Вариации ионосферных параметров над Алма-Атой (Казахстан) в 1999-2013 гг

Радиозондирование ионосферы с помощью сигналов глобальной навигационной системы позволяет осуществлять непрерывный мониторинг ионосферы Земли [Афраймович, Перевалова, 2006] . Так называемая технология GIM (Global Ionospheric Maps), разработанная в нескольких исследовательских центрах (JPLG, США; CODE, Швейцария, и др.), является мощным современным средством мониторинга и исследования глобальной и локальной

структуры ионосферы [Mannucci et al., 1998; Schaer et al., 1998a, b] . Эти исследования важны для понимания динамических процессов в околоземном космическом пространстве. Они дают возможность понять, как внешние факторы, такие как солнечная активность, влияют на динамические структуры Земли, в частности на околоземное космическое пространство. Исследованиям изменчивости ионосферных параметров в зависимости от солнечной и геомагнитной активности в последние годы посвящено немало работ [Araujo-Pradere et al., 2005;

Mandrikova et al., 2018; Shreedevi et al., 2018; Bolaji et al., 2019] . Пространственная изменчивость ионосферы в зависимости от сезона исследуется с применением современных статистических методов, например вейвлет-анализа [Shi et al., 2014] . Ведутся работы по модификации индексов солнечной активности в международных справочных моделях ионосферы IRI и IRI-Plas [Гуляева, 2016] . Для изучения изменчивости электронной концентрации ионосферы предлагается локальная эмпирическая модель электронной концентрации для условий низкой геомагнитной активности, которая применима при любом уровне солнечной активности [Деминов и др., 2015] .

В данной работе изучена изменчивость ионосферных параметров — полного электронного содержания I ( t ) (ПЭС) и электронной концентрации в максимуме слоя F2 N _m над Казахстанским регионом за достаточно длительный период времени, охватывающий различные уровни солнечной активности. В качестве характеристики солнечной активности используется индекс F 10.7 — поток солнечного радиоизлучения на длине волны 10.7 см. Геомагнитная активность характеризовалась с помощью А р -ин-декса. Цель исследования — выявление зависимости характеристик ионосферы от вариаций внешних факторов, к которым относится поток солнечной радиации. Представлены результаты анализа изменчивости ионосферных параметров над Алма-Атой (Казахстан) для двух значений местного времени (полдень и полночь), трех сезонов, для низкой ( F 10.7<100) и высокой ( F 10.7>170) солнечной активности; невозмущенных ( А р <9) и возмущенных ( А р >27) геомагнитных условий. Результаты, полученные с применением современных спутниковых технологий, ориентированных на работу с данными ПЭС на основе GPS-мониторинга, а также путем измерений на Алма-атинской станции вертикального зондирования, позволяют выявить региональные особенности среднеширотной ионосферы.

ИСПОЛЬЗОВАННЫЕ ДАННЫЕ

В работе значения ПЭС I ( t ) получены по картам IONEX в узле GIM [42.5 ° N; 75.0 ° E], наиболее близком к координатам г. Алма-Ата [43.25 ° N; 76.92 ° E]. Используются GIM-карты [ftp://cddis.gsfc. nasa.gov/pub/gps/products/ionex] в формате IONEX, рассчитанные Швейцарским центром CODE (Center for Orbit Determination in Europe, University of Berne, Switzerland) на основе данных более 150 приемных пунктов GPS. Каждый IONEX-dat-файл содержит значения вертикального ПЭС за одни сутки по шкале мирового времени (UT) c временным разрешением 2 ч. Вертикальное ПЭС рассчитывается с учетом состояния солнечно-геомагнитых условий по сферическим гармоническим формулам [Афраймович, Перевалова, 2006] . Общепринятая единица ПЭС — TECU (total electron content unit), равная 10¹⁶ м^–3. Поведение полного электронного содержания рассматривается совместно с вариациями электронной концентрации N _m в максимуме ионосферного слоя F2, измеренными на ионосферной станции вертикального зондирования г. Алма-Аты [43.25 ° N; 76.92 ° E].

РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

Зависимость ионосферных параметров от уровня солнечной активности

Рассмотрим вариации ионосферных параметров за временной интервал 1999–2013 гг., который охватывает разные уровни солнечной активности: высокий (1999–2002 гг.), когда поток радиоизлучения Солнца на длине волны 10.7 см F 10.7>150; средний, F 10.7=100 ^ 150 (2003-2004 гг. — фаза спада солнечной активности, а также 2011–2013 гг. — фаза роста и аномально низкого максимума солнечной активности); низкий, F 10.7<100 (2005–2010 гг., на которые приходится наиболее глубокий минимум солнечной активности за последние 100 лет). Развитие 24-го цикла солнечной активности и его особенности описаны в работах [Ишков, 2012; Бруевич и др., 2018] .

