ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2007, том 47, № 4, с. 491-500
УДК 550.388
ИОНОСФЕРНЫЕ ЭФФЕКТЫ СОЛНЕЧНОГО ЗАТМЕНИЯ 29 МАРТА 2006 г. НАД КАЗАХСТАНОМ
© 2007 г. Э. Л. Афраймович1, С. В. Воейков1, Н. П. Перевалова1, В. В. Водянников2, Г. И. Гордиенко2, Ю. Г. Литвинов2, А. Ф. Яковец2
1Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия 2Институт ионосферы МОН РК, Алма-Ата, Казахстан e-mail: afra@iszf.irk.ru Поступила в редакцию 23.08.2006 г. После доработки 05.12.2006 г.
Представлены результаты исследования ионосферных эффектов солнечного затмения 29 марта 2006 г., полученные по данным измерений локальной электронной концентрации (ЭК) на станции вертикального зондирования ионосферы в Алма-Ате и измерений полного электронного содержания (ПЭС) на среднеазиатской сети двухчастотных приемников навигационной системы GPS. Уменьшение ЭК в максимуме F-слоя достигло примерно 28%, запаздывание минимального значения ЭК относительно момента максимальной фазы затмения —11 мин, время релаксации 4 мин; длительность депрессии ЭК по уровню 0.5 составила 45 мин. Вблизи максимальной фазы затмения в ионосфере наблюдались динамические межслоевые образования. Зарегистрировано перемещающееся ионосферное возмущение (ПИВ), сгенерированное на фронте ударной волны при сверхзвуковом движении лунной тени. Период возмущения составил около 90 мин, горизонтальная проекция скорости ~680 м/с; азимут волнового вектора (145°) совпадает с модельным значением нормали к фронту ударной волны.
PACS: 94.20.wh
1. ВВЕДЕНИЕ
Наблюдения за изменениями ионосферных параметров во время полных солнечных затмений обеспечивают уникальную возможность изучения влияния Солнца на земную атмосферу [Van Zandt et al., 1960; Afraimovich et al., 1998a; Tsai and Liu, 1999; Афраймович и Лесюта, 2002]. Экспериментальные наблюдения за ионосферой, проводимые во время солнечных затмений, являются источником информации о характере поведения различных ионосферных параметров. Регулярные ионосферные эффекты солнечных затмений более или менее изучены хорошо. Они сводятся к увеличению действующих высот отражения, снижению концентрации в максимуме ^-слоя, уменьшению ПЭС в ионосфере, что характерно для перехода к ночной ионосфере. Поведение перечисленных параметров может быть промоделировано с использованием соответствующих моделей ионосферы [Stubbe, 1970; Ивельская и др., 1977; Boitman et al., 1999].
Электронная концентрация ионосферы определяется процессами производства и потерь электронов. В первых "затменных" экспериментах предполагалось, что в момент максимальной фазы полного затмения производство электронов полностью прекращается, и скорость потерь может быть определена из экспериментальных оце-
нок скорости уменьшения электронной концентрации. Однако результаты таких экспериментов значительно отличались от теоретических оценок скоростей рекомбинации. Со временем это отличие было объяснено тем, что даже во время максимальной фазы затмения в атмосферу Земли продолжало поступать ионизирующее излучение, генерируемое источниками, находящимися в хромосфере и короне за лимбом Солнца. В работе [Davis et al., 2001] для исследования относительной величины ультрафиолетового и мягкого рентгеновского излучений хромосферы и короны, находящихся за лимбом Солнца, использованы значения параметров ионосферы, полученные во время полных солнечных затмений, произошедших за период 1932-1999 гг. Результаты анализа показали, что рассматриваемое ионизирующее излучение имеет значительные вариации в солнечном цикле. Кроме того, данные с космического аппарата "SOHO" показали, что вариации ионизирующего изучения имеют и коротко-периодную составляющую [Davis et al., 2001].
Основными параметрами ионосферного отклика затмения являются величина запаздывания относительно максимальной фазы затмения, а также его амплитуда и длительность, например, по уровню 0.5. Практически во всех публикациях, посвященных изучению реакции ионосферы на
солнечное затмение, приводятся оценки этих параметров.
Наряду с работами, посвященными оценкам величины потока ионизирующего излучения, поступающего в момент максимальной фазы затмения, большое внимание уделяется изучению параметров атмосферных и ионосферных волн, генерируемых во время затмения. Chimonas and Hines [1970] впервые теоретически показали, что в подобных условиях могут генерироваться АГВ с так называемым "косым" фронтом, интенсивность которых допускает их детектирование даже на некотором удалении от полосы затмения.
Сразу же после появления пионерской работы [Chimonas and Hines, 1970] на протяжении уже 35 лет было предпринято множество попыток получить достоверное подтверждение этой гипотезы. Несколько авторов сообщили о регистрации волн, генерируемых затмением [Davies and Rosa, 1970; Arendt, 1971; Beer and May, 1972; Broche et al., 1976; Hanuise et al., 1982]. Ishinose and Ogawa [1976] отметили методические сложности выделения таких волн на фоне постоянно существующих в атмосфере фоновых ПИВ. В этой работе период предполагаемых ПИВ во время затмения 19 апреля 1958 г. на высотах F-области оказался равным ~22 мин, что как раз соответствует обычным фоновым среднемасштабным ПИВ.
