29.04 характеризуется спокойными условиями на трассах. Здесь записано 6 × 3 = 18 сонограмм.
Наибольший интерес для исследований представляла радиотрасса Мурманск – Санкт-Петербург, f1 = 5930 кГц. Во-первых, точка
отражения этой трассы расположена в высоких широтах (субавроральная область), где суббуревые возмущения проявляются в первую очередь и наиболее разнообразны. Во-вторых, одновременно с
доплеровскими измерениями на трассе осуществлялось наклонное
зондирование ионосферы. Это позволило точно идентифицировать
моды распространения радиоволн на частоте f1 = 5930 кГц, которые можно видеть из рис. 3.18, панели (г) и (д).
Согласно результатам исследований, на трассе Kипр – СанктПетербург вариации доплеровских спектров на частоте f2 = 9410
кГц в значительной степени коррелируют с этими же вариациями
на частоте f3 = 12095 кГц. Как показали оценки расчета лучевых
траекторий, точка отражения волны с частотой f2 = 9410 кГц в слое
F2 ионосферы всего на 20 км ниже точки отражения волны с частотой f3 = 12095 кГц. Поэтому на этой трассе дальнейший анализ проводился по сонограммам с рабочей частотой сигнала f2 = 9410 кГц.
Анализу подвергались три наиболее важные характеристики, которые можно определить по сонограммам [Warrington and Stocker,
2003]: ширина доплеровского спектра DfD(Гц), наличие волновых
возмущений, характеризуемых средним квазипериодом ТW(min) и
амплитудой fDmax(Hz), а также наличие дополнительных треков,
характеризуемых амплитудой в Гц. К сожалению, результаты анализа, в силу их объемности, полностью в данной работе отразить невозможно. Поэтому рассмотрим ниже выявленные закономерности
и приведем примеры сонограмм. Хотя характер сонограмм на разных трассах существенно различен, тем не менее установлены следующие общие закономерности.
1. Ширина доплеровского спектра на двух трассах во время
взрывной фазы и фазы восстановления суббури максимальна и лежит в пределах DfD = 10 – 30 Гц. Тогда как в спокойных условиях
DfD = 1–3 Гц. Широкий спектр в значительной степени связан с уси226
лением интенсивности ионосферных неоднородностей в возмущенных условиях. В некоторой степени значение DfD зависит и от механизма распространения на трассе. На рабочих частотах fpаб ≥ МНЧ
происходит переход от отражения сигнала к его рассеянию, сигнал
становится диффузным, что вызывает уширение спектра. Подобное
поведение можно видеть из табл. 3.2.
2. Квазипериоды волновых возмущений Тw за периоды взрывной
фазы суббури и ее фазы восстановления лежат в пределах от 2 до 30
мин. В спокойное время волновые возмущения, как правило, не наблюдаются. Здесь модовый механизм распространения также имеет
определенное значение, пример в табл. 3.2.
3. Дополнительные треки на сонограммах практически всегда
наблюдаются во время взрывной фазы суббури или сразу же после
нее. В другие периоды и в спокойных условиях на трассах треки отсутствуют, что можно видеть в качестве примера из табл. 3.2.
Таблица 3.2
Доплеровские характеристики и данные НЗИ на трассе Мурманск –
Санкт-Петербург, fpаб = 5930 кГц
Дата
Время
UT
Доплеровские характеристики
Ампл.
fDmax,
DfD,Гц ТW, min
доп. треГц
ков, Гц
28.04.2001 16–17
17–18
6
10
18–19
30
19–20
20–21
29.04.2001 01–02
30
16
25
02–03
4
03–04
04–05
10
05–06
9
6
3
5–7
2
–10 ÷ +5
–4 ÷ +8
НЗИ
fpаб ≤ F2МНЧ
fpаб ≤ F2МНЧ
fpаб < EsМНЧ
–5 ÷ +8
fpаб < EsМНЧ
fpаб ≥F2МНЧ
–
–
–
fpаб < EsМНЧ
–
–
–
fpаб < EsМНЧ
–
–
–6 ÷ +18 fpаб << EsМНЧ
fpаб ≤ EsННЧ
2
1
–
fpаб << EsМНЧ
fpаб < EsННЧ
Сигнал не обнаружен
fpаб << EsННЧ
5
3
–4 ÷ 0
fpаб ≤ F2МНЧ
кпк: 30 с кпк:
fpаб ≤ EsННЧ
до 8 Гц
5
3
–
fpаб << EsМНЧ
кпк: 40 с кпк:
fpаб < F2МНЧ
до 8 Гц
2
1,5
227
В табл. 3.2 представлены результаты сопоставления доплеровских характеристик с данными наклонного зондирования ионосферы.
Представляется целесообразным прокомментировать данные из
таблицы совместно с материалами НЗИ, представленными на рис.
3.18, панели (г) и (д).
28.04.2001, суббуря №2.
16:00 – 17:00UT: взрывная фаза, сонограмма представлена на
рис. 3.19. Сигнал на трасе интенсивен и отражается от слоя F2. Вол28 april 2001, 16.26–16.45 UT
Murmansk –St. Peterburg
f=5930 kHz
16.44
16.42
14000
13000
12000
11000
10000
9000
8000
7000
6000
5000
4000
3000
2000
1000
0
–1000
16.40
16.38
Time, UT
16.36
16.34
16.32
16.30
16.28
16.26
–8
–6
–4
–2
0
2
4
6
8
Doppler frequency, Hz
Рис. 3.19. Сонограмма для трассы Мурманск – Санкт-Петербург с
16:26 до 16:45 UT 28 апреля 2001 г. Числа на шкале – значения спектра
мощности, произвольные единицы
228
новые процессы здесь регистрировались только на дополнительных
треках и отсутствовали на основном (прямой сигнал).
17:00 – 18:00UT: фаза восстановления. Сигнал интенсивен и отражается либо от слоя F2, либо от слоя Es.
18:00 – 19:00UT: фаза восстановления. Сигнал диффузен, если
отражение его происходит вблизи F2МНЧ или выше ее, либо сигнал
интенсивен, если отражается от Es-слоя.
19:00 – 20:0UT: фаза восстановления. Сигнал диффузен, отражение его имеет место только от Es-слоя.
20:00 – 21:00UT: фаза восстановления. Сигнал интенсивен, отражение происходит от Es-слоя.
29.04.2001, суббуря №3.
01:00 – 02:00UT: взрывная фаза. Сигнал диффузен, отражение
его происходит только вблизи EsННЧ.
02:00 – 03:00UT: взрывная фаза. Сигнал слаб, отражение его
происходит на границе EsННЧ.
03:00 – 04:00UT: взрывная фаза. Прохождения сигнала на трассе
нет, его рабочая частота f1 = 5930 кГц лежит вне диапазона EsМНЧ
–EsННЧ.
04:00 – 05:00UT: взрывная фаза. Сигнал слаб, отражение его
имеет место на границах EsННЧ и F2МНЧ.
Наблюдаются короткопериодические колебания доплеровской
частоты с периодом порядка 30 с, которые скорей всего связаны с
магнитными пульсациями. Известно, что магнитные пульсации
характерны для возмущенных периодов –магнитных бурь или суббурь.
05:00 – 06:00UT: фаза восстановления, сонограмма представлена
на рис. 3.20. Здесь сигнал интенсивен, отражение его происходит от
Es- и F2-слоя. Наблюдаются кпк доплеровского смещения частоты.
На рис. 3.21 в качестве примера представлена сонограмма для
трассы Kипр – Санкт-Петербург, f2 = 9410 кГц, за период взрывной
фазы суббури №3 с 02:00 до 03:00UT 29.04.2001. Здесь ширина доплеровского спектра DfD = 4 Гц, имеют место волновые возмущения
с квазипериодом Тw = 30 мин и амплитудой fDmax = 2 Гц, но дополнительные треки отсутствуют, как и на трассе Мурманск – СанктПетербург в это же время. Наблюдаемые волновые процессы относятся к классу среднемасштабных перемещающихся ионосферных
возмущений (ПИВ). По данным доплеровских измерений на рис.
3.21 представляется возможным найти численные значения параметров ПИВ. Согласно [Афраймович, 1982], ориентировочные оцен229
29 april 2001, 04.59–05.45 UT
Murmansk –St. Peterburg
f=5930 kHz
05.45
05.40
7500
7000
6500
6000
5500
5000
4500
4000
3500
3000
2500
2000
1500
1000
500
0
05.35
Time, UT
05.30
05.25
05.20
05.15
05.10
05.05
05.00
–4
–2
0
2
4
6
8
Doppler frequency, Hz
Рис. 3.20. Сонограмма для трассы Мурманск – Санкт-Петербург с
05:00 до 05:46 UT 29 апреля 2001 г. Числа на шкале – значения спектра
мощности, произвольные единицы
ки амплитуды волнового возмущения М, нижней границы горизонтальной длины волны Λ, скорости движения волнового экрана
V и интенсивности возмущения электронной концентрации d могут
быть получены из следующих выражений
M = Тw∙ (fDmax) ∙λ∙(1/2π), (3.2)
Λ = 2π∙Zo∙(M/2Zo)1/2, (3.3)
V = Λ/ Тw, (3.4)
d = M/2Zo, (3.5)
230
где Тw – период волнового возмущения, fDmax – амплитуда волны по
данным доплеровских измерений, λ – длина волны КВ-сигнала, Zo
– высота отражения волны.
Для рис. 3.21 имеем: Тw = 30 мин, fDmax = 2 Гц, Zo = 250 км,
λ = 32 м.
Из формул (3.2)–(3.5) расчет дает: М = 18 км, Λ = 300 км, V = 167
м/с, d = 3,6 10–2.
Данные оценки не отличаются от оценок параметров ПИВ, полученных другими методами наблюдений [Stocker et al., 2000].
Для рис. 3.19 скорость движения ионосферной плазмы в области
отражения сигнала от ионосферы V можно оценить из выражения
V = (λ∙ fDmax)/ 2∙cosj, (3.6)
где j – угол падения волны на ионосферу.
29 april 2001, 01.59–02.46 UT
Cyprus –St. Peterburg
f=9410 kHz
02.45
02.25
26000
24000
22000
20000
18000
16000
14000
12000
02.20
1000
8000
02.40
02.35
Time, UT
02.30
6000
4000
2000
02.15
0
02.10
02.05
02.00
–3
0
1
3
2
–2 –1
Doppler frequency, Hz
4
Рис. 3.21. Сонограмма для трассы Kипр – Санкт-Петербург с 02:00
до 02:46 UT 29 апреля 2001 г. Числа на шкале – значения спектра
мощности, произвольные единицы
231
Расчеты по формуле (3.6) дают: V = 175 м/с.
Наблюдения с помощью радара CUTLASS. Исследовательский
инструмент CUTLASS, как отмечалось в гл.1, представляет собой
новый КВ двойной радар с двумя приемо-передающими центрами,
который предназначен для изучения высокоширотной ионосферы
[Yeoman et al., 2001]. Он сконструирован в Лейстерском университете, Великобритания, и реализован в кооперации со Швецией и Финляндией. Два радара установлены в Исландии и Финляндии. Антенная система каждого из них состоит из 16 передающих антенн,
рис. 1.22, формирующих главный лепесток диаграммы направленности. Эти диаграммы направлены на север Скандинавии. Использование двух радаров дает возможность определять вектор скорости
ионосферной конвекции, перпендикулярный к магнитному полю
Земли.
На рис. 3.22 представлены данные радара Ханкасалми, Финляндия, за 28–29 апреля 2001 г. Время наблюдений было выбрано с 12:00 28.04 до 11:00UT 29.04. Данный интервал соответствует
продолжительности анализируемой здесь магнитной бури, которая
имеет наиболее возмущенный характер с 12:00 28.04 до 12:00UT
29.04, как указывалось выше и как видно из рис. 3.17 и 3.18. Интервал географических широт на каждой из трех панелей рис. 3.22
выбран от 60° до 69° северной широты. Нижняя граница 60° соответствует положению Санкт-Петербурга, а верхняя граница 69° соответствует положению Мурманска. Данные радара CUTLASS на
рис. 3.22 могут быть сопоставлены с доплеровскими измерениями
и данными НЗИ только на трассе Мурманск –Санкт-Петербург. Что
касается трассы Kипр – Санкт-Петербург, то ее точка отражения не
попадает в зону освещенности радара, поскольку ионосферная информация от радара приходит только начиная с широты 62,5° и выше, а точка отражения трассы расположена значительно южнее.
Для рис. 3.22 выбран луч №15, направленный на север и совпадающий с направлением трассы Мурманск –Санкт-Петербург, рис. 3.16.
Вертикальными линиями, пересекающими все три панели на рисунке, отмечены временные интервалы №2 и №3, аналогично тому,
как это сделано на рис. 3.17 и 3.18. Эти интервалы соответствуют
взрывным фазам интенсивных суббурь №2 и №3. В нижней части
рис. 3.22 стрелками указаны моменты доплеровских сеансов, представленные на рис. 3.19, 3.20 и 3.21.
Верхняя панель на рис. 3.22 иллюстрирует интенсивность энергии (power), рассеянной обратно от ионосферных неоднородностей,
образующихся во время максимума магнитной бури. До 14:00UT
232
28 apr. 2001
29 apr. 2001
Superdarn parametr plot
68
66
64
62
60
12
16
20
00
04
08
12
16
20
00
04
08
12
16
20
00
04
08
68
66
64
62
60
68
66
64
62
60
Рис. 3.19
Рис. 3.21
Рис.3.20
Рис. 3.22. Данные ионосферного рассеяния, полученные с помощью радара
CUTLASS, Финляндия, во время магнитной бури 28–29 апреля 2001 г.
Сверху вниз: энергия, скорость, ширина спектра
возмущение еще слабо развито и из панели видно отсутствие ионосферных неоднородностей. Для интервала №2 можно видеть достаточно протяженную по широте и времени область, где присутствуют интенсивные неоднородности, возникающие за период суббури
№2. Эта область находится на одной широте с границей диффузного высыпания (ГДВ). После окончания взрывной фазы суббури эти
неоднородности исчезают. Доплеровские данные на рис. 3.19 физически объясняются наличием ярко выраженных неоднородностей
ионосферы в конце активной (взрывной) фазы субури №2. Эти неоднородности сосредоточены вблизи точки отражения трассы Мурманск –Санкт-Петербург. Для суббури №3 из верхней панели также
можно видеть образование протяженной области неоднородностей,
233
но менее интенсивных, чем для суббури №2. В этом интервале по
доплеровским данным (рис. 3.21) на трассе Kипр – Санкт-Петербург
выявлены ПИВы, двигающиеся к югу. Во время восстановительной фазы суббури №3 неоднородности ионосферы еще достаточно
интенсивны, здесь возникают кпк доплеровской частоты, которые
можно видеть из доплеровских данных на трассе Мурманск –СанктПетербург на рис. 3.20. Известно, что данные кпк иногда возникают
в начале или конце магнитных бурь или мощных суббурь. К окончанию магнитной бури, после 08:00UT, из панели можно видеть
практически пропадание неоднородностей и восстановление ионосферы до невозмущенного уровня.
Средняя панель на рис. 3.22 иллюстрирует характер скоростей
ионосферных неоднородностей (velocity) во время магнитной бури.
За период №2 по рис. 3.19 выше проводилась оценка скоростей неоднородностей. Она дала значение V = 175 м/с. Данные по скоростям
на панели в отмеченный стрелкой момент 16:30UT также дают аналогичную цифру, то есть V ≤ 200 м/с. Таким образом, выполненная
оценка скоростей по доплеровским данным подтверждается экспериментальными данными радара CUTLASS.
Нижняя панель иллюстрирует изменения ширины спектра сигнала (spectral width) во время возмущений. Данный параметр характеризует интенсивность самих неоднородностей. Широкая полоса обусловлена обратным рассеянием сигнала от интенсивных
неоднородностей. Из панели можно видеть, что во время взрывных
фаз суббурь №2 и №3 образуются интенсивные неоднородности. Это
обстоятельство подтверждается данными доплеровских измерений,
приведенных в табл. 3.2.
Таким образом, данные радара CUTLASS за период магнитной
бури иллюстрируют физические процессы в ионосфере и вариации
параметров ее неоднородностей, обусловленные в первую очередь
воздействием геофизических факторов. Характеристики ионосферных неоднородностей по данным радара количественно совпадают с
оценками, произведенными доплеровским методом.
Анализ данных НЗИ на трассе Лейстер – Инскип. В отличие от
субавроральной трассы Мурманск – Санкт-Петербург трасса Лейстер – Инскип расположена в средних широтах (географическая широта 53°), рис. 3.16. В силу малости длины радиотрассы (D = 170 км)
здесь имеет место квазивертикальное отражение сигналов от ионосферы. Основные результаты анализа представлены на рис. 3.23 в виде панелей (a), (в) и (г), аналогично представленным на рис. 3.18 для
трассы Мурманск – Санкт-Петербург. На рис. 3.23 также показаны
234
интервалы 1, 2 и 3 для суббурь №1, №2 и №3. Последние описаны
AE-индексами на панели (б). Представляется целесообразным выявить особенности поведения параметров распространения в средних
широтах (Англия), их отличие и сходство с этими же параметрами
для субавроральной трассы Мурманск – Санкт-Петербург.
Рис. 3.18, а и рис. 3.23, а. Из рис. 3.23 можно видеть, что в средних широтах отрицательное возмущение (DF2МНЧ < 0) за счет циркуляции в атмосфере во время магнитной бури 28–29 апреля в ноч-
а)
∆F2MOF, MHz
Apr. 28, 2001
To Te
To Te
б)
To Te
Apr. 29, 2001
2
0
–2
AEindex, nT
1500
1000
500
г)
EMOFELOF,
MHz
в)
F2MOFF2LOF, MHz
0
16
12
8
4
6
4
2
6
12
18
24
6
12
18
24
UT, ч
Рис. 3.23. Данные наклонного зондирования ионосферы
на трассе Лейстер – Инскип за период магнитной бури:
(a) DeltaF2МНЧ; (б) AE-индекс; (в) F2МНЧ –F2ННЧ; (г) EsМНЧ – EsННЧ
235
ных условиях имеет место так же, как и в высоких широтах, рис.
3.18. Но это среднеширотное возмущение по интенсивности и по
продолжительности меньше, чем в высоких широтах. Это вообще
говоря следовало ожидать в соответствии с физикой явлений. Из панели (а), рис. 3.23, также можно видеть явление «главного эффекта»,
причем во время всех трех фаз суббурь №1, №2 и №3. А именно, сначала отмечается рост ионизации в слое F2 за несколько часов перед
моментом To. Затем во время активной фазы от To до Te происходит
спад ионизации с снова ее подъем к концу активной фазы суббури
Te с последующим спадом. Как отмечалось выше в гл. 2, «главный
эффект», как правило, наблюдается по данным станций вертикального зондирования Европы и данным наклонного зондирования ионосферы во время суббурь как в средних, так и высоких широтах.
Рис. 3.18, г и рис. 3.23, в. Характер изменений значений F2МНЧ
–F2ННЧ во время магнитной бури в средних и высоких широтах
примерно одинаков. Отличия состоят в следующем. В средних широтах поглощение на трассе, приводящее к пропаданию сигнала,
отсутствует. Во-вторых, диапазон рабочих частот F2МНЧ –F2ННЧ
в средних широтах шире, чем в высоких.
Рис. 3.18, д и рис. 3.23, г. Здесь характер ионизации на уровне
E-слоя во время магнитной бури для средних и высоких широт отличен. Так, если в высоких широтах во время возмущений наблюдаются спорадические слои Es практически все время, то на средних широтах спорадические Es – только эпизоды (например, в 15:00
и 18:00UT 29 апреля). Подъемы значений EННЧ на рис. 3.23, г в
полдень вызваны, скорей всего, поглощением в слое D ионосферы.
Таким образом, характер вариаций параметров распространения
радиоволн во время магнитной бури на трассах в высоких и средних
широтах имеет как сходные черты, так и отличия. Сходство в основном имеет место при отражении сигналов на трассах от F2-слоя. Отличия в большей степени имеют место для сигналов, отраженных
на уровне E-слоя.
Исследование сигналов GPS. Наблюдения с помощью Global
Positioning System (GPS) являются весьма подходящими для мониторинга структуры и динамики ионосферы, см. гл. 1. Время задержки между сигналами GPS на двух частотах L1 (f1 = 1,57 ГГц) and L2
(f2 = 1,23 ГГц) является мерой полного электронного содержания
(ПЭС) вдоль трассы между спутником и приемником на земле. В западном филиале ИЗМИРАН была установлена аппаратура, которая
позволяет создать карты ПЭС над Европой, используя GPS наблюдения сети Euref. Для получения карт ПЭС данные GPS собираются
236
а)
б)
в)
04 UT
00 UT
08 UT
70
70
70
70
60
60
60
50
50
50
12 UT
16 UT
70
70
60
60
60
50
50
50
20 UT
40
40
40
40
40
40
–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40
04 UT
08 UT
12 UT
16 UT
20 UT
00 UT
70
70
70
70
70
70
60
60
60
60
60
60
50
50
50
50
50
50
40
40
40
40
40
40
–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40
04 UT
08 UT
12 UT
16 UT
20 UT
00 UT
70
70
70
70
70
70
60
60
60
60
60
60
50
50
50
50
50
50
40
40
40
40
40
40
–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40
0 4 8 12 16 20 24 28 32 36 40 44 48 52 56
Рис. 3.24. Значения ПЭС (жирные UT характеризуют период бури):
(а) спокойный день 27 апреля, (б) возмущенный день 28 апреля и (в) возмущенный
день 29 апреля. Цифры на шкале означают величину ПЭС в единицах 1016 м–2
по более 60 станциям. Плотность сети станций в Европе дает возможность получить карты ПЭС с высоким временным и пространственным разрешением. GPS измерения были использованы для изучения ионосферных эффектов во время магнитосферной бури 28–
29 апреля 2001 г. Принимались GPS сигналы и по ним строились
графики ПЭС в диапазоне от 40 до 80° N и от –10 до 40° E.
Рис. 3.24 демонстрирует динамику ПЭС за три дня наблюдений:
27 апреля (спокойный день), панель (а), и 28–29 апреля (возмущенные дни), панели (б) и (в). Спокойный день приведен в качестве фонового для сравнения с двумя возмущенными днями.
Из панели (а) сначала виден средний рост концентрации внутри
каждого элементарного рисунка (квадрата) по времени в утренние
часы. Причем можно отметить увеличение концентрации от восточной стороны к западной в каждом квадрате. Максимум электронной концентрации достигается в полуденные часы. Затем в вечерние часы наблюдается картина обратная утренним часам.
