КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2014, том 52, № 4, с. 267-276
УДК 621.391.812.5
ВАРИАЦИИ ИОНОСФЕРНЫХ ФЛУКТУАЦИЙ ФАЗОВОЙ ЗАДЕРЖКИ В ЗАВИСИМОСТИ ОТ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ПО ДАННЫМ COSMIC
© 2014 г. М. Е. Горбунов, А. В. Шмаков
Институт физики атмосферы им. А.М. Обухова РАН, г. Москва
ldr@ifaran.ru Поступила в редакцию 05.12.2012 г.
В работе представлены результаты обработки и анализа более 4500 сеансов радиопросвечивания атмосферы Земли на трассе спутник—ионосфера—спутник, полученных в эксперименте COSMIC. Были проанализированы сеансы измерений, проведенные в декабре 2011 года, когда на Солнце произошел целый ряд вспышек, и январе 2012 года, когда произошло сильное солнечно-протонное событие. Для полярных широт, экваториальной области и средних широт южного полушария для января 2012 года наблюдается рост мелкомасштабных вариаций электронной концентрации. В этот же период в экваториальной области и в южном полушарии в светлое время суток наблюдается рост крупномасштабных вариаций электронной концентрации. В декабре 2011 года заметных отличий по сравнению с днями спокойного Солнца не наблюдалось.
DOI: 10.7868/S0023420614040050
ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время методы радиозатменного зондирования при помощи сигналов GPS широко используются для зондирования нейтральной атмосферы [1] и ионосферы [2—7]. Принцип радиозатменного зондирования состоит в измерении амплитуды и фазовой задержки сигналов, прошедших через зондируемую среду, и восстановлении по ним параметров среды.
Поле электронной концентрации в ионосфере обладает сложной 4-мерной пространственно-временной структурой. Характер пространственных и временных вариаций электронной концентрации зависит как от магнитного поля Земли, так и от солнечной активности. Кроме того, в ионосфере встречаются как горизонтально-слоистые структуры, так и неоднородности [5], сильно вытянутые вдоль силовых линий магнитного поля [8]. Это делает задачу определения пространственно-временного распределения электронной концентрации в ионосфере достаточно сложной. К настоящему времени активно развивается томографический подход к ее решению [2]. Томографический подход предполагает многоракурсное просвечивание ионосферы электромагнитными волнами. Система глобального позиционирования GPS, оснащенная высокостабильными передатчиками является очень удобным инструментом для такого рода исследований ионосферы Земли в глобальном масштабе. Первые работы по восстановлению полей электронной концентра-
ции в ионосфере были выполнены на основе данных измерений ИСЗ Microlab-1 [4—6], далее использовались данные спутника CHAMP [7] и системы спутников COSMIC [2].
При зондировании нейтральной атмосферы ионосфера является мешающим фактором, и ее вклад в наблюдаемую фазовую задержку удаляют, пользуясь дисперсионным соотношением между ионосферными компонентами фазовой задержки в двух частотных каналах системы GPS [9, 10]. Ионосферные флуктуации с масштабами до 1 км являются основным источником ошибок, поскольку для них дисперсионное соотношение перестает выполняться [11, 12]. Это связано с различием путей двух радиолучей и с дифракционными эффектами.
Солнечный ветер и солнечная радиация, особенно при солнечных вспышках, приводят к вариациям плотности электронной концентрации в ионосфере. Они проявляются в вариациях амплитуды и фазы радиосигнала при зондировании атмосферы Земли с помощью радионавигационной системы GPS. Настоящая работа посвящена исследованию вариаций ионосферной фазовой задержки на частотах системы GPS, вызванных солнечным ветром. Для исследования использовался массив данных эксперимента COSMIC. Мы выполнили статистическую обработку около 4500 сеансов измерений, полученных в периоды, когда наблюдались солнечные протонные события. По этим данным мы исследовали вариации средне-
статистической ошибки дисперсионного соотношения, вызванные солнечной активностью.
ДАННЫЕ ИЗМЕРЕНИЙ
Экспериментальные данные включают координаты спутника GPS rGPS (?) и низкоорбитального спутника (Low Earth Orbiter — LEO) rLEO (t) как функции времени t, и атмосферную компоненту фазовой задержки S1<2 (t ), где нижний индекс соответствует номеру частотного канала системы GPS (L1 -f = 1.57542 ГГц, L2 -f = 1.22760 ГГц).
Величина S12 (t) определяется следующим образом. В процессе измерений приемник измеряет фазу радиосигнала ф12 (t ) (фаза лежит в интервале от —п до я), которая накапливается и пересчиты-вается в непрерывную функцию ф 12 (t) без скачков на 2п [13]. Атмосферная компонента фазовой задержки определяется следующим образом:
Sl,2 (t) = S^ + ф 1,2 (t) - |rGps (t) - rLEO (t) , 2nfi,2
где S1(,02) - начальное условие, обычно выбираемое так, чтобы на верхней границе измерений S12 (t) были равны 0, c — скорость света в вакууме. Атмосферная компонента фазовой задержки определяется так, что в гипотетическом случае отсутствия атмосферы и ионосферы она равна нулю. Она характеризует как отклонение показателя преломления от единицы вдоль луча, так и искривление луча. Максимальная высота перигеев зондирующих лучей в радиозатменных экспериментах лежит на высотах 80—120 км, где нейтральный показатель преломления пренебрежимо мал. Поэтому нулевое начальное условие в определении атмосферной компоненты фазовой задержки приемлемо для нейтральной атмосферы. Для ионосферы, верхняя граница которой лежит на высоте 1000 км или выше, фазовая задержка известна с точностью до неизвестной константы.
