Диссертация (1149579), страница 8
Текст из файла (страница 8)
Однако в процессионообразования вносят вклад энергичные заряженные частицы, связанныес полярными сияниями. Они попадают в высокие широты, посколькутам силовые линии магнитного поля проникают в более удаленные частимагнитосферы, где и генерируются авроральные частицы. Поскольку в высокихширотах доминирует ионизация энергичными частицами, свойства полярнойионосферы значительно отличаются от свойств ионосферы средних широт.Нижняя ионосфера, включающая области D и E, в высоких широтахтеряет большинство своих регулярных вариаций за счет того, что ионизацияздесь обусловлена авроральными частицами. Ионизация области D частостоль интенсивна, что радиоволны средних и высоких частот, используемыепри вертикальном зондировании, полностью поглощаются. Это явление носитназвание «блэкаут» и серьезно препятствует ионосферным наблюдениямтрадиционнымиметодами.Наличиепространственныхнеоднородностей40ионосферы является еще одной причиной, затрудняющей радионаблюдение изза явления рассеяния, хотя существование этих неоднородностей превращаетсяв преимущество при радиолокации ионосферы на более высоких частотах.С солнечными вспышками тесно связаны возмущения верхней атмосферы,поскольку энергия, выделяемая в виде электромагнитного излучения завремя вспышки, достигает 1032 эрг.
Существуют три вида солнечногоизлучения, которые особенно влияют на процессы в верхней атмосфереи приводят к возникновению различных явлений: рентгеновское (приводитк внезапным ионосферным возмущениям), протоны с энергией 1-100 МэВ(вызывают поглощение в полярной шапке), низкоэнергичная плазма (приводитк магнитным бурям и полярным сияниям).
Время распространения до Земли уних составляет 8.3 мин, несколько суток, 1-2 суток, соответственно [152].В1937г.Дж.Деллинжеротождествилслучаиисчезновениякоротковолновой радиосвязи с аномальным поглощением радиоволн вионосфере вследствие солнечных вспышек [152]. Явление это обычноначинается быстро и продолжается, как правило, десятки минут, как ивидимая вспышка. Такие явления называют внезапными ионосфернымивозмущениями (ВИВ) или коротковолновым затуханием (SWF). Когда былиосуществлены ракетные измерения жесткого рентгеновского излучения, тооказалось, что во время вспышки его интенсивность возрастает на несколькопорядков, и сейчас именно усиление рентгеновского излучения считаетсяосновной причиной повышенной ионизации области D во время вспышки.
Всеявления ВИВ развиваются на всем освещенном Солнцем полушарии Земли, ипространственные их вариации невелики, за исключением вариаций, связанныхс изменением солнечного зенитного угла.В 1956 г. Д. К. Бэйли изучал влияние вспышки на радиосвязь (рассеяниевперед в диапазоне СВЧ). Он установил, что блэкауты были вызваныдополнительной ионизацией в области D ионосферы, произошедшей поддействием энергичных протонов, выброшенных от Солнца во время вспышки[152].
Исследование явления вторжения солнечных протонов проводилосьс помощью риометров, приборов, измеряющих поглощение радиоволн вионосфере по уменьшению интенсивности космического радиошума. Согласнопоказаниямриометров,областьпоглощениярадиоволнограничивается41главным образом высокими геомагнитными широтами - полярными шапками.Поэтому это явление часто называют поглощением в полярной шапке (ППШ).Для исследования изменений в нижней ионосфере во время вторжениясолнечных энергичных протонов широко используются результаты измеренийамплитуд и фаз сигналов сверхдлинноволновых (СДВ) передатчиков наавроральных трассах. Процессы распространения СДВ чувствительны кизменениям в структуре нижней ионосферы, поэтому такие измерения,проводимые в комплексе с традиционными видами наблюдений, существеннорасширяют возможности исследований реакции нижней ионосферы нагелиогеофизические возмущения.
Область отражения СДВ волн в среднемнаходится в нижней части D–слоя (55–65 км). Для этой области труднополучить достоверные значения (ℎ) даже измерениями на ракетах.Наиболееполныеисистематизированныеэкспериментальныеитеоретические исследования особенностей распространения СДВ в авроральнойзоне проведены в 70-х — 90-х годах прошлого века М.
И. Белоглазовым(Полярный геофизический институт РАН) и Г. Ф. Ременцом (Ленинградский,а затем Санкт-Петербургский государственный университет). Измеренияамплитуд и фаз СДВ велись в течение многих лет на полностью авроральнойрадиотрассе.
Результаты исследований обобщены в монографии [104] и циклеоригинальных работ [135], [136], [137], [103], [134], [138]. В частности, авторамибыло впервые установлено, что в условиях высыпания ультрарелятивистскихэлектронов некоторые аномальные СДВ возмущения не могут быть объясненыв классе монотонных профилей концентрации электронов. Было найденосемейство немонотонных профилей, в нулевом приближении моделирующихпоявление спорадического D-слоя электрической проводимости на высотах 10–40 км.
Этот результат важен для настоящей работы, так как позволяет учестьвозможность существования таких профилей при интерпретации результатовизмерений и локализовать по высоте возможные возмущения монотонныхпрофилей проводимости.С начала 60-х годов появилась возможность изучать солнечные протоны спомощью космических аппаратов, и вот уже много лет ведется практическинепрерывный мониторинг энергичных протонов в космическом пространстве,42восновномприпомощиспутниковGOES(GeostationaryOperationalEnvironmental Satellite).Поскольку образование и выброс энергичных протонов есть обычноеследствие всех солнечных вспышек, принято считать, что вспышки, дающиеППШ и наземные эффекты в космических лучах, отличаются не по природе,а только по рангу.
