Обнаружение ионосферных слоев в дневной ионосфере Венеры на высотах 80-120 км по результатам двухчастотного радиопросвечивания космическими аппаратами «Венера-15, -16»

Ионосфера Венеры была обнаружена в эксперименте радиопросвечивания, проведенном в 1967 г. с помощью космического аппарата (КА) «Mariner-5». Систематические исследования венерианской ионосферы проводились в период с 1975 по 1994 г. с помощью КА «Венера-9, -10» [1], «Pioneer-Venus» [2, 3], «Венера-15», -16 [4, 5], «Magellan» [6]. По результатам экспериментов радиопросвечивания было получено ~400 высотных распределений электронной концентрации при различных условиях освещенности Солнцем, что позволило исследовать основные закономерности поведения ионосферы Венеры. Но интерес к исследованию Венеры не уменьшается. В 2006 г. на ее орбиту был выведен КА «Venus-Express» [7], который проводит эксперименты радиопросвечивания и в настоящее время. К сожалению, большая часть данных зарубежных миссий недоступна для детального анализа с использованием наших новых технологий обработки.

Целью данной работы являлось получение новых сведений об ионосфере Венеры по данным двухчастотного радиопросвечивания с помощью КА «Венера-15, -16»`. Прогресс в теории радиовидения и в технике цифровой обработки сигналов обеспечил возможность исследования неизвестной слоистой структуры ионосферы Венеры благодаря применению более совершенных методов обработки. Высокая степень когерентности и стабильности радиосигналов с длинами волн 32 и 8 см КА «Венера-15, -16» позволила выполнить более точный анализ радиофизических параметров в ионосфере Венеры. Этому способствовало также то обстоятельство, что рефракция в ионосфере радиосигнала с длиной волны 32 см в шесть раз превышает рефракцию сигнала на длине волны 13 см, который используется в зарубежных исследованиях.

Методика измерений

Двухчастотное радиопросвечивание ионосферы было проведено в период с 12.10.1983 по

24.09.1984 г. при заходах КА «Венера-15, -16» за диск Венеры и при выходах из-за него. Антенна Центра дальней космической связи (г. Евпатория) принимала когерентные радиосигналы с длинами волн 8 (СМ) и 32 (ДМ) см; штатная аппаратура обеспечивала усиление, гетеродинирование и фильтрацию, а затем сигналы поступали по отдельным каналам в комплекс аппаратуры дисперсионного интерферометра [1]. Он осуществлял выделение сигналов методом калибровочного гетеродина, узкополосную фильтрацию с помощью следящих фильтров, построенных на базе ФАП, и измерение приведенной разности фаз с регистрацией на ленту самописца. В состав наземной аппаратуры была введена также цифровая система регистрации [4], принцип работы которой заключался в следующем. Сигналы ДМ (1 кГц ± 50 Гц) и СМ (4 кГц ± 100 Гц), поступающие с полосовых фильтров дисперсионного интерферометра, кодировались с помощью двухканального 8-разрядного аналого-цифрового преобразователя, что исключило относительные временные сдвиги двух когерентных сигналов. Частота дискретизации формировалась из водородного стандарта, и ее значение ~550 Гц было выбрано так, чтобы исключить эффекты наложения, возникающие при дискретизации узкополосных сигналов. Цифровые значения напряженности электромагнитного поля записывались на магнитную ленту.

Ранее, в 1984–1986 гг., по этим записям были измерены приведенные разности фаз сигналов и определены высотные профили электронной концентрации N ( h ), которые позволили исследовать основные свойства ионосферы Венеры на высотах от 120 до 1000 км [4, 5]. В качестве примера на рис. 1 представлены распределения N ( h ) для четырех зенитных углов Солнца Z 0 .

Результаты анализа N ( h ) показали, что ионопауза – граница между ионосферой и солнечной плазмой – наблюдается, как правило, на уровне 250 - 300 км при малых Z 0 и на уровне 600 - 1000 км при больших Z 0 , но

Рис . 1. Высотные профили электронной концентрации N ( h ).

ее положение может изменяться на несколько сотен километров. Главный максимум ионизации дневной ионосферы располагается на высотах 138– 148 км; при Z 0 =0 ° он имеет электронную концентрацию ~5 - 10 5 см^-3 в минимуме активности Солнца и ~8 - 10⁵ см^-3 в максимуме активности. При малых Z 0 в области высот ~190 км формируется еще один максимум ионизации – аналог слоя F2 земной ионосферы. Нижний максимум ионизации в виде перегиба N ( h )-профиля находится на ~15 км ниже главного максимума и имеет электронную концентрацию ~2 - 10⁵ см^-3 при Z 0 =0 ° . С ростом Z 0 концентрация в главном и нижнем максимумах уменьшается по закону простого слоя. Ниже 130 км наблюдалось быстрое уменьшение N ( h ) и предполагалось, что ниже ~115 км ионосферной плазмы нет.

