Исследования возмущений ионосферы и GPS-сигналов методами интерферометрии и вейвлет-анализа, страница 4

Для обработки данных такого объема и был создан испециализированный программный комплекс CRASS GPS – автоматическогокомплексного регионального анализа спутниковых сигналов GPS, в которомреализованы разработки Главы 3.В работе используются результаты, полученные как при обработке TEC, таки при изучении только фазы L1.

Результаты, полученные при использованииобоих типов данных, имеют коэффициент корреляции не менее 0.9, поэтомудалее при обсуждении не указывается, какой тип данных использован.Определим параметр волновой активности для данной наблюдательной сетикак относительное число квазиволновых структур за некоторый временнойпериод, т.е. как среднее по сети отношение зарегистрированныхинтерферометром квазиволновых структур к их максимально выделенному числув пересчете на одну ячейку.

Введенный так параметр не зависит от величинысети (количества измерительных ячеек) и потому является объективной16характеристикой, зависящей от географического расположения подсети,местного времени и геомагнитной обстановки.В п. 4.3. рассмотрены примеры влияния солнечных вспышек и связанных сними магнитных бурь на волновую активность.На рис. 6 а) приведена временная зависимость числа детектируемыхволновых структур (параметра волновой активности) на всех ячейкахнаблюдательной подсети (Венеция) с временной дискретизацией 4ч в течение 11–27 июля 2005г.

Виден квазирегулярный дневной ход изучаемого параметра и егорезкий всплеск во время вспышки класса X1.5 на Солнце около 11ч 14.07(показан не в масштабе рисунка). Расположенные на ночной стороне в моментвспышки подсети Калифорнии и Детройта всплеска волновой активности 14.07не выделяют вообще (рис. 6 б). В указанный период времени геомагнитнаяобстановка была спокойной (|Dst|<40nT), что значительно упрощаетидентификацию отклика на вспышку. Через ~3,5 дня основная масса солнечногокоронарного выброса подошла к Земле и зарегистрированная волноваяактивность увеличилась в 1.6-1.8 раза по сравнению с ее средними значениями,что фиксируетсявсеми сетями. Аналогичная ситуация (кроме всплескаактивности, непосредственно связанного со вспышкой) имела место для болеемощной группы вспышек (12-13).09.2005 в максимуме достигавшей класса X18.Можно предположить следующие качественные механизмы образованияволновых структур, связанных непосредственно с солнечной вспышкой.Источниками таких структур могут быть либо неоднородности самого потока gизлучения во время вспышки, либо неустойчивости ионосферной плазмы,возникающие на краях пятна дополнительной ионизации.

Выяснение этихмеханизмов является самостоятельной задачей и выходит за рамки даннойработы.Полученные нами данные дают возможность получить грубую оценкускоростей распространения выбросов солнечной массы по времени запаздываниявсплеска волновой активности в ионосфере Земли. По представленным даннымполучаем величины средней скорости порядка 400 – 700 км/c, что совпадает сдиапазоном скоростей, приведенным в [3]. Анализ спутниковых измеренийскорости солнечного ветра в миссии SOHO [18] непосредственно для периодарассмотренного события (14-18).07.2005 г.

дает величину средней скорости518.9±6.3 км/с, наша оценка этой скорости по времени возникновения волновыхвозмущений составляет 506±12 км/c, т.е. полученные результаты хорошосогласуются с прямыми измерениями.При рассмотрении реакции ионосферы на группу солнечных вспышек (0911) сентября 2005 г.

(самое крупное событие 2005 г. класса X18) однозначноговсплеска волновой активности, связанного непосредственно с конкретнойвспышкой не выявлено. Вместе с тем, реакция волновой активности на17наступившую впоследствии магнитную бурюпревышает свои фоновые значения, см. рис. 6 б).показательна – она вдвоеа)б)Рис. 6. Влияние солнечных вспышек на изменение волновой активностиа) 14.07 по данным интерферометрической подсети в Венецииб) (7-10).09 – в Калифорнии.

Области 1 на панелях – данные отсутствуют.В работе рассмотрены и другие события 2005г, связанные с солнечнымивспышками. Получено, что непосредственная связь вспышки с генерациейнеоднородных структур отмечается не всегда, однако всегда волновая активностьувеличивается в активный период магнитной бури. В п. 4.4. рассмотреныволновые спектры ионосферных неоднородностей, полученные в работе.

Какизвестно, для определения степени турбулизации среды принято использовать18степенные оценки волнового спектра S~ka. В случае анизотропной плазмыдиапазон оценок параметра a у разных авторов составляет -1…-100 [5,11,15].Методами GPS- интерферометрии получены для вариаций ТЕС значениядиапазона aТЕС= (-2…-4) для средне широтной и тропической ионосферы [11].Этот параметр варьируется при изменении гелио- и геомагнитных условий и егоотклоненияотсреднегомогут служить индикаторома)возмущенности среды.Длярезультатов,относящихсякподсетиДетройта в период (13-22).07– см. рис.

7 – виден резкийвсплескисследуемогопараметра,достигающийвеличина -4.5, что в 3,5 разапревышаетсреднеезначение за месяц. На рис.среднее отмечено жирнойпрямой, пунктирные прямыеб)означаютвыборочнуюдисперсия вокруг среднего.Этотвсплескможноинтерпретировать как отклик– с запаздыванием 8-12 часов– на солнечные вспышки,поскольку во время вспышекДетройтская и Калифорнийская подсети находились наночнойстороне.ДляВенецианской подсети такоевозмущениенаступаетРис. 7. Изменения в параметре волновогоспектра для подсети Детройта (а) и Венеции (б).