Интересно сравнить характер вариаций ПЭС в спокойных условиях и возмущенных. Согласно рис. 3.17 магнитная буря началась
в 05:00UT 28 апреля, а Dst-индекс становится отрицательным начиная приблизительно с 12:00UT 28 апреля. Из панелей (а) и (б) на
рис. 3.24 видно, что характер вариаций ПЭС в 00:00UT и 04:00UT
27 и 28 апреля до начала бури почти одинаков. Но во время бури в
237
08:00UT и 12:00UT 28 апреля уже очевидны отличия по сравнению
со спокойным днем 27 апреля в эти же часы. Резкие отличия согласно данным панелей (а) и (б) наблюдаются в 16:00UT и 20:00UT. В
эти моменты значения ПЭС для 28 апреля на высоких широтах 60–
75° крайне низки, а в средних широтах 50–55° значение ПЭС уменьшается. Подобное поведение ПЭС совпадает с поведением DF2МНЧ,
представленным на рис. 3.18 и рис. 3.23, панели (а). Сравнение панелей (а) и (в) на рис. 3.24 показывает, что низкие значения ПЭС во
время бури (квадраты с жирными UT на панели (в)) сохраняются до
ее окончания в 12:00UT. То есть характер вариаций в 00:00, 04:00,
08:00 и 12:00UT на панелях (а) и (б) различен. После окончания бури в 12:00UT 29 апреля наступают спокойные условия и ионосфера восстанавливается. Поэтому динамика ПЭС на панелях (а) и (в) в
16:00UT и 20:00UT снова примерно одинакова.
Рис. 3.25 иллюстрирует динамику ПЭС за периоды взрывных
фаз трех суббурь, показанных на рис. 3.17, 3.18 и 3.23. Из панели
(а) на рис. 3.25 для суббури №1 можно видеть плавные изменения
значений ПЭС от квадрата к квадрату во времени и от востока к западу в каждом квадрате в утренние часы. Подобные закономерности характерны для спокойных условий. Это совпадает с тем, что
суббуря №1 резких изменений в ионосфере, как отмечалось выше,
не произвела.
Панель (б) на рис. 3.25 показывает, что во время мощной суббури №2 в ионосфере образуются крупномасштабные неоднородности
и перепады концентрации. Например, можно видеть изгибы изолиний в квадрате для 13:00UT по сравнению с 12:00UT на рис. 3.24 и
изолированные структуры в квадрате для 14:00UT, а также резкие
градиенты в 15:00UT.
Панель (в) на рис. 3.25 демонстрирует, что во время третьей суббури в ионосфере имеет место минимум концентрации как на низких широтах 50–55°, так и на высоких 60–75°. Это совпадает с данными панелей (а) на рис. 3.18 и 3.23.
Таким образом, по результатам анализа данных GPS можно проследить вариации значений ПЭС во время магнитной бури и составляющих ее суббурь. Вариации ПЭС совпадают с вариациями
DF2МНЧ по данным наклонного зондирования ионосферы как в
средних, так и высоких широтах. С точки зрения физики явлений в
ионосфере это совпадение закономерно.
Заключение. За период выполнения программы “High-rate
SolarMax IGS/GPS-campaign “HIRAC/SolarMax” были проведены экспериментальные исследования с использованием наземных
238
06 UT
05 UT
а)
07 UT
70
70
70
60
60
60
50
50
50
40
40
40
–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40–10 0 10 20 30 40
14 UT
13 UT
15 UT
б) 70
60
50
40
–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40–10 0 10 20 30 40
03 UT
02 UT
05 UT
в) 70
70
70
60
60
60
50
50
50
40
40
40
–10 0 10 20 30 40 –10 0 10 20 30 40–10 0 10 20 30 40
0 4 8 12 16 20 24 28 32 36 40 44 48 52 56
Рис. 3.25. Значения ПЭС во время взрывных фаз трех суббурь:
(а) №1 для 28 апреля, (б) №2 для 28 апреля и (в) №3 для 29 апреля. Цифры на
шкале означают величину ПЭС в единицах 1016 м–2
средств базирования НЗИ и ВЗ, методов Доплера и GPS, а также радара CUTLASS. Наиболее интересные результаты были получены
во время магнитной бури 28–29 апреля 2001 г. Проведенный анализ
дал возможность сформулировать следующие выводы.
1. Поведение характеристик НЗИ на субавроральной трассе Мурманск – Санкт-Петербург во время бури (и суббурь, как ее составных частей) определяется главным образом геофизическими факторами: вариациями ионосферы, приводящими к изменению механизмов распространения сигналов на трассе, и уровнем поглощения
в нижней ионосфере.
Характер вариаций параметров распространения радиоволн за
период протекания бури на трассах высоких и средних широт Мурманск –Санкт-Петербург и Лейстер – Инскип имеет как сходные
239
черты, так и отличия. Сходство в основном имеет место при отражении сигналов на трассах от F2-слоя. Отличия в большей степени
имеют место для сигналов, отраженных на уровне E-слоя.
2. Ширина доплеровского спектра на двух трассах Мурманск –
Санкт-Петербург и Kипр – Санкт-Петербург во время взрывной фазы и фазы восстановления суббури максимальна и лежит в пределах DfD = 10 – 30 Гц. Тогда как в спокойных условиях DfD = 1–3 Гц.
Широкий спектр в значительной степени связан с усилением интенсивности ионосферных неоднородностей в возмущенных условиях.
В некоторой степени значение DfD зависит и от механизма распространения на трассе.
Квазипериоды волновых возмущений Тw за периоды взрывной
фазы суббури и ее фазы восстановления лежат в пределах от 2 до 30
мин. В спокойное время волновые возмущения, как правило, не наблюдаются. Здесь модовый механизм распространения также имеет
определенное значение. Произведенные оценки параметров среднемасштабных перемещающихся ионосферных возмущений (ПИВ) не
отличаются от оценок параметров ПИВ, полученных другими методами наблюдений.
Дополнительные треки на сонограммах практически всегда наблюдаются во время взрывной фазы суббури или сразу же после
нее. В другие периоды и в спокойных условиях на трассах треки отсутствуют.
3. Данные радара CUTLASS, расположенного в Ханкасалми
(Финляндия), за период магнитной бури иллюстрируют физические
процессы в ионосфере и вариации параметров ее неоднородностей,
обусловленные в первую очередь воздействием геофизических факторов. Характеристики ионосферных неоднородностей по данным
радара количественно совпадают с оценками, произведенными доплеровским методом.
4. Прием GPS сигналов показал, что по результатам анализа этих
данных можно проследить вариации значений по картам ПЭС во
время магнитной бури и составляющих ее суббурь. Вариации ПЭС
совпадают с вариациями DF2МНЧ по данным наклонного зондирования ионосферы как в средних, так и высоких широтах. С точки
зрения физики явлений в ионосфере это совпадение закономерно.
5. Результаты анализа рассмотренных экспериментов и расчетные характеристики могут быть полезны в вопросах Космической
погоды, организации радиосвязи в высоких и средних широтах, а
также прогнозирования состояний ионосферы во время магнитосферных возмущений средней интенсивности.
240
3.5. Вариации амплитуды КВ-сигналов на радиотрассах
во время магнитных бурь
Исследования эффектов магнитных бурь/суббурь традиционно и
главным образом осуществляется на уровне геомагнитосферы, реже взаимодействия систем магнитосфера-ионосфера и сравнительно мало на уровне ионосферы. Недостаток внимания к проявлениям
бури/суббури в ионосфере скорее всего объясняется неоднозначностью, сложностью и многопараметричностью этих воздействий. Однако важность подобных исследований несомненна, поскольку здесь
затрагиваются вопросы человеческой деятельности (радиационная
обстановка, запуски ИСЗ и КА, погода, медицина, работа радиосистем и т.д.). Например, уже несколько десятилетий тому назад некоторыми радиолюбителями, использующими КВ-диапазон частот,
был обнаружен эффект улучшения слышимости отдаленных корреспондентов в течение нескольких часов перед магнитными бурями, обязанными солнечным явлениям вспышечного характера. Во
время бури радиосвязь ухудшается и после окончания возмущения
происходит ее восстановление до нормального, спокойного уровня.
Отмеченный факт неоднократно описывался и в научной литературе [Благовещенский, 1981; Благовещенский и Жеребцов, 1987;
Hunsucker and Hargreaves, 2003; LaBelle, 2004; Lastovicka, 2002],
хотя преимущественно на качественном уровне и без глубокого анализа. Подробных и полных ответов, что и с какой заблаговременностью происходит в ионосфере перед наступающими магнитноионосферными возмущениями типа бурь/суббурь, во время них и
после, а также на каких широтах отмеченный эффект имеет место,
на каких радиотрассах, в какое наиболее вероятное время, каковы
характеристики магнитно-ионосферных возмущений, каковы физические механизмы этого эффекта, как он влияет на распространение КВ-радиоволн, как этот эффект можно смоделировать и т. п., до
сих пор фактически нет – все это остается однобоко или эпизодически изученным и несистематизированным. Что касается поведения
самой ионосферы во время бурь и суббурь, то выше в гл. 2 на часть
поставленных вопросов ответ был дан. Здесь кратко рассмотрим некоторые сведения, относящиеся к упомянутому эффекту роста амплитуды сигнала на КВ-трассах перед магнитной бурей.
В главе 2 уже были затронуты результаты работы [Ondoh and
Obu, 1980], обратимся к ним вновь. В этой работе исследованы
магнитно-ионосферные условия и характер прохождения сигналов
с частотой f = 20 и 25 МГц на КВ радиотрассе Вашингтон (США) –
241
Хираисо (Япония), пересекающей авроральную зону и дневной полярный касп, во время 50 геомагнитных бурь средней интенсивности, которые не сопровождаются поглощением типа полярной шапки, с августа 1957 по февраль 1959 г. в периоды спокойного Солнца.
В Хираисо экспериментально установлено, что примерно за 10 часов
до внезапного начала геомагнитной бури (SC) наблюдается эффект
увеличения амплитуды принимаемого сигнала на 10–20 дБ относительно спокойного уровня для рабочих частот 20–25 МГц. Подобный
рост амплитуды сигнала связывается с уменьшением отклоняющего поглощения в области отражения трассы, расположенной в непосредственной близости от дневного полярного каспа, за счет роста
ионизации в слое F ионосферы. Это подтверждается следующими
экспериментальными фактами. Во-первых, увеличение амплитуды
сигнала до SC встречается на частотах 20–25 МГц только на приемных станциях, которые имеют трассу распространения, пересекающую авроральную зону. Во-вторых увеличение критической частоты f0F2 до SC обнаружено только на инвариантных широтах от
57 до 83°. В-третьих, рост f0F2 в авроральной зоне и более высоких
широтах ниже 82° фиксируется возле местного полдня. По данным
эксперимента увеличение f0F2 до SC в пределах интервала времени
от Т = –20 ч до – 2 ч приблизительно соответствует интервалу приема интенсивных КВ-сигналов на частоте 20 МГц. Построен также
суточный ход усредненных за 50 бурь отклонений f0F2 от месячных
медиан вблизи той же области отражения. Максимум Df0F2 имеет
место возле местного полдня. Дополнительная ионизация, как отмечается, создается высыпанием в каспе электронов с энергией 1–2
кэВ, потоки которых возрастают по интенсивности за 16–20 ч до момента SC.
Описанные выше эффекты роста значений критических частот
f0F2 и увеличения амплитуды принимаемого сигнала перед моментом наступления взрывной фазы магнитной бури (SC) также можно
видеть из результатов исследований, выполненных на четырех высокоширотных КВ-трассах за период лета 1988 и зимы 1989 годов
[Milan et al., 1998]. Трассы расположены территориально в Северной
Канаде, три из них пересекают авроральный овал, а одна трасса находится полностью в полярной шапке. Следует особо подчеркнуть,
что цель исследования [Milan et al., 1998] состояла главным образом в изучении вариаций диапазона частот, пригодного для связи,
во время возмущений. Что касается рассматриваемых эффектов роста критических частот и амплитуды сигналов перед магнитными
возмущениями, то их авторы работы [Milan et al., 1998] специаль242
Chur chill
foF2, MHz
14
12
10
8
6
4
2
0
50
Dst(nT)
0
–50
–100
–150
00
12
00
12
00
12
00
12
00
12
00
12
00
Dst(nT)
Signal level, dB Signal level, dB
4900 MHz
3250 MHz
Рис. 3.26. Вариации f0F2 (линии и кружки) и их медианных значений
(точки) по данным ионозонда Черчилль для магнитной бури 19–24 января
1989 г. – верхняя панель. Вариации Dst-индекса – нижняя панель
0
–20
–40
–60
–80
0
–20
–40
–60
–80
50
0
–50
–100
–150
00
12
00
12
00
12
00
12
00
12
00
12
00
UT
Рис. 3.27. Вариации амплитуды сигнала (жирная линия, две частоты) на
радиотрассе Клайд Ривер – Алерт, медианного уровня сигнала (точки),
радиошумов (тонкая линия) и Dst-индекса во время магнитной бури 19–
24 июля 1988 г.
243
но не анализировали. Однако эти эффекты существуют и их можно
видеть в представленных в [Milan et al., 1998] экспериментальных
данных. Пример роста критической частоты f0F2 перед началом развития взрывной фазы бури 20–21 января 1989 г. из работы [Milan et
al., 1998] представлен на рис. 3.26. Из рисунка можно видеть, что в
интервале времени от 00:00 до 14:00 UT (момент SC) 20 января критическая частота f0F2 по ст. Черчилль превышает медианное значение на 1,5–2 МГц. Общее время превышения составляет около 14
ч, что близко к значениям, описанным выше для радиотрассы Вашингтон – Хираисо. Другой пример из работы [Milan et al., 1998],
показывающий рост амплитуды сигнала перед моментом SC, представлен на рис. 3.27. Из рисунка можно видеть, что в интервале времени от 23:00 20 июля до 04:00 UT 21 июля, момент SC, имеет место
рост амплитуды сигнала (относительно уровня в предыдущие два–
три часа) как для первой частоты 4,9 МГц, так и для второй частоты 3,23 МГц на радиотрассе Клайд Ривер –Алерт. Общее время превышения амплитуды составляет порядка 5 ч. Рассмотренные выше
результаты, полученные в работах [Ondoh and Obu, 1980; Milan et
al., 1998], в определенной степени согласуются с материалами, изложенными в гл. 2.
Таким образом, в качестве заключения следует подчеркнуть, что
ключевым механизмом эффекта роста амплитуды сигнала на трассе
перед магнитной бурей является скорее всего рост критической частоты слоя F2 ионосферы.
244
Глава 4. Воздействие суббурь
на распространение КВ
4.1. Нестандартное распространение ДКМ радиоволн
на субавроральной трассе во время магнитосферных суббурь
Выше отмечалось, что на характер распространения коротких
радиоволн на трассах, расположенных в области инвариантных
широт 50–75°, прежде всего влияют главный ионосферный провал
(ГИП), авроральный овал, спорадические образования, неоднородности ионосферы и т.п. [Благовещенский, 1981; Blagoveshchensky
et al., 1992; Hunsucker and Hargrgreaves, 2003; Milan et al., 1997;
Siddle et al., 2004a, 2004б]. Возникают боковые отражения волн,
рассеяние и быстрые замирания сигналов в месте приема, необычные моды распространения. Однако геомагнитные возмущения в авроральной и субавроральной ионосфере Земли приводят к
еще более сложным (аномальным) условиям распространения КВрадиоволн в приполярных областях [Благовещенский и Жеребцов,1987; Blagoveshchensky and Borisova. 2000; Blagoveshchensky et
al., 2005а,б,с; Milan et al., 1998, 1996]. Это происходит всегда, поскольку возникают дополнительные неоднородности ионосферы во
время магнитосферных бурь и суббурь, меняющиеся градиенты и
вариации самой ионизации ионосферы как регулярного, так и спорадического характера [Blagoveshchensky et al,. 2003a,б; Buonsanto,
1999; Gonzales et al., 1994; Lastovicka, 2002; Lyons, 1996]. При этом
параметры ионосферной плазмы и ее крупномасштабных образований в субавроральной области (ГИП, градиенты, спорадическая ионизация и т.д.) меняют свою морфологическую структуру и местоположение тем заметнее, чем интенсивнее суббуря или буря. Ранее
были проведены целенаправленные экспериментальные исследования характера распространения радиоволн на КВ-трассах в высоких широтах [Благовещенский, 1981; Hunsucker and Hargreaves,
2003; Angling et al., 1998; Milan et al., 1998, 1996; Warrington and
Stocker, 2003]. Выявлены главные особенности распространения КВ
на субавроральных и авроральных трассах. Однако непосредственных измерений вариаций амплитуды сигналов и азимутов прихода
волн в месте приема трассы, а также сведений о модах распространения во время суббурь еще недостаточно и имеется необходимость
в их дополнительном анализе. Это важно для вопросов организации
радиосвязи, загоризонтной радиолокации, пеленгации, навига245
ции и т. п. в высоких широтах [Благовещенский и Жеребцов, 1987;
Goodman, 1992].
В настоящем исследовании анализируется воздействие ряда перечисленных выше геофизических факторов во время возмущенных условий, обязанных магнитосферным суббурям, на уровень
электромагнитного поля, азимутальное направление радиосигналов в месте приема и механизмы (моды) распространения на субавроральной радиотрассе Оттава – Санкт-Петербург длиной ~6600 км
[Blagoveshchensky et al., 2006а; Благовещенский и Борисова, 1996].
Эта трасса, связывающая Россию и Канаду, является трансатлантической, субполярной (рис. 4.1).
Ставятся задачи: (i) детально изучить такие характеристики сигналов в месте приема как уровень напряженности электромагнитного поля и азимутальные углы прихода по экспериментальным
данным; (ii) провести численное моделирование условий распространения радиоволн и сопоставление модельных расчетов с результатами эксперимента для интерпретации физических механизмов
прохождения радиосигналов по радиоканалам; (iii) по данным численного моделирования провести количественную оценку влияния
–90
–70
–50
–30
–10
10
30
70
16:30 UT
St. Peterburg
18:30 UT
50
Ottawa Halifax
FortCollins
30
Рис. 4.1. Радиотрассы (вдоль дуги большого круга) из Канады в СанктПетербург. Заштрихованные части трасс – области отражения
сигналов от ионосферы.
Положения главного ионосферного провала согласно модели Halcrow and Nisbet
(1977) в 16:50 и 18:40UT показаны для 06 января 1982 г. и Kp = 2. Двойные линии
контуров провала являются его внешними и внутренними стенками
246
параметров ионосферы на величину уровня электромагнитного поля КВ-радиосигнала.
Для того чтобы приступить к решению намеченных задач, необходимо отметить, что некоторые результаты в данном направлении
уже были получены ранее. Начнем с эффекта роста амплитуды сигнала и вариаций азимутов на разных радиотрассах во время суббурь.
Подобные исследования проводились в работах [Blagoveshchensky
and Borisova, 2000; Благовещенский и др., 1996; Благовещенский,
1981; Blagoveshchensky et al., 2006а]. Выяснилось, что эффект роста амплитуды и изменение азимутов имеют место на высокоширотных трассах как коротких (односкачковых), так и длинных (многоскачковых). Рис. 4.1 показывает трассы Форт Коллинз – СанктПетербург и Галифакс – Санкт-Петербург в дополнение к трассе
Оттава – Санкт-Петербург. Эти две дополнительные трассы также
являются субавроральными, и расположены вдоль главного ионосферного провала (см. расположения провала на рис. 4.1). Примеры
вариаций амплитуды сигнала во время суббури 28.12.78 для трассы
Форт Коллинз – Санкт-Петербург длиной 7200 км показан на рис.
4.2, а для трассы Галифакс – Санкт-Петербург длиной 6200км соотa) E, отн. ед.
40
20
0
б)
H, nT
0
19
20
22
T0 = 19.50
22
23
19
20
22
23 Time, UT
–400
–800
22
Рис. 4.2. Вариации параметров во время суббури 28 декабря 1978 г.:
(a) – интенсивность сигнала E, отн. ед. в месте приема
на трассе Форт Коллинз – Санкт-Петербург, f = 15 МГц;
(б) – магнитное поле Н, нТл на ст. Мурманск;
To – момент начала взрывной фазы суббури
247
ветственно на рис. 4.3. На рис. 4.2, а показана интенсивность сигнала в месте приема на рабочей частоте f = 15МГц, на рис. 4.2, б представлено изменение магнитного поля Н на ст. Мурманск. Момент
начала суббури обозначен как To. Из рисунка можно видеть рост ам55
а)
E, dB
T0 = 19:20
06.01.1982
50
45
40
35
30
25
20
AE, nT
б)
в)
400
300
200
100
0
16
17
18
19
20
16
17
18
19
20
08.01.1982
T0 = 17:15
50
E, dB
40
30
20
10
0
–10
AE, nT
г)
400
300
200
100
0
16
17
18
19
20
16
17
18
19
20
Time, UT
Рис. 4.3. Вариации параметров во время суббурь 06 и 08 января 1982 г.:
(a), (в) – интенсивность сигнала E, дБ в месте приема на трассе Галифакс –
Санкт-Петербург, f = 15 МГц; (б), (г) – индекс магнитной активности AE, нТл.
To – момент начала взрывной фазы суббури
248
плитуды сигнала перед моментом To в течение ~ 1 ч, затем спад амплитуды за период взрывной фазы суббури и некоторый рост амплитуды в конце суббури. Аналогичные вариации амплитуды сигнала
на частоте f = 15 МГц можно видеть на рис. 4.3, а и 4.3, в для трассы Галифакс – Санкт-Петербург. Рис. 4.3, б иллюстрирует значения
AE-ндекса магнитной активности для 06.01.1982 г. – дня со средней
суббурей, а на рис. 4.3, г показаны AE-индексы для 08.01.1982 г. –
дня с интенсивной суббурей.
На данный момент полное физическое объяснение эффекта роста
амплитуды сигнала перед суббурей еще до конца неясно, однако есть
основание предполагать, что этот эффект в значительной степени
связан с так называемым главным ионосферным эффектом во время суббури, который описан выше в гл 2. В соответствии с рис. 2.32
и рис. 4.10 за 2–6 ч до развития активной фазы суббури наблюдается резкое нарастание ионизации F2-слоя ионосферы (Df0F2 = +25%).
Затем ионизация плавно спадает к моменту To (Df0F2 = –30%). После To, во время активной фазы продолжительностью около 3 ч,
имеет место незначительное увеличение и затем снижение ионизации. Во время фазы восстановления суббури, начиная с (To +3) по
(To +6), имеет место более интенсивный рост (Df0F2 = +30%), а затем спад ионизации. Высота максимума ионизации F2-слоя имеет
тенденцию постепенного нарастания за 2 ч до момента To вплоть до
значений (DhmF2 = +30%). После начала активной фазы, в течение
следующих трех часов, наблюдается небольшое снижение, а потом
к концу активной фазы – увеличение высоты максимума слоя F2, и
затем дальнейшее плавное снижение до спокойного уровня.
Таким образом, в более ранних работах было сделано следующее. Обнаружен эффект роста амплитуды сигнала перед суббурей
на КВ-радиотрассах и обнаружено существование главного ионосферного эффекта по цепочкам ионозондов независимо друг от друга.
Причем эти эффекты были найдены в основном экспериментально –
на трассах преимущественно использовался метод НЗИ, а ионосфера изучалась по данным ВЗИ. В данном исследовании мы попытаемся связать ионосферные изменения во время суббури с изменениями
интенсивности сигнала распространения для более глубокого понимания физических явлений.
