ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2015, том 55, № 3, с. 361-369
УДК 350.385
ВЫБОР РЯДОВ ИСХОДНЫХ ДАННЫХ ПРИ ОПРЕДЕЛЕНИИ ТРЕНДОВ
ПАРАМЕТРОВ СЛОЯ F2 ИОНОСФЕРЫ © 2015 г. А. В. Константинова, А. Д. Данилов
Институт прикладной геофизики им. акад. Е.К. Федорова Росгидромета, г. Москва e-mails: adanilov99@mail.ru; anna@tabulata.ru Поступила в редакцию 03.12.2014 г.
Показано, что одной из основных причин различия в величинах трендов параметров слоя F2, foF2 и hmF2, полученных в серии работ авторов и опубликованных другими исследователями, является использование исходных рядов данных разной длины. Приводятся аргументы в пользу того, что систематические изменения в слое F2 начались около 1980 г. При поиске трендов авторы рассматривают периоды после 1980 г. В то же время, большинство других исследователей используют для нахождения трендов весь имеющийся массив данных, начинающийся в 1957, 1958 гг. (а иногда и раньше). При этом в анализируемый интервал времени автоматически включается период до 1980 г., когда тренды отсутствовали. Это приводит к существенному занижению магнитуды получаемых отрицательных трендов foF2 и hmF2. Приводятся конкретные примеры, основанные как на данных авторов, так и других исследователей, которые подтверждают указанное положение.
DOI: 10.7868/S0016794015030116
1. ВВЕДЕНИЕ
Проблема долговременных изменений (трендов) параметров ионосферного слоя F2, foF2 и hmF2, хорошо известна и неоднократно обсуждалась на страницах журнала. В настоящее время существуют значительные расхождения в величинах трендов foF2 (k(fo)) и hmF2 (k(hm)), получаемых разными группами исследователей. Мы планируем подробно рассмотреть эту проблему с анализом наиболее известных и полных работ по определению k(fo) и k(hm) и причин расхождения результатов в следующей статье. Приводимые в этой работе результаты являются важной частью указанного анализа, однако, поскольку они требуют представления достаточно большого графического материала, чтобы не перегружать следующую статью, мы выделяем вопрос о роли длины исходных рядов foF2 и hmF2 при определении k(fo) и k(hm) в самостоятельную публикацию.
Для лучшего понимания данной работы мы напомним кратко, что в серии публикаций авторов [Данилов и Константинова, 2013а, б; Danilov and Konstantinova, 2013] были подробно рассмотрены долговременные тренды foF2 и hmF2. Для анализа были использованы архивы различных банков ионосферных данных и проведена их "очистка" от заведомо ошибочных значений. За деталями мы отсылаем читателей к указанным публикациям. Рассматривались два момента местного времени (14:00 LT и момент SS + 2 через два часа после захода Солнца) и два периода года (январь—февраль и июнь—июль). В данной работе мы не будем касаться трендов, полученных для
специфического момента 88 + 2, а будем обсуждать величины к(/о) и к(Нт), полученные в указанных работах для 14:00 КГ.
В недавней работе Данилова и Константиновой [2015], были подробно проанализированы вариации трендов/о/2 с сезоном и местным временем. Было получено, что для всех исследованных станций наблюдается одна и та же картина. В суточном ходе наибольшие величины отрицательных трендов наблюдаются в районе полудня (10:00—16:00 КГ). В течение года к(/о) изменяются от небольших и статистически мало значимых величин, лежащих в пределах ±0.010 МГц в год в летний период, до значений от —0.04 до —0.07 МГц в год зимой и ранней весной. Как будет показано в следующей работе, существование выраженного суточного и сезонного хода величин к(/о) является одной из двух основных причин различия трендов /о/2, получаемых различными группами авторов. Неправильный с нашей точки зрения выбор рядов исходных данных/о/2 и кт¥2 является второй такой причиной.
2. ВЫБОР АНАЛИЗИРУЕМОГО ПЕРИОДА
Вертикальное зондирование на разных ионосферных станциях глобальной сети началось в разное время. Подавляющее большинство станций приступили к регулярному зондированию в период Международного Геофизического Года (МГГ) в 1957—1958 гг. Соответственно, анализируемые при поиске трендов ряды данных по /о/2 и кт¥2 начинаются на большинстве станций именно с
1957—1958 гг. Эти два года важны для анализа трендов, поскольку для них характерны самые высокие величины годового индекса солнечной активности /10.7 — 231 и 232 sfu соответственно. Но данные для 1957 г. присутствуют не для всех станций. Поэтому ниже для краткости мы будем указывать началом интервала используемых данных 1958 г., помня, однако, что в ряде случаев привлекаются и данные 1957 г.
Однако есть станции, где зондирование велось и до этого. Так, архивы содержат данные вертикального зондирования на ст. Slough начиная с 1941 г. Позднее она была переименована в Chilton и часто обозначается как Slough/Chilton, однако, поскольку большая часть наблюдений приходится на период, когда она называлась Slough, мы для краткости будем ниже использовать это название. На старейшей в России ионосферной станции в г. Томске вертикальное зондирование началось в 1937 г. Отметим, что на некоторых ионосферных станциях (особенно в Тихоокеанском регионе) регулярное зондирование было прекращено в конце 80-х годов и для более позднего периода данные для этих станций отсутствуют в ионосферных банках, поэтому эти станции не могут использоваться для вычисления долговременных трендов в течение последних десятилетий.