На рис. 1, а приведены вариации суточных значений индекса F10.7. Информация получена с сайта Центра прогноза космической погоды (SWPC) Национальной администрации США по океанам и атмосфере (NOAA) []. Вариации за период 1999–2013 гг. полуденных и полуночных значений I(t) приведены на рис. 1, б и в соответственно. Сплошной утолщенной кривой показано скользящее среднее с 81-дневным временным окном, построенное для исключения сезонных вариаций.

Среднегодовые значения F 10.7, полуденных и полуночных значений I ( t ) и N m приведены в табл. 1. Полуденные значения I ( t ) уменьшаются в ~ 5 раз, от 63.1 TECU в максимуме солнечной активности (1999 г.) до 12.7 TECU в минимуме солнечной активности (2009 г.).

Полуденные значения N m уменьшаются в ~ 4.3 раза, от 175.6 - 10¹⁰ м^-3 в максимуме солнечной активности (2001 г.) до 40.3 - 10¹⁰ м^-3 в минимуме солнечной активности (2008 г.). Полуночные значения I ( t ) уменьшаются в ~ 3 раза, от 18.3 TECU в максимуме солнечной активности (2002 г.) до 6.1 TECU в минимуме солнечной активности (2008 г.). Полуночные значения N m уменьшаются в ~ 2.6 раза, от 41.7 - 10¹⁰ м^-3 в максимуме солнечной активности (2000 г.) до 16.1 - 10¹⁰ м^-3 в минимуме солнечной активности (2008 и 2009 гг.).

Полуночные значения как ПЭС, так и электронной концентрации в максимуме слоя F2 достигают в годы максимума солнечной активности уровня своих полуденных значений в годы минимума солнечной активности: (15±3) TECU и (41±3) - 10¹⁰ м^-3 соответственно.

Регрессионные зависимости полуденных зимних (верхняя панель) и летних (нижняя панель) значений I ( t ) от уровня солнечной активности за 1999–2013 гг. показаны на рис. 2. Регрессионные зависимости получены на основе 1201 полуденных зимних значений (ноябрь, декабрь, январь, февраль) и 1260 полуденных летних значений (май, июнь, июль, август) I ( t ) за период 1999–2013 гг. При F 10.7>100 полуденные значения I ( t ) зимой выше, чем летом, и эта разни-

Рис. 1. Вариации потока радиоизлучения Солнца на длине волны 10.7 см F 10.7 ( a ), полуденных ( б ) и полуночных ( в ) значений ПЭС I(t ), полученных по картам IONEX в узле GIM [42.5 ° N; 75 ° E], за 1999-2013 гг. Сплошная утолщенная кривая — скользящее среднее с 81-дневным временным окном

Таблица 1

Среднегодовые значения индекса солнечной активности F 10.7, полуденных и полуночных значений ПЭС I ( t ) и электронной концентрации в максимуме слоя F2 N _m

Годы	Среднегодовые значения					Уровни солнечной активности
	F 10.7	I ( t ), TECU		N m , 1010м–3
		12 LT	00 LT	12 LT	00 LT
1999	153.7	63.1	13.2	131.5	31.0	Высокий F 10.7>150
2000	179.5	50.6	15.9	147.3	41.7
2001	181.5	50.1	15.4	175.6	29.8
2002	179.5	56.3	18.3	–	–
2003	128.8	33.2	12.7	104.9	26.2	Средний (фаза спада солнечной активности) F 10.7=100 ^ 150
2004	106.5	24.4	10.3	83.4	26.2
2005	91.7	20.1	8.7	67.9	20.8	Низкий (годы, на которые приходится наиболее глубокий минимум солнечной активности за последние 100 лет) F 10.7<100
2006	80.0	16.1	7.5	54.0	18.9
2007	73.1	15.2	6.9	47.7	17.0
2008	69.0	13.2	6.1	40.3	16.1
2009	70.6	12.7	6.5	41.7	16.1
2010	80.1	17.9	9.2	57.3	19.8
2011	113.4	27.9	11.3	83.4	25.1	Средний (фаза роста и аномально низкого максимума солнечной активности) F 10.7=100 ^ 150
2012	119.9	25.3	10.6	98.2	27.4
2013	122.8	31.1	12.6	104.9	27.4