Новое программное обеспечение позволило реализовать высокоточные вычисления амплитуд и приращений фаз ДМ- и СМ-сигналов с максимально возможным разрешением по времени, что позволило применить новую методику анализа радиозатмен-ных данных, которая обеспечивает достоверное разделение влияния шума, ионосферы и атмосферы на результаты радиопросвечивания.

Приращения фаз сигналов позволяют измерить угол рефракции £ ( t ), а амплитуды сигналов - производную угла рефракции радиоволн, распространяющихся в ионосфере и атмосфере, в соответствии с приближенными соотношениями:

§(t) = Vcf [Дf (t) + ДF(t)], d- §( t) = V^ X (t) - 1], dt L где с – скорость света, L – расстояние между КА и перицентром линии прямой видимости КА, Vi -вертикальная компонента скорости захода или выхода КА, Дf - изменение частоты сигнала (с частотой несущей f) в ионосфере, ДF - изменение частоты в верхней атмосфере, X – рефракционное ослабление мощности сигнала. В данном приближении было показано, что вариации рефракционного ослабления должны быть прямо пропорциональны вариациям производной изменения частоты сигнала, обусловленного влиянием просвечиваемой среды:

с L ,

X ( t ) = 1 + . [ Д f ( t ) + Д F ( t ) ] ■ f V i dt

Чтобы исключить влияние атмосферы и движения КА, вычислялась приведенная разность частот в функции времени 5 f ( t ) [4]. Тогда можно считать, что Д f ( t ) ~ 5 f ( t ) определяется только влиянием плазмы на трассе радиосвязи.

На рис. 2 представлены результаты прецизионных измерений с шагом по времени 0.06 с: X ( t ) для СМ- и ДМ-сигнала и вариации производной Д f ( t ), которые прямо пропорциональны вариациям рефракционного ослабления ДМ-сигнала в соответствии с представленным соотношением. По вертикальной оси – высота линии прямой видимости КА над поверхностью Венеры h , по горизонтальной оси – шкала для X ( t ) в относительных единицах, где 1 соответствует отсутствию влияния ионосферы и атмосферы. Из рис. 2 видно, что влияние ионосферы на СМ-сигнал не превышает уровень шума, а влияние рефракционного ослабления в атмосфере наблюдается ниже ~100 км. Влияние ионосферы на рефракционное ослабление ДМ-сигнала существенно превышает погрешности измерений. На высотах 150– 180 км присутствуют три четко выраженных максимума X ( t ), обусловленных сжатием лучевой трубки при прохождении ионизованных слоев с большими градиентами показателя преломления. Эти максимумы полностью совпадают с вариациями производной Д f(t ), но не коррелируют с вариациями X ( t ) для СМ-сигнала, что свидетельствует о слоистой структуре ионосферы в высотном интервале 150–180 км. На высоте 128 км наблюдается сильная фокусировка радиолуча ДМ, обусловленная большим градиентом показателя преломления в области между главным и нижним максимумами N ( h ). Следующий максимум на высоте 115 км обусловлен быстрым уменьшением концентрации электронов ниже области нижнего максимума N ( h ). Но наиболее интересными являются

Рис . 2. Рефракционное ослабление Х для ДМ- и СМ- сигналов и вариации производной Д f .

Обнаружение ионосферных слоев в дневной ионосфере Венеры… максимумы X(t) на высотах 85, 88, 105 км, которые совпадают с вариациями производной ∆f(t). Такое совпадение однозначно свидетельствует о наличии ионизованных слоев на высотах 80–120 км. Обнаруженная корреляция вариаций X(t) и ∆f(t) не может быть случайным совпадением, так как флуктуации шума для амплитуды и частоты радиосигнала имеют разную природу и полностью не коррелированы. Следует также отметить, что в области ниже ~100 км на рефракционное ослабление влияют и ионизованные слои, и атмосфера, но влияние атмосферы одинаковое для X(t) ДМ- и СМ-сигналов и не проявляется на вариациях производной ∆f(t), а влияние ионизованных слоев не проявляется на X(t) СМ-сигнала и одинаковое для вариаций производной ∆f(t) и X(t) ДМ-сигнала.

Таким образом, применение новых технологий анализа данных радиопросвечивания КА «Венера-15, -16» позволило обнаружить слои ионосферной плазмы на высотах 80–110 км, которые не наблюдались ни в одной миссии к Венере.

Работа выполнена при частичной поддержке грантов РФФИ №07-02-00514-а и №06-02-17071-а.