Сделаем одну оговорку. Строго говоря, при вертикальном зондировании не получают непосредственно высоту слоя F2, hmF2. В банках данных приводится величина коэффициента М(3000), получаемая из ионограмм. Величины hmF2 получаются авторами упоминаемых здесь работ путем пересчета величины М(3000) в величину hmF2, используя одну из имеющихся формул. В подавляющем большинстве случаев (в частности, в подробно рассматриваемых здесь работах [Bremer et al., 2012; Mielich and Bremer, 2013; Cnossen and Franzke, 2014; Данилов и Константинова, 2013б] используется известная формула Shi-mazaki [1955]. Для краткости изложения мы будем ниже говорить об измерениях foF2 и hmF2, помня, что реально измеряется параметр М(3000), а анализируемые величины hmF2 получаются из этого параметра путем пересчета.
В подавляющем числе работ по нахождению kfo) и k(hm) авторы стараются использовать весь имеющийся период наблюдений. Не останавливаясь здесь на деталях используемых методов (это будет сделано в следующей работе), скажем только, что в основном строятся кривые регрессии анализируемого параметра foF2 или hmF2) в зависимости от солнечной и геомагнитной активности. Выбор наиболее правильного индекса солнечной активности (поток радиоизлучения F 10.7, число солнечных пятен Rz, характеристика солнечного ультрафиолета Е 10.7 и др.) часто является предметом обсуждения, выходящего за рамки
данной статьи. Мы лишь отметим, что чаще всего как индикатор солнечной активности используется индекс F 10.7.
Несколько слов о конце анализируемого интервала. Как правило, авторы используют для анализа данные до конца периода, который охватывает используемый банк данных. Во многих недавних работах [Bremer et al., 2012; Mielich and Bremer, 2013; Cnossen and Franzke, 2014; Данилов и Константинова, 2015] используется банк медианных значений foF2 и hmF2, опубликованный в работе [Damboldt and Suessmann, 2012]. Данные в этом банке заканчиваются 2009 г. Соответственно, в указанных выше работах исходные ряды данных, используемые для анализа трендов, заканчиваются этим годом. Однако при анализе данных вертикального зондирования на ст. Sodankyla в работе [Roininen et al., 2014] используется весь ряд измерений hmF2 c 1957 по 2014 г. В некоторых случаях авторы убирают из исходного ряда данные за 2008 и 2009 гг. (глубокий минимум солнечной активности). В работе [de Haro Barbas et al., 2014] использован "скользящий" конец интервала исходных данных. Тренды вычисляются сначала для периода 1964—1994 гг., а затем к анализируемому ряду добавляется по одному году и вычисляется тренд для 1994—1995 гг., 1994—1996 гг. и так далее до 2008 г. Целью такого подхода является показать, что в 23-м цикле солнечной активности (1996—2008 гг.) отрицательные тренды foF2 выше, чем в предыдущий период. В работах [Bremer et al., 2012; Mielich and Bremer, 2013] подробно анализируется зависимость получаемых трендов foF2 и hmF2 от длины ряда исходных данных, однако рассматриваются ряды, начинающиеся в год начала наблюдений на данной станции.
Выбор начала анализируемого периода является очень важным шагом при поиске трендов foF2 и hmF2. В работах одного из авторов было показано, что систематическое изменение параметров слоя F2 начинается около 1980 г. (плюс-минус 2-3 года). Подробно анализировались различные характеристики слоя F2: степень изменчивости hmF2 [Данилов и Ванина-Дарт, 2009, 2010а; Danilov, 2009], отношение критических частот foF2 в дневное (14:00 LT) и ночное (02:00 LT) время [Данилов и Ванина-Дарт, 2010б], коэффициент корреляции R(foF2) между дневными и ночными величинами foF2 [Данилов и Ванина-Дарт 2008; Danilov, 2008]. Поведение всех указанных параметров указывает на начало систематических изменений в слое F2 около 1980 г.
Вывод о начале изменений параметров слоя F2 около 1980 г. был подтвержден данными наблюдений методом некогерентного рассеяния (НР) на установке Saint Santin, опубликованными в работе [Donaldson et al., 2010]. Одним из наиболее ин-
т, к
1060 1050 1040 1030 1020 1010 1000 990 980 970 960 950
1970
1975
1980
1985 Годы
Рис. 1. Изменение со временем температуры ионов по измерениям методом НР согласно работе [Donaldson et al., 2010].
тересных результатов этой работы является констатация факта, что тренд в ионной температуре Ti начал проявляться примерно с 1980 г. Если брать весь интервал наблюдений с 1968 г. по 2006 г., величина тренда Ti оказывается существенно ниже (минус 3—4 К в год), чем если брать интервал с 1980 г. (минус 4—5 К в год). Очевидно, что этот результат хорошо согласуется (о чем говорится и в работе [Donaldson et al., 2010]) с результатами, полученными одним из авторов и описанными выше, о том, что многие тренды параметров ионосферного слоя F2 начинаются
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.