КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2012, том 50, № 2, с. 109-121
УДК 550.388
КОНЦЕНТРАЦИЯ ИОНОВ В ВЕРХНЕЙ ИОНОСФЕРЕ ПО ИЗМЕРЕНИЯМ НА СПУТНИКЕ DEMETER. МОРФОЛОГИЯ И ЗАВИСИМОСТЬ ОТ СОЛНЕЧНОЙ И ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ
© 2012 г. В. А. Гладышев1, 2, А. Ю. Щекотов1, Н. В. Ягова1, Ж.-Ж. Бертелье3, М. Парро4,
О. С. Акеньтиева2, Л. Н. Баранский1, Е. Н. Федоров1, Т. М. Мулярчик2, |О. А. Молчанов
Институт физики Земли им. О.Ю. Шмидта РАН, г. Москва 2Институт космических исследований РАН, г. Москва 3СЕТР/1Р8Ь, Париж, Франция 4ЬРСЕ/СЫК8, Орлеан, Франция
glad@ifz.ru Поступила в редакцию 03.03.2011 г.
1
Исследуются вариации концентраций ионов Н+, Не+ и O+ на высоте около 700 км по данным непрерывных наблюдений на спутнике DEMETER на спаде и в минимуме солнечной активности с 2004 по 2008 г. Рассматриваются широтные распределения, сезонный ход и нерегулярные вариации концентраций ионов, их зависимость от солнечной и геомагнитной активности. В этом диапазоне высот впервые проведен анализ массива данных многолетних непрерывных наблюдений в двух полушариях на широтах от экваториальных до субавроральных, что позволило с лучшим, чем в существующих эмпирических моделях, временным и пространственным разрешением описать сезонные и нерегулярные вариации концентраций основных ионных фракций. Зависимость концентраций трех видов ионов от солнечной и геомагнитной активности изучена на временных масштабах от нескольких дней до нескольких лет, и показано, что известное из литературы противофазное изменение концентраций O+ и легких ионов частично является следствием взаимной зависимости солнечной и геомагнитной активности и наблюдается только на временных масштабах от нескольких месяцев. На временных масштабах от нескольких дней до нескольких недель вариации концентрации O+ определяются в основном солнечной, а легких ионов — геомагнитной активностью.
1. ВВЕДЕНИЕ
Ионосферная плазма над максимумом электронной концентрации является переходной от ионосферной плазмы, где преобладают тяжелые ионы, прежде всего O+, к характерной для плаз-мосферы — с преобладанием протонов. При переходе от преимущественно кислородной к протонной плазме свойства ионосферы существенным
образом меняются, поэтому высота, где сравниваются концентрации O+ и легких ионов (Н+ и
Не+), называемая высотой верхнего ионосферного перехода (ionospheric upper transition height) является важным параметром ионосферных моделей, см. например, [1]. Распределения плотности тепловой плазмы в верхней ионосфере измеряются как на спутниках [2—4], так и с помощью радаров. Результаты и ограничения ранних радарных наблюдений даны в работе [5]. Спутниковые измерения в верхней ионосфере в зависимости от высоты и наклонения орбиты дают или высотный профиль в ограниченном широтном и долготном диапазоне, или измерения практически на одной высоте в широком диапазоне широт. Первые выводы о составе и основных параметрах плазмы в
верхней ионосфере были получены в ранних радарных измерениях [5] и на спутниках с высоким апогеем [6], измеривших высотные профили концентраций ионов и установивших, что высота верхнего ионосферного перехода лежит при разных значениях местного времени, широты и уровня солнечной активности на высотах от 500 до 2000 км. Уже в первых работах по анализу данных спутниковых измерений [7] были получены главные черты высотных профилей концентраций основных ионных фракций и установлена прямая зависимость от солнечной и геомагнитной активности концентрации тяжелых ионов и обратная — легких. Анализ измерений на спутниках серии ООО [8] выявили сложный характер широтной зависимости концентраций в верхней ионосфере и сильную долготную вариацию, которые определяются сочетанием нейтрального ветра и дрейфа [Е х В]. На низких широтах существенно также влияние приливных эффектов [9]. Эти факторы и высокая изменчивость ионных концентраций во времени и в пространстве приводят к трудностям в построении надежной эмпирической модели плазмы в верхней ионосфере. Так даже последние версии модели 1Я1 [1] замет-
но расходятся с данными измерении концентраций легких ионов в верхней ионосфере, а значения концентраций ионов в верхней ионосфере отличаются для разных моделей в несколько раз. Эмпирическая модель TTS (Truhlik, Triskova, Smilauer) для высотных профилей относительных концентраций основных ионных фракций и их вариаций в цикле солнечной активности предложена в серии работ [10—13]. Переход к абсолютным значениям осуществляется с помощью данных по полной электронной концентрации. Модельная высота верхнего ионосферного перехода достигает для условий максимума солнечной активности 2000 км, а для минимума лежит в интервале от 700 до 1100 км. Учет сезонной вариации осуществляется разбиением на три сезона, центрированные на июньское и декабрьское солнцестояние и равноденствие без разделения на мартовское и сентябрьское. В результате, широтное распределение концентраций ионов в равноденствия оказывается, в отличие от данных измерений, симметричным относительно экватора. В работе [13] показано, что концентрация Н+ падает при росте геомагнитной активности, выраженной суммарным суточным Кр-индексом, но в дальнейшем авторами не проводится разделения влияния солнечной и геомагнитной активности. Единственным входным параметром модели, учитывающим факторы космической погоды, является индекс солнечного потока F107. На некоторых высотах модели IRI и TTS расходятся на порядок в оценке абсолютных значений ионных концентраций и относительной роли ионов Н+ и Не+. Роль Не+ согласно [14] становится существенной и даже преобладающей при высокой солнечной активности, а для низкой основными компонентами ионосферной плазмы над максимумом электронной концентрации являются O+ и Н+ [6].