– Эксперименты на трассе Оттава – Санкт-Петербург. В точке приема сигнала, расположенной рядом с Санкт-Петербургом
(59,5°N; 30°E), производились эмпирические измерения уровня
электромагнитного поля и азимутальных углов прихода радиосигнала, переданного из Оттавы (44°N; 77°W) на частоте f = 14670 кГц
249
Почему для исследования была выбрана именно трасса Оттава
– Санкт-Петербург? Во-первых, интерес к северному сектору Атлантики от России до Канады обусловлен тем, что в этом секторе
уже изучались вариации ионосферных параметров во время суббурь [Blagoveshchensky et al., 2006б]. Во-вторых, радиотрасса Оттава – Санкт-Петербург (D = 6600км) является трансавроральной
и направлена приблизительно с запада на восток (см. рис. 4.1). На
характер распространения КВ-радиоволн на трассе влияют ГИП,
авроральный овал и субавроральные ионосферные неоднородности с их временными и пространственными вариациями ионизации и градиентов ионосферы. В данном исследовании рассматриваются экспериментальные данные для зимнего периода 1982 г. в
течение вечерних и предполуночных часов с 18:00 до 23:00 MDT
(MDT = UT+3).
Наша система пеленгации оснащена вращающейся антенной.
Выбор двух направлений был осуществлен с помощью соответствующей программы. Первое из них (308±5°) предназначено для приема радиосигналов, приходящих вдоль дуги большого круга от Оттавы в Санкт-Петербург. Второе (340±20°) – для приема тех же сигналов, приходящих с северных направлений преимущественно за
счет рассеивания. Работа этих двух каналов не зависела друг от друга. Рассеянные сигналы принимались после основного сигнала с задержкой порядка одной секунды. Точность приема составляла ±2°.
Вариации азимута определялись как отклонение от дуги большого круга DΘ. За среднюю величину пеленга принималось наиболее часто измеренное значение азимута для каждого сеанса. Рис.
4.4 иллюстрирует пример вероятностей P азимутальных отклонений для трассы Оттава – Санкт-Петербург (f = 14670 кГц) для
двух уровней магнитной активности ΣKp<16 и 16< ΣKp<25. Вероятность азимутальных отклонений Р – это распределение величин
DΘ, полученных с помощью приемника плюс антенны с управлением по азимуту. Кривые на риунке были построены для всего периода наблюдений, около 2000 измерений. Из рис. 4.4 можно видеть,
что при слабо возмущенных условиях (ΣKp<16, сплошная линия)
боковые отклонения на трассе практически симметричны относительно нуля – направления вдоль дуги большого круга. Однако,
при умеренно возмущенных условиях (16< ΣKp<25, пунктирная
линия) боковые отклонения с севера, при значении +10 град, резко
возрастают. Очевидно, они обусловлены появлением градиентов и
интенсивных неоднородностей на полярной стенке ГИП во время
возмущений.
250
p
40
20
–50 –40 –30 –20 –10 0
10 20 30 40 50 ∆Θ, degr.
Рис. 4.4. Вероятности Р(%) азимутальных отклонений DΘ
для радиотрассы Оттава – Санкт-Петербург (f = 14670 кГц) для двух
уровней магнитной активности ΣKp<16 (сплошная линия)
и 16< ΣKp<25 (пунктирная линия) для измерений, выполненных
за зимний сезон 1982 г.
Рис. 4.5 иллюстрирует результаты измерений напряженности
электромагнитного поля (E, дБ относительно 1мкВ/м) и угловых отклонений (DΘ, град) на трассе Оттава – Санкт-Петербург. Для анализа были выбраны три дня. Эти дни являлись наиболее типичными
и представительными, в течение них имели место суббури с резким
началом (момент To). Суббури характеризуются различными интенсивностями и средними значениями Kp-индексов: 14 января 1982 г. –
спокойный день Kp = 1 (рис. 4.5, а и 4.5, б), 6 января 1982 г. –
день с умеренной суббурей Kp = 2 (рис. 4.5, в и 4.5, г), 8 января 1982 г. –
день с интенсивной суббурей Kp = 3 (рис. 4.5, д и 4.5, е). Для 6 и 8
января начало суббурь, моменты To, определялись с помощью AEиндексов.
Из рис. 4.5, а и 4.5, б можно видеть, что начало резкого падения амплитуды напряженности поля сигнала E на радиотрассе при
спокойных условиях (18:40 UT) связано с переходом от отражения
радиоволн к их рассеянию на ионосферных неоднородностях, расположенных на полярной стенке провала (ПСП). Рассеянный неод251
нородностями сигнал очень слаб, но способен быть измерен, даже
при его попадании в «нулевое» значение. Существенные увеличения значений DΘ имеют место в моменты резкого уменьшения напряженности поля сигнала, а сами значения DΘ – преимущественно
положительные. Следовательно, здесь отраженные сигналы приходят с северных направлений. Согласно рис. 4.5, б отклонения DΘ на
трассе имеют четкую тенденцию к уменьшению со временем. Этот
плавный спад объясняется смещением ПСП к югу во время предполуночных часов.
Анализ данных, представленных на рис. 4.5, а и 4.5, б, показывает, что уровень напряженности поля сигнала на трассе Оттава–
Санкт-Петербург перед моментом To по сравнению с уровнем спокойного дня превышен на 15 дБ. Это наблюдается для 06 января
1982 г. (рис. 4.5, в), когда имеет место увеличение напряженности
поля сигнала с 18:30 до 19:20 UT, а время начала активной фазы суббури To = 19:20 UT. Для 08 января 1982 г. (рис. 4.5, д) рост уровня
сигнала (относительно уровня спокойного дня, показанного на рисунке кривой под заштрихованной областью) имеет место начиная с
16:00 до 17:15 UT, где и To = 17:15 UT. Следовательно, перед моментом To можно наблюдать эффект роста уровня сигнала, который как
правило существует в течение времени около 1 ч (заштрихованные
области на рис. 4.5, в и 4.5, д). Для более интенсивных суббурь, как
видно из рис. 4.5, г и 4.5, е, как момент перехода от отражения к
рассеянию, так и момент увеличения DΘ происходят в течение более ранних часов, что связано с дополнительным смещением ПСП
к югу во время возмущений. Для трассы Оттава – Санкт-Петербург
это моменты времени: 18:40 UT (рис. 4.5, б), 18:00 UT (рис. 4.5, г) и
17:20 UT (рис. 4.5, е). Таким образом, эффект суббури на начальном
этапе ее развития в значениях DΘ проявляется в более раннее время
по сравнению со спокойным периодом и связан с началом влияния
неоднородностей авроральной ионосферы, которые сосредоточены к
северу от дуги большого круга трассы. Для трассы Оттава – СанктПетербург это неоднородности полярной стенки провала.
Моделирование распространения радиоволн. Для сравнения с
экспериментальными данными были произведены вычисления параметров распространения на трассе Оттава – Санкт-Петербург методом ray tracing. Модельные расчеты с использованием «модели
КВ-радиоканала» [Борисова и др., 1986] проводились в рамках приближения двухмасштабного разложения метода геометрической
оптики, учитывающего плавные горизонтальные неоднородности
ионосферы.
252
а)
E, dB
20
10
0
б)
∆Θ, degr.
–10
в)
18
19
20
16
17
18
19
20
T0 = 19:20
E, dB
10
0
∆Θ, degr.
16
17
18
19
20
16
17
18
19
20
30
20
10
0
T0 = 17:15
20
E, dB
д)
10
0
∆Θ, degr.
–10
е)
17
20
–10
г)
16
30
20
10
0
16
17
18
19
20
16
17
18
19
20
30
20
10
0
Time, UT
Рис. 4.5. Вариации амплитуды сигнала E и азимутальных отклонений
углов прихода DΘ в месте приема трассы Оттава – Санкт-Петербург за
спокойный день 14 января 1982 г.:
(а) и (б), день 06 января с умеренной суббурей (в) и (г) и день 08 января с
интенсивной суббурей (д) и (е); To – начало активной фазы суббури, рабочая
частота f = 14670 кГц, квадраты – значения численного моделирования
253
Модельные расчеты напряженности поля сигнала E. Для описания временных и пространственных вариаций среды распространения в «модели КВ-радиоканала» используется «глобальная ионосферная модель» (ионосферная модель ИЗМИРАНа, подобная международной справочной модели IRI). Глобальная модель построена
на объединении известных моделей отдельных E, F1 и F2 слоев ионосферы и межслоевых долин [Чернышев и Васильева, 1975; Ануфриева и Шапиро, 1976; Rawer et al., 1978]. Изменения электронной
концентрации ионосферы во время воздействия суббурь были описаны с использованием специального программного блока, принимающего в расчет ионосферные поправки, под которыми понимается учет такой закономерности поведения ионосферы во время суббури, как «главный эффект».
Входными параметрами модели являются: географические координаты приемника и передатчика, диаграммы направленности
передающей и приемной антенн, дата и время, рабочая частота f радиосигнала и состояние геофизических условий, характеризуемое
числом Вольфа и степенью магнитной активности в Kp-индексах
[Благовещенский и Борисова, 1989]. Модель радиоканала позволяет рассчитывать ряд характеристик распространения сигналов КВдиапазона на заданной трассе: траектории лучей, групповой и фазовый пути, вариации доплеровской частоты, углы в вертикальной и
азимутальной плоскостях, напряженность электромагнитного поля E.
Для вычисления напряженности электромагнитного поля в месте приема сигнала использовалось следующее выражение [Гинзбург, 1967; Альперт, 1972]:
E=
173,2 P
RE sin DΘ
sin αtr
RE cos αrec
N
¶DΘ
¶α
× exp(-Γ) × Õ ρi , (4.1)
i=1
где Р – мощность источника в кВт; RE – радиус Земли; D Θ – угловое расстояние радиолинии вдоль поверхности Земли; αtr и αrec
углы излучения и приема соответственно; ∂D Θ/∂α – коэффициент
пространственной расходимости лучей; ρ – коэффициент, учитывающий потери при отражении от поверхности Земли, зависит от
частоты радиосигнала и характеристик подстилающей поверхности; N – количество отражений; Г – коэффициент поглощения, характеризующий потери радиосигнала при его распространении в
ионосфере.
254
Для КВ-диапазона коэффициент поглощения Г вдоль радиолинии можно выразить через групповой Lгp и фазовый пути Lфаз
∫
Σ
Г = 1/(2c) ν(r)(1/n(r)–n(r))dr = νi⋅(Lгp – Lфаз), (4.2)
где r = h+RE, h – высота над земной поверхностью, RE – радиус Земли; n = ε1/2 – коэффициент преломления при условии, что воздействием столкновений на диэлектрическую проницаемость можно
пренебречь; с – скорость света, νi – эффективная частота соударений электронов и значение νi на отдельном шаге интегрирования
принимается постоянным (после перехода от суммирования к интегрированию).
В процессе построения лучевых траекторий вдоль трассы распространения сначала определяются траектории, попадающие в
пункт приема, и далее рассчитывается угол прихода радиоволны
αrec. Одновременно с расчетом траекторных характеристик вычисляются параметры Lгp, Lфаз, ∂θ/∂α, значения которых используются
для определения Г по формуле (4.2) и далее напряженности электромагнитного поля в месте приема E по формуле (4.1).
Вычисление эффективной частоты соударений электронов в ионосфере. Рассмотрим частоту соударений электронов в ионосфере.
Значение эффективного числа соударений электронов νэфф есть сумма частот соударений
νeff = νei + νen + νee, (4.3)
где νei – частота соударений электронов с ионами; νen – с нейтралами; νee – с электронами. Величиной νee в ионосферной плазме можно пренебречь по сравнению с νei и νen, так как она на два порядка
меньше, чем νei и νen.
Для определения νei и νen воспользуемся выражениями из [Гинзбург, 1967; Nicolet, 1953]
νen = (3.6–5.4)⋅10–10Nn Te1/2
(4.4)
νei = 12.65⋅Ne⋅ lg(220⋅Te/Ne 1/3)/Te3/2, где Nn – концентрация нейтральных частиц (частица на см–3); Ne
– концентрация электронов (ионов) (электронов на см–3); Te – электронная температура (К); lg – десятичный логарифм.
Как видно из выражений (4.4), частоты соударений νei и νen зависят не только от концентрации электронов и ионов, но и от электронной температуры. Изменение регулярной электронной температуры на высотах F-слоя для среднеширотных условий находятся
в диапазоне 300–1500° [Альперт, 1972].
255
Рис. 4.6 иллюстрирует результаты вычислений частот соударений νei и νen. Рис. 4.6, а показывает зависимость νei от критической
частоты ионосферы f0 = 8,98 ·103·Ne1/2, а рис. 4.6, б показывает зависимость νen от концентрации нейтральных частиц Nn. Из рис. 4.6,
а можно видеть, что некоторый спад электронной концентрации,
происходящий до начала суббури, приводит к спаду частоты соударений νei.
Анализ численных расчетов эффективной частоты соударений
νэфф с помощью выражений (4.3) и (4.4), позволяет количественно
оценить влияние параметров Nn, Ne и Te на значения νэфф для E и
F2-слоев ионосферы. В последующих расчетах νэфф для определения
напряженности поля сигнала E важным было влияние высоты ионосферного E-слоя на νen, поскольку для F2-слоя νei≈ νen. Наши вычисления были произведены с использованием MSIS модели (http://
nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/models/msis.html), которая показывает, что концентрация нейтральных частиц резко падает с высотой
а)
νei, 1/s
8000
6000
4000
Te=300K
2000
Te=1000K
0
0
б)
2
4
6
8
10
fo, МГц
νei, 1/s 25000
20000
15000
Te=1000K
10000
5000
Te=300K
1.5´1012
2.5´1012 Nn, см–3
0.0 5.0´1011
1.0´1012
2.5´1012
Рис. 4.6. Зависимости между частотой соударений νei
и критической частотой f0 (a) и между частотой соударений νen
и концентрацией нейтралов Nn (б) для двух уровней электронной
температуры Te = 300 и 1000 К
256
h. Для E-слоя ионосферы Nn~1·10+12, а для F2-слоя Nn~1·10+9, следовательно, значение νen уменьшается на три порядка, см. рис. 4.6, б.
Интересно рассмотреть эффекты изменений νэфф во время подготовительной фазы суббури, для которой ионосферные параметры
меняются согласно закономерностям главного эффекта, упомянутого выше. А именно, в течение временного периода 1–2 ч до начала
суббури, когда наблюдается увеличение напряженности поля сигнала E до 20–30дБ, критические частоты f0Es и f0F2 падают на 20
и 30% соответственно, а высота максимума F2-слоя возрастает на
30%. По ионосферным изменениям, связанным с изменением высоты, можно легко оценить локальные изменения в νэфф, используя
выражения (4.3) и (4.4):
1. Если в F2-слое ионосферы наблюдается рост температуры в
200–400К, связанный с изменением высоты, и одновременное снижение критических частот на 30–40%, то это приводит к падению
значений νэфф в четыре раза.
2. Появление спорадического слоя Es на трассе распространения
также вносит изменения в величину эффективной частоты соударений. Уменьшение критической частоты на высотах слоя E на 10–20
% (см. рис. 4.6) изменяет эффективную частоту соударений в сторону понижения на 20%.
Каковы же возможные причины и последствия увеличения высоты F2-слоя за 1–2 ч перед началом суббури? Известно [Buonsanto,
1999], что под действием магнито-возмущенных условий в среднеширотной ионосфере наблюдается рост высоты максимума F2слоя. Одной из причин этого роста может быть электрическое поле, направленное с запада на восток. Среднеширотная ионосфера
во время суббурь возмущается как электрическими полями, так
и внутренними атмосферными гравитационными волнами (АГВ).
Эффект АГВ подобен эффекту электрического поля. Согласно
[Buonsanto, 1999] вертикальное изменение высоты F-слоя при воздействии АГВ может составлять около 100км, что больше, чем при
воздействии электрического поля. Как хорошо известно, магнитосферное электрическое поле, направленное с утренней стороны на вечернюю, увеличивается через несколько минут после поворота вертикальной компоненты ММП Bz к югу. Почти одновременно увеличиваются как электрическое поле, направленное с утренней стороны на вечернюю, в полярной области, так и соответствующие поля в
средних широтах. Дополнительно появляются электрические токи
и магнитные возмущения DР2 – типа. Развитие полярных электроджетов и других явлений, соответствующих начальной фазе суббу257
ри, происходит несколько позже, спустя в среднем 0,5–1 ч. Следовательно, в пределах интервала между поворотом к югу Bz и началом
развития электроджетов существование АГВ, генерируемых во время суббурь, маловероятно, и рост высоты максимума F2-слоя может
быть объяснен просто влиянием электрических полей.
Таким образом, оценки показывают, что характерные уменьшения электронной концентрации в E- и F-слоях перед суббурей приводят к уменьшению эффективной частоты соударений νэфф и, следовательно, к увеличению напряженности поля сигнала E. Однако,
пока неясно, изменит ли это напряженность поля радиосигнала существенно или нет. Проведенное численное моделирование имело
задачу найти, насколько существенным будет рост напряженности
поля сигнала E в точке приема радиотрассы перед суббурей.
Расчеты напряженности поля сигнала. Были произведены вычисления напряженности электромагнитного поля сигнала E на
трассе Оттава – Санкт-Петербург при разных значениях параметров
E- и F2-слоев ионосферы. Критическая частота f0F2, высота максимума F2-слоя hmF2 и критическая частота f0Es изменялись в предположении, что ионосфера однородна вдоль радиотрассы. Вычисления проводились для частоты радиосигнала f = 14670кГц.
Результаты моделирования № 1. На рис. 4.7 показаны результаты вычислений напряженности поля сигнала E, полученных для
моды распространения 2F2 (двухскачковое отражение посредством
F2-слоя), который типичен для частоты f = 14670 кГц на трассе Оттава – Санкт-Петербург. Рис. 4.7, а иллюстрирует зависимость напряженности поля сигнала E от критической частотой f0F2. Зависимость между E и hmF2 показана на рис. 4.7, б. Рис. 4.7, в демонстрирует изменение E, как функции увеличивающейся hmF2 и уменьшающейся f0F2 одновременно. Из рис. 4.7, а, 4.7, б и 4.7, в можно видеть, что напряженность поля сигнала E зависит от того диапазона,
в котором изменяются ионосферные параметры.
– Из рис. 4.7, а видно, что уменьшение значений f0F2 на 30–50%
приводит к росту значений E всего лишь на 1–2 дБ, когда критическая частота f0F2 приблизительно равна 7МГц.
– Рис. 4.7, б показывает, что возрастание значений hmF2 на 30%
обуславливает рост значений E на ~3дБ, когда hmF2< 320 км.
– Результаты вычислений, представленные на рис. 4.7, в, показывают, что как рост hmF2 с 290 до 315 км, так и падение f0F2 от 9,0
до 6,5 МГц одновременно приведут к росту уровня радиосигнала на
~10дБ.
Дальнейшие расчеты приводят к следующему:
258
а)
2
E, dB
0
–2
–4
5
б)
7
8
9
f0F2, MHz
E, dB
3.0
2.0
1.0
0.0
290
300 310 320
hmF2, km
330
300 310 320
8
7
6
330
5
12
E, dB
в)
6
8
4
0
290
9
hmF2, km
f0F2, MHz
Рис. 4.7. Результаты расчета интенсивности сигнала E
в точке приема трассы Оттава – Санкт-Петербург для частоты
f = 14670 кГц как функции f0F2 (a), hmF2 (б) и f0F2 и hmF2 одновременно
– Увеличение температуры с 300 до 1000К в F2-слое обусловливает рост значений E на 1–3дБ.
– Падение критической частоты f0Es на 15% приводит к росту
значений E на 6–10дБ.
Результаты моделирования №2. Реальное распределение ионосферной плазмы вдоль трассы характеризуется, как правило,
наличием градиентов критической частоты f0F2 и высоты F2-слоя
hmF2. Моделирование параметров распространения, принимая во
внимание ионосферные градиенты F2-слоя ∂f0F2/∂D и ∂hmF2/∂D,
показало, что эти градиенты могут очень значительно изменять
лучевую траекторию в ионосферном канале. Как следствие, пространственная расходимость лучей ∂θ/∂α также изменяется. Увеличение напряженности поля сигнала E может достигать ~10 дБ
как для ∂f0F2/∂D = – (0,2–0,5) МГц/1000 км, так и для ∂hmF2/∂D = = (2–5) км/1000 км, которые типичны для вечерних часов на трассе Оттава – Санкт-Петербург. Следовательно, при наличии резких
ионосферных градиентов, значение ∂θ/∂α может увеличивать напряженность поля сигнала E на 10–15дБ. В итоге, вычисления приводят к выводу, что вариации ионосферных параметров, подобные
тем, что реально существуют в F2-слое, вызывают значительные
259
вариации траекторий распространения. В случае спада максимума ионизации ионосферы (вечерние часы на трассе), рабочая частота приближается к максимально наблюдаемой частоте (МНЧ) и напряженность поля сигнала повышается благодаря фокусирующему
эффекту (или уменьшению расходимости).
Следовательно, главные результаты моделирования следующие.
Рост напряженности поля сигнала E перед моментом To суббури может быть объяснен совокупным влиянием нескольких эффектов:
уменьшением ионизации F2-слоя вдоль радиотрассы (1–2)дБ, ростом высоты F2-слоя (~3)дБ, наличием регулярных ионосферных
градиентов (10–15)дБ и спадом эффективной частоты соударений
νэфф (1–3дБ). Их совокупное действие может привести к увеличению
напряженности поля сигнала E перед началом суббури на 20–30дБ,
что и наблюдается экспериментально.
– Сравнение результатов моделирования с экспериментальными
данными.
Вариации интенсивности сигнала и механизмы распространения за период суббури. Вычисления лучевых траекторий на трассе Оттава – Санкт-Петербург показали, что моды распространения
2F2 и 3F2 возможны при спокойных геомагнитных условиях. Рис.
4.8 иллюстрирует некоторые результаты моделирования лучевых
траекторий. Модой распространения 4F2 можно пренебречь, т.к. по
сравнению с модами 2F2 и 3F2 напряженность поля сигнала моды
4F2 мала. На рис. 4.8, б радиоволны проскальзывают над поверхностью Земли (отметим, что здесь нет отражений от Земли). Прием
сигнала в Санкт-Петербурге возможен за счет рассеяния от ориентированных вдоль магнитного поля ионосферных неоднородностей,
сосредоточенных в области полярной стенки провала на обоих уровнях как E-, так и F2-слоя. Второе отражение в режиме 3F2 происходит в области аврорального овала.
Вариации параметров Df0F2, DhmF2, и Df0Es субавроральной и частично авроральной ионосферы в течение трех фаз суббури, главный эффект, были приняты во внимание при вычислении лучевых
траекторий на трассе. На рис. 4.5, в (квадратные символы) показаны
значения напряженности поля сигнала E для 6 января 1982. Здесь
начало взрывной фазы суббури To = 19:20 UT. Результаты моделирования показывают, что в течение фазы роста с 18:20 до 19:20 UT
моды распространения 2F2 и 3F2 возможны, тогда как при спокойных условиях (без суббурь) в то же самое время с 18:20 до 19:20UT
результаты вычислений говорят о том, что распространение на трассе невозможно. Как видно из представленных на рис. 4.5, в материа260
Январь, 15 W = 150, Kp=10, t = 17:00 UT
а) H, км
450
400
350
300
11
12
10
9
8
7
5
6
4
3
2
250
200
1
150
100
50
0
Оттава
б)
H, км
1600
6400 D, км
СанктПетербург
4800
3200
Январь, 15 W = 150, Kp=10, t = 19:00 UT
450
400
350
300
12
11
10
9
4
8
7
6
5
3
250
2
200
1
150
100
50
0
Оттава
1600
3200
4800
6400 D, км
СанктПетербург
Рис. 4.8. Расчетные траектории волн для трассы Оттава – СанктПетербург:
многоскачковый механизм распространения в 17:00 UT (a);
и захват волн в ионосферный волновой канал за счет регулярных продольных
ионосферных градиентов в 19:00 UT (б).