Рис. 2. Регрессионная зависимость полуденных зимних (вверху) и летних (внизу) значений ПЭС от уровня солнечной активности ца увеличивается с ростом солнечной активности. Наблюдается положительная корреляция полуденных зимних значений I(t) с солнечной активностью при F10.7<225. Регрессионную зависимость можно пред-ставить в виде линейной функции y=b1x+b0, где b1= 0.315, b0= –12.172, коэффициент регрессионной зависимости Rsq=0.85. При F10.7>225 зимой наблюдается эффект насыщения, т. е. с ростом уровня солнечной активности значения I(t) более не увеличиваются: I(t)=(60±18) TECU. Для летних условий при F10.7<175 регрессионную зависимость можно представить в виде линейной функции с b1=0.293, b0=–3.477 с коэффициентом регрессии Rsq=0.80. Эффект насыщения летом наблюдается при F 10.7>175: I(t)=(55±18) TECU. Тенденция к насыщению ионосферы при высоких значениях F10.7 была нами обнаружена ранее по данным регистрации эффекта Фарадея при приеме сигналов с частотой f = 136.112 МГц геостационарного ИСЗ ETS-II за период с сентября 1985 г. по декабрь 1989 г. на радиополигоне «Орбита» (Алма-Ата, 43.2°N; 76.9° Е) [Му-кашева, 1999].

Аналогичная зависимость ПЭС ионосферы от потока радиоизлучения Солнца отмечается в работе [Balan et al., 1993] , в которой представлены результаты анализа ПЭС по данным пяти станций в Северном полушарии за период измерений с декабря 1980 г. по декабрь 1985 г., когда поток радиоизлучения Солнца менялся от 66 до 303 единиц. Balan et al. [1993] отмечают, что наблюдаемая нелинейная связь ПЭС ионосферы и индекса F 10.7 является следствием нелинейной зависимости солнечного ультрафиолетового излучения от потока радиоизлучения Солнца на длине волны Х =10.7 см, что подтверждается модельными расчетами и спутниковыми измерениями [Titheridge, 1973; Tobiska, 1991; Shreedevi et al., 2018] . Так, согласно [Balan et al., 1993] , вариации всего ультрафиолетового диапазона солнечного излучения показывают линейно возрастающую зависимость от F 10.7 до значений F 10.7< ~ 200. При значениях F 10.7> 200 наблюдается следующее:

• 1)    суммарный солнечный ультрафиолетовый поток (50–1050 Å) очень медленно возрастает с увеличением значений F 10.7;

• 2)    потоки солнечного ультрафиолетового излучения, играющие существенную роль при нагревании термосферы, в хромосферных линиях He II (303.78 Å) и H Lyman— P (1025.72 А) и хромосферные эмиссии 850–900 Å не изменяются с увеличением значений F 10.7;

• 3)    потоки солнечного ультрафиолетового излучения в корональных линиях Fe XV (284.15 Å) и коро-нальные эмиссии 300–350 Å показывают даже уменьшение с увеличением значений F 10.7;

• 4)    потоки солнечного ультрафиолетового излучения в линиях Lyman- a (1216 А) и He I (10.830 А), измеренные спутником SME (Solar Mesosphere Explorer) во время 21-го цикла солнечной активности, также не изменяются с увеличением значений F 10.7.

В работе [Бруевич и др., 2018] на основе исследования эффекта гистерезиса (проявляющегося в неоднозначной взаимосвязи между потоками солнечного излучения на фазах роста и спада цикла солнечной активности) показано также, что ежедневные величины потока в линии Lyman- a (1216 А) при F 10.7> ~ 180-200 не увеличиваются с ростом F 10.7.

Изменчивость среднеширотной ионосферы при разных уровнях солнечной и геомагнитной активности

