CC BY
12
УДК 551.510.535
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ИНТЕНСИВНОСТИ ИОНИЗИРУЮЩЕГО ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК ПО ДАННЫМ НАВИГАЦИОННЫХ СИСТЕМ GPS/ГЛОНАСС
В. Е. Куницын, А. М. Падохин
(.кафедра физики атмосферы) E-mail: [email protected]
Показана возможность детектирования солнечных вспышек с помощью систем GPS/ГЛОНАСС. Проведено исследование внезапных увеличений полного электронного содержания в ионосфере по данным системы GPS. Проанализирована зависимость вариаций полного электронного содержания от потоков ионизирующего солнечного ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Предложен метод определения эффективной интенсивности ионизирующего солнечного излучения во время сильной вспышки по данным о скорости изменения полного электронного содержания.
Увеличение интенсивности рентгеновского и ультрафиолетового излучения, наблюдаемое во время хромоеферных вспышек, проявляется в виде внезапных увеличений полного электронного содержания (Э1ТЕС) в ионосфере. Ранее основным методом исследования изменения полного электронного содержания во время солнечных вспышек являлся метод измерения фарадеевского вращения плоскости поляризации сигналов радиомаяков, установленных на геостационарных спутниках [1, 2]. В последнее время для исследования ионосферы активно используются навигационные системы типа ОРЭ/ГЛОНАСС. Широкая сеть приемников сигналов этих систем, расположенных по всему миру, позволяет оперативно получать информацию о полном электронном содержании (ТЕС) с временным разрешением, достаточным для исследований изменений электронной концентрации, вызванных быстрыми процессами, протекающими на Солнце во время вспышек. В работах [3, 4] были проведены исследования зависимости Э1ТЕС от зенитного угла Солнца на примере солнечной вспышки 14 июля 2000 г., показано, что величина Э1ТЕС обратно пропорциональна функции Чэпмена зенитного угла Солнца [3]. Большое число солнечных вспышек различной интенсивности было исследовано в [5]. В рамках приближения простого слоя в [3] была предложена методика оценки ионизирующего излучения Солнца по данным об увеличении ТЕС во время вспышек. Приближение простого слоя лишь качественно описывает распределение электронов в ионосфере Земли, поэтому целесообразным представляется использование его обобщения на случай атмосферы состоящей из нескольких ионизуемых компонент, для определения ионизирующего излучения Солнца во время вспышки по данным об изменении ТЕС, что и предлагается в этой работе.
Одни из самых интенсивных солнечных вспышек
за всю историю наблюдений произошли в конце октября - начале ноября 2003 г. Вспышка 4 ноября 2003 г. (Х28) была самой интенсивной по рентгеновскому излучению за всю историю наблюдений, также достаточно интенсивные вспышки произошли 28 октября 2003 г. (XI7) и 29 октября 2003 г. (Х10).
Для того чтобы исследовать SITEC, вызванное солнечной вспышкой, анализировались данные ТЕС с разрешением 30 с, полученные на международной сети приемников IGS, и данные о потоках солнечного ультрафиолетового и рентгеновского излучения со спутников GOES [6] и SOHO [7] с разрешением 60 и 15 с соответственно. На рис. 1 (вверху) показаны потоки солнечного излучения во время вспышки класса XI7 28 октября 2003 г. Начиная с 11:03 UTC в течение 10 мин поток рентгеновского излучения вырос в 17 раз, поток в спектральном диапазоне 1-500 А вырос более чем в полтора раза. На рис. 1 (внизу) показаны потоки солнечного излучения во время вспышки класса Х28 4 ноября 2003 г. Отметим также, что измерительная аппаратура на спутнике GOES не дает возможности измерять потоки рентгеновского излучения с интенсивностью больше 1.8- Ю-3 Вт/м2. С этим связана область постоянного максимального значения интенсивности рентгеновского излучения для вспышки 4 ноября 2003 г. (см. рис. 1, внизу). Реальные потоки рентгеновского излучения для этой вспышки достигали 2.8- 10^3 Вт/м2.
Для оценки ионосферного эффекта быстрого увеличения потоков солнечного рентгеновского и ультрафиолетового излучения анализировались данные о ТЕС и скорости изменения ТЕС с приемников сети IGS, расположенных на дневной стороне Земли. Использовались данные со спутников, расположенных вблизи зенита для данной точки наблюдения, так как спутники с малыми углами возвышения не могут обеспечить точные измерения
1170 1180 1190 1200 Время, мин
1210
----Рентгеновское солнечное излучение 1-8 А
- Солнечное излучение 0.1-50 нм
Рис. 1. Потоки солнечного излучения по данным ИСЗ БОНО и ООЕБ-12 для вспышки 28 октября 2003 г. (вверху) и 4 ноября 2003 г. (внизу)
ТЕС. Таким образом, для каждой станции наблюдения вычислялись и пересчитывались на вертикаль наклонный ТЕС и производная ¡¿ТЕС/¡¿/ для двух-трех пар спутник-приемник. Результаты обработки для вспышек 28.10.2003 г. на примере станции ЭАКА (вверху) и 4.11.2003 г. на примере станции ВЕМТ (внизу) показаны на рис. 2. Для обеих вспышек (слева) видно внезапное увеличение ТЕС: на 20-30 ТЕСи за 5 мин для вспышки 28.10.2003 г., что соответствует приблизительно 25%-му увеличению ионосферного электронного содержания и на 7-8 ТЕСи для вспышки 4.11.2003 г. Эффект внезапного увеличения электронного содержания еще более заметен на кривых скорости изменения ТЕС со временем (рис. 2, справа). На примере зависимости для вспышки 28.10.2003 г. видно, что Б1ТЕС произошло около 11:03 иТ и продолжалось порядка 10 мин. В это время скорость изменения ТЕС значительно возрастает до величин порядка 9 ТЕСи/мин и демонстрирует тонкую структуру с двумя максимумами в 11:03 иТ и в 11:04:30 иТ, что может быть
связано с временной изменчивостью рентгеновского и ультрафиолетового излучения во время вспышки. Для анализа этой связи был построен совместный график временных зависимостей солнечного потока в спектральном диапазоне 1-500 А и скорости изменения ТЕС. Эти зависимости представлены на рис. 3. Видно совпадение структуры временной зависимости ¡¿ТЕС/¡¿/ и солнечного потока. Несмотря на то что вспышка 4.11.2003 г. была более интенсивной в рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазоне, Б1ТЕС, вызванный ею, в 2-3 раза меньше, чем для вспышки 28.10.2003 г., что может быть объяснено влиянием излучения в мягком ультрафиолетовом диапазоне (> 500 А), прямые измерения в котором отсутствуют.