Значения критической частоты f0
на контурных линиях ионосферы указаны в МГц
лов, введенные изменения в параметры слоя F2 позволяют говорить
не только о приеме достаточно интенсивного сигнала перед активной фазой суббури, но и о том, что наблюдается соответствие измеренных и расчетных данных в вариациях уровня этого сигнала. Во
261
время фазы роста, 18:20 – 19:20UT, значение E значительно больше,
чем при спокойных условиях для этого интервала времени (см. заштрихованную область на рис. 4.5, в).
Анализ расчетных лучевых траекторий показал, что главным
механизмом распространения для трассы в дневное время является многоскачковый посредством F2-отражений. Для вечерних часов
реализуется захват волны внутрь ионосферного волнового канала
(ИВК) за счет регулярных продольных градиентов. В случае, когда терминатор пересекает трассу, прием сигнала после 17:00 UT возможен только за счет вывода радиоволн из ИВК на ночной стороне.
Сам механизм вывода из ИВК обусловлен неоднородностями, расположенными в областях терминатора, ГИП или аврорального овала. Также имеет место либо рефракция на горизонтальных градиентах электронной концентрации возле полярной стенки провала,
либо ракурсное рассеяние на авроральных неоднородностях, ориентированных вдоль магнитного поля, в ионосферных E- и F-слоях.
При моделировании азимутальных отклонений в период с 16:00 до
20:00 UT параметры слоя F2 в области предполагаемого ракурсного
рассеяния менялись в соответствии с исходной моделью ионосферы.
Использовались hmF2 = 300–340км, f0F2 = 4,0–3,5 МГц. Рис. 4.5,
б, 4.5, г, 4.5, е демонстрируют некоторые модельные вычисления
азимутальных отклонений DΘ одновременно с экспериментальными данными на трассе Оттава – Санкт-Петербург для 14,6 и 8 января 1982. Расчетные значения показаны квадратами. Можно видеть приемлемое соответствие между данными измерений и вычислений.
Интерпретация экспериментальных данных
и данных моделирования
Спокойный день 14 января 1982
а) Вариации напряженности поля сигнала E.
Эмпирические графики E(t) представлены на рис. 4.5, а. Интересно рассмотреть соответствующие результаты моделирования.
Согласно модели распространения, моды 2F2, 3F2 и 4F2 наблюдаются до 17:00 UT на трассе, что видно из рис. 4.8а для времени
t = 17:00 UT. После 17:00 UT мода 2F2 отсутствует в точке приема,
поскольку она уходит в ИВК (см. рис. 4.8, б). В это время регулярный механизм распространения по модели заканчивается, мода 3F2
также уходит в ИВК и амплитуда сигнала в месте приема должна,
согласно модели, уменьшиться. Однако как следует из рис. 4.5, а
интенсивность сигнала с 17:30 до 19:00 UT еще достаточно значи262
тельна. Это объясняется тем, что с 17:00 до 19:00 UT на ближайшую
к приемнику точку отражения (БТО) траекторий распространения
оказывает влияние терминатор или торцевая заходная стенка провала. Это приводит согласно расчетам к появлению модов 2F2 и 3F2
в месте приема в результате их доворотов (вывод радиоволн из ИВК
за счет дополнительных градиентов). БТО за счет влияния возрастающих градиентов Ne вдоль трассы сама смещается в противоположную сторону от приемника, поэтому указанное влияние с 17:30
до 19:00 UT так продолжительно. После 19:00 UT воздействие терминатора прекращается в соответствии с моделью, моды 2F2 пропадают и сигнал резко уменьшается по амплитуде. Т.е. после 19:00 UT
регулярное распространение вдоль дуги большого круга прекращается и возникает рассеяние от ПСП, рис. 4.5, а.
б) Азимутальные вариации DΘ, рис. 4.5, б.
В процессе распространения радиоволн на трассе часть энергии
рассеивается на полярной стенке ГИП, и поэтому в месте приема
фиксируются отдельные сигналы в период с 16:00 до 18:30 UT, рис.
4.5, б. Около 19:00 UT согласно модельным расчетам за счет влияния области ионосферы в районе ПСП создаются условия приема
сигналов, ракурсно рассеянных на магнитоориентированных неоднородностях слоя F ионосферы. Подобный результат подтверждается данными эксперимента, рис. 4.5, б, где в 18:40 UT имеется резкий
скачок DΘ с последующим спадом (см. объяснение выше).
День 6 января 1982 с умеренной суббурей.
а) Вариации напряженности поля сигнала E, показаны на рис.
4.5, в.
По модельным расчетам до 17:00 UT распространение на трассе
осуществляется модами 2F2, 3F2 и 4F2. После 17:00 UT присутствует только мода 3F2. Сопоставление расчетов с экспериментальными
данными на рис. 4.5, в противоречий не обнаруживает. Уровень сигнала моды 3F2, выведенной из ИВК, ниже уровня сигнала регулярного скачкового механизма. Этот низкий уровень по расчетам должен существовать вплоть до 19:00 UT. Однако согласно эксперименту с 18:30 до 19:20 UT имеет место резкое увеличение уровня сигнала, которое, как отмечалось выше, связано с суббурей, активная фаза которой начинается в 19:20 UT, рис. 4.5, в. Моделирование этого
эффекта укладывается в рамки эксперимента достаточно хорошо.
б) Азимутальные вариации DΘ°, рис. 4.5, г.
С 18:00 UT по расчетам начинают выполняться условия ракурсного приема сигналов нестандартного пути распространения за счет
ПСП. Согласно экспериментальным данным, рис. 4.5, г, в это вре263
мя происходит резкий скачок в значениях DΘ°, который со временем
имеет тенденцию к понижению.
День 8 января 1982 с интенсивной суббурей.
а) Вариации напряженности поля сигнала E, рис. 4.5, д.
Здесь модельные расчеты показывают, что регулярный механизм
распространения радиоволн аналогичен механизму спокойного дня
14.01.82 г., т.е. регулярное распространение радиоволн заканчивается в 17:30 UT. Учитывая возмущенность рассматриваемого периода, необходимо принять во внимание, что градиенты и неоднородности в области терминатора приобретают более мелкомасштабный и
нерегулярный характер по сравнению со спокойным днем. Поэтому
роль терминатора, как причины вывода волн из ИВК, становится
незначительной и при численном моделировании отсутствуют траектории распространения с доворотом, реализующие двухточечную
задачу. Таким образом, принимаемый сигнал фактически пропадает начиная с 17:30 UT, что подтверждается экспериментом, рис.
4.5, e. Некоторый подъем амплитуды сигнала с 19:30 UT на рис. 4.5,
e для рассматриваемого дня обязан лучам, пришедшим по нестандартному пути распространения за счет рефракционного доворота
на ПСП.
б) Азимутальные вариации DΘ°.
Из рис. 4.5, е можно видеть, что в 17:20UT происходит резкое
увеличение отклонения значений DΘ°. Начиная с этого момента,
как показывают данные моделирования, ПСП занимает такое положение, когда выполняются условия приема радиоволн, ракурсно рассеянных на магнитоориентированных неоднородностях слоя
F ионосферы. Характер уменьшения экспериментальных значений
DΘ° со временем свидетельствует о смещении ПСП к югу, что также
подтверждается моделированием.
Заключение. На основании вышеизложенного могут быть сделаны следующие выводы.
1. Выявлены особенности распространения декаметровых радиоволн на трассе Оттава – Санкт-Петербург во время магнитосферных
суббурь на основе экспериментальных данных и результатов моделирования. Модельные расчеты достаточно убедительно согласуются с эмпирическими результатами, подтверждая физические механизмы распространения и правильность задания исходных управляющих параметров модели радиоканалов.
2. Эффекты суббури проявляются в существенном росте амплитуды сигнала за 1–1,5 ч до начала взрывной фазой суббури. В это
же время азимутальные отклонения в виде боковых сигналов за
264
счет распространения к северу от дуги большого круга показывают
упреждающие по сравнению со спокойным периодом влияние неоднородностей ионосферы в области полярной стенки главного провала ионизации. Механизмы (моды) распространения также изменяются во время суббури.
3. Моделирование параметров распространения радиосигналов
во время суббури проводилось в предположении, что на подготовительной ее фазе происходит изменение в распределения ионосферной ионизации слоев E и F2. При расчете характеристик радиосигналов с учетом эффектов ракурсного рассеяния радиоволн определены параметры слоя F2 в области ракурсного рассеяния в соответствии с исходной моделью ионосферы. При этом модельный учет
изменений в ионосфере дает эффект в численных характеристиках
радиосигналов, совпадающий с параметрами наблюдаемыми экспериментально.
4. Эффект роста амплитуды сигнала до 20–30дБ перед началом
взрывной фазой суббури может быть объяснен с физической точки
зрения двумя причинами: (1) снижением ионизации F2-слоя, что
приводит к приближению частоты сигнала к значению максимально наблюдаемой частоты, а также к уменьшению расходимости поля сигнала; (2) ростом высоты F2-слоя, который вызывает уменьшение эффективной частоты соударений. Этот эффект может быть использован как предвестник суббурь для дальнейшего прогнозирования возмущенных условий космической погоды.
5. В северной части Атлантики между Канадой и европейской
частью России влияние главного ионосферного провала (ГИП) на
параметры сигналов в протяженном КВ радиоканале проявляется
по-разному. Преимущественное влияние ГИП и в первую очередь
его полярной стенки сказывается на азимутальных углах прихода
радиоволн. С другой стороны торцевая заходная стенка ГИП, связанная с терминатором, влияет наиболее существенно на амплитуду сигналов и на продолжительность их приема, за счет вывода
из ИВК. В период суббури указанные закономерности несколько
трансформируются по причине перестройки структуры полярной и
заходной стенок ГИП.
4.2. Эффекты в ионосфере и характер РРВ
во время интенсивной суббури
Известно, что каждая отдельно взятая магнитосферная суббуря
производит определенные, характерные для нее, изменения в ионос265
фере, что приводит к непредсказуемым осложнениям в работе различных ионосферных систем. Даже если разные суббури по своей
форме, интенсивности, продолжительности внешне не отличаются
друг от друга, все равно вызываемые ими эффекты различны. Здесь
определенную роль играет зависимость ионосферных процессов от
широты и долготы исследуемой точки, времени суток, фоновой магнитной активности и множества других факторов [Buonsanto, 1999;
Gonzales et al., 1994]. Ясно одно, что в чистом виде эффекты в ионосфере во время суббурь практически не повторяются. Однако, если рассматривать достаточно большое количество примерно одинаковых суббурь, то можно выявить специфические закономерности
в поведении ионосферных параметров во время суббурь, см. гл. 2.
Подобные исследования были проведены ранее [Благовещенский и
др., 1996; Blagoveshchensky et al., 2003а, 2005а,б,с, 2006а,б, 2008].
В указанных работах получено, что существует так называемый
«главный эффект» в ионосфере во время суббурь и магнитных бурь
средней интенсивности (AEмакс < ~750 нТл) и продолжительностью
не более 10–20 ч. Анализировались вариации критической частоты
слоя F2 и высоты максимума этого слоя, точнее отклонения данных
параметров во время возмущений от их медианных значений Df0F2
и Dh′F2. Напомним, что суть «главного эффекта» состоит в том, что
за 6–8 ч до начала взрывной фазы суббури (момент To) наблюдается
подъем значений Df0F2 с пиком за 3–4 ч до To, затем наблюдается
спад значений Df0F2 к моменту To, далее в интервале To – Te (Te –
конец взрывной фазы) Df0F2 < 0 и снова имеет место рост значений
Df0F2 после момента Te с последующим спадом. Что касается значений Dh′F2, то они возрастают после момента To и уменьшаются к
моменту Te. Однако в вышеуказанных работах итоговых оценок вариаций ионосферных параметров во время суббури («главного эффекта») до конца сделано не было.
В настоящем исследовании, во-первых, обобщаются ионосферные данные ионозондов Европы, северной Америки и центральной
Сибири для качественного описания «главного эффекта» в ионосфере поскольку важно установить общие закономерности вариаций ионосферных параметров во время суббури. Во-вторых, проводится комплексное исследование несколько необычного поведения
указанных выше ионосферных параметров во время магнитосферной суббури 11–12 апреля 1999 г. по цепочке ионозондов Кируна,
Соданкюла, Люкселе, Уппсала и Варшава. Для анализа привлекались данные радара CUTLASS и спутниковые данные. В-третьих,
представляется интересным расчетным путем рассмотреть особен266
ности распространения КВ на высокоширотной радиотрассе СанктПетербург – Лонгиербьен (Шпицберген) во время указанной суббури, что весьма полезно для решения вопросов радиосвязи, загоризонтной радиолокации и навигации в высоких широтах. Специфика этой суббури состоит в том, что она достаточно интенсивна,
кратковременна и происходит на слабо-возмущенном фоне во время конца фазы восстановления магнитной бури, имевшей место 10
апреля 1999 г. [Благовещенский и др., 2010].
Геофизическая обстановка 10–13 апреля 1999 г. Исследуемую в
данной работе суббурю в интервале 00:00–02:00 UT 12 апреля (рис.
4.9, OMNIWeb) следует рассматривать в контексте общей ситуации
в солнечном ветре и магнитосфере. А именно, 10 апреля в 03:00 UT
было зафиксировано импульсное увеличение плотности солнечного
ветра до n = 25 см–3. С 03:00 до 20:00 UT скорость солнечного ветра
увеличилась от Vсв = 350 км/с до значения Vсв = 560 км/с с дальней11.04.99
12.04.99
6
Bz,нТл
4
2
0
500
450
400
AE индекс, нТл
Vсв, км/с
–2
400
300
200
T0
Tc
100
0
00 03 06 09 12 15 18 21 00 03 06 09 12 15 18 21 00
Время UT, ч
Рис. 4.9. Данные OMNIWeb (http://nssdc.gsdc.nasa.gov)
за 11–12 апреля 1999 г.:
зависимость от времени компоненты Bz межпланетного магнитного поля (а),
скорости солнечного ветра Vсв (б), индексов магнитной активности AE (в); To и
Te – моменты начала и конца активной фазы суббури соответственно
267
шим спадом. Реакция магнитосферы на изменение условий в солнечном ветре и межпланетном магнитном поле (ММП) проявилась
в появлении магнитной бури с постепенным началом и значением
Dst = –27 нТл в максимуме главной фазы в 23:00 UT 10 апреля. Фаза восстановления бури продолжалась до конца дня 12 апреля. На
фоне развития магнитной бури наблюдалось несколько суббуревых возмущений. Практически все суббури можно отождествить с
поворотом к югу Bz-компоненты ММП (рис. 4.9), когда возникают
наиболее благоприятные условия для внесения энергии солнечного ветра в магнитосферу. Суббуря с 00:00 до 02:00 UT 12 апреля с
амплитудой AEмакс = 700 нТл – это реакция магнитосферы на небольшое увеличение скорости солнечного ветра с 22:00 UT до 24:00
UT 11 апреля (рис. 4.9) и кратковременный переворот к югу ММП
в середине фазы восстановления бури 10 апреля. Подобные магнитосферные суббури, но с меньшей амплитудой по AE-индексу, имели место 11 апреля (ΣKp = 18–) и 12 апреля (ΣKp = 13). Из рис. 4.9
видно, что характер суббурь за эти два дня различен. Если возмущения 11 апреля состояли из 3 последовательных суббурь продолжительностью несколько часов каждая, то суббуря 12 апреля с 00:00
до 02:00 UT была более интенсивной и возникла на почти спокойном
фоне. Далее 12 апреля имели место две суббури малой интенсивности около 12:00 UT и около 17:00 UT. День 13 апреля был полностью
спокойным, ΣKp = 7–.
Обсуждение результатов.
Данные по ионосфере. На рис. 4.10 (аналог рис. 2.32) представлено схематическое изображение усредненных вариаций ионосферных параметров Df0F2, Df0Es, Dh′F и DhEs во время суббури. Здесь D
есть отклонение параметра за суббуревой период от медианы. Значения f0F2 и f0Es – критические частоты слоя F2 и спорадического слоя Es ионосферы, h′F и h′Es – высоты этих слоев. Усреднение
производилось методом наложения эпох по более 70 суббурям продолжительностью To – Te = 2–3 ч, где To и Te – начало и конец активной фазы суббури. Исходными являются данные ионозондов,
расположенных в интервале геомагнитных широт 50 – 70° Европы,
центральной Сибири и северной Америки. Кривые на рис. 4. 10 демонстрируют только качественный характер вариаций, поскольку
ионозонды различны по техническим характеристикам и находятся на различных широтах и долготах. Суббури для усреднения выбирались преимущественно в ночном секторе суток зимы и равноденствия 1993 – 1999 годов. Что касается спорадических слоев Es,
то для высокоширотных ионозондов вероятность их появления вы268
Относительные единицы
a)
б)
40
Te
Активная фаза суббури
30
20
10
∆h¢F
0
∆hE
–10
–20
40
Относительные единицы
To
–8 –6 –4 –2 0
2
4
6
30
8 10
∆foEs
20
∆foF2
10
0
–10
–20
–30
–40
–8 –6 –4 –2 0
2
4
6
8 10
Время, ч
Рис. 4.10. Усредненные по более чем 70 суббурям и различным ионозондам
относительные вариации ионосферных параметров за период
обобщенной суббури: Dh′F2 и DhEs (a); Df0F2 и Df0Es (б)
сока, тогда как для более низкоширотных ионозондов они могут и
не появляться.
Из рис. 4.11 можно видеть вариации параметров Df0F2 и Dh′F для
суббури 00:00 – 02:00 UT 12 апреля по цепочке ионозондов последовательно от высоких широт к низким: Кируна (67,8° 20,4°), Люкселе (64,6° 18,8°), Уппсала (59,8° 17,6°), Варшава (52,1° 21,1°). Здесь
цифры в скобках означают – геомагнитная широта и соответственно долгота. Указанная цепочка ориентирована вдоль долготы ~ 20°.
Ионозонд Соданкюла (67,4° 26,7°) на рис. 4.11 лежит восточнее указанной цепочки на ~ 7° по широте. Сопоставление вариаций Dh′F на
рис. 4.10, а и в правой колонке на рис. 4.11 показывает, что эти данные подобны на качественном уровне. То же самое можно сказать и о
характере вариаций Df0F2 на рис. 4.10, б и в левой колонке рис. 4.11.
Из рис. 4.11 также можно видеть, что за примерно 4 – 6 ч до момента
To имеет место максимум в значениях Df0F2. Аналогичный макси269
0.4 МГц
f0F2, MHz
h¢F2
20 км
Кируна
67.84°N 20.42°E
Люкселе
64.6°N 18.8°E
Уппсала
59.8°N 17.6°E
Варшава
52.1°N 21.1°E
Соданкюля
67.37°N 26.63°E
18 2022 0 2 4 6 8
UT
UT
18 2022 0 2 4 6 8
Рис. 4.11. Вариации параметров Df0F2 (левые панели) и Dh′F2 (правые
панели) во время суббури 00:00UT 12 апреля 1999 г. по данным ионозондов
Европы: Кируна, Люкселе, Уппсала, Варшава, Соданкюля
мум наблюдается за 4–6 ч до момента To на рис. 4.10, б. Резкий подъем Df0F2 на ионозондах цепочки, рис. 4.11, с 06:00 UT 12 апреля скорее всего обусловлен наложением «главного эффекта» в ионосфере
за счет суббури и эффекта роста Df0F2 на фазе восстановления бури
(см. гл. 2). Наложение указанных эффектов в предполуденное время
приводит к росту Df0F2 на 43% для Кируны, на 36% для Люкселе,
на 47% для Уппсалы, на 40% для Варшавы и 47% для Соданкюли.
Превышение Dh′F в 23:00 UT над h′F медианным 11 апреля составляет 33% для Соданкюли, рис. 4.11. Что касается поведения Df0Es,
то по данным ионозонда Соданкюли во время суббури 00:00 – 02:00
UT 12 апреля вариации Df0Es в основном повторяют общую закономерность, представленную пунктиром на рис. 4.10, б. А именно, как
и на рис. 4.10, б, за –07 ч до момента To начинается спад значений
DfoEs с +0,1 до –0,2 МГц (минимум) в –06 ч, затем в –02 ч Df0Es = 0,5
270
МГц (максимум), далее Df0Es = –0,1 МГц (минимум) в 00 ч, затем
имеет место существенный максимум (1,6 МГц) в +02 ч и минимум
(00 МГц) в +03 ч.
На рис. 4.12 приведены данные радара CUTLASS. Последний
представляет собой КВ-двойной радар с двумя приемо-передающими
a)
12 апр. 1999
Beam 5
13 апр. 1999
90
80
75
70
65
27
60
55
16 17 18 19 20 21 23 0
11 апр. 1999
б)
1
2
3 4 5 6
12 апр. 1999
7
90
9
6
3
85
Magnetic Latitude
24
21
18
15
12
Power, dB
Magnetic Latitude
85
0
80
75
70
65
60
55
1
16 17 18 19 20 21 23 0
UT
2
3
1
2
3
4
5
6
7
UT
Рис. 4.12. Данные радара CUTLASS за 12–13 апреля (а) и 11–12 апреля
(б) 1999 г. По оси ординат отложены геомагнитная широта Λ, справа
приведена шкала энергии сигнала, рассеянного на неоднородностях
ионосферы
271
центрами в Исландии и Финляндии (см. гл. 2). Он предназначен для
изучения высокоширотной ионосферы [Greenwald et al., 1995; Lester
et al., 2004]. Антенная система радара состоит из 16 передающих
антенн, формирующих главный лепесток диаграммы направленности. Общая диаграмма направлена на север Скандинавии и архипелаг Шпицберген. Верхняя панель на рис. 4.12, а характеризует
мощность обратно рассеянной энергии от ионосферных неоднородностей за спокойный период конца дня 12 апреля и начала дня 13
апреля 1999 г. Нижняя панель рис. 4.12, б характеризует обратное
рассеяние за слабо-возмущенный период конца дня 11 апреля и начало дня 12 апреля, когда с 00:00 до 02:00 UT 12 апреля имела место
мощная магнитосферная суббуря, описанная выше. Из рис. 4.12, а
можно видеть достаточно интенсивное рассеяние в области магнитных широт 66–76° с 21:00 до 03:00 UT, которое скорее всего связано
с ионосферными неоднородностями, расположенными в области аврорального пика. Последний, как известно [Благовещенский и Жеребцов, 1987], ночью расположен к полюсу от главного ионосферного провала в интервале инвариантных широт ФL = 64–72°. Высокоширотная граница ионосферного провала является экваториальной
границей зоны авроральной ионизации. Область интенсивного рассеяния на рис. 4.12, б отличается от аналогичной области на рис.