Представленные ниже результаты анализа изменчивости параметров ионосферы I ( t ) и N m над Алма-Атой (Казахстан) получены для двух значений местного времени (полдень и полночь), трех сезонов (зима — ноябрь, декабрь, январь, февраль; равноденствие — март, апрель, сентябрь, октябрь; лето — май, июнь, июль, август), для низкой ( F 10.7<100) и высокой ( F 10.7>170) солнечной активности; невозмущенных ( А _р<9) и возмущенных ( А _р >27) геомагнитных условий (см. табл. 2 и 3). В качестве фонового уровня I ( t ) 0 и N m0 выбирались средние значения при низкой геомагнитной активности А р <9 в зависимости от уровня солнечной активности ( F 10.7<100 и F 10.7>170), времени суток (LT=12 и LT=24) и сезона. Длина выборки n для фонового уровня I ( t ) 0 при F 10.7<100 и A p <9 составляла для зимы 520, равноденствия — 511, лета — 548 точек; для F 10.7>170 и A _p<9 составляла для зимы 258, равноденствия — 177, лета — 287 точек. Длина каждой выборки в зависимости от сезона и солнечной активности n >450. Выбранные средние значения использовались для анализа свойств флуктуаций ионосферных параметров по стандартному отклонению a ( x ) и среднему сдвигу x _ave [Деминов и др., 2015] :

x _ave=(1/ n )Σ _ix_i ; σ ( x )=(1/ n )Σ _i ( x_i – x _ave) .

Здесь x i = ( I ( t ) i / 1 ( t ) o —1) - 100 % или

Xi = (Nm(i)i/Nm0-1)-100 %, в зависимости от выбранного ионосферного параметра. Si обозначает суммирование по индексу i от 1 до n, где n — число значений данной выборки.

Таблица 2

Стандартное отклонение σ ( x ) и средний сдвиг x _ave флуктуаций I ( t ) и N _m относительно спокойного уровня над ст. «Алматы» в полдень (LT=12) и полночь (LT=24) для трех сезонов (зима, равноденствие, лето) при низкой ( F 10.7<100) и высокой ( F 10.7>170) солнечной активности

Сезон	LT=12				LT=00
	F 10.7<100		F 10.7>170		F 10.7<100		F 10.7>170
	σ ( x ), %	x ave, %	σ ( x ), %	x ave, %	σ ( x ), %	x ave, %	σ ( x ), %	x ave, %
I ( t )
Зима	25.9	4.5	33.9	3.7	24.9	0.2	26.7	4.1
Равноденствие	29.4	4.2	24.5	0.8	25.7	–0.7	30.4	0.1
Лето	27.8	3.7	22.4	–0.4	32.7	4.8	23.5	–1.0
N m
Зима	33.8	5.3	25.3	4.7	29.1	0.9	32.0	5.4
Равноденствие	31.9	3.3	23.3	–3.1	29.4	1.0	36.1	–2.3
Лето	30.6	4.1	22.8	–0.01	32.4	2.1	23.5	–3.2

Таблица 3

Стандартное отклонение σ ( x ) и средний сдвиг x _ave флуктуаций I ( t ) и N _m относительно спокойного уровня над ст. «Алматы» в полдень (LT=12) и полночь (LT=24) для трех сезонов (зима, равноденствие, лето) при спокойных ( A _p<9) и возмущенных ( A _p>27) геомагнитных условиях в зависимости от уровня солнечной активности

Сезон	LT=12				LT=00
	A p <9		A p >27		A p <9		A p >27
	σ ( x ), %	x ave, %	σ ( x ), %	x ave, %	σ ( x ), %	x ave, %	σ ( x ), %	x ave, %
I ( t ), F 10.7<100
Зима	21.7	0.034	46.4	60.0	25.4	0.015	24.6	12.8
Равноденствие	27.0	–0.001	42.5	38.3	26.5	0.027	23.6	–4.6
Лето	23.9	0.001	60.9	47.9	31.5	0.000	19.6	21.7
I ( t ), F 10.7>170
Зима	33.9	0.001	32.7	14.5	24.5	0.015	32.7	13.4
Равноденствие	22.3	0.001	23.3	1.2	30.2	0.003	26.3	–6.5
Лето	21.1	0.001	28.9	3.0	22.3	0.002	28.9	–4.5
N m , F 10.7<100
Зима	29.6	0.007	45.3	37.2	28.0	0.005	24.9	–1.3
Равноденствие	29.6	0.009	45.8	29.1	28.6	0.003	31.4	10.3
Лето	26.7	0.011	56.4	46.0	31.6	–0.006	35.0	23.8
N m , F 10.7>170
Зима	23.5	0.001	28.1	13.2	26.2	–0.008	34.2	13.8
Равноденствие	19.4	0.002	23.2	–4.4	33.6	–0.008	27.4	–12.3
Лето	21.1	0.004	26.3	0.0	21.7	0.005	24.5	–9.2

Стандартное отклонение σ ( x ) рассматриваемых ионосферных параметров, как видно из табл. 2, слабо зависит не только от солнечной активности, но и от сезона: в среднем σ ( x ) изменяется в пределах 27– 30 % во все сезоны при любом уровне солнечной активности. При любом уровне солнечной активности и для полуденных, и для полуночных значений I ( t ) и N m выполняется условие σ ²( x )>> x ave ².