Измеряемые фазовые задержки содержат нейтральную и ионосферную компоненты: S12 (t) =
= SJ' (t) + Sy (t). В силу того, что пути двух радиолучей не совпадают, вообще говоря,
SfN' (t) Ф S2N' (t). Соотношения упрощаются в первом порядке теории возмущений [14, 15] по ионосферному показателю преломления. В силу принципа Ферма, различие между S1N) (t) и S2N) (t) является величиной второго порядка малости. Ионосферные компоненты фазовой задержки
(t ) с точностью до величин второго порядка равны интегралу от ионосферного индекса ре-
фракции для двух частот, вычисленному по одной и той же невозмущенной лучевой траектории, соответствующей нулевому ионосферному индексу рефракции. Поскольку ионосферный показатель преломления обратно пропорционален квадрату частоты, в рамках первого порядка теории возмущений имеет место дисперсионное соотношение:
/№) (?) = /2б27) (?).В силу эффектов второго порядка, связанного с различием двух радиолучей, а также дифракции, это соотношение нарушается для мелкомасштабных структур поля электронной концентрации [11].
ОБРАБОТКА ДАННЫХ
В настоящей работе будет исследоваться поведение невязки дисперсионного соотношения фазовых путей Б12 (?), определяемой следующим образом:
ДБ(?) = ((?) - Бм (ОХ/2//1 )2 - ((?) - ()).
Величина Бм (?) является фазовой задержкой, рассчитанной для климатической модели нейтральной атмосферы М818 [16]. Вычитание фазовой модели позволяет приближенно исключить неизвестную нейтральную компоненту в набеге фазы. Пользуясь орбитальными данными спутников и моделью нейтральной атмосферы, мы вычисляли оценку высот перигеев лучей Щ). Это позволяет считать невязку дисперсионного соотношения функцией высоты перигея к. Чтобы исключить влияние атмосферы Земли на радиосигнал, нижняя граница рассматриваемого нами высотного диапазона была выбрана равной 40 км.
Чтобы избавиться от неизвестных констант ^1(02, мы вычитали из невязки А Б (к) ее значение на высоте к0 = 80 км, получая дифференциальную невязку: А2 Б (к) = ДБ (к) - ДБ (к0 ).
Отличие высотного профиля Д2Б (к) от 0 характеризует вариации электронной концентрации в
ионосфере. Случайная компонента Д2Б (к) связана с мелкомасштабными вариациями, а систематическая — с крупномасштабными.
Для получения пространственных и временных характеристик дифференциальной невязки
дисперсионного соотношения Д2Б (к) мы обработали около 2200 сеансов радиопросвечивания за период с 25-27.XII.2011 года и около 2400 сеансов за 23-25.1.2012 года. Выбор этих двух периодов наблюдений определялся тем, что, во-первых, начиная с 2007 года и, практически, до середины 2011 года был период спокойного солнца, и, во-вторых, в конце декабря на солнце наблюдалось
св Я Я
4 о
С
(U
5
я
(U
10-4 10-5 10-6 10-7
C — слабые вспышки M — средние вспышки X — сильные вспышки
25.XII.2011
24.I.2012
25.I.2012
X M
C
10-4 10-5 10-6 10-7
23.I.2012
24.I.2012
25.I.2012
X M
C
Время
Рис. 1
Dst, нТ
0 100
0 100
11
16
21
26
31
11
16
21
26 31
Дни месяца
Рис. 2
6
1
6
1
10—15 вспышек класса С и выше (максимум М4.0) в течении нескольких дней подряд, а в конце января 2012 года произошла вспышка класса М8.7 и самое значительное солнечно-протонное событие за последние 5 лет. Событие считается значительным, если интегральный поток протонов с энергией выше 10 МэВ по данным ИСЗ GOES превышает 10 частиц см-2 с-1 ср-1 и вызывает рост электронной концентрации в ионосфере. Кривые солнечной активности за этот период по данным сайта ФИАН им.П.Н. Лебедева РАН http:// www.tesis.lebedev.ru/sun_flares.html приведены на рис. 1. На сайте NOAA www.swpc.noaa.gov/ftp-dir/indices/SPE.txt собрана информация о всех солнечных протонных событиях с января 1976, оказавших существенное воздействие на околоземное космическое пространство.
На рис. 2 представлено поведение индекса Dst в декабре и январе взятое с сайта обсерватории в Киото http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/wdc/Sec3.html. Под индексом Dst понимается возмущенное магнитное поле, которое аксиально-симметрично относительно дипольного экватора на земной по-
верхности. Если Дгиндекс вычисляется непрерывно как функция времени, то его вариация отображает возникновение магнитных бурь и их интенсивность. Таким образом, Дгвариация представляет собой количественное измерение геомагнитного возмущения и ее можно сопоставлять с солнечными и геофизическими параметрами. Для вычисления Дгиндекса используются 4 магнитные обсерватории Hermanus, Kakioka, Honolulu, San Juan, а также с 1992 года дополнительная пятая станция Alibag. Эти станции расположены равномерно по долготе на значительном удалении от авроральных и экваториальных элек-троджетов. Большинство Д
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.