4.12, а. Нижняя панель демонстрирует начало интенсивного рассеяния уже с 19:00UT. Это скорее всего обусловлено процессами в
магнитосфере и ионосфере [Buonsanto, 1999; Gonzales et al., 1994],
предваряющими в течение 6–8 ч начало активной фазы суббури
To (см. рис. 4.10, б). Из рис. 4.12, б видно, что во время активной
фазы суббури с 00:00 до 00:02UT рассеянные сигналы практически отсутствуют из-за истощения верхней ионосферы (рис. 4.10, б).
Стрелками 1, 2, 3 на рис. 4.12, б внизу указаны три сеанса радара
CUTLASS, показывающие пространственное распределение рассеивающих неоднородностей в области охвата диаграммой направленности радара. Эти сеансы представлены на рис. 4.13. Сеанс 1 на рис.
4.13 соответствует времени 20:40UT. На нем видна область рассеяния к северу от Скандинавии. Подобные области уже были видны,
начиная с 19:00UT и до 23:20UT на последующих сеансах радара
через каждые 20 минут. Сеанс 20:40UT является типичным примером. Сеанс 2 на рис. 4.13 соответствует времени 01:00UT – середине
активной фазы суббури. Из него можно видеть весьма малое количество рассеивающих неоднородностей, что свидетельствует об истощении верхней ионосферы в смысле ионизации. И, наконец, сеанс 3 показывает широкую область наличия неоднородностей, про272
2040 00s (101)
11 apr. 1999
0°E 15°E 30°E 45°E
1
0100 00s (102)
12 apr. 1999
0°E 15°E 30°E 45°E
2
2040 00s (102)
12 apr. 1999
0°E 15°E 30°E 45°E
3
Рис. 4.13. Данные радара CUTLASS, показывающие пространственное
распределение рассеивающих неоднородностей ионосферы над
радиотрассой для трех моментов времени
стирающуюся от севера Скандинавии через Шпицберген и до полюса. Физически наличие такой широкой области неоднородностей
объясняется динамическими процессами сразу же после активной
фазы суббури. Однако картина, подобная сеансу 3, но с меньшей интенсивностью отражений, сохраняется на последующих сеансах до
09:00UT. Таким образом, данные радара CUTLASS отражают динамическую картину перераспределения неоднородностей ионосферы
перед, во время и после суббури. Данные рис. 4.12 и 4.13 подтверждают в определенной степени усредненные характеристики Df0F2 на
рис. 4.10, б и вариации Df0F2 на рис. 4.11.
Cпутниковые данные. В исследованиях использовались данные
спутников DMSP и POES. Они обладают следующими характеристиками. Спутник DMSP имеет полярные орбиты, фиксированные
в местном времени. Например, спутник F13 имеет приблизительно
ориентацию рассвет – сумерки. Все спутники DMSP (F8 – F15) собирают данные по ионосферной плазме на высоте порядка 840 км.
К числу этих данных относятся три компоненты потока плазмы Vx,
Vy, Vz, плотность плазмы Ni, состав плазмы H+, He+, O+, ионная и
электронная температуры Ti и Te, а также интенсивность потока
высыпающихся мягких частиц (электронов и протонов). Спутники POES на высотах порядка 850 км измеряют в основном энергии
электронов и протонов в широкой области от сотен эВ (мягкие частицы) до тысяч кэВ и более.
Выбор траектории полетов спутников осуществлялся так, чтобы
спутники пролетали за время существования анализируемой суббури 11–12 апреля в области северной Скандинавии и арх. Шпиц273
берген (граница Баренцева и Гренландского морей). Т. е. это есть область, охватываемая диаграммой направленности радара CUTLASS
(см. рис. 4.13). Указанные выше условия удовлетворяли шести пролетам спутника DMSP: 1) 11.04.1999. F12. 18:59UT; 2) 11.04.1999.
F14. 19:03UT; 3) 12.04.1999. F13. 05:54UT; 4) 12.04.1999. F13.
07:38UT; 5) 12.04.1999. F12. 08:42UT и 6) 12.04.1999. F14. 08:47UT,
а также трем пролетам спутника POESn15: 1) 11.04.1999. 18:24UT,
2) 12.04.1999. 06:25UT и 3) 12.04.1999. 08:06UT. Как можно видеть,
пролеты спутников над исследуемой областью имели место только
перед суббурей и после нее. Во время взрывной фазы суббури с 00:00
до 02:00UT 12 апреля, к сожалению, подходящих пролетов обнаружено не было. Аналогичные пролеты по времени над интересующей
нас областью, но в спокойное время 12–13 апреля, были также рассмотрены. Представляло интерес выявить особенности в характеристиках ионосферной плазмы по данным спутников в возмущенное
время, сравнить данные спутников с данными радара CUTLASS, а
также сравнить результаты наблюдений в спокойное и возмущенное время.
Анализ показал, что для всех указанных выше 6 пролетов спутников DMSP в возмущенных условиях суббури наблюдаются сходные вариации в высыпаниях частиц и параметрах ионосферы. В качестве типового примера рис. 4.14 демонстрирует характер высыпаний по данным спутника DMSP за 11.04.1999 (верхняя панель «а»)
и 12.04.1999 (нижняя панель «б»). Из панели «а» можно видеть повышенный уровень энергии высыпающихся электронов и протонов
в виде пика в 18:59UT с небольшим интервалом отсутствия данных
по техническим причинам перед 18:59UT. Этот пик энергичных высыпаний подтверждает факт начала ионосферно-магнитосферного
взаимодействия за ~ 5 ч до начала взрывной фазы суббури в 00:00UT
12 апреля. Этот же факт был упомянут выше при описании данных
радара CUTLASS. А именно, начиная с ~ 19:00UT 11 апреля радаром было зафиксировано постепенное образование ионосферных неоднородностей, пример которых можно видеть на рис. 4.13, сеанс
1. Панель «б» на рис. 4.14 также показывает характер повышенной
энергии высыпаний в 05:54UT 12 апреля, т. е. через ~3 ч после окончания взрывной фазы суббури. Этот пик соответствует картине ионосферных неоднородностей, представленных на рис. 4.13, сеанс 3.
В спокойных условиях 12–13 апреля подобных пиков по данным
шести пролетов спутника DMSP приблизительно в то же время UT,
что и для возмущенных условий 11–12 апреля, обнаружено не было. Другие ионосферные параметры, указанные выше, Vx, Vy, Vz, Ni,
274
19990411
Electrons
4
3
Long
а)
3
2
4
2
UT:
18:37
MLT:
21:14
MLAT: –21.56
GLAT:
0.08
GLONG: 34.64
19:02
22:06
87.40
81.37
297.47
19:28
08:59
20.01
–0.46
202.04
19:53
17:58
–82.73
–81.36
103.86
20:19
21:22
–20.37
–0.05
9.38
9.0
8.8
8.6
8.2
8.0
7.8
7.6
7.2
7.0
6.8
6.6
6.2
6.0
5.8
5.6
5.2
5.0
19990412
Electrons
б)
4
3
2
Long
4
3
2
UT:
05:24
MLT:
17:49
MLAT: –20.09
GLAT: 0.005
GLONG: 187.62
05:48
12:26
78.24
81.18
80.61
06:15
08:59
–20.51
–0.30
364.84
05:40
01:49
–59.32
–51.19
268.31
07:06
17:60
–20.91
–0.01
162.14
9.0
8.8
8.6
8.2
8.0
7.8
7.6
7.2
7.0
6.8
6.6
6.2
6.0
5.8
5.6
5.2
5.0
Рис. 4.14. Картина высыпаний авроральных частиц по данным спутника
DMSP за 11 апреля (а) и 12 апреля (б) 1999 г. (http://spidr.ngdc.noaa.gov/
spidr). По оси ординат отложена энергия высыпающихся электронов и
ионов, справа приведена шкала интенсивностей потоков этих частиц
H+, He+, O+, Ti и Te в возмущенных условиях незначительно изменяются, не проявляя определенных закономерностей, но в спокойных
условиях они практически постоянны.
Данные спутника POES [http://poes.ngdc.noaa.gov] позволили
установить приблизительный мелкомасштабный размер областей
высыпаний частиц, которые встречались на пути летящего спутника. Так, для пролета 12.04.1999 в 06:25UT, когда спутник пересекал
широту 75°, выполненные им измерения энергии высыпающихся
электронов и протонов показал, что энергия электронов меняется в
275
пределах от 8 кэВ (максимум) до 0,8 кэВ (минимум) со средним периодом порядка 30 с. Такая же картина наблюдается и для протонов,
но диапазон энергий здесь другой – от 3,7 до 1,2 кЭв. Простой расчет
показывает, что если скорость спутника составляет около 6 км/с,
то размер областей с повышенной энергией высыпаний составляет
приблизительно 200 км. Предполагая, что эти высыпания создадут
неоднородности ионосферы повышенной плотности, размер подобной неоднородности будет составлять в среднем 200 км. Эта оценка
совпадает с оценками размеров неоднородностей по данным спутника DMSP в работе [Хегай и др., 2008]. Там оценки составляют от 250
км и выше, но это было сделано для спокойных условий. В нашем
случае рассмотрены возмущенные условия, когда можно полагать,
что мелкомасштабные ионосферные неоднородности мельче.
Результаты моделирования методом ray tracing. Численное
моделирование условий распространения КВ было выполнено для
радиотрассы Санкт-Петербург – Лонгиербьен (Шпицберген) протяженностью 2150 км. Она ориентирована в меридиональном направлении и перпендикулярна по отношению к авроральному овалу, см. рис. 1.24. Средняя точка трассы имеет координаты – 68°
с.ш., 24° в.д., наиболее близко расположенными к ней являются
станции ВЗ Кируна (67.84° с.ш., 20.42° в.д.) и Соданкюля (67.37°
с.ш., 26.63° в.д.). Далее за среднюю точку трассы или область отражения принималась область, расположенная над ионосферной
станцией Соданкюля. Данные вертикального зондирования этой
станции были непосредственно использованы в расчетах. Основная задача моделирования методом ray tracing состояла в том,
чтобы на основе экспериментальных данных об ионосфере (вертикальное зондирование, данные радара CUTLASS) воспроизвести
синтезированные ионограммы НЗИ во время суббури и показать
их отличия от ионограмм, рассчитанных для медианных условий,
т. е. условий без суббурь. Моделирование выполнено по модели
КВ-радиоканала [Борисова и др. 1986] для геофизических условий 11–12 апреля 1999 г. Эта модель, как указывалось в предыдущем разделе, разработана для анизотропной и неоднородной среды. Входными параметрами ее являются: уровень солнечной активности, характеризуемой числом Вольфа – W; уровень магнитной активности, представленной трехчасовым индексом – Kp; время суток – t; день года; географические координаты передатчика
(60.0° с.ш., 29.5° в.д.) и приемника (78.2° с.ш., 15.82° в.д.) трассы
НЗИ. За основу описания пространственно-временных изменений
среды распространения была взята глобальная модель ионосферы,
276
построенная на основе объединения известных моделей отдельных
ионосферных слоев E, F1, F2 и межслоевых долин (долгосрочный
прогноз параметров слоя F2 ИЗМИРАН [Ануфриева и Шапиро,
1976; Чернышев и Васильева, 1975], международная модель IRI
[Rawer, 1978]). Входным параметром данной модели ионосферы
является предложенный в работе [Благовещенский и Борисова,
1989] эффективный аналог числа Вольфа Wэ. Он учитывает влияние на распределение Ne(h) вдоль трассы не только солнечной активности, но также и магнитной активности, заданной планетарным индексом Kp. Моделирование ионограмм наклонного зондирования проводилось в приближении двухмасштабного разложения
в рамках метода геометрической оптики, учитывающего плавные
горизонтальные неоднородности ионосферы. На конкретном шаге интегрирования параметры ионосферы принимались постоянными. Высотный профиль электронной концентрации Ne(h) в разработанном алгоритме представлен набором отрезков квазипарабол с непрерывными значениями как самих функций Ne(h), так и
первых её производных dNe(h)/dh в местах соединения. Введённая
квазипараболическая аппроксимация Ne(h)-профиля допускает
точное интегрирование уравнения эйконала. Следует отметить,
что обычно при моделировании КВ-радиоканалов, пересекающих
авроральную или субавроральную ионосферу в периоды возмущений, необходимо проводить коррекцию используемой модели ионосферы. Большинство моделей ионосферы не адекватны происходящим в ней быстрым процессам, поэтому необходимо привлекать информацию о текущем состоянии ионосферы вдоль трассы
распространения. С этой целью были использованы данные радара
CUTLASS, станций ВЗ Кируны, Соданкюли и Лонгиербьена. Анализ данных радара CUTLASS (рис. 4.12) показал, что мелкомасштабные магнито-ориентированные неоднородности располагались в спокойных условиях севернее 69° с.ш., а в период суббури
они переместились к северу на широты выше 71° с.ш. Учитывая
наклонение магнитных силовых линий вдоль изучаемой трассы,
можно пренебречь эффектом ракурсного рассеяния радиоволн при
расчетах ионограмм НЗИ на трассе в ночные и утренние часы апреля месяца. Поэтому в численной модели радиоканала рассматривалось в качестве механизма отражения сигнала только регулярное
отражение от ионосферы. Анализ данных станций ВЗ Кируны, Соданкюли и Лонгиербьена привел к необходимости коррекции параметров в используемой модели ионосферы даже для медианных
условий. В первую очередь это касается значений полутолщины
277
слоя F2 авроральной ионосферы, вариации которого учтены при
траекторном моделировании на трассе. Уровень солнечной активности в период эксперимента был невысоким: числа Вольфа 11–12
апреля 1999г. соответствовали W = 85, 83, среднемесячное значение W = 65. Для моделирования были выбраны моменты времени: t = 00, 02 и 08 UT. В апреле месяце ионосфера выше 70 км над
трассой Санкт-Петербург – Лонгиербьен круглосуточно освещена
Солнцем, поэтому в ночные и утренние часы магнито-спокойных
периодов она характеризуется равномерным распределением своих параметров вдоль трассы.
Производилось построение расчетных ионограмм наклонного
зондирования ионосферы в различных условиях и их сравнение.
Всего было построено 5 синтезированных ионограмм. Первые три
рассчитаны для ночного времени, две другие – для утреннего. Первая из трех ионограмма получена для медианных условий, которые,
как оказалось, одинаковы для двух моментов времени 00:00UT и
02:00UT. Указанные моменты выбраны не случайно, они в соответствии с вышеизложенным являются моментами начала и конца
взрывной фазы суббури. Вторая ионограмма построена по данным
вертикального зондирования обс. Соданкюли в момент времени
00:00UT – начало суббури. Третья ионограмма аналогична второй,
но соответствует времени 02:00UT – концу суббури. Что касается
ионограмм перед суббурей и после нее, то здесь ситуация следующая. Исходя из рис. 4.10 и 4.11, перед суббурей за ~5–6 ч до To имеется подъем значений критической частоты слоя F2. Аналогичный
подъем существует и после суббури. Чтобы не перегружать анализ,
здесь мы провели расчеты только для послебуревого времени. Поэтому четвертая ионограмма соответствует медианным условиям
в 08:00UT, а пятая ионограмма построена по данным Соданкюли и
тоже в момент 08:00UT. Расчетные синтезированные ионограммы
НЗИ для медианных условий и во время суббури 11–12 апреля 1999
г. представлены на рис. 4.15.
1. На рис. 4.15, а приведен результат моделирования ионограммы НЗИ для медианных ионосферных условий на исследуемой
трассе для апреля 1999г. t = 00–02 UT. В качестве входных параметров модели радиоканала были приняты: Wэ = 80, Kр = 1. Параметры ионосферы для средней точки были следующие: f0F2 = 3,4
МГц, hmF2 = 305 км, ymF2 = 100 км и f0Es = 1,7 МГц. Можно видеть, что для медианных условий в ночное время распространение
КВ осуществлялось регулярными механизмами с отражением от
ионосферных слоев Es спорадического и F2 модами вдоль трассы.
278
0.833
а)
1F2
0
1Es
10
5
15
20
25
30
15
20
25
30
20
25
30
20
25
30
г)
2F2
1F2
2Es
1Es
5
10
0.833
0
1Es
0
5
15
10
0.833
в)
Задержка по времени, мс
0.833
б)
1F2
1E
0
5
15
10
0.833
д)
1F2
1E
0
5
10
15
20
25
30
Рис. 4.15. Синтезированные ионограммы наклонного зондирования
ионосферы за период суббури 12 апреля:
(а) t = 00:00 – 02:00UT, средние условия; (б) t = 00:00UT начало активной фазы
суббури, момент To; (в) t = 02:00UT, конец активной фазы суббури, момент Te;
(г) t = 08:00UT, средние условия; (д) t = 08:00UT, реальные условия после суббури.
По оси ординат отложена задержка по времени,
по оси абсцисс – частота зондирования
Максимально наблюдаемая частота МНЧ = 8,5МГц формируется
модой 1F2. Углы прихода радиосигналов для моды 1Es меньше 5°, а
для моды 1F2 диапазон углов прихода составил (10 – 15) °.
2. В момент начала суббури t = 00:00 UT 12 апреля 1999 г в районе расположения средней точки трассы наблюдались следующие изменения параметров ионосферы по сравнению с медианными условиями: увеличение критической частоты f0F2 на 0,2 МГц; возраста279
ние максимума F2-слоя hmF2 на 50 км и уменьшение полутолщины
слоя ymF2 на 30 км. Критическая частота Es-слоя f0Es снизилась на
0,1 МГц. В результате моделирования ионограммы НЗИ для указанных условий (рис. 4.15, б) были получены следующие моды распространения КВ-радиоволн: 1Es, 2Es, 1F2 и 2F2. В отличие от случая медианных условий здесь МНЧ, равная ~ 8,7МГц, формировалась модой 1Es. Максимальная частота моды 1F2 уменьшилась на ~0,1 МГц,
несмотря на увеличение критической частоты f0F2 в средней точке.
Это произошло по причине того, что для трассы протяженностью
более 2000 км на формирование МНЧ большое влияние оказывает
как увеличение высоты слоя F2, так и подъем его нижней границы
(hmF2 – ymF2) на 70–80 км. Значения углов прихода радиосигналов
для моды 1Es сохранили свои значения (меньше 5°), в то время как
для моды 1F2 диапазон углов прихода стал выше и составил (15–19)°.
3. В отличие от медианных условий на рис. 4.15, а, численное
моделирование ионограммы НЗИ для момента времени окончания
суббури t = 02:00 UT 12 апреля 1999 г. (рис. 4.15, в) проведено при
условии, что в ионосфере наблюдался только слой Es с критической
частотой f0Es = 3 МГц. Распространение радиоволн осуществлялось модой 1Es со значением МНЧ = 18.1 МГц.
4. Расчетная ионограмма НЗИ для несколько иных медианных
ионосферных условий, чем на рис. 4.15, а, а именно, для апреля
1999г., но момента t = 08:00 UT, показана на рис. 4.15, г. С учетом
освещенности трассы, параметры ионосферы для средней точки
были следующие: f0F2 = 5,7 МГц, hmF2 = 220 км, ymF2 = 30 км и
f0E = 3,0 МГц. Расчетное значение МНЧ здесь равно 18,2 МГц и реализуется модой 1F2. Распространение КВ осуществляется регулярными модами 1F2 и 1E. Значения углов прихода радиосигналов для
моды 1F2 лежат в пределах 8–19 °.
5. На рис. 4.15, д представлена ионограмма НЗИ для утренних
часов 12 апреля, t = 08:00 UT, после суббури. Основное отличие от
медианных значений параметров ионосферы средней точки трассы,
рассмотренных выше, в пункте 4, здесь составило как увеличение
уровня ионизации F2-слоя f0F2 = 8,2 МГц, так и увеличение толщины слоя ymF2 = 60 км. Такое изменение привело к увеличению
значения МНЧ до 27 МГц (мода 1F2) вместо 18,2 МГц и снижению
максимальной частоты регулярного односкачкового отражения
сигнала от слоя E, рис. 4.15, д. Диапазон углов прихода радиосигналов для моды 1F2 стал более узким и составил (8–12)°.
Таким образом, в результате численного моделирования ионограмм НЗИ получено, что в момент начала суббури t = 00:00 UT 12
280
апреля 1999 г., на трассе существуют как F2-отражения, так и Esотражения с почти одинаковыми МНЧ. Во время окончания суббури t = 02:00 UT имеет место только Es-отражения с очень высокими
значениями МНЧ. Диапазон углов прихода волн под влиянием суббури здесь составил (15–19)° вместо (10–15)° в спокойных (медианных) условиях. В утренние часы после суббури, t = 08:00 UT, за счет
увеличения ионизации ионосферного слоя F2, значительно возрастает МНЧ на трассе вплоть до 27 МГц вместо 18,2 МГц для медианы.
Диапазон углов прихода радиоволн моды 1F2 при этом становится
более узким и составляет (8–12)°.
Заключение. Проведенное выше исследование характеризуется
комплексным использованием (объединением) нескольких современных инструментов и методов анализа: ионозондов, спутников,
радара CUTLASS, метода ray tracing, ИНТЕРНЕТА. Выбранная для
рассмотрения суббуря 11–12 апреля 1999 г. имеет особенность – ее
протекание происходит на фоне окончания магнитной бури средней
интенсивности, имевшей место 10 апреля. Основные достигнутые
результаты сводятся к следующим.
1) Найдены обобщенные закономерности поведения ионосферных параметров (критических частот и высот слоев) как для F-слоя,
так и для спорадического Es-слоя во время магнитосферной суббури. Эти закономерности построены методом наложения эпох по более 70 суббурям, имевшим место зимой и в равноденствие 1993–1999
годов. Указанные закономерности получены по данным ионозондов
Европы, центральной Сибири и северной Америки. Для суббури 11–
12 апреля 1999 г. вариации параметров ионосферы по данным цепочки из 5 ионозондов Европы совпадают с обобщенными закономерностями на качественном уровне. Через 4–6 ч после окончания
суббури 11–12 апреля обнаружен рост критической частоты f0F2 на
всех 5 ионозондах на 40% и более. Этот рост наиболее вероятно обусловлен наложением «главного эффекта» в ионосфере за счет суббури и эффекта роста Df0F2 на фазе восстановления бури, имевшей
место 10 апреля.
2) Из данных радара CUTLASS следует, что картина рассеяния
от неоднородностей ионосферы существенно изменяется за период
суббури по сравнению со спокойным периодом. Начало интенсивного рассеяния перед суббурей начинается за ~ 5 ч до начала взрывной фазы суббури и связано с перестройкой ионосферы за счет магнитосферных процессов. Во время взрывной фазы суббури число
рассеивающих центров в области охвата диаграммой направленности радара резко уменьшается по сравнению с этим числом перед
281
взрывной фазой и после нее. Уменьшение рассеяния свидетельствует об уменьшении степени ионизации в верхней ионосфере. Данные
радара подтверждают в основном физическую картину вариаций
параметров ионосферы, представленную на обобщенных графиках.
3) Данные спутников показали рост интенсивности высыпаний
мягких частиц в области северной Скандинавии перед суббурей и
после нее. В указанное время и в данном месте характер высыпаний
частиц и характер образования ионосферных неоднородностей по
данным радара в основном совпадают. Выполненные оценки размеров мелкомасштабных неоднородностей приблизительно совпадают
с оценками, приведенными в литературе.
