ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2004, том 44, № 6, с. 779-786
УДК 523.9-739-355:550.38
ИОНОСФЕРА КАК ПРИРОДНЫЙ ДЕТЕКТОР ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ ДОЛГОВРЕМЕННЫХ ИЗМЕНЕНИЙ ПОТОКОВ СОЛНЕЧНОГО ГЕОЭФФЕКТИВНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ
© 2004 г. А. А. Нусинов
Институт прикладной геофизики Росгидромета, Москва e-mail: nusinov@mail.ru Поступила в редакцию 13.01.2004 г.
Предложен метод определения потоков солнечного крайнего ультрафиолетового излучения (КУФ) по данным измерений критических частот слоя E и расчетов ионосферного индекса активности. Погрешность определения потока излучения составляет ~7%, что позволяет исследовать долговременные вариации КУФ-излучения и расширить временной диапазон исследований. Использование ионосферного индекса указывает на отсутствие заметных трендов КУФ-излучения в период 1957-2003 гг.
1. ВВЕДЕНИЕ
Исследование изменений климата на Земле приводит к выводу, что солнечная активность оказывает значительное влияние на климат (см., например, [Башкирцев и Машнич, 2003] и цитируемую там литературу). Современное изучение глобального потепления приводит к противоположным заключениям: наблюдаемое изменение климата либо связано с антропогенным влиянием на атмосферу Земли, либо с рядом факторов космического происхождения - прежде всего, изменений светимости Солнца. В то же время, вопрос о росте потоков излучения Солнца в течение последнего столетия или двух столетий достаточно противоречив. Еще более противоречивы прогнозы дальнейшей эволюции уровня солнечной активности.
Согласно [Дергачев и Распопов, 2000], наложение 90-летнего и 210-летнего циклов активности должно привести после 2000-го года к дальнейшему росту солнечной активности и, соответственно, росту температуры атмосферы. С другой стороны, изучение поведения солнечной активности в последнее время приводит к выводу о том, что влияние векового цикла приведет к снижению уровня солнечной активности, по крайней мере, в трех последующих солнечных циклах. В частности, прогнозируемые значения чисел Вольфа составляют ~85-95 [Duhau, 2003; Sello, 2003]. При этом правило Гневышева-Оля (превышение максимального уровня солнечной активности в нечетном солнечном цикле над соответствующим уровнем предыдущего цикла), возможно, должно быть нарушено как в 22-23-циклах активности, так и в 24-25 циклах. [Duhau, 2003]. В результате становится очевидной необходимость прямого исследования трендов не индексов активности, а
солнечного излучения. Масштабы многолетних изменений солнечного излучения в видимой области невелики (~0.1%) и обнаружение их трендов в современных экспериментах проблематично вследствие того, что вариации практически лежат в пределах погрешности аппаратуры. Ярче всего тренды должны быть выражены в наиболее изменчивой коротковолновой части спектра. Ясно, что при анализе трендов излучения в этой области спектра необходимо изучение длительных временных рядов. Из-за поглощения крайнего ультрафиолетового излучения КУФ в верхней атмосфере эти данные могут быть получены только при внеатмосферных измерениях. К настоящему времени существует большое количество измерений КУФ на ракетах и спутниках. Однако формирование на их основе длительных рядов затруднено вследствие различий измерительных приборов, методов их калибровки и условий измерений.
На рис. 1 приведен пример вариаций потока излучения в линии Лайман-альфа (121.6 нм) в разные эпохи по измерениям на ИСЗ "AEE", "UARS", "SME". Видно, что потоки излучения в максимуме 21-го цикла существенно выше, чем в 22-м (большем по индексу F10.7), а вблизи минимумов активности потоки отличаются почти на 50%. Такие различия в потоках КУФ-излучения могут указывать на значительный положительный тренд в его изменениях и должны были бы привести к радикальным различиям состояния ионосферы и верхней атмосферы в эти периоды, что не было отмечено. Можно предполагать, что они обусловлены различиями в калибровке спектрометров, использовавшихся в наблюдениях, и изменением их метрологических характеристик в условиях эксплуатации в космическом пространстве, поскольку калибровка чрезвычайно сложна и тре-
/, 1011см-2 с-1 10г
43000 44000 45000 46000 47000 48000 49000 50000 51000
MJD
Рис. 1. Вариации потока в линии Ьа по данным измерений на трех ИСЗ в 21-22 циклах солнечной активности. Время -в модифицированных Юлианских днях.
бует уникального оборудования. Следует подчеркнуть, что большие различия между наборами данных существуют приблизительно при одних и тех же условиях на Солнце по "традиционным" индексам активности - числам пятен и потоку радиоизлучения на 10.7 см - ^107.
В связи с этим возникает проблема создания независимого метода определения потоков ультрафиолетового излучения с точностью, достаточной для выявления трендов излучения, стабильного в течение длительных измерений, пригодного для взаимной калибровки измерений на борту ИСЗ, выполненных в различные эпохи и различными приборами. Ниже рассматривается один из вариантов такого метода, основанные на измерениях критических частот ¿-слоя.
Целью данной работы является разработка нового индекса солнечной активности, позволяющего проводить независимую оценку потоков КУФ-излучения и калибровку измерений крайнего ультрафиолетового излучения, используя параметры ¿-слоя ионосферы как данные о глобальном природном детекторе КУФ-излучения.
