1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геомагнетизм и аэрономия
  4. T. 61, № 1, 2021

Геомагнетизм и аэрономия, 2021, T. 61, № 1, стр. 66-84

Эффекты сильной ионосферной бури 26 августа 2018 г.: результаты многотрассового радиофизического мониторинга

Л. Ф. Черногор 1, *, К. П. Гармаш 1, Qiang Guo 2, **, Yu Zheng 3, ***

1 Харьковский национальный университет им. В.Н. Каразина
г. Харьков, Украина

2 Харбинский инженерный университет
г. Харбин, Китай

3 Университет Циндао
г. Циндао, Китай

* E-mail: Leonid.F.Chernogor@gmail.com
** E-mail: guoqiang@hrbeu.edu.cn
*** E-mail: zhengyu@qdu.edu.cn

Поступила в редакцию 14.01.2019
После доработки 10.01.2020
Принята к публикации 21.05.2020

Полный текст (PDF)

Аннотация

Приведено краткое описание многотрассового когерентного радиотехнического комплекса, предназначенного для непрерывного мониторинга динамических процессов в ионосфере, вызванных вариациями космической погоды и воздействием высокоэнергетических источников в системе Земля–атмосфера–ионосфера–магнитосфера. Описаны вариации характеристик радиоволн (доплеровских спектров и амплитуд сигналов) ВЧ-диапазона и параметров ионосферы над Китаем в течение ионосферной бури, которая имела место 26 августа 2018 г. В течение бури на всех трассах неоднократно наблюдался подъем на ∼50–100 км области отражения радиоволн, а также ее колебания с амплитудой ∼30–40 км. За подъемами следовали опускания области отражения радиоволн на многие десятки километров. Подъемы и опускания области отражения были вызваны уменьшением концентрации электронов в 1.5–2 раза и ее увеличением в несколько раз соответственно. Максимальное увеличение концентрации электронов в E-области ионосферы достигало 1.5, а в F-области – 3. Относительная амплитуда колебаний концентрации электронов достигала многих десятков процентов. В контрольные дни амплитуда колебаний доплеровского смещения частоты была в несколько раз меньше. Наблюдаемые колебания доплеровского смещения частоты, по-видимому, были вызваны генерацией атмосферных гравитационных волн и последующим их распространением к широтам, где располагались средства наблюдения. Скорость волновых возмущений была ∼275–480 м/с, а их период был ∼60 мин 27 августа 2018 г., несмотря на повторную магнитную бурю, ионосферные возмущения были незначительными.

1. ВВЕДЕНИЕ

Ионосферная буря – одна из составляющих геокосмической бури. Часто, но не всегда, ионосферная буря сопровождается магнитной бурей, значительными возмущениями параметров нейтральной атмосферы (атмосферной бурей) и электрического поля атмосферного, ионосферного и магнитосферного происхождения (электрической бурей) [Черногор и Домнин, 2014].

Ионосферным бурям посвящено большое количество работ (см., например, [Данилов и Морозова, 1985; Buonsanto, 1999; Prölss, 1995, 1999; Rees, 1995; Schunk and Sojka, 1996; Bradley et al., 1997; Danilov and Laštovička, 2001; Григоренко и др., 2003, 2005а, б, 2007а, б, в; Панасенко и Черногор, 2005; Bothmer and Daglis, 2006; Chernogor et al., 2007; Vijaya Lekshmi et al., 2007, 2011; Mikhailov et al., 2007; Гуляева, 2008; Данилов, 2013]). Бури сильнее всего проявляются в высоких широтах, меньше – в средних широтах, но эффекты бурь наблюдаются даже в низких широтах. Различают положительные и отрицательные ионосферные бури (см., например, [Данилов и Морозова, 1985; Брюнелли и Намгаладзе, 1988]).

Во время положительных ионосферных бурь концентрация электронов N в F-области ионосферы может увеличиваться в несколько раз, во время отрицательных ионосферных бурь, напротив, N в F-области ионосферы может уменьшаться в 10 и более раз. Кроме N, в ионосфере изменяются температуры электронов и ионов, скорость движения плазмы, напряженность электрического поля и т.д. [Chernogor et al., 2007; Григоренко и др., 2003, 2005а, б, 2007а, б, в].