4) Расчеты распространения КВ на радиотрассе Санкт-Петербург – Лонгиербьен)Шпицберген) в виде синтезированных ионограмм наклонного зондирования ионосферы продемонстрировали
существенную смену механизмов распространения во время суббури и заметное изменение углов прихода волн перед суббурей и после
нее. Если с началом суббури происходят изменения в распространении, связанные с интенсификацией спорадических Es-отражений,
то последние полностью преобладают в момент ее окончания. Углы
прихода волн за период суббури заметно возрастают.
4.3. Распространение КВ на высокоширотных радиотрассах
за период 24–28 октября 2003 г.
В настоящем разделе проводится анализ распространения КВ на
трех высокоширотных радиотрассах в спокойных и особых (возмущенных) условиях, когда параметры сигнала на трассе претерпевают искажения и существенные изменения за счет специфики высокоширотной ионосферы. В работах [Blagoveshchensky and Borisova,
2000; Blagoveshchensky et al., 2005a, б; Angling et al., 1998; Milan et
al., 1998; Lundborg et al., 1995; Siddle et al., 2004; Ondoh and Obu,
1980] ранее были рассмотрены подобные вопросы, однако статистика еще не достаточна, чтобы делать окончательные заключения.
Здесь новизна по сравнению с предыдущими работами состоит в
том, что в данном эксперименте [Благовещенский и др., 2009б] используется специальная аппаратура, позволяющая измерять отношение сигнал/шум, доплеровский сдвиг и угол места (подъема) приходящего в точку приема сигнала на трассах во время магнитных
бурь и суббурь [Buonsanto, 1999].
Общая характеристика эксперимента. Первая из трасс Кируна
– Киркенес (D = 450 км) направлена вдоль зоны полярных сияний
282
с ее южной стороны; вторая Кируна – Лонгиербьен, Шпицберген,
(D = 1000 км) лежит поперек зоны полярных сияний, преимущественно в полярной шапке, и трасса Мурманск – Санкт-Петербург
(D = 1000 км) является субавроральной, меридиональной.
На первых двух трассах, реализованных университетом Лейстера, Англия, использовалась сетка из 8-ми частот: 4,5; 5,8; 6,8; 9,0;
9,9; 11,2; 14,4 и 19,9 МГц. Естественно ожидать, что по условиям
распространения радиоволн не все частоты проходят успешно. На
прохождение нижних частот более сильно влияет поглощение (авроральное или в полярной шапке), особенно в возмущенных условиях. Верхние частоты сетки из 8-ми исходных могут проходить,
если нет ограничений по условиям ионизации либо по области F,
либо по слою Es. В среднем по статистике на трассе Кируна – Киркенес наилучшим образом проходили 6 частот: 5,8; 6,8; 9,0; 9,9; 11,2
и 14,4 МГц. Две частоты 11,2 и 14,4 МГц можно рассматривать как
самые лучшие, поскольку для них количество принятых сигналов
было максимально. Соответственно для трассы Кируна – Лонгиербьен наилучшее прохождение сигнала имело место на 3-х частотах:
9,0; 9,9 и 11,2 МГц. Самой лучшей частотой здесь является f = 11,2
МГц. Одновременно на указанных двух трассах изучалось поведение параметров отношение сигнал/шум, доплеровский сдвиг и угол
места (подъема) за 5 дней 23, 24, 25, 26 и 28 октября 2003 г. на одной
частоте f = 11,2 МГц для удобства сравнения двух трасс.
На трассе Мурманск – Санкт-Петербург использовалась аппаратура наклонного зондирования ионосферы (НЗИ), позволяющая
анализировать поведение максимально наблюдаемых и наинизших
наблюдаемых частот (МНЧ и ННЧ), особенности появления нестандартных мод распространения, задержек сигналов и т. п. за указанный период.
Для анализа геофизической обстановки привлекались данные
радара CUTLASS (разработанного в университете Лейстера и установленного в Ханкасалми, Финляндия), финской цепочки магнитометров IMAGE, солнечные данные (CDAWeb), данные протонных и
электронных потоков (NOAA Weekly), данные Финской цепочки риометров и данные вертикального зондирования диназонда Тромсё,
Норвегия [Rietveld et al., 2008]. Выбранный период наблюдений соответствовал нарастанию магнитной возмущенности от спокойного
уровня (23 октября) до весьма интенсивного (28 октября). Степень
магнитной возмущенности оценивалась в Kр-индексах.
– Анализ данных.
1. 23 октября. Спокойные условия.
283
Proton Flux
102
101
100
10–1
Electron Flux
104
102
100
200
HP
100
0
8
4
0
Oct. 20
KP Index
Oct. 21
Oct. 22
Oct. 23 Oct. 24 Oct. 25 Oct. 26
Oct. 27 Oct. 28
Oct. 29
Рис. 4.16. Данные сайта NOAA Weekly,
характеризующие геофизическую обстановку с 20 по 28 октября 2003 г.
а) NOAA: индекс Kp ≈ 2 в течение суток. Протонный поток (E > 10
МэВ) был несколько увеличен, а электронный поток незначительно
возрос к концу дня (рис. 4.16);
б) CUTLASS: имеет место некоторый рост ионизации неоднородностей днем в ~ 12:00UT в области дневного каспа (ФL = 76°). Эта
область к вечерним часам смещается к югу до широты ФL = 68–71°.
Ко времени ~ 23:00UT она пропадает;
в) солнечные данные: на рис. 4.17, а пунктирной линией показаны вариации скорости солнечного ветра VСВ за 23 октября. Видно,
что в течение дня VСВ падает от 540 до 420 км/с. Падение объясняется тем, что предыдущий день, 22 октября, был достаточно возмущенным и здесь скорее всего имеет место эффект последействия;
г) IMAGE: на всех станциях цепочки от высоких до средних широт вариации X-компоненты магнитного поля незначительны и не
превышают 50 нТл;
д) финская цепочка риометров: по сети станций за интервал 08:00
– 12:00UT поглощение не превышает порядка 1,5 дБ. За остальное
время суток A< 0,5 дБ;
е) диназонд Тромсё: вариации плазменной частоты гладкие, следуют суточному ходу в спокойных условиях;
ж) трассы: на трассе Мурманск – Санкт-Петербург (рис. 4.18) для
23 октября суточный ход кривых EsМНЧ и F2МНЧ гладкий. На
трассах Кируна – Киркенес и Кируна – Лонгиербьен вариации отношения сигнал/шум, доплеровского сдвига и угла места незначи284
а)
Скорость солнечного ветра, км/с
560
в)
б)
600
600
23.10
To
24.10
520
480
440
440
400
400
0 4 8 12 16 20 24
520
26.10
0 4 8 12 16 20 24
г)
28.10
800
To
To
700
480
600
440
500
400
360
To Te
520
480
560
25.10
560
Te
0 4 8 12 16 20 24
400
0 4 8 12 16 20 24
Время, ч
Рис. 4.17. Суточные вариации скорости солнечного ветра с 23 по 28
октября 2003 г. To – начало развития возмущения, Te – конец возмущения
тельны, прохождение частот имеет место главным образом в дневные часы.
2. 24 октября. Интенсивная суббуря имела место с 12:00 до
20:00UT.
а) NOAA: индекс Kp = 7 (максимальное значение) в полдень. Протонные (E > 10 МэВ) и электронные потоки также максимальны в
полдень (рис. 4.16);
б) CUTLASS: начиная с 12:00UT, область неоднородностей, связанных с высыпанием частиц, быстро перемещается к югу. Дальнейшее высыпание происходит на широте ФL = 61–72°, т. е. в области ГДВ (граница диффузных высыпаний), вплоть до окончания
дня;
в) солнечные данные: на рис. 4.17, а можно видеть резкий рост
VСВ с 430 до 580 км/с. В конце дня VСВ несколько падает;
г) IMAGE: начало суббури в 12:00UT фиксируется на всех станциях. Значение X-компоненты достигает 1000 нТл в максимуме интенсивности суббури в 15:30UT;
285
Мурманск–СанктПетербург
20
23.10
сд
15
10
5
0
4
20
To
F2МНЧ
15
20
16
12
8
24
Te
24.10
сб
EsМНЧ
10
Частота, МГц
5
0
4
20
To
EsМНЧ
15
10
20
16
12
8
24
25.10
сб
Te
F2МНЧ
5
0
4
8
12
16
20
24
26.10
ув
To
20
15
10
5
0
4
8
12
20
16
20
24
To
28.10
ив
15
10
5
0
4
8
12
16
20
24
Время, UT
Рис. 4.18. Суточные вариации значений F2МНЧ (МНЧ – максимально
наблюдаемая частота) и EsМНЧ на радиотрассе Мурманск – СанктПетербург по данным НЗИ за 5 дней конца октября 2003 г. To – начало
развития возмущения, Te – конец возмущения, сд – спокойный день, сб –
суббуря, ув – умеренное возмущение, ив – интенсивное возмущение
286
д) финская цепочка риометров: с 12:30UT поглощение растет
вплоть до 20:00UT. Максимум поглощения в 13:00 – 16:00UT имеет
значения от 2 до 6 дБ;
е) диназонд Тромсё: с 12:30UT имеет место перераспределение ионизации – пропадание F-отражений и возникновение
E-отражений;
ж) трассы: на трассе Кируна – Киркенес (рис. 4.19), данные эксперимента, к сожалению, отсутствуют по техническим причинам. Материалы рис. 4.19 и рис. 4.20, касающиеся этой трассы, подробно рассматриваются ниже. На трассе Кируна – Логиербьен (рис. 4.21) повышенное поглощение в полярной шапке вызывает отсутствие сигнала
на частоте f = 11,2 МГц с 10:00 до 20:00UT. Здесь, однако, наиболее
важным является рост значений параметров сигнал/шум, доплеровского сдвига и угла места за несколько часов перед моментом To – началом взрывной фазы суббури. Рост значений сигнал/шум скорее
всего обусловлен влиянием дневного каспа в околополуденные часы.
Известно, что во время возмущений в каспе и области к югу от него
ионизация за счет высыпаний увеличивается [Ondoh and Obu, 1980].
Второй причиной может быть упомянутый в гл. 2 «главный эффект».
Под последним понимаются описанные в работах [Blagoveshchensky
et al., 1992; 2000; 2003; 2006; Благовещенский и др., 1996] положительные возмущения критической частоты f0F2, т. е. подъемы значений Df0F2, которые по данным наблюдений, в частности, на ионозондах Европы и Америки [Blagoveshchensky et al., 2003а; 2006б] имеют
место за 6–8 ч до момента To. Эти положительные возрастания значений Df0F2 перед To по экспериментальным данным наблюдаются
практически всегда, независимо от полярности изолированной суббури (положительной или отрицательной). Некоторый рост значений доплеровского сдвига может быть вызван ионосферными неоднородностями, которые возникают в области каспа во время возмущений. И наконец, рост значений угла места перед моментом To может быть вызван стратификацией в ионосфере и градиентами в ней
за счет дневного каспа или «главного эффекта». На трассе Мурманск
– Санкт-Петербург для 24 октября (рис. 4.18) F-отражения сигнала
отсутствуют с 12:00UT и до конца дня. Зато возрастают значения
EsМНЧ, обусловленные появлением интенсивных Es слоев во время
суббури. За несколько часов перед моментом To значения F2МНЧ растут относительно «спокойных» значений для 23 октября, что вызвано скорее всего «главным эффектом».
25 октября. В этот день имела место умеренная суббуря с 13:30
до 18:00UT.
287
25.10.2003
10
0
–10
Сигнал/шум, дБ
40
To
20
Te
Доплеровский
сдвиг, Гц
0
Угол места, град
50
0
26.10.2003
10
0
–10
Сигнал/шум, дБ
40
To
20
Доплеровский
сдвиг, Гц
0
Угол места, град
50
0
28.10.2003
10
0
–10
Сигнал/шум, дБ
40
To
20
Доплеровский
сдвиг, Гц
0
Угол места, град
50
0
0
5
10
15
Время, UT
20
Рис. 4.19. Суточные вариации значений сигнал/шум, доплеровского сдвига
и угла места на радиотрассе Кируна – Киркенес для 25, 26 и 28 октября
2003 г. Рабочая частота сигнала на трассе f = 11,2 МГц. To – начало
развития возмущения, Te – конец возмущения
288
а) NOAA: индекс Kp = 4 максимален c 12:00 до 15:00UT. Протонный (E > 10 МэВ) и электронный потоки имеют небольшие максимумы в 14:00UT (рис. 4.16);
б) CUTLASS: радар обнаруживает сначала совсем небольшой
рост ионизации неоднородностей примерно в 06:00UT (утро) в области каспа. Этот рост происходит благодаря быстрым диффузным частицам, упреждающим примерно на 7 ч фронт ударной волны [Золотухина, 1983; Гульельми и др., 2001; Kangas et al., 2001]. Последний и вызывает суббурю в момент To = 13:30UT. Интенсивные неоднородности появляются в зоне полярных сияний (ФL = 60 – 65°) с
14:00 до 18:00UT. Эти неоднородности обязаны высыпанию частиц
из входного слоя магнитосферы во время активной фазы суббури;
в) солнечные данные: из рис. 4.17, б видны 2 максимума для VСВ в
07:00UT и 13:00UT. Первый (560 м/с) вызван упреждающими ударную волну высокоскоростными частицами [Золотухина, 1983]. Второй (610 м/с) – характеризует ударную волну, он и вызывает суббурю;
г) IMAGE: с 04:00 до 13:00UT магнитное поле спокойно. Мягкие
частицы, высыпающиеся в каспе в 06:00 – 07:00UT за счет быстрых
диффузных частиц, не вызывают колебаний магнитного поля. Соответственно, с началом активной фазы суббури в 13:30UT магнитное поле резко усиливается, достигая значения 250 нТл;
д) финская цепочка риометров: в течение дня поглощение A < 1
дБ. Небольшой максимум имел место с 13:30 до 17:00UT;
е) диназонд Тромсё: с 13:00 до 17:00UT возникает перестройка в
ионизации ионосферы – опустошение в области F и рост ее в области
E (и выше до 250 км);
ж) трассы: на трассе Кируна – Лонгиербьен данные отсутствуют
по техническим причинам. Для трассы Кируна – Киркенес характерным является рост значений параметров сигнал/шум и доплеровского сдвига (рис. 4.19) во время суббури в окрестности момента To. Рост значений сигнал/шум вероятно вызван эпизодическими
отражениями сигнала от интенсивных спорадических слоев Es, которые образуются во время суббури. Что касается роста значений
доплеровского сдвига, то этот рост скорее всего вызван появлением
неоднородностей за период суббури и вариациями параметров слоя
F2 (см. ниже). Из рис. 4.19 для 25 октября в районе To можно видеть
также резкий рост значений угла места от 15 до 35°. Этот рост обусловлен вариациями параметров слоя F2 в месте, где расположена
точка отражения. Из данных ВЗ Тромсё, рис. 4.20, для 25 октября в
13:05 и 13:47UT, т. е. в начальный период суббури, Ne-профили име289
Диназонд Тромсе, Норвегия
800
600
25.10.2003
13:05 UT
5
4
400
7
300
6
3
2
200
Высота, км
150
120
100
90
80
800
1
25.10.2003
13:47 UT
600
2
400
300
200
150
120
100
90
80
1
1
1,5
2
3
4
5
6 7 8 9 10
Частота, МГц
Рис. 4.20. Расчетные Ne – профили ионосферы по данным диназонда
Тромсё для 25 октября 2003 г. в 13:05 и 13:47 UT
ют следующие параметры: f0F2 = 5,2 MГц, h′F = 270 км в 13:05UT
и f0F2 = 4,4 MГц, h′F = 400 км в 13:47UT. Следовательно, имеет место спад значений f0F2 и рост h′F вблизи момента To в 13:45UT – начала активной фазы суббури. Подобное поведение критической частоты и высоты слоя F2 должны вести к росту угла места на радиотрассе. На трассе Мурманск – Санкт-Петербург эффект суббури для
25 октября выражен в частичном непрохождении сигнала с 14:00 до
18:00UT (интервал активной фазы суббури) и появлении интенсивных Es-отражений после моментов To и Te. Значения EsМНЧ здесь
290
выше, чем для спокойного дня 23 октября, но ниже, чем для возмущенного дня 24 октября. «Главный эффект» 25 октября отсутствует, поскольку предыдущий день был возмущенным и, следовательно, имеет место его последействие. Другой эффект суббури на трассе Мурманск – Санкт-Петербург проявился в том, что на ионограмме НЗИ в 13:48UT было зафиксировано боковое отражение. Время
13:48UT cоответствует моменту To (начало активной фазы суббури).
Распространение вне дуги большого круга (боковое) связано с высыпанием частиц и образованием неоднородностей и градиентов ионизации на широте 62° вблизи точки отражения трассы. Данные неоднородности были зафиксированы радаром CUTLASS.
26 октября. День характеризуется развитием возмущения в вечерние часы – сначала суббуря с To = 19:00UT, затем общее возмущение до середины 27 октября.
а) NOAA: индекс Kp растет к концу дня, рис. 4.16. Рост протонного потока (E > 10 МэВ) начался в 18:25UTC, достиг максимума в
23:35UTC и закончился в 19:10UTC 27 октября. Электронный поток
нестабилен в рассматриваемом промежутке времени. Здесь имели
место 2 длительные вспышки на Солнце;
б) CUTLASS: радар зафиксировал область неоднородностей с
13:00 до 16:30UT в районе дневного невозмущенного каспа на широте ФL = 75 – 80°. Эти неоднородности обязаны своим происхождением, скорее всего, высыпанию мягких частиц из области форшока,
где сосредоточены быстрые диффузные частицы [Золотухина, 1983;
Гульельми и др., 2001; Kangas et al., 2001]. С 17:00 до 19:00UT область неоднородностей смещается к югу в область аврорального овала. Вторая сильно возмущенная область неоднородностей возникает на широтах ФL = 67 – 73° в 21:00UT и тоже с течением времени
смещается к югу. Она вызвана приходом ударной волны;
в) солнечные данные: согласно рис. 4.17, в резкий рост скорости
солнечного ветра VСВ с 380 до 520 м/с имел место с 08:00 до 10:00UT.
Скорее всего это есть поток высокоскоростных диффузных частиц
в области форшока, упреждающих основную ударную волну на 8
ч. В 12:00UT скорость солнечного ветра максимальна. С 12:00 до
18:00UT наблюдается спад скорости от 540 до 460 м/с. Затем имел
место приход ударной волны, скорость с 18:00 до 20:00UT увеличилась с 460 до 550 м/с. Максимум скорости имел место в 20:00UT. Эти
вариации совпадают с данными CUTLASS радара;
г) IMAGE: период с 04:00 до 19:00UT характеризуется спокойными условиями, и вариации магнитного поля здесь очень малы. Это
свидетельствует о том, что первый всплеск скорости солнечного ве291
тра в 12:00UT был вызван именно мягкими диффузными частицами из области форшока. Эти частицы не вызывают изменений магнитного поля. Сама суббуря и далее возмущение началась в 19:00UT
за счет второго максимума скорости солнечного ветра, обязанного ударной волне. Начиная с 19:00UT происходят резкие вариации
магнитного поля (до 300 нТл) от высоких до средних широт;
д) финская цепочка риометров: в дневные часы поглощение мало
(менее 0,5 дБ). С 19:00UT происходит рост поглощения на всех станциях до конца суток. Максимальные значения в предполуночные
часы достигают A = 2–3 дБ;
е) диназонд Тромсё: 26 октября с 10:00 до 16:00UT отмечается
рост ионизации в области F по сравнению с невозмущенным днем
23 октября. С 19:00UT во время активной фазы суббури наблюдается уменьшение ионизации в F- и рост ее в E-области, что является
признаком суббури;
ж) трассы: данные распространения сигналов с частотой f = 11,2
МГц имелись на обеих северных трассах, поэтому их можно сравнивать. Трасса Кируна – Киркенес, рис. 4.19. Рост значений отношения сигнал/шум, доплеровского сдвига и угла места, так же как и
для суббури 25 октября, имеет место возле начала суббури в момент
To = 19:00UT 26 октября, рис. 4.19 (средняя панель). Влияние дневного каспа на этой трассе не проявляется. Физические механизмы
этого роста аналогичны тем, которые описаны выше, для 25 октября. А именно, рост значений сигнал/шум, вероятно, вызван отражениями сигнала от интенсивных спорадических Es. Рост значений доплеровского сдвига связан с появлением неоднородностей за
период суббури и вариациями в слое F2. Рост значений угла места
обусловлен вариациями параметров слоя F2 (высоты и критической
частоты). На трассе Кируна – Лонгиербьен, рис. 4.21, днем 26 октября, начиная с 08:00 и до 15:00UT, высыпания в дневном каспе, обусловленные диффузными частицами, скорее всего влияют на распространение сигналов. В указанные часы резко возрастают значения сигнал/шум (за счет роста ионизации в каспе и/или благодаря
«главному эффекту»), и угла места (за счет ионосферной слоистости
и градиентов). При этом доплеровский сдвиг не изменяется и близок к нулю. Это свидетельствует о том, что в условиях спокойного
магнитного поля мелкомасштабные неоднородности не создаются,
а имеют место крупномасштабные изменения структуры ионосферы
в районе каспа (градиенты ионизации, эффекты нагрева и т.п.). Из
рис. 4.21 (средняя панель) можно видеть в окрестности To небольшой рост значений отношения сигнал/шум, доплеровского сдвига
292
Кируна–Лонгиербьен (Шпицберген)
24.10.2003 10
0
Сигнал/шум, дБ
–10
40
To
20
Te
Доплеровский
сдвиг, Гц
0
50
Угол места, град
0
26.10.2003 10
0
Сигнал/шум, дБ
–10
40
To
20
Доплеровский
сдвиг, Гц
0
Угол места, град
50
0
28.10.2003 10
Сигнал/шум, дБ
0
–10
40
Доплеровский
сдвиг, Гц
To
20
0
Угол места, град
50
0
0
5
10
15
20
Время, UT
Рис. 4.21. Суточные вариации значений сигнал/шум, доплеровского
сдвига и угла места на радиотрассе Кируна – Лонгиербьен для 24, 26 и
28 октября 2003 г. Рабочая частота сигнала на трассе f = 11,2 МГц.
To – начало развития возмущения, Te – конец возмущения
293
и угла места. Механизмы роста здесь аналогичны тем, которые описаны выше для 25 октября на трассе Кируна – Киркенес. А именно, рост значений отношения сигнал/шум, вероятно, вызван отражениями сигнала от Es. Рост значений доплеровского сдвига связан
с появлением неоднородностей за период суббури и вариациями в
слое F2. Рост значений угла места обусловлен вариациями параметров слоя F2. Но здесь указанный рост параметров менее выражен,
чем для трассы Кируна – Киркенес. Детальный анализ показывает, что указанные эффекты роста значений отношения сигнал/шум,
доплеровского сдвига и угла места проявляются на трассе Кируна –
Киркенес сильнее, чем на трассе Кируна – Лонгиербьен. Это можно
видеть из рис. 4.19 и 4.21, где представлены данные распространения сигналов на одной частоте f = 11,2 МГц для удобства сравнения
двух трасс. Трасса Мурманск – Санкт-Петербург, рис. 4.18. В дневных условиях суточный ход F2МНЧ и EsМНЧ для 26 октября близок
к суточному ходу для спокойного дня 23 октября. Но «главный эффект» здесь имеет место. В 19:00UT, с началом суббури, отражения
сигнала от F2 слоя прекращаются, возникают только Es-отражения
с увеличенными значениями EsМНЧ до конца дня. На ионограмме
НЗИ в 20:48UT 26 октября зафиксировано распространение вне дуги большого круга. Момент 20:50UT соответствует началу развития
активной фазы вечерней суббури. Здесь механизм бокового отражения аналогичен тому, который отмечался выше для 25 октября.