Для того, чтобы вызвать поглощение радиоволн, энергияпротонов должна составлять по меньшей мере 30 МэВ, а для того, чтобывызвать эффект в вариациях интенсивности космических лучей на уровнеЗемли, - 500 МэВ. Солнечные протоны не только вызывают поглощениерадиоволн в атмосфере, фиксируемое ионозондами, риометрами и линиямисвязи, но и влияют на распространение радиоволн СНЧ/ОНЧ диапазонов,что предоставляет возможность весьма эффективного контроля за состояниемионизации верхней атмосферы во время ППШ.
Типичная солнечная вспышкапродолжается десятки минут, а типичное явление ППШ - около несколькихсуток. Фактически, большинство ППШ начинается через несколько часовпосле соответствующей вспышки. Наличие ППШ зависит от гелиографическойдолготы вызывающей его вспышки. Как правило, вспышки на восточномлимбе Солнца (он расположен слева для наблюдателя в северном полушарииЗемли) не образуют ППШ.
Кроме того, задержка между вспышкой и ППШвозрастает с ростом восточной долготы вспышки. Наземные наблюдения заППШ с помощью риометров показывают, что распределение поглощения надполярными шапками в основном однородно и симметрично.Для протонов, энергия которых составляет 1-100 МэВ, атмосферныеэффекты должны наблюдаться в диапазоне высот 35-90 км.
Однако с ростомэнергии поток частиц слабеет, да и скорость рекомбинации сильно возрастаетс уменьшением высоты, так что протоны высоких энергий оказываются менееэффективными, чем можно было предположить [41].Получению ночного профиля концентрации электронов в D областиионосферыпосвященаработа[17].Внейдляполученияпрофиляэлектронной концентрации используется двумерная однородная модельраспространения ОНЧ волн в волноводе Земля-ионосфера, предложенная [93]и использующая в качестве параметров ℎ′ и .
Используя широкополосныеОНЧ сигналы, генерируемые молниями, авторы получили вариации от ночи43к ночи среднеширотных профилей концентрации электронов D областиионосферы.Имипоказанохорошеесовпадениеполученныхпрофилейконцентрации электронов с ночными профилями, взятыми из прошлыхракетных экспериментов [60; 86]. Также отмечено постоянство параметровℎ′ = 82 − 85.6 км и = 0.4 − 0.55 км−1 в ночное время по даннымсреднеширотных измерений атмосфериков в ОНЧ диапазоне частот, анебольшое наблюдаемое ими отклонение от константы авторы объясняютвторжением высокоэнергичных протонов в нижнюю ионосферу.Вработе[76]авторамианализировалисьвариациипервоймодышумановского резонанса по данным станций, расположенных на Кольскомполуострове во время вспышки на Солнце 6 ноября 1997 г.
Показано, чтовспышка сопровождалась увеличением частоты шумановского резонансана 3.5%, а увеличение потока протонов сопровождалось уменьшениемчастоты на 1%. Авторы объяснили эти эффекты изменениями высоты идиэлектрической проницаемости волновода Земля-ионосфера.Исследование основных закономерностей распространения ЭМ сигналов вволноводе Земля-ионосфера и создание теоретических моделей в приближениисферически-слоистой изотропной ионосферы было завершено еще в прошломвеке [32; 33; 46; 89]. Наиболее существенные физические механизмы воздействиясолнечных вспышек на нижнюю ионосферу Земли представлены в книге[126].
Эти работы являются актуальными и в наше время, а большинствосовременных публикаций посвящено уточнению имеющихся знаний припоявлении новых экспериментальных результатов.Проведенный анализ литературы показал, что в начале солнечной вспышкирезко увеличивается энергия ультрафиолетового и рентгеновского излучения,что вызывает дополнительную ионизацию ионосферных слоев на высотахоколо 75 км (слой D) и 110 км (слой E). Позже происходит вторжениевысокоэнергичных протонов, также ионизирующих нижнюю ионосферу иатмосферу вплоть до земной поверхности, что приводит к увеличениюпоглощения радиоволн и нарушениям радиосвязи в широком диапазонечастот.
Эти эффекты наиболее ярко проявляются в области полярныхширот. Для выявления изменений в нижней ионосфере, возникающих под44влиянием солнечных вспышек, широко используются наблюдения возмущенийамплитуд и фаз радиосигналов сверхдлинноволновых передатчиков в диапазонечастот от десяти до нескольких десятков килогерц. Такие наблюдения ужебыли организованы на достаточно плотной сети станций, в том числе ив высоких широтах. В частности, было установлено, что для объяснениянекоторых эффектов распространения СДВ сигналов необходимо ввести врассмотрение немонотонные профили проводимости в нижней части Dслоя. Известны попытки применения естественных ЭМ полей, порождаемыхмолниевыми разрядами в экваториальной области, для зондирования на болеенизких частотах, однако высокоширотных систематических наблюдений в СНЧдиапазоне до сих пор не проводилось.1.3.2МоделираспространенияЭМвозмущенийипроводимости ионосферы.Для организации высокоширотных систематических наблюдений в СНЧдиапазоненеобходимопроведениедетальногоанализасуществующихмоделей распространения ЭМ сигналов в волноводе Земля-ионосфера.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