Broche et al. [1976] изучали волновые ионосферные возмущения в FZ-слое, возникшие при затмении 30 июня 1973 г. в центральной части Африки. Они сравнили результаты, полученные двумя методами - доплеровским и ионограммным. Получено прекрасное (с точностью до 1 мин) совпадение теоретически рассчитанного времени появления АГВ в местах ионосферного зондирования с экспериментальными данными.
Talukdar et al. [1982] по ионозондовым наблюдениям в Гаухати (26°N, 91°E) обнаружили наличие волнообразных структур в записяхfoF2 иfin, которые авторы интерпретируют как ПИВ, возбуждаемые во время затмения 16 февраля 1980 г. в Индии. Bharathi et al. [1982] также утверждают, что это затмение вызвало волнообразные колебания на всех уровнях в ионосфере, начавшиеся сразу после максимума затмения. Однако Chandra et al. [1980] определили изменения в ионосфере над ст. Ахмедабад во время этого затмения с помощью ионозондов и измерений ПЭС по УКВ-сигналу геостационарного ИСЗ "ETS-2", но не заметили никаких признаков, подобных ПИВ. Аналогично Deshpande et al. [1982] при анализе изменений ПЭС на трех разнесенных станциях не обнаружил ПИВ, генерируемых при этом затмении. Rao et al. [1982] не обнаружили присутствие заметных волнообразных вариаций ПэС, какие не имели бы место в соседние дни (15 и 17 февраля).
Bertin et al. [1977], измеряя вариации критической частоты слоя F2 (foF2) на серии ионозондов в Западной Африке во время затмения 30 июня 1973 г., зарегистрировал слабые перемещающиеся ионосферные возмущения (ПИВ), являющиеся откликом на прохождение АГВ, с периодом 18 мин и горизонтальной скоростью 275 м/с. Buther et al. [1979], измеряя высоты отражения КВ-радиосиг-нала во время полного затмения 23 октября 1976 г., обнаружили сильные ПИВ с периодом 30-35 и 17 мин. При этом вертикальная фазовая скорость для волны с большим периодом составила 120 м/с. Измерения Jones et al. [2004], проведенные на КВ-доплеровской решетке во время затмения 11 августа 1999 г., позволили установить непосредственную связь между зарегистрированными ПИВ с периодами от 10 до 100 мин и источниками их генерации.
Следует заметить, что ранее проведенные наблюдения ПИВ проводилось или вблизи полосы полного затмения, или в самой полосе. В настоящей работе представлены результаты исследования ионосферных эффектов солнечного затмения 29 марта 2006 г., полученные по данным измерений вариаций локальной электронной концентрации над станцией вертикального зондирования ионосферы в Алма-Ате и измерений вариаций полного электронного содержания на среднеазиатской сети двухчастотных приемников навигационной системы GPS, расположенных на расстоянии ~750-1100 км от полосы полного затмения. Координаты станций даны в [http://sopac.ucsd.edu/].
2. ПАРАМЕТРЫ ЗАТМЕНИЯ И ГЕОМЕТРИЯ ЭКСПЕРИМЕНТА
Полное солнечное затмение 29 марта 2006 г. наблюдалось в полосе, пересекающей значительную территорию земного шара. Затмение началось в Бразилии, пересекло Атлантический океан, Северную Африку, Центральную Азию и Казахстан. На рис. 1 представлена геометрия прохождения полосы полного солнечного затмения на территории Средней Азии, а также схема расположения регистрирующих станций (отмечены жирными точками, рядом подписаны названия станций). Полоса полного затмения шириной ~150 км проходила примерно на 750 км севернее Алма-Аты в долготном направлении. Жирная линия показывает центральную линию полосы затмения, а тонкие линии представляют границы полосы 100-процентного закрытия Солнца, где продолжительность полной фазы нулевая. Вдоль центральной линии даны моменты времени UT наступления полной фазы затмения. В Алма-Ате, обозначенной на рисунке треугольником, максимальное закрытие составило 76%. Для приемных станций GPS величина максимального закрытия незначительно отличалось от Алма-атинского.
29 марта 2006 г.
Рис. 1. Геометрия прохождения полосы полного солнечного затмения на территории Средней Азии и схема эксперимента.
В Алма-Ате затмение началось в 15:45:25 местного времени С^), максимальная фаза наблюдалась с 16:47:37 LT, и конец - в 17:45:21 LT. Разница Алма-атинского LT с мировым временем (ОТ) составляет 5 ч. Затмение проходило в вечерние часы (высота Солнца в Астане составляла ~18°), поэтому моменты наступления различных фаз затмения на высотах ионосферы заметно отставали от соответствующих моментов на поверхности Земли. Малая высота Солнца над горизонтом определила заметную вытянутость пятна тени вдоль полосы полного затмения и значительную скорость его движения (~470 км и ~2600 м/с соответственно) для долготы Астаны (51°10К, 71°25Ъ). В целом скорость перемещения пятна в интервале долгот от 68 до 82° изменялась практически вдвое - от 2450 до 4842 м/с.
Магнитная активность в день затмения, а также в предшествующий и последующий дни была низкой. Суммарный за сутки К-индекс, полученный на магнитной обсерватории Института ионосферы в Алма-Ате, равнялся: К = 13 для 28 ма
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.