Можно видеть (табл. 3), что во все сезоны в полдень при F10.7<100 и высокой геомагнитной активности (Ap>27) стандартное отклонение σ(x) больше примерно в 1.5–2.5 раза, чем при низкой геомагнитной активности (Ap<9). Поскольку фоновые значения I(t)0 и Nm0 рассчитывались для условий Ap<9 в зависимости от сезона и уровня солнечной активности, то, естественно, значения среднего сдвига xave близко к нулю при Ap<9 (см. табл. 3). При F10.7<100 и высокой геомагнитной активности выполняется условие xave2≥σ2(x), т. е. средний сдвиг флуктуаций I(t) и Nm относительно спокойного уровня превышает стандартное отклонение этих флуктуаций по абсолютной величине. При F10.7>170 изменчивость в зависимости от геомагнитной активности менее выражена как для полуденных, так и для полуночных значений стандартного отклонения σ(x) ионосферных параметров I(t) и Nm. Изменчивость состояния ионосферы в спокойных условиях определяется внутренними атмосферными процессами, флуктуации электронной концентрации в ночное время определяют диффузионные потоки ионосферной плазмы между сопряженными областями ионосферы, плаз-мосферные потоки, эффекты магнитных суббурь, термосферный ветер [Essex, Klobuchar, 1980; Shi et al., 2014; Деминов и др., 2011, 2015; Shreedevi et al., 2018].

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

С использованием современных технологий GIM и данных вертикального зондирования ионосферы ст. «Алматы» [43.25 ° N; 76.92 ° E] исследовано поведение ионосферных параметров I ( t ) и N m за период 1999–2013 гг. над Казахстанским регионом. Рассматриваемый временной интервал охватывает разные уровни солнечной активности. Показано, что полуденные значения I ( t ) зимой выше, чем летом, при F 10.7>100, и эта разница увеличивается с ростом солнечной активности. Наблюдается положительная корреляция полуденных зимних значений I ( t ) с солнечным индексом F 10.7 при F 10.7<225. Регрессионную зависимость можно представить в виде линейной функции с коэффициентом регрессии R _sq=0.85. При F 10.7>175 летом и при F 10.7>225 зимой наблюдается эффект насыщения, т. е. с ростом уровня солнечной активности значения I ( t ) более не увеличиваются. Наблюдаемая нелинейная связь полного электронного содержания ионосферы и потока радиоизлучения Солнца на длине волны 10.7 см является следствием нелинейной зависимости солнечного ультрафиолетового излучения от потока радиоизлучения Солнца, что подтверждается модельными расчетами и спутниковыми измерениями [Titheridge, 1973; Tobiska, 1991; Balan et al., 1993; Shreedevi et al., 2018] .

Исследование особенностей изменчивости параметров среднеширотной ионосферы при разных уровнях солнечной и геомагнитной активности показало, что стандартное отклонение а ( x ) и средний сдвиг x _ave флуктуаций I ( t ) и N _m относительно спокойного уровня над ст. «Алматы» [43.25 ° N; 76.92 ° E] слабо зависят от уровня солнечной активности, а зависимость от геомагнитной активности значительна. При низкой солнечной ( F 10.7<100) и высокой геомагнитной активности x ave одного порядка с а ( x ). При высокой солнечной активности ( F 10.7>170) зависимость от геомагнитной активности менее выражена и для полуденных, и для полуночных значений как стандартного отклонения а ( x ), так и ионосферных параметров I ( t ) и N m .

Принципиального различия изменчивости ионосферных параметров I ( t ) и N m в зависимости от уровня солнечной и геомагнитной активности не отмечается, особенности изменчивости ПЭС определяются в основном изменчивостью электронной концентрации в максимуме слоя F2. Последнее позволяет использовать параметр I ( t ), полученный по технологии GIM, для контроля состояния среднеширотной ионосферы с целью решения вопросов надежного функционирования систем космической навигации и мобильной связи, что актуально для Казахстана, имеющего территорию 2 725 000 км² и единственную станцию вертикального зондирования ионосферы в г. Алма-Ата.

Работа выполнена при поддержке программноцелевого финансирования научно-технической про- граммы O.0799 Аэрокосмическим комитетом Министерства цифрового развития, инноваций и аэрокосмической промышленности Республики Казахстан, проект № 0118РК00799.