Данные о скорости изменения ТЕС во время солнечной вспышки могут быть использованы для оценки спектральной интенсивности потока солнечного излучения, вызванного вспышкой.
Скорость изменения электронной концентрации в ионосфере задается уравнением неразрывности с источниками и стоками в правой части
оы_
сХ\\ЫУ = Р
(1)
где Р — скорость образования, а Ь — скорость потерь электронов. Как видно из рис. 1, потоки солнечного излучения во время вспышки резко возрастают за время порядка нескольких минут, что меньше характерного времени процессов рекомбинации и дрейфа, тогда на масштабе коротких периодов (1) можно переписать в виде
(2)
В соответствии с данным приближением во время вспышки интенсивность ионизирующего солнечного излучения возрастает скачкообразно: 1 = 1о + Д/6|(/ — /о)- вследствие чего скорость образования электронов Р испытывает скачок: Р = Ро + АР8({ — {о), и соответствующий скачок претерпевает производная электронной концентрации, а следовательно, и производная полного электронного содержания ТЕС:
¿ГГЕС
—оГ
(3)
Для скорости фотоионизации излучением с широким спектром для изотермической атмосферы, состоящей из нескольких компонент, справедливо
•Д-(А)р0,-//,-е-А/^8ес Л . (4)
А /
х ехр
А
"Н:
Отн. ТЕС, ст. DAKA (-1.8,15.3) и 29-й спутник
dTEC/dt, ст. DAKA и 29-й спутник
10:5010:55 11:00 11:05 11:10 11:1511:20 11:25 Время
Отн. ТЕС, ст. ВЕМТ (-116,33.8) и 27-й спутник
10:50 10:55 11:00 11:05 11:10 11:15 11:20 11:25 Время
dTEC/dt, ст. ВЕМТ и 27-й спутник
19:3019:35 19:40 19:45 19:50 19:55 20:00 20:« Время
19:3019:35 19:40 19:45 19:50 19:55 20:00 20:05 Время
Рис. 2. Относительный ТЕС и скорость изменения ТЕС для пар спутник GPS - приемник GPS в периоды интенсивных солнечных вспышек 28 октября 2003 г. (вверху) и 4 ноября 2003 г. (внизу)
660 665 670 Время, мин
----dTQc/dt
- Солнечное излучение 0.1-50 нм
Рис. 3. Поток солнечного излучения 1-500 А и скорость изменения ТЕС на станции ОАКА для 5-го спутника 28.10.2003 г.
где 77/(Л) — фотоионизационный выход для I-й газовой компоненты на длине волны Л; Д(А) — сечение поглощения ¿-й газовой компоненты на длине волны Л; Я/ и р0{ — приведенная высота и приземная плотность 1-й газовой компоненты соответственно; ^оо(^) — интенсивность солнечного излучения на длине волны Л на верхней границе атмосферы. Тогда после интегрирования (3) получим
д ТЕС
~~дГ
= 6(t-
ЕЕ^(Л)А/00(Л)Х ^ ^ secx
1 — ехр
ыт
(5)
где h0i — высота максимума скорости ионизации i-й газовой компоненты при нахождении Солнца в зените. При характерном значении соответствующих высот в ионосфере Земли вторым членом в квадратных скобках (5) можно пренебречь.
Введем эффективную ионизирующую интенсивность солнечного излучения при вспышке в интервале длин волн АЛ как
££'оо(А)г?/(А)
7 _ Л i
££^(А) '
Л i
Тогда можно получать количественные характеристики потока ионизирующего солнечного излучения во время вспышки по наблюдениям SITEC.
Отметим, что предложенная методика позволяет определять эффективную интенсивность ионизирующего солнечного излучения во время вспышки во всем интервале длин волн, ионизующих атмосферу Земли, а не только в узких спектральных диапазонах, измерения в которых производятся на искусственных спутниках Земли.
Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ (гранты 05-05-65145, 07-05-01120).
Литература
1. Mendillo М., Klobuchar J.A., Fritz R.B. et al. 11 J. Geo-phys. Res. 1974. 79. P. 665.
2. Митра А. Воздействие солнечных вспышек на ионосферу Земли, М., 1977.
3. Wan W., Liu L., Yuan H. et al. 11 Advances in Space Res. 2005. 36. P. 2465.
4. Liu J.Y., Lin C.H., Chen Y.I. et. al. 11 J. Geophys. Res. 2006. 111. P. A05308.
5. Liu J.Y., Lin C.H., Tsai H.F., Liou Y.A. // J. Geophys. Res. 2004. 109. P. A01307.
6. http://spidr.ngdc.noaa.gov/spidr/.
7. http://www.usc.edu/dept/space_science/OLD_WEB/ semdata.htm.
Поступила в редакцию 21.03.07