2. ФИЗИЧЕСКИЕ ПРЕДПОСЫЛКИ ИСПОЛЬЗОВАНИЯ ПАРАМЕТРОВ ¿-СЛОЯ ИОНОСФЕРЫ КАК ЕСТЕСТВЕННОГО ИНДИКАТОРА ГЕОЭФФЕКТИВНЫХ ИЗЛУЧЕНИЙ
При использовании детектора для долговременного мониторинга любой физической величины неизбежно возникает вопрос о стабильности работы этого детектора и, соответственно, однородности временного ряда. В связи с этим рассмотрим физические основы использования данных о критических частотах ¿-слоя ионосферы для
получения информации о потоках КУФ-излучения Солнца. Использование мониторинга параметров £-слоя для определения временных вариаций ультрафиолетового излучения обсуждалось еще в работе [Beynon, Brown, 1959]. Однако параметры слоя могут, в принципе, существенно изменяться при изменении условий в верхней атмосфере. Например, в работах [Гивишвили и Лещенко, 2003; Деминов и др., 2003] указывается на существование систематических трендов в верхней атмосфере на высотах E-области (100-120 км). Долговременные изменения температуры и плотности атмосферы могут влиять на параметры ионосферы, маскируя или, наоборот, усиливая данные о трендах ультрафиолетового излучения. Поэтому при использовании данных о E-слое для характеристики солнечной активности необходимо ясное представление о возможных источниках ошибок. Качественное рассмотрение может быть проведено на основе теории простого слоя.
В соответствии с теорией простого слоя, при ионизации однокомпонентной атмосферы с экспоненциальным распределением концентрации газа по высоте монохроматическим излучением скорость ионизации в максимуме слоя qm имеет вид:
_ I с' cosх _ H С e '
(1)
где I - поток излучения за пределами атмосферы; H - шкала высот; х - зенитный угол Солнца; са и с' - соответственно сечения поглощения и ионизации газа. При учете сферичности атмосферы функцию cos х заменяют на функцию Чепмена Ch х [Ришбет и Гарри от, 1975]. Шкала высот H выражается через параметры атмосферы:
m
q
H =
kT mg'
(2)
где к - постоянная Больцмана; т - масса молекул атмосферы; Т - температура в К и g - ускорение свободного падения.
В Е-области процесс нейтрализации образовавшихся электрон-ионных пар в стационарном случае следует квадратичному закону:
m 2
q = ane,
(3)
ne = 1.24 x 104(foE)2,
(4)
I = 1.54 x 108 a( foE)4—-cos Xo'
(5)
ляет ~80-90% от коэффициента рекомбинации N0+ [Иванов-Холодный и Нусинов, 1979) и может быть оценен по формуле:
a = 4 x 10-7( 300/T), см3 с-1,
(6)
где а - эффективный коэффициент рекомбинации; пе - электронная концентрация. Поскольку пе и критическая частота /оЕ слоя Е связаны соотношением
где/оЕ - в МГц, пе - в см 3, из (1-4) следует можно получить поток излучения в виде:
Из (5) видно, что поток излучения, ответственного за ионизацию в максимуме E-слоя, может быть определен путем измерения критической частоты E-слоя.
В принципе, уже из формулы (5) могут быть получены оценки потоков излучения, формирующего слой E. Известно, [Иванов-Холодный и Нусинов, 1979] что ионообразование в E-области вызывается преимущественно двумя близкими спектральными линиями C III (длина волны X = = 97.7 нм) и H Lyman - ß (X = 102.6 нм). Эти линии ионизуют только молекулярный кислород верхней атмосферы Земли и поглощаются также практически только молекулярным кислородом. Сечения поглощения и ионизации для них имеют (см., например, [Иванов-Холодный и Никольский, 1969], следующие величины. Для линии 97.7 нм оа = 40 x 10-19 см2, = 24.7 x 10-19 см2, для линии 102.6 нм -а = 15 x 10-19 см2, = 9.7 x 10-19 см2.
Отсюда видно, что входящее в (5) отношение —/о' близко к величине 1.6 для обеих линий. Поскольку высоты, на которых происходит ионизация, отличаются незначительно, можно формально считать, что ионизация происходит за счет воздействия на атмосферу излучения одной линии и оценить из (5) ее интенсивность.
На высотах максимума E-слоя (~110 км) температура T изменяется в небольших пределах и для типичных условий T = 220-250 К [Hedin, 1987]. Шкала высот O2, рассчитанная из (2), составляет при таких температурах H ~ 6 км. Коэффициент рекомбинации в E-слое определяется в основном рекомбинацией ионов NO+, в которые преобразуются ионы молекулярного кислорода. При этом эффективный коэффициент рекомбинации состав-
что дает на высоте максимума E-слоя значение а ~ 5 х 10-7 см3 с-1.
Тогда оценки по (5) дают суммарный поток в линиях C III и Hp: I ~ 3 х 1010 см 2 с-1, что близко к значениям, наблюдаемым при среднем уровне солнечной активности I ~ 2 х 1010 см2 с-1 [Hinterregger et al., 1981].
Таким образом, оценки, основанные на сравнительно простых представлениях о формировании E-слоя, позволяют получить не только качественную зависимость между критической частотой E-слоя и потоками солнечного излучения, ответственными за его формирование, но и оценить с точностью до десятков процентов и
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.