В работе [15] данные измерений на спутниках серии АЕ (Atmospheric Explorer) сравнивались с расчетами по модели FLIP (Field Line Interhemi-spheric Plasma, [16]) для четырех ионных фракций (Н+, Не+, N+, O+). Экспериментальные данные группировались по двум сезонам — летнему и зимнему, приполуденному и приполуночному интервалам местного времени и двум широтным полосам: 40°-50° и 50°-60° N. Поскольку в работе анализировались данные в сравнительно коротком интервале времени, зависимость от солнечной и геомагнитной активности не рассматривалась. Данные усреднялись и для двух полушарий с учетом сезона. Подгоночным параметром модели являлись полуденные ионная и электронная температуры. Модельные и измеренные концентрации ионов О+ и Н+ хорошо согласуются на всех высотах, а значения для ионов Не+ — на высотах до 500 км. Таким образом, FLIP
модель достаточно хорошо описывает крупномасштабные вариации ионных концентраций. Описание же вариаций плотности на меньших пространственных масштабах и временах является сложным не только для теоретического описания, но и для построения эмпирической модели.
Для построения эмпирической модели ионных концентраций в верхней ионосфере, описывающей все основные особенности широтных распределений, сезонных вариаций и зависимостей от факторов космической погоды, необходимы долгосрочные непрерывные измерения на низкоапогейных спутниках, которые большую часть времени находятся в вблизи высоты верхнего ионосферного перехода. Но таких измерений сравнительно немного. В работе [17] исследуются сезонные вариации, зависимость от широты и изменения в цикле солнечной активности концентраций основных ионных фракций на высоте около 600 км на широтах ±34° за период 1994— 2001 гг., то есть, примерно за половину цикла солнечной активности от минимума до максимума. При сравнительно высокой солнечной активности концентрации ионов Н+ и Не+ были слишком низкими для детального анализа, но достаточными для оценки суточной вариации: для исследованного периода среднее значение концентрации Н+ на ночной стороне составило 104 см-3, что на порядок больше среднего значения концентрации на дневной стороне. Для 0+ получен высокий (0.83) коэффициент корреляции между концентрацией и индексом солнечного потока ^10.7, трехкратный рост дневной концентрации от 1995 до 2000 года и межполушарная асимметрия с максимумом концентрации 0+ в периоды равноденствия на 15° N. Сезонные вариации и долготные зависимости концентраций Н+ и 0+ на высоте 1100 км рассматриваются в работе [3] для двух лет наблюдений при высокой солнечной активности в 1978-1980 г.г. на широтах от -70° до 70°. Для аппроксимации сезонного хода концентрации 0+ использовалась гармоническая функция с одной годовой гармоникой и амплитудой, линейно зависящей от уровня солнечной активности, то есть, в итоговой формуле учтены только самые общие черты сезонного хода и широтной зависимости. Таким образом, существующие эмпирические модели, хорошо согласуются в оценке осред-ненных по большим интервалам времени и широты высотных профилей и суточного хода концентрации О+, несколько хуже - легких ионов, особенно Не+, но имеющихся данных не хватает для описания деталей широтного распределения и сезонного хода. В задаче о зависимости ионных концентраций от внешних факторов, прежде всего солнечной и геомагнитной активности, тоже есть нерешенные вопросы. Хотя само существование этих зависимостей было открыто
более 40 лет назад, до сих пор не проведено разделение влияния солнечной и геомагнитной активности на концентрацию каждой из ионных фракций.
Для решения этих задач в настоящей работе используются данные спутника DEMETER, на котором измерения концентраций трех ионных компонент: Н+, Не+ и O+ проводились непрерывно с 2004 г. [18] на высоте около 700 км на широтах от —60° до 60°. В настоящей работе изучаются основные морфологические свойства, включая сезонный ход и широтное распределение концентраций Н+, Не+ и O+, и исследуются зависимости концентраций от солнечной и геомагнитной активности. Так как доступный для обработки массив данных охватывает больше четырех лет непрерывных наблюдений примерно на одной высоте, вариации ионных концентраций исследуются при лучшем временном разрешении, чем в предшествующих работах, что позволяет выявить дополнительные морфологические особенности и разделить влияние солнечно
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.