Verification of the empirical model of ionization of the lower ionosphere during solar flares of different classes

Texto integral

1. ВВЕДЕНИЕ

Результаты многочисленных исследований [Cummer et al., 1998; Thomson, 2010; Thomson et al., 2011; Singh et al., 2013; Hayes et al., 2021; Palit et al., 2013; Гаврилов и др., 2023] показали, что различные гелиогеофизические возмущения приводят к изменению концентрации электронов в нижней ионосфере и как следствие к изменению параметров электромагнитных сигналов очень низкой частоты (ОНЧ 3−30 кГц), распространяющихся в волноводе Земля–ионосфера. Этот факт позволяет использовать ОНЧ-сигналы как эффективный инструмент для оценки состояния и динамики нижней ионосферы в спокойных и возмущенных условиях [Gavrilov et al., 2019; Thomson, 2010; Thomson et al., 2011], а также для разработки новых и верификации существующих моделей нижней ионосферы [Xu et al., 2021; Bekker et al., 2021, 2022; Bekker and Korsunskaya, 2023]. На основе экспериментальных данных ОНЧ-наблюдений в работе [Ряховский и др., 2023] было показано, что если длительность переднего фронта вспышки существенно меньше характерного времени рекомбинации, динамика профиля электронной концентрации в нижней ионосфере на фронте вспышки линейно зависит от энергии потока рентгеновского излучения. Это позволило определить скорости ионизации и спектральные диапазоны излучения, оказывающие наибольшее влияние на динамику электронной концентрации (Ne) во время солнечных вспышек различного класса.

Целью данной работы является верификация эмпирической модели ионизации нижней ионосферы [Ряховский и др., 2023] во время солнечных вспышек различного класса по радиофизическим данным.

2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ

Для верификации эмпирической модели ионизации нижней ионосферы во время солнечных вспышек были проанализированы вспышки различного класса, произошедшие 10–11 июня 2014 г. и 6 сентября 2017 г. Список рассмотренных вспышек представлен в табл. 1.

 

Таблица 1. Список солнечных вспышек C-, M-, X-класса

Дата	Класс вспышки	Время начала	Время максимума	Время окончания
10.06.2014	C3.9	8:17	8:25	8:32
10.06.2014	C5.1	9:17	9:31	9:40
10.06.2014	C5.0	10:04	10:17	10:25
11.06.2014	M3.0	8:00	8:09	8:15
06.09.2017	X2.2	8:57	9:10	9:17
06.09.2017	X9.3	11:53	12:02	12:10

 

В работе [Ряховский и др., 2023] показано, что для типичных вспышек с короткими фронтами, когда характерные времена рекомбинационных процессов существенно больше времени нарастания фронта, для оценки изменения концентрации электронов на переднем фронте вспышки может быть использовано уравнение

$Ne\left(h,t\right)=K_i\left(h,\lambda \right)E\left(\lambda ,t\right)$, (1)

где K_i – коэффициент скорости ионизации для заданной высоты, а E – энергия излучения в спектральных диапазонах, оказывающих наибольшее влияние на динамику электронной концентрации на заданных высотах. В работе были определены спектральные диапазоны излучения, оказывающие наибольшее влияние на динамику электронной концентрации (Ne) и рассчитаны соответствующие коэффициенты ионизации (табл. 2).

 

Таблица 2. Значения коэффициентов ионизации нижней ионосферы для различных диапазонов рентгеновского излучения [Ряховский и др., 2023]

h, км	Диапазон излучения, нм	$K_i\left(h,\lambda \right)$
52	0.01–0.20	7.9·104
56	0.01–0.22	2.7·105
60	0.01–0.24	1.3·106
64	0.01–0.26	4.1·106

 

Для расчета потока ионизирующего излучения в спектральных диапазонах, указанных в табл. 2, использовались данные измерений спутником GOES в каналах 0.05‒0.4 и 0.1‒0.8 нм в предположении, что источник излучения при рентгеновской вспышке является черным телом [Levine et al., 2019; Gavrilov et al., 2022] и его спектральная плотность подчиняется закону Планка

$I\left(\lambda ,T\right)=\frac{2\pi \hslash c^2}{{\lambda }^5}\frac{1}{\exp \left(\frac{\hslash c}{\lambda kT}\right)-1}$, (3)

где ℏ – постоянная Планка; с – скорость света; k – постоянная Больцмана; λ – длина волны; T – температура черного тела. Результаты расчета потоков рентгеновского излучения в диапазонах, указанных в табл. 2 для шести солнечных вспышек (табл. 1), показаны на pис. 1.

Как было показано в работе [Корсунская, 2019], для оценки энергии потоков рентгеновского излучения в определенных нами спектральных диапазонах можно использовать температурный спектр для модели абсолютно черного тела как первое приближение. Для ее применения достаточно данных спутников GOES, которые непрерывны и имеют хорошее временное разрешение. Более сложные модели требуют дополнительных данных с других спутников, например RHESSI. Эти данные, как правило, являются фрагментарными и имеют низкое временное разрешение.

Коэффициенты ионизации K_i (табл. 2) и энергии потоков излучения (рис. 1), нормированные на солнечно-зенитный угол, позволили оценить временную динамику высотного профиля Ne в нижней среднеширотной ионосфере для всех вспышек. Пример расчета высотных профилей Ne для среднеширотной ионосферы в спокойных (предвспышечных) условиях и во время максимума потока рентгеновского излучения для всех рассмотренных вспышек показан на pис. 2. Отличие в характере и величине влияния различных вспышек объяснятся отличием энергии, спектра излучения и предвспышечным состоянием ионосферы.