28 октября. Возмущенный день. Сильнейшая протонная вспышка на Солнце имела максимум в 11:10UT. Произошло событие СМЕ.
После полудня началось сильное возмущение, которое длилось три
дня.
а) NOAA: индекс Kp = 3–4 в течение дня, рис. 4.16. Протонный
поток резко возрос, начиная с 12:15UT и остается большим до конца
дня. Электронный поток также увеличился в начале дня;
б) CUTLASS: в ночные часы 00:00 – 08:00UT высыпания частиц, связанные с магнитной возмущенностью средней активности, в основном являются причиной образования неоднородностей
в интервале ФL = 65 – 75°. Здесь наблюдается смещение к югу области неоднородностей за счет роста возмущения с 09:00 до 14:00UT.
Область высыпаний в районе дневного каспа не обнаружена ввиду,
скорее всего, сильного поглощения. К концу дня область неоднородностей продолжает смещаться к югу и фиксируется уже на широтах
ФL = 60 – 65°, т. е. на нижней границе аврорального овала;
в) солнечные данные: из рис. 4.17, г можно видеть, что c 10:00
до 12:00UT происходит резкий скачок скорости солнечного ветра от
294
значений 600 до 800 м/с. В этот период, как указывалось выше, происходит и рост протонного потока;
г) IMAGE: с 06:00 до 15:00UT магнитное поле на всех станциях
цепочки изменялось в пределах не более 150 нТл. Резкое изменение
Х – компоненты произошло с 15:00UT (начало магнитной бури). К
концу дня амплитуда отклонений достигла 1000 нТл;
д) финская цепочка риометров: поглощение по станциям цепочки стало расти с 09:00UT. Максимум имел место с 13:00 до 15:00UT,
достигая значений 3–4 дБ;
е) диназонд Тромсё: по данным диназонда с 00:00 до 12:00UT
происходит заметное смещение общей картины ионизации к югу,
что соответствует данным CUTLASS радара. С 10:00 до 13:00UT в
F-области ионизация заметно выше, чем для тех же часов спокойного дня. С 13:00UT и до конца дня, из-за сильного поглощения, отраженные от ионосферы сигналы отсутствуют;
ж) трассы: на частоте f = 11,2 МГц две северные трассы имеют
данные в полном объеме, что позволяет их сравнивать. Трасса Кируна – Киркенес. Из рис. 4.19 (нижняя панель) можно видеть, что
значения сигнал/шум и угла места растут за несколько часов перед
моментом To. Рост значений сигнал/шум может быть обязан «главному эффекту», дневной касп здесь влияния не оказывает. Рост угла
места вызван скорее всего градиентами в ионосфере и ее слоистостью. Значения доплеровского сдвига практически в это время неизменны. Это свидетельствует об общем улучшении прохождения
сигнала на трассе за счет крупномасштабных изменений в ионосфере. Эти изменения скорее всего имеют место в виде увеличения
ионизации в слое F2 перед началом магнитной бури (моментом To).
После этого момента сигнал, в силу сильного поглощения, на трассе не проходит. Трасса Кируна – Лонгиербьен. На рис. 4.21 для 28
октября все три параметра отношение сигнал/шум, доплеровский
сдвиг и угол места перед моментом To имеют тенденцию расти. Однако, рост отношения сигнал/шум и угла места здесь выражен слабее, чем на трассе Кируна – Киркенес в это же время. Об этом факте
упоминалось выше. Механизм поведения отношения сигнал/шум
на трассе Кируна – Лонгиербьен вызван ростом ионизации благодаря «главному эффекту» и влиянию дневного каспа. Рост значений
доплеровского сдвига связан с образованием крупномасштабных и
мелкомасштабных неоднородностей в области каспа. Рост значений
угла места, возможно, связан с ионосферными градиентами и слоистостью ионосферы. После момента To сигнал на трассе сильно поглощается и до конца дня не проходит. Трасса Мурманск – Санкт295
Петербург. Для 28 октября после 15:00UT, рис. 4.18, прохождение
сигнала на трассе отсутствует из-за сильного поглощения. Образование мощных спорадических слоев в вечерние часы способствует
иногда отражению сигналов от них и прохождению сигналов в место приема. «Главный эффект», как можно видеть из рис. 4.18 (нижняя панель), имеет место с 10:00 до 14:00UT.
Заключение. Характер распространения радиоволн на трех радиотрассах (субавроральной Мурманск – Санкт-Петербург, авроральной Кируна – Киркенес и полярной Кируна – Лонгиербьен) различен даже в отсутствие возмущений. Это различие связано со спецификой высокоширотной ионосферы. На трассу Мурманск – СанктПетербург основное воздействие оказывает главный ионосферный
провал, граница диффузных высыпаний, спорадические слои Es. На
трассу Кируна – Киркенес основное воздействие оказывает северная
граница провала, авроральный овал, спорадические слои Es, авроральное поглощение. На трассу Кируна – Лонгиербьен влияет авроральный овал, поглощение в полярной шапке и авроральной зоне,
дневной касп. Разумеется, здесь перечислены главные возможные
факторы воздействия. Во время возмущений (магнитных бурь, суббурь) условия распространения сигналов на трассах становятся более неустойчивыми и непредсказуемыми по сравнению со спокойными условиями из-за дополнительного воздействия атмосферной
циркуляции, за счет высыпаний частиц, образований градиентов
ионизации и мелкомасштабных неоднородностей, смещения крупномасштабных ионосферных структур к югу, нагрева ионосферы,
образования авроральных электроджетов, возникновения перемещающихся ионосферных возмущений и т. п.
Основные полученные результаты состоят в следующем.
1. На трассах обнаружены эффекты, которые проявляются
до магнитного возмущения и во время него. К их числу относятся: смена механизмов распространения – от F2-отражений к Esотражениям и обратно, поглощениe сигнала на трассе после момента начала суббури или бури To, возникновение дополнительных боковых отражений на градиентах ионизации и от неоднородностей,
диффузность сигнала во время возмущений, рост ионизации в F2слое до бури или суббури, так называемый «главный эффект» в ионосфере. Этот эффект можно контролировать на трассе Мурманск –
Санкт-Петербург.
2. На трассах Кируна – Киркенес и Кируна – Лонгиербьен в
окрестности момента To наблюдается рост значений отношения сигнал/шум, угла места и доплеровского сдвига. Рост отношения сиг296
нал/шум связан с эпизодическим отражением сигналов не от F2слоя, а от спорадических Es-слоев. Рост угла места связан с ростом
высоты слоя F2 ионосферы и уменьшением его концентрации. Рост
доплеровского сдвига связан с неоднородностями ионосферы, а также вариациями высоты слоя F2 и его критической частоты во время
суббури. При отражении КВ-сигнала от F2-слоя за несколько часов
перед моментом To также наблюдается рост отношения сигнал/шум
и угла места, иногда доплеровского сдвига. Но физические механизмы здесь другие. Рост отношения сигнал/шум связан с «главным
эффектом» и/или влиянием дневного каспа. Рост угла места связан
с градиентами в ионосфере и ее слоистостью. Некоторый рост доплеровского сдвига (иногда) связан с неоднородностями ионосферы за
счет высыпаний в каспе.
Комплексная физическая интерпретация данных распространения сигналов КВ-диапазона на трассах во время магнитных возмущений позволила дать в общих чертах обоснование наблюдаемых
особенностей прохождения сигналов в высоких широтах и сформулировать возможные причины их вариаций. Это важно как для научного понимания сложной проблемы распространения радиоволн
в высоких широтах, так и для практических целей организации радиосвязи, навигации, загоризонтной радиолокации и т.п.
4.4. Нестандартное распространение КВ
во время «дневных» суббурь
Известно, что распространение КВ подвержено существенному
воздействию неоднородностей ионосферы высоких широт. Это вызвано в основном эффектами преломления на крупномасштабных
градиентах и искажениями сигналов за счет вытянутых вдоль магнитного поля неоднородностей в F-слое. Горизонтальные градиенты
электронной плотности и вмороженные ионосферные неоднородности часто вызывают отклонение траектории распространения от дуги большого круга до 100° в месте приема [Siddle et al., 2004a; Basler
et al., 1988; Blagoveshchensky et al., 2006а]. Когда имеет место распространение вне дуги большого круга, характеристики сигнала
здесь заметно отличаются от характеристик для нормальных условий. Меняется задержка сигнала и доплеровский спектр принятого сигнала. Рассеянные сигналы имеют обычно задержки больше
тех, которые наблюдаются при распространении вдоль дуги большого круга, и эти сигналы имеют частоты выше МПЧ (максимально применимая частота). Большие доплеровские спектры указыва297
ют на движения (дрейфовые и случайные) неоднородностей, например, в авроральной зоне [Warrington and Stocker, 2003; Wagner et
al., 1995]. Горизонтальные градиенты сосредоточены внутри аврорального овала и на его экваториальной стенке, разделяющей области интенсивного высыпания энергичных частиц и главного ионосферного провала, а также в областях токов, текущих вверх или вниз
вдоль магнитных силовых линий, и в зоне дневного каспа. Различные локальные уплотнения плазмы за счет неоднородных высыпаний или за счет внутренней динамики полярной ионосферы также
имеют место.
Неоднородности в высоких широтах имеют размеры от нескольких метров до десятков километров. Мелкомасштабные неоднородности (50–100 м) преимущественно возникают ночью во время магнитных возмущений. Отражение и преломление радиоволн на ионосферных неоднородностях вызывает рассеяние типа spread F. Существует несколько основных моделей рассеяния:
1. Рассеяние от неоднородностей, которые имеют малый поперечный размер относительно длины волны зондирующего сигнала.
2. Полное внутреннее преломление на крупномасштабных ПИВах.
3. Зеркальное отражение радиоволн от крупномасштабных неоднородностей ионизации.
4. Для пунктов 2 и 3 следует отметить, что крупномасштабные
неоднородности содержат также мелкомасштабные неоднородности, вытянутые вдоль магнитного поля. Последние являются причиной рассеяния, отмеченного в пункте 1.
Область мелкомасштабных неоднородностей имеет форму подобную авроральному овалу, но она занимает более широкий интервал
широт. Экваториальная граница расположена на широте 54° ночью
и на широте 80° днем [Hunsucker and Hargreaves, 2003]. Согласно
статистике, вероятность рассеяния максимальна после полуночи. В
дневные часы, даже во время магнитных бурь, вероятность появления неоднородностей на субавроральных широтах весьма низка
или близка к нулю [Aarons and Rodger, 1991]. На суб- и трансавроральных трассах днем во время спокойных условий распространение происходит вдоль траекторий по дуге большого круга [Siddle et
al., 2004a; Wagner et al., 1995]. Однако ночью сигналы часто отклоняются от дуги большого круга. Рассеяние spread F является также
практически устойчивым ночным явлением. Появление spread F
днем во время магнитных возмущений скорее всего связано с нестабильностью F-слоя. Так, данные наклонного ионосферного зондирования на трансавроральной трассе Сондерстрем – Кефлавик при
298
Kp = 4 демонстрируют появление spread F и наличие мощного спорадического слоя E, который часто подавляет F-отражения [Wagner
et al., 1995].
Существуют два источника, которые создают неоднородности,
 
вытянутые вдоль магнитного поля, в слое F ионосферы: E ´ B или
градиентно – дрейфовая неустойчивость и токово – конвективная
неустойчивость. В E-области неоднородности создаются плазменно – потоковой неустойчивостью [Ruohoniemi et al., 1987]. Высокая
проводимость аврорального E слоя, однако, может препятствовать
росту неоднородностей в F-слое [Tsunoda, 1988; Milan et al., 1999].
Горизонтальные градиенты в F-слое являются наиболее важным
элементом для генерации неоднородностей. Наличие градиентов
существенно при образовании мелкомасштабных неоднородностей
[Ivanovand
 Tolstikov, 2003; Tsunoda, 1988]. Градиенты, внутри которых E´ B неустойчивость может расти, создаются, например, неравномерным высыпанием частиц в авроральной зоне или за счет
процессов конвекции [Aarons and Rodger, 1991; Milan et al., 1999].
Отклонения КВ от дуги большого круга вносят ошибки не только
в радиолокационные системы, но также в любые КВ-системы связи,
где используются направленные антенны [Stocker et al., 2003; Siddle
et al., 2004б; Wagner et al., 1995; Angling et al., 1998; Hughes et al.,
2002]. Для этих систем существует значительная вероятность сбоев
в те периоды, когда распространяющийся сигнал не будет попадать
в зону главного лепестка антенн как передатчика, так и приемника.
Распространение вне дуги большого круга трудно предсказать и поэтому требуется специальная техника, учитывающая возможность
появления данного аномального типа распространения [Siddle et
al., 2004a]. Однако, хотя и невозможно предсказать индивидуальные случаи аномального распространения, но возможно предсказать периоды, во время которых наблюдаются большие отклонения
в траекториях, например, во время магнитосферных бурь или суббурь. Магнитосферные возмущения (бури и суббури), как известно,
особенно выражены в высоких широтах. Их влияние на распространение КВ было изучено в определенной степени ранее [Ondoh and
Obu, 1980; Blagoveshchensky et al., 2005a,б,c, 2006а; LaBelle, 2004].
Тем не менее, эти публикации не дают полной информации о всех
изменениях в распространении во время бурь и суббурь. Например, закономерности распространения вне дуги большого круга во
время возмущений освещены весьма недостаточно [Hunsucker and
Hargreaves, 2003]. Более того, подобные исследования были проведены на радиотрассах, как правило, для ночного времени.
299
Цель данного раздела – изучение особенностей распространения
КВ вне дуги большого круга во время суббурь, но не ночью, а днем,
на двух высокоширотных радиотрассах наклонного зондирования
ионосферы и двух трассах, оборудованных аппаратурой для доплеровских измерений [Blagoveshchensky et al., 2009б].
Методы наблюдений. Схема экспериментальных радиотрасс показана на рис. 4.22. Исследования носили комплексный характер:
использовались две трассы НЗИ и две трассы с доплеровскими измерениями, а также для анализа привлекались данные радара
80°Ν
Svalbard
Longyearbyen
Cutlass
beam 15
Tromso
70°
Murmansk
φL=65°
Hankasalmi
Pori
60°
St.Petersburg
London
50°
0°
10°
20°
30°Е
Рис. 4.22. Схема расположения трасс и радара CUTLASS с лучом
№15, используемых в эксперименте. Пунктирная линия показывает
положение полярной стенки зоны высыпаний частиц (the drizzle zone)
ФL = 65°
300
CUTLASS, системы магнетометров IMAGE, финской цепочки риометров, данные ВЗ по ст. Тромсё и Шпицберген. Здесь важно подчеркнуть, что в дневные часы, когда проводился эксперимент, крупномасштабные структуры ионосферы (главный провал ионизации,
область диффузных высыпаний, овал полярных сияний, дневной
касп) влияния на трассы не оказывали. Поэтому имелась возможность изучения влияния возмущений типа суббурь на распространение КВ в чистом виде.
Две трассы НЗИ являются высокоширотными, односкачковыми.
Первая из них Мурманск – Санкт-Петербург длиной D = 1050 км
имеет точку отражения на геомагнитной широте ФL = 60,5°. Днем
точка отражения находится в субавроральной области значительно
южнее экваториальной границы овала сияний. Ночью точка отражения трассы находится вблизи северной границы ГИП, где во время магнитных возмущений наблюдаются интенсивные высыпания
частиц. Вторая трасса НЗИ Лонгиербьен – Санкт-Петербург длиной
2150 км расположена западнее первой, рис. 4.22. Ее точка отражения расположена на широте ФL = 65,5° между Мурманском и Тромсё. Днем точка отражения также находится в субавроральной области, ночью – внутри овала сияний. Метод НЗИ дает возможность
определить механизм распространения радиоволн (в частности, боковые моды), значения МНЧ, ННЧ, задержки сигналов и т. п. Зондирование ионосферы проводилось один раз в час на 48-ой минуте
каждого часа.
КВ доплеровские измерения выполнялись одновременно на трассе Пори – Санкт-Петербург на рабочих частотах 6160 и 11755 кГц и
трассе Лондон – Санкт-Петербург на частоте 12095 кГц, рис. 4.22.
Доплеровские измерения предназначались для анализа спектральных характеристик сигналов, рассеянных или отраженных от области с неоднородностями, возникающими во время геомагнитных
возмущений. Передатчики трасс расположены возле Лондона (52°N,
0°E) и Пори (60.3°N, 21.6°E). Прием сигналов проводился в СанктПетербурге на расстояниях 2100 км и 600 км от Лондона и Пори
соответственно. Приемная антенна направлена на Тромсё (азимут
от Санкт-Петербурга составляет 355°). Первая короткая трасса Пори (Финляндия) – Санкт-Петербург имеет меридиональную ориентацию, рис. 4.22. Здесь практически имело место обратное рассеяние и отражение сигналов от неоднородностей и градиентов высокоширотной ионосферы, образующихся во время возмущений. Вторая трасса Лондон – Санкт-Петербург имеет ориентацию, близкую
к широтной. Сигналы, рассеянные и отраженные неоднородностя301
ми высокоширотной ионосферы, принимались в Санкт-Петербурге.
Проводилось сравнение характера сигналов как во время суббурь,
так и при спокойных условиях, а также между трассами соответственно.
Данные радара CUTLASS являются очень полезными для интерпретации динамики неоднородностей ионосферы во время возмущений [Gauld et al., 2002]. Они давали возможность обнаружить
области сосредоточения неоднородностей и связать их с характером
распространения КВ на трассах НЗИ и трассах с использованием доплеровских измерений. Данные ВЗ ст. Тромсё и Шпицбергена (Лонгиербьен) также были полезны для анализа структуры ионосферы
во время суббурь. Суббури главным образом определялись с помощью системы IMAGE. Финская цепочка риометров позволяла оценить степень поглощения радиоволн во время суббури в исследуемом регионе.
Всего было проанализировано 45 событий суббурь в дневное время. К сожалению, одновременных измерений на трассах НЗИ и с
доплеровскими измерениями получить не удалось. Поэтому анализ на трассах выполнялся для следующих интервалов: НЗИ на
трассе Шпицберген (Лонгиербьен) – Санкт-Петербург с февраля по
март 2002 (13 суббурь); НЗИ на трассе Мурманск – Санкт-Петербург
с октября по ноябрь 2003 (17 суббурь), доплеровские измерения велись с февраля по март 2005 (15 суббурь).
Обсуждение и анализ данных. Поскольку суббуря согласно классическим представлениям является ночным явлением, то ранее
большинство исследований, связанных с воздействием суббурь на
ионосферу и распространение ионосферных радиоволн, было выполнено для ночных условий [Milan et al., 1999: Wagner et al., 1995;
Gauld et al., 2002; Lewis et al, 1998; Blagoveshchensky et al., 2005a,
2006б]. Так, в работе [Lewis et al., 1998] показано, что южная граница отражений (рассеянных сигналов) на КВ-радаре Халли Бэй во
время фазы роста ночной суббури смещается к югу. Рассеянные отражения движутся от широты порядка 68° к 64.5° со средней скоростью 3,1° в час. Согласно работам [Milan et al., 1999; Gauld et al.,
2002], во время фазы взрыва суббури обратное рассеяние от вытянутых вдоль поля неоднородностей в F-слое в большинстве случаев исчезает за период нескольких часов.
Настоящий эксперимент был выполнен, как отмечалось выше, для суббуревых событий, которые имели место в дневные часы [Blagoveshchensky et al., 2009б]. Данный тип суббурь выбирался
с помощью магнитограмм цепочки IMAGE (X-component). Каждая
302
выбранная суббуря по возможности должна была удовлетворять
следующим параметрам: одиночная на спокойном фоне, достаточно
интенсивная (не менее 100 нТл), иметь продолжительность не более
несколько часов.
Большой объем данных (по количеству суббурь) не позволил полностью представить в данном исследовании полученные результаты. Поэтому ниже будут рассмотрены характерные примеры, являющиеся типовыми для определенной группы данных.
а) Анализ условий возникновения боковых мод на трассе Мурманск – Санкт-Петербург. По данным НЗИ на трассе в вечерние и
ночные часы боковые моды появляются как в спокойных, так и возмущенных (чаще) условиях. Боковые сигналы на ионограммах имеют выраженную диффузную структуру, обязанную диффузному
рассеянию за счет spread F, или происходит отражение от градиентов (реже). В спокойное дневное время боковые сигналы, как правило, отсутствуют. Это находится в согласии с работами [Wagner et al.,
1995; Blagoveshchensky et al., 2005c]. Однако во время суббурь происходит высыпание частиц, и как следствие образование мелкомасштабных неоднородностей и более крупных структур с повышенной
электронной концентрацией, от которых отражаются боковые сигналы.
Рис. 4.23, а демонстрирует дневную суббурю по данным IMAGE
25 октября 2003 г. с 13:00 до 18:00UT с амплитудой порядка
200 нТл. На рис. 4.23, б показаны данные радара CUTLASS, характеризующие мощность рассеянного сигнала. Рис. 4.23, в иллюстрирует три ионограммы НЗИ в 12:48UT (рис. 4.23, в1), 13:48UT (рис.
4.23, в2) и 14:48UT (рис. 4.23, в3) тоже за 25 октября.
Данные ВЗ ионосферы по ст. Тромсё за 25.10.2003 показывают
отсутствие отражений от слоя F2 с 14:00 до 17:00UT и соответственно значения f0F2 отсутствуют. В этот же интервал времени резко
увеличивается электронная концентрация в слое E, значения f0E
возрастают в 2 раза с 2 до 4 МГц за счет образования спорадических
Es слоев.
Данные риометров финской цепочки, состоящих из 7 станций,
показывают рост поглощения с 14:00 до 16:00UT за 25.10.2003, то
есть во время взрывной фазы суббури, на 0,2 дБ.
Из рис. 4.23, б видно, что в спокойное время с 08:00 до 13:00UT
область неоднородностей сосредоточена на широтах 76–79° несколько южнее дневного каспа. Однако с началом суббури в 13:00UT область высыпаний, вызывающих неоднородности, резко смещается
к югу до широт 62–64°, а после суббури имеет тенденцию снова дви303
00
06
12
18
IMAGE magnetometer 20031025
00
NAL
LYR
HOR
HOP
BJN
SOR
KEV
TRO
MAS
ANC
KIL
IVA
ABK
LEK
MUO
LCZ
KR
SOD
PEL
RVK
OUJ
HAN
DOE
NUR
UPS
TAR
б)
55
60
65
70
75
80
0400
0800
Beam 15
1200
1600
2000
ionospheric
scat only
0000 UT
0
3
6
9
12
15
18
21
24
27
25 oct. 2003
0001 (298 to 0000 (299)
Superdarn parameter plot
Power, dB
Рис. 4.23. a – данные сети магнетометров IMAGE для дневной суббури 25.10.2003 г. с 13:00 до 18:00 UT;
б – данные радара CUTLASS (мощность рассеянного сигнала) для 25.10.2003 г.