практически синхронно (см.с солнечнымиВидны отклики ионосферы непосредственно на рис. 4.8.б)вспышками. Через 3,5 днявспышки и на начавшуюся с 17.07 магнитнуюсолнечный выброс дошел добурю.Земли и начались магнитныевозмущения, во время которых значения параметра a изменяются в болеешироких пределах, чем в магнито-спокойные периоды, вдвое превосходя среднееи больше выборочной дисперсии.Для периода 15-28 января 2005г возмущения в волновой активности ипараметре a непосредственно от группы солнечных вспышек не19идентифицируются, но появление возмущений в спектре выделенных структурначинается после начала магнитной бури и продолжается практически весьпериод восстановления – до 27 января, при этом за период 18…24 январяполучаем среднюю величину aср=-4.1 при дисперсии 0.7, в то время как за январьв целом соответствующие величины составили aср=-3.2 при величине дисперсии1.1.

Приведенные данные показывают, что возникновение гео- и гелиоактивности приводит к возмущениям в спектрах неоднородных структур вионосфере Земли, что совпадает с результатами других исследователей.Итак, в ходе проведенного анализа данных возникали две ситуации. Впервой изменения параметра a практически синхронны со вспышкой на солнце.Во второй реакция непосредственно на вспышку находится на уровне шумов илиплохо идентифицируется (например, для вспышки начала сентября – самойсильной в регистрируемых ИСЗ GEOS), даже несмотря на то, что сети вКалифорнии и около Детройта во время вспышки находилась на дневнойстороне.

Однако влияние выброса коронарной массы и вызванных им магнитныхвозмущений на ионосферные структуры проявляется в обоих случаях – см. табл.4. В активной фазе магнитной бури параметр a также меняется сильнее (имеетбольшую до 2 раз дисперсию), чем в спокойные периоды, причем такиесоотношения справедливы для всех 9 периодов геомагнитной активности спиковыми возмущениями êDstê>120nT в 2005 и октябре-ноябре 2003 г.г. общейдлительностью 47 дней.Результаты анализа, полученные при оценках средней скорости солнечноговетра по различным проявлениям в ионосфере, сведены в Таблицу 4.5.

Величиныдисперсии оценок по данным мисси SOHO [18] связаны со значительнымивариациями скорости солнечного ветра – его порывами при коронарном выбросемассы. Полученные результаты показывают, что предложенная интерпретациясвязи волновой активности и изменений степенного параметра аппроксимацииспектра могут использоваться для оценки средней скорости солнечного ветра.Результаты наших оценок находятся в хорошем согласии с независимыми in situизмерениями.Периодизмерения(15-20).01(13-14).0730.07-08.08(09-11).09Таблица 4.5.Скорость выброса коронарной солнечной массы, км/cОценки поДанные ИСЗвозникновениюизменениюSOHOволновой активности показателя a755.4±157.0650±53518.9±6.3506±12525±12509±57472±63464±30624±202680±8020В п.4.5 изложены результаты анализа ионосферных возмущений в октябре ноябре 2003г.

Данный вопрос уже освящался в литературе [11] и поэтомуполученные нами результаты можно сравнить с результатами других авторов.Проведенное рассмотрение для региона Калифорнии выявляет наличиедвух значительных всплесков волновой активности – около 6 часов 30.10 и около2 часов 31.10. Эти всплески соответствуют пикам возмущений в уровне Dst сзадержкой 4-6 часов. Аналогичные данные получены и для других подсетей.Поведение параметра степенного спектра a также выявляет несколько пиков.Первый соответствует началу магнитной бури и относится к 12 часам 30.10,остальные – относятся к 2 и 4 ноября.

Среднее значение параметра a за октябрьноябрь 2003 составляет -1.5 при дисперсии 0.6. Максимальные отклонения наразных фазах бури a составляют от -2.5 до -4.2. Аналогичная ситуация имеетместо и для второй, более мощной бури (20-21).11 с Dst= -472 nT . Наблюдаетсяодиночный всплеск параметра до величины a=-3.2, что более чем вдвоепревышает среднее значение a за октябрь- ноябрь.Таким образом, оба подхода – и по изучению волновой активности, и вцелом более чувствительный, связанный с использованием измененияспектрального параметра a, дают сходные и непротиворечивые результаты.Анализ данных о распределениях скоростей и частоты появленияквазиволновых ионосферных структур показывает, что магнитные бури приводятк перестройке распределений размеров этих структур в диапазоне 20-60 минут,т.е.

в магнитоактивные периоды уверенно регистрируются именно крупныеионосферные возмущения с пространственными размерами в диапазоне 1000 …3000 км. Проведенный детальный анализ распределений скоростей показывает,что в магнитоактивные дни скорости движения структур зависят от направленияперемещения и возрастают почти вдвое по сравнению с магнитоспокойнимипериодами того же месяца. Например, если в спокойные дни средние значенияскорости составляют 250-350 м/с при дисперсии 50 м/с, то во время буривеличины средних скоростей по секторам анализа варьируются от 500 до 1600м/с при дисперсии 250м/с.

Эти данные в целом согласуются с результатами,приведенным в [11] - они объясняют большие приводимые в литературе значениядисперсии оценок скорости, достигающие в среднем 45%. В случаегеомагнитных возмущений характеристики структур быстро меняются, поэтомуоценка дисперсии изменений за день оказывается весьма большой. Итак,используемые методики дают результаты, в целом сходные с данными другихавторов.Исследованиям влияния геомагнитных условий на саму структуру GPSсигналов посвящен п.