 

Рис. 1. Потоки рентгеновского излучения в различных спектральных диапазонах во время вспышек из табл. 1.

 

Из рис. 2 явно видно, что во время солнечных вспышек концентрация Ne в нижней ионосфере может увеличиваться на несколько порядков, что в свою очередь может существенно влиять на условия распространения сигналов ОНЧ-диапазона. Таким образом, использование полученных согласно уравнению (1) высотных профилей Ne (рис. 2) может позволить оценить вариации амплитуды и фазы сигналов во время солнечных вспышек различного класса.

 

Рис. 2. Изменение высотного профиля Ne вовремя 6 вспышек (табл. 1). Штриховыми линиями показаны профили Ne до вспышки, сплошными линиями – во время максимума потока рентгеновского излучения.

 

3. ВЕРИФИКАЦИЯ МЕТОДИКИ ОЦЕНКИ ВЫСОТНЫХ ПРОФИЛЕЙ Ne

В отсутствии возможности проведения непрерывных непосредственных измерений в нижней ионосфере радиофизические данные являются одним из наиболее эффективных инструментов для оценки высотных профилей Ne. Для верификации эмпирической модели ионизации нижней ионосферы во время солнечных вспышек, описанной в работе [Ряховский и др., 2023], использовались данные измерений амплитудно-фазовых характеристик сигналов от станций GQD (19.6 кГц), зарегистрированных в обсерватории ИДГ РАН “Михнево”. Схема расположения трассы распространения сигнала от передатчика GQD до приемника ГФО “Михнево” представлена на рис. 3.

 

Рис. 3. Схема трассы распространения сигнала от передатчика GQD до приемника ГФО “Михнево”.

 

Высотные профили Ne, рассчитанные для трассы GQD – “Михнево” в соответствии с методикой, описанной в главе 2, использовались в программном комплексе LWPC [Ferguson, 1995] для расчета вариаций амплитуды и фазы сигналов на этой трассе.

Сравнение экспериментальных значений амплитуды и фазы сигналов с результатами расчета для 6 вспышек представлено на рис. 4 и рис. 5. Экспериментальные данные вариации амплитуды и фазы сигналов от станции GQD представлены штриховыми линиями, а результаты расчета амплитуды показаны кружками.

 

Рис. 4. Сравнение экспериментальных (штриховые линии) и расчетных (кружки) изменений амплитуды сигнала от передатчиков GQD для 6 вспышек различного класса.

 

Рис. 5. Сравнение экспериментальных (штриховые линии) и расчетных (кружки) изменений фазы сигнала от передатчиков GQD для 6 вспышек различного класса.

 

Можно видеть, что ход экспериментальных и расчетных кривых изменения амплитуды и фазы сигналов для первых пяти вспышек (табл. 1) практически совпадает (коэффициенты корреляции между расчетными и экспериментальными значениями превышают значение 0.9). Различия в экспериментальных и расчетных значениях амплитуд сигналов для вспышек X2.2 (коэффициент корреляции 0.82) и X9.3 (коэффициент корреляции 0.58) обусловлены близостью интерференционного минимума к пункту измерения [Bekker et al., 2022]. Таким образом, полученные результаты верификации высотных профилей Ne свидетельствуют о справедливости оценок коэффициентов ионизации и спектральных диапазонах, оказывающих наибольшее влияние на динамику Ne, представленных в работе [Ряховский и др., 2023].

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Результаты работы [Ряховский и др., 2023] позволили оценить диапазоны длин волн рентгеновского излучения, оказывающие наибольшее влияние на параметры нижней ионосферы, и оценить коэффициенты, характеризующие скорость ионизации на фронте вспышек. Логическим продолжением этой работы является исследование возможности прогнозирования изменений условий распространения радиосигналов ОНЧ-диапазона в нижней ионосфере при известных параметрах воздействия.

Полученные в настоящей работе результаты сравнения экспериментальных результатов и расчетных оценок для шести независимых солнечных рентгеновских вспышек С-, М- и Х- классов подтвердили эту возможность. Высокие значения коэффициентов корреляции экспериментальных и теоретических кривых вариаций амплитуды и фазы радиосигнала свидетельствуют о работоспособности представленной Ряховским и др. [2023] методики.

Результаты верификации подтверждают, что модель может быть использована для оценки высотных профилей Ne и прогнозирования условий распространения ОНЧ-радиосигналов при солнечных вспышках разных энергетических классов.

ФИНАНСИРОВАНИЕ РАБОТЫ

Работа выполнена при поддержке Российского научного фонда (проект РНФ № 22-77-00051). Экспериментальные данные получены в рамках госзадания № 122032900175-6.

Sobre autores

I. Ryakhovsky

Sadovsky Institute of Geospheres Dynamics, Russian Academy of Sciences

Autor responsável pela correspondência
Email: ryakhovskiy88@yandex.ru
Rússia, Moscow

Y. Poklad

Sadovsky Institute of Geospheres Dynamics, Russian Academy of Sciences

Email: poklad@mail.ru
Rússia, Moscow

B. Gavrilov

Sadovsky Institute of Geospheres Dynamics, Russian Academy of Sciences

Email: boris.gavrilov34@gmail.com
Rússia, Moscow

Bibliografia

Arquivos suplementares