X component
1000nT
а)
Magnetic Latitude
304
гаться к северу. Скорость смещения к югу согласно рис. 4.23, б составляет порядка 15° в час. Как отмечалось выше, аналогичное смещение к югу в ночное время по данным работы [Lewis et al., 1998]
составляет 3,1° в час, то есть почти в 5 раз медленнее.
Из рис. 4.23, в можно видеть три последовательные ионограммы НЗИ: первая, 12:48UT, соответствует фазе роста суббури, вторая, 13:48UT, и третья, 14:48UT, соответствуют фазе взрыва суббури, рис. 4.23, а. Верхняя ионограмма показывает нормальное распространение радиоволн вдоль дуги большого круга посредством
слоя F2, где F2МНЧ = 10,5 МГц. Здесь же имеет место отражение
1)
25 окт. 2003
12:48
2250
2000
1750
1600
2)
25 окт. 2003
13:48
D, км
2250
2000
1750
1600
3)
25 окт. 2003
14:48
2250
2000
1750
1600
5
15
10
20
f, МГц
Рис. 4.23. в – три ионограммы наклонного зондирования ионосферы
для трассы Мурманск – Санкт-Петербург, полученные 25.10.2003 г.
305
от слоя E, EМНЧ = 10 МГц. Ионограмма в 13:48UT характеризует два типа распространения: нормальное, аналогичное предыдущему случаю, и вне дуги большого круга, где сигнал испытывает
мощное боковое отражение на интервале частот Df = 7.5–10,8 МГц с
задержкой порядка Dt = 300/C = 1мс. Боковой сигнал на рис. 4.23,
в2 характеризуется отражением с групповым запаздыванием, что
свидетельствует о высокой плотности плазмы в отражающей области и об ее большом объеме. Однако через 1 ч данная область повышенной ионизации на следующей ионограмме в 14:48UT уже отсутствует. Это свидетельствует о том, что точка отражения трассы
либо вышла из области повышенной ионизации, либо эта область
исчезла совсем. Из рис. 4.23, в3 можно видеть отсутствие отражений сигнала по слою F2 и возникновение интенсивных отражений
от спорадических Es слоев с EsМНЧ = 15 МГц, что подтверждается
данными ВЗИ Тромсё. Отсутствие F2-отражений во время суббури
находится в соответствии с результатами работ [Milan et al., 1999;
Gauld et al., 2002] и объясняется подавлением образования неоднородностей в F-области благодаря росту Педерсеновской проводимости слоя E. Сравнение данных рис. 4.23, б и рис. 4.23, в2 показывает, что в 13:48UT боковой сигнал вызван тем, что точка отражения
трассы, лежащая на геомагнитной широте 60,5°, находится вблизи области высыпаний с интенсивными неоднородностями. Эта область движется от севера к югу.
Помимо рассмотренного примера были исследованы еще 16 случаев суббурь, всего 17. На основе полных исследований можно сделать следующие выводы.
Дневная одиночная суббуря, появляющаяся на спокойном фоне,
приводит к следующим эффектам в распространении радиоволн.
1. Не каждая суббуря вызывает боковые сигналы. Они возможны с большой вероятностью, если точка отражения трассы находится вблизи области высыпаний (с неоднородностями), которая быстро
перемещается во время суббури от высоких широт к более низким и
обратно к высоким широтам после окончания суббури. Указанный
эффект появления боковых сигналов является достаточно новым,
малоизученным.
2. Нормальный механизм распространения радиоволн вдоль дуги большого круга иногда меняется от отражения по слоям F2 и E
только к отражению по слою Es. При этом значения критических
частот f0F2 (или F2МНЧ) уменьшаются за период суббури. Это вероятно связано с тем, что общий фон ионизации в F слое уменьшается
за счет образования плотных вытянутых вдоль магнитного поля не306
однородностей. Данное явление аналогично образованию SAR-дуг
(плотные ионизированные структуры) на фоне общего понижения
f0F2 значений [Rodger, 1984].
3. Повышение поглощения во время фазы взрыва суббурь скорее
всего не оказывает существенного влияния на амплитуду сигналов
в месте приема. Блокировка F2-отражений интенсивными спорадическими Es-слоями с высокой проводимостью играет скорее всего
более важную роль, чем поглощение КВ в D-области ионосферы во
время суббурь, происходящих в дневные часы.
4. Области высыпаний (с ионосферными неоднородностями) во
время дневной интенсивной суббури смещаются с широт 76–79° до
62–64° со скоростью в несколько раз превышающую аналогичную
скорость для ночных условий. Нижние граничные широты 62–64°
характеризуют примерное положение зоны высыпаний частиц (the
hard “drizzle” precipitation) [Hunsucker and Hargreaves, 2003].
b) Анализ условий возникновения боковых мод на трассе Лонгиербьен – Санкт-Петербург. Данные НЗИ показывают, что вероятность появления боковых сигналов здесь, как и на трассе Мурманск – Санкт-Петербург, высока в ночные часы. Днем в спокойных условиях боковые сигналы, как правило, не наблюдаются. Однако во время суббурь они возникают. Рис. 4.24, а иллюстрирует
умеренную дневную суббурю 25.02.2002 с 11:00 до 17:00UT с амплитудой порядка 100 нТл. Эта суббуря не настолько интенсивна, чтобы вызвать быстрое перемещение области высыпаний (с неоднородностями) к югу. Рис. 4.24, б с данными CUTLASS иллюстрирует это
обстоятельство. Здесь скорость перемещения областей высыпания
к югу составляет порядка 3,6° в час вместо 14° в час для рис. 4.23, б.
Более того, умеренная суббуря 25.02.2002 приводит к тому, что высыпания достигают южной границы только на широте 65° вместо
60° как в случае суббури 25.10.2003, рис. 4.23, б. Однако после окончания суббури 25.02.2002 область высыпаний с неоднородностями
смещается опять к северу. На рис. 4.24, в представлены 3 ионограммы НЗИ в 15:48, 16:48 и 17:4UT. Согласно рис. 4.24, б в эти моменты
времени на точку отражения трассы (ФL = 65.5°) воздействуют интенсивные неоднородности. Следует отметить, что радиотрасса НЗИ
Лонгиербьен – Санкт-Петербург в два раза длиннее, чем трасса Мурманск – Санкт-Петербург, поэтому на первой трассе следует ожидать более сильное влияние возмущенной среды распространения
во время суббурь. Действительно, из трех ионограмм на рис. 4.24, в
можно видеть заметную диффузность треков и их искажения. Боковой сигнал имел место в 16:48UT на частоте f = 18 МГц и дальности
307
1000nT
X component
06
12
18
00
NAL
LYR
HOR
HOP
BJN
SOR
KEV
TRO
MAS
ANC
KIL
IVA
ABK
LEK
MUD
LCZ
KR
SOD
PEL
RVK
OUJ
HAN
DOE
NUR
UPS
TAR
б)
55
60
65
70
75
80
0400
0800
1200
1600
2000
25 Feb. 2002
Superdarn parameter plot 26 feb. 2002
Beam 15
0001 (056) to 0000 (057)
0000 UT
0
3
6
9
12
15
18
21
24
27
Рис. 4.24. a – то же, что и на рис. 4.23a, но для дневной суббури 25.02.2002 г. с 11:00 до 17:00 UT;
б – то же, что и на рис. 4.23б, но для 25.02.2002 г.
00
IMAGE magnetometer 20020225
Magnetic Latitude
а)
Power, dB
308
D = 1000 км. Задержка сигнала для него составляет порядка 1мс.
Здесь боковой сигнал возник после суббури и обязан прежде всего
наличию неоднородностей вблизи точки отражения. Эффект пропадания F-отражений во время суббури здесь отсутствует поскольку
суббуря является умеренной и экранирования его слоями Es здесь
не наблюдается. Это подтверждается материалами ВЗИ ст. Тромсё.
Данные ВЗИ по ст. Тромсё за 25.02.2002 показывают усиление ионизации на высотах от 100 до 200 км с 14:00 до 15:30UT, то есть во
время фазы взрыва суббури. Однако в этом интервале времени отражения сигнала от слоя F2 присутствуют. Риометрические данные
финской цепочки показывают рост поглощения на 0,5 дБ с 14:30
а)
Дата: 2522002 Время: 15:48:00
1000
800
600
400
б)
Дата: 2522002 Время: 16:48:00
D, км
1000
800
600
400
в)
Дата: 2522002 Время: 17:48:00
1000
800
600
400
3.5
6.5
9.5
12.5
15.5
18.5
f, МГц
Рис. 4.24. в – три ионограммы НЗИ для трассы
Лонгиербьен – Санкт-Петербург, полученные 25.02.2002 г.
309
до 15:30UT только на полярной станции Абиско. На более южных
станциях поглощение не зафиксировано.
Всего было проанализировано 13 случаев суббурь на данной трассе. В основном выводы, сделанные для трассы Мурманск – СанктПетербург, правомерны и здесь. Особенность трассы Лонгиербьен –
Санкт-Петербург состоит в том, что она, как указывалось выше, более сильно подвержена влиянию неоднородностей и градиентов во
время суббури, чем трасса Мурманск – Санкт-Петербург.
с) Анализ доплеровских спектров. Согласно исследованиям
[Angling et al., 1998; Blagoveshchensky et al., 2005a], доплеровские
измерения на высокоширотных радиотрассах показывают сильные
доплеровские расширения (разбросы) сигналов как для обычных,
так и для боковых мод, особенно во время магнитных возмущений.
На рис. 4.22 показаны трассы Пори – Санкт-Петербург и Лондон –
Санкт-Петербург. Во время эксперимента 14 марта 2005 г. на них зафиксированы сигналы, рассеянные на мелкомасштабных, вытянутых вдоль поля, неоднородностях с поперечными размерами λ/2 (где
λ – длина волны), а именно в нашем случае 12–25 м поперек к геомагнитному полю. Условие для бистатического рассеяния имеет вид
(ko·B) = (ks·B), где ko и ks являются волновыми векторами прямой
и рассеянных волн соответственно, а B – вектор геомагнитного поля. Средние точки (отражения) этих трасс лежат в субавроральных
широтах и в спокойных дневных условиях распространение волн
на трассах происходит вдоль дуги большого круга. Однако во время суббурь согласно данных радара CUTLASS на рис. 4.23, б, 4.24,
б и 4.25, б на геомагнитных широтах ФL = 60 – 65° (drizzle zone) образуются ионосферные неоднородности и градиенты за счет высыпания частиц. Верхняя граница этой зоны высыпаний ФL = 65° показана на рис. 4.22 пунктиром. Образующиеся неоднородности и
градиенты, как рассмотрено в пунктах (а) и (б), способствуют образованию боковых отражений на трассах НЗИ. Доплеровские измерения, выполненные на трассах Лондон – Санкт-Петербург и Пори
– Санкт-Петербург, показали, что во время дневных магнитосферных суббурь также имеют место боковые сигналы, отражающиеся
от зоны высыпаний (drizzle zone), то есть на широтах ФL = 60–65°.
Характерный пример показан на рис. 4.25.
Данные IMAGE на рис. 4.25, а иллюстрируют достаточно интенсивную дневную суббурю с фазой взрыва от 12:00 до 15:00UT 14 марта 2005 г. с максимумом порядка 300 нТл в 13:30UT. На рис. 4.25, б
показаны данные радара CUTLASS. Рис. 4.25, в иллюстрирует две
310
311
1000nT
X component
06
12
18
00
NAL
LYR
HOR
HOP
BJN
SOR
KEV
TRO
MAS
ANC
KIL
IVA
ABK
LEK
MUO
SOO
PEL
RVK
OUJ
MEK
HAN
DOB
NUR
UPS
KAR
TAR
б)
55
60
65
70
75
80
0400
0800
Beam 15
14 mar. 2005
1200
1600
2000
0001 (073) to 0000 (074)
Superdarn parameter plot
0
3
6
9
12
15
18
21
24
27
0000 UT
Рис. 4.25. a – то же, что и на рис. 4.23a, но для дневной суббури 14.03.2005 г. с 12:00 до 15:00 UT;
б – то же, что и на рис. 4.23б, но для 14.03.2005 г.
00
IMAGE magnetometer 20050314
Magnetic Latitude
а)
Power, dB
Pori–St.Petersburg, f=6160 kHz
Doppler frequency, Hz
1)
6
4
2
0
–2
–4
11:00
Doppler frequency, Hz
2)
11:40
12:30
13:00
13:40
14:20
London–St.Petersburg, f=12095 kHz
2
1
0
–1
–2
11:00
11:40
12:30
13:00
13:40
14:20
Time, UT
Рис. 4.25в. Динамические доплеровские спектры КВ диагностических
сигналов, полученные 14.03.2005 г. на двух радиотрассах
доплеровские сонограммы, записанные за период суббури 14 марта
2005 г.
Данные ВЗ ионосферы по обсерватории Тромсё за 14.03.2005 показывают отсутствие F2-отражений с 13:00 до 14:00UT. А именно,
значения f0F2 отсутствуют, как и для случая пункта (а). Однако в
интервале с 13:00 до 16:00UT наблюдается значительный рост электронной концентрации в слое E ионосферы. Значения f0F2 растут с
2 до 4 МГц, образуются спорадические Es-слои.
Данные риометров финской цепочки из 7 станций иллюстрируют
рост поглощения с 13:00 до 15:00UT на 0,5–2,0 дБ на разных станциях, то есть с некоторой задержкой относительно фазы взрыва.
Данные ВЗ ионосферы по ст. Лонгиербьен (Шпицберген), расположенной на геомагнитной широте ФL = 75°, демонстрируют следу312
ющее. В интервале с 03:00 до 13:00UT включительно на ионограммах ВЗ отражений нет. Начиная с 14:00UT и до 17:00UT имеют место слабые диффузные отражения от слоя F2. Эти отражения связаны скорее всего с мягкими высыпаниями на широте ФL = 75°, которые обусловлены суббурей. Высыпания запаздывают относительно
начала суббури на примерно 1 ч.
Из рис. 4.25, б можно видеть, что за спокойный период с 06:00 до
11:00UT ионосферные неоднородности сосредоточены в области широт 75–78° южнее дневного полярного каспа. После начала суббури с 12:00UT происходит высыпание частиц в областях, где возникают неоднородности. Эти области высыпаний быстро смещаются
к югу до широты ФL = 61° в 13:40UT. Здесь скорость смещения составляет порядка 15° за один час подобно суббуре, представленной
на рис. 4.23, б. Далее можно видеть, что с момента t = 14:10UT (момент окончания взрывной фазы суббури) происходит быстрое перемещение областей высыпания к северу с широты ФL = 61° до 71° в
момент t = 15:00UT. Таким образом, перед взрывной фазой и во время нее области высыпания с неоднородностями смещаются с высоких широт к югу до зоны высыпаний, а после взрывной фазы они
двигаются опять к северу.
Рис. 4.25, в демонстрирует динамические доплеровские спектры
КВ-сигналов, полученные 14 марта 2005 г. с 10:55 до 14:45UT на трассе Пори – Санкт-Петербург на рабочей частоте 6160 кГц (рис. 4.25,
в1) и на трассе Лондон – Санкт-Петербург на частоте 12095 кГц (рис.
4.25, в2). Как можно видеть из рис. 4.25, в, интенсивные рассеянные от магнито-ориентированных неоднородностей сигналы можно
идентифицировать на сонограммах, полученных для обеих диагностических трасс. Они представляют собой дополнительные треки на
отрицательных и положительных частях доплеровских сонограмм.
Прямые сигналы, распространяющиеся от передатчика к приемнику вдоль дуги большого круга, соответствуют 0 Гц доплеровской частоты. Вариации доплеровского сдвига во времени, как оказалось,
не коррелированны для рассеянных сигналов на обеих трассах от
Пори и Лондона. Это означает, что рассеяние имеет место от разнесенных в пространстве объемов. Более того, на трассе Пори – СанктПетербург можно видеть несколько доплеровских треков одновременно после 13:00UT. Моделирование доплеровских частотных
сдвигов рассеянных сигналов для случая бистатического рассеяния
показывает, что компоненты плазменной скорости в северо-южном
направлении являются решающими в величине сдвига доплеровской частоты [Borisova et al., 2002]. Положительные сдвиги допле313
ровской частоты, fd, соответствуют движению мелкомасштабных
неоднородностей в рассеивающем объеме к югу. Отрицательные fd
соответствуют движению неоднородностей к северу. Например, дополнительный трек наблюдался на трассе Пори – Санкт-Петербург
на рабочей частоте 6160 кГц с 13:05 до 13:45UT. Особенность этого трека состоит в изменении знака fd с положительного на отрицательный в 13:30UT, что соответствует максимуму X-компоненты
магнитного поля по данным сети магнетометров IMAGE, начиная
от SOR и кончая PEL станцией, рис. 4.25, a.
В поведении КВ-сигналов, рассеянных неоднородностями во
время эксперимента 14 марта 2005 г., можно выделить следующие
особенности. Первая обусловлена волнообразными вариациями fd
рассеянных сигналов за период существования суббури с 11:00 до
14:45UT. Волнообразные процессы более выражены на трассе Лондон – Санкт-Петербург. Максимальная амплитуда волны достигает
1,5–2,0 Гц. Ее период лежит в пределах от 15 до 35 мин, что характерно для среднемасштабных перемещающихся ионосферных возмущений. Идентификация источника среднемасштабных внутренних атмосферных гравитационных волн (АГВ), ответственных за
перемещающиеся ионосферные возмущения, непроста из-за существования обоих тропосферного и ионосферного источников. Более
того, множественные гравитационные волновые пакеты от различных источников могут существовать одновременно. Большинство
высокоширотных среднемасштабных АГВ, скорее всего, генерируется авроральными источниками днем. Авторы работ [Bristow et al.,
1994; Samson et al., 1990] нашли, что источник АГВ, обнаруженный
КВ-радаром в Гус Бэй, был расположен возле дневной границы изменения направления конвекции в E-области ионосферы. Можно
полагать, что в нашем случае источник АГВ тот же самый. Вторая особенность в поведении рассеянных сигналов, обусловленная
значительным спектральным расширением, наблюдалась с 12:30
до 14:45 UT. Эта особенность имела место на трассе Пори – СанктПетербург на рабочих частотах 6160 кГц и 11755 кГц. Спектральное
расширение наблюдалось за время существования положительной
бухты магнитного поля по данным сети магнетометров IMAGE начиная от SOR и кончая PEL станцией.
Таким образом, доплеровские измерения во время периода суббури днем показали следующее: а) изменение направления движения
мелкомасштабных неоднородностей внутри рассеивающего объема
от южного к северному; б) появление среднемасштабных АГВ; в)
спектральное расширение рассеянных сигналов; г) рассеяние сиг314
налов имеет место от разнесенных в пространстве объемных областей для различных трасс.
Заключение. Основные выводы можно сформулировать следующим образом.
1. Магнитосферные суббури, наблюдаемые в дневное время, являются причиной высыпаний частиц и образования областей с вытянутыми вдоль геомагнитного поля мелкомасштабными неоднородностями в освещенной части ионосферы. Эти области в начале
суббури сначала появляются несколько экваториальнее дневного
полярного каспа на геомагнитных широтах 76–79°, а затем с развитием суббури быстро перемещаются к югу, вплоть до широт 62–64°,
которые являются местом ощутимых (“drizzle”) высыпаний. Скорость движения областей с неоднородностями к югу лежит в пределах 3,5–15° в час и зависит от интенсивности суббури – чем выше
интенсивность, тем больше скорость. Она в несколько раз превышает аналогичную скорость для ночных условий (~3,1° в час). После
окончания фазы взрыва суббури область с неоднородностями имеет
тенденцию снова смещаться к северу.
2. Боковые сигналы на высокоширотных радиотрассах, распространяющиеся вне дуги большого круга в условиях дневной суббури, непосредственно обусловлены неоднородностями и градиентами
в областях высыпаний. Хотя градиенты, как известно, вызывают
одновременное появление мелкомасштабных неоднородностей, однако воздействие градиентов и неоднородностей на распространение радиосигналов проявляется по-разному. Все зависит от степени
выраженности каждой структуры. Поэтому, согласно эксперименту, могут существовать три варианта боковых сигналов – отражения от градиентов, рассеяние от неоднородностей и отражение вместе с рассеянием от обеих структур одновременно. Важно отметить,
что не каждая суббуря вызывает боковые сигналы. Во-первых, чтобы боковые сигналы существовали, суббуря по-возможности должна удовлетворять следующим параметрам: одиночная на спокойном
фоне, достаточно интенсивная (не менее 100 нТл), иметь продолжительность не более нескольких часов. Во-вторых, боковые сигналы
возможны с большой вероятностью, если точка отражения трассы
находится вблизи области высыпаний с неоднородностями. Указанный эффект появления боковых сигналов во время дневных суббурь
является новым, практически не изученным.
3. Механизм распространения радиоволн вдоль дуги большого
круга во время дневной суббури иногда меняется от отражения по
слоям F2 и E только к отражению по спорадическому слою Es. При
315
этом значения критических частот f0F2 (или F2МНЧ) уменьшаются
за период суббури. Это вероятно связано с тем, что общий фон ионизации в F-слое уменьшается за счет образования плотных вытянутых вдоль магнитного поля неоднородностей, которые являются
причиной распространения вне дуги большого круга. Рост уровня
поглощения во время фазы взрыва суббурь скорее всего не оказывает существенного влияния на амплитуду сигналов в месте приема на трассах. Блокирование отраженных от слоя F2 сигналов интенсивными спорадическими Es-слоями с высокой проводимостью
скорее играет более важную роль, чем поглощение КВ в D-области
ионосферы.
4. Доплеровские измерения для случая распространения вне дуги большого круга на двух радиотрассах во время дневных суббурь
показали следующее: a) изменение направления движения мелкомасштабных неоднородностей в пределах рассеивающего объема от
южного к северному; б) возникновение среднемасштабных АГВ; в)
расширение спектров рассеянных сигналов на радиотрассах.
4.5. Проявления суббурь при распространении КВ
в авроральном овале
Распространение коротких радиоволн (КВ) на высоких широтах
из-за специфики полярной ионосферы существенно отличается от
распространения на средних широтах [Благовещенский и Жеребцов,1987; Blagoveshchensky et al., 1992; Hunsucker and Hargreaves,
2003; Milan et al., 1996, 1997, 1998]. Полярная ионосфера характеризуется наличием ряда особенностей: полярной стенкой главного
ионосферного провала, границей диффузных высыпаний, зоной полярных сияний, спорадическими слоями Es, авроральным поглощением и другими явлениями и структурами. Указанные характеристики меняются во времени и в пространстве. Особенно динамичными изменения полярной ионосферы становятся во время геомагнитных возмущений типа суббурь и бурь [Buonsanto, 1999; Lyons,
1996]. Подобное поведение полярной ионосферы приводит к существенным, как правило, негативным изменениям характера распространения КВ в высоких широтах. Представляется целесообразным основательно изучить зако