E-область ионосферы подвержена возмущениям в меньшей степени, чем F-область ионосферы.

Сильно подвержена возмущениям D-область ионосферы. Во время как положительных, так и отрицательных бурь, значения N в D-области ионосферы за счет высыпания из магнитосферы высокоэнергичных частиц могут увеличиваться на 3–4 порядка.

Ионосферные бури сопровождаются генерацией волновых возмущений в атмосфере, ионосфере и геомагнитном поле в широком диапазоне периодов.

Во время бурь активизируется взаимодействие подсистем в системе Солнце–межпланетная среда–магнитосфера–ионосфера–атмосфера–Земля (СМСМИАЗ) [Черногор и Домнин, 2014].

Добавим, что проявления ионосферных бурь отличаются большим разнообразием [Buonsanto, 1999; Данилов, 2013]. Эти проявления зависят не только от процессов на Солнце, географических координат места наблюдения, но и от времени года, времени суток, местного времени, предшествующего состояния ионосферы и т.п. [Черногор и Домнин, 2014]. Можно утверждать, что нет двух подобных ионосферных бурь. Естественно, что сильная магнитная буря сопровождается сильной ионосферной бурей, а слабая – слабой бурей. Удивительно, что сильная магнитная буря может сопровождаться слабой ионосферной бурей (или ее отсутствием) и наоборот [Григоренко и др., 2007б, в; Mikhailov et al., 2007; Гуляева, 2008, Черногор и Домнин, 2014]. Поэтому представляет значительный интерес детальное изучение каждой новой ионосферной бури, в том числе достаточно сильной.

Особенность этой работы заключается в том, что при помощи оригинального многотрассового радиотехнического комплекса изучены не только влияние бури на распространение ВЧ-радиоволн на многих трассах одновременно, но и индивидуальные проявления ионосферной бури.

Ионосферные бури существенно возмущают ионосферный радиоканал. Эти возмущения оказывают значительное воздействие на характеристики радиоволн почти всех диапазонов (от мириаметровых до сантиметровых). Больше всего влиянию подвержены декаметровые (ВЧ) радиоволны. Во время отрицательных ионосферных бурь резко снижаются возможности ионосферного канала для ВЧ-радиоволн, поскольку радиоволны с частотой f > 4–10 МГц не способны отражаться от возмущенной ионосферы (меньшая частота относится к ночному времени, а бо́льшая – к дневному времени). Увеличение N в D-области ионосферы приводит к значительному росту поглощения радиоволн различных диапазонов [Черногор и Кацко, 2013]. Радиофизические эффекты ионосферных бурь в настоящее время изучены недостаточно [Благовещенский, 2013].

С другой стороны, исследование вариаций характеристик радиоволн ВЧ-диапазона во время ионосферных бурь позволяет судить о процессах в ионосфере, вызванных бурями. На этом основан радиофизический мониторинг динамических процессов в ионосфере.

Для изучения ионосферных бурь используются мировая сеть ионозондов [Reinisch and Galkin, 2011; Verhulst et al., 2017], радары некогерентного рассеяния [Galushko et al., 2003], GPS-технология [Афраймович и Перевалова, 2006; Гуляева, 2008; Ясюкевич и др., 2013], наклонное зондирование ионосферы (НЗИ) [Ivanov et al., 2003; Galushko et al., 2003, 2008; Pictrella et al., 2009; Mlynarczyk et al., 2012; Paznukhov et al., 2012; Shi et al., 2015; Laštovička and Chum, 2017] и другие средства. Каждый из методов имеет свои достоинства и недостатки. Так, ионозонды размещены по земному шару крайне неравномерно, они дают информацию о динамике ионосферы лишь над местом дислокации, типичный темп зондирования составляет один раз в 15 мин. Радары некогерентного рассеяния находятся в основном в западном полушарии, по два радара имеется в Европе и Азии. Из-за высокой стоимости радаров и измерений с их помощью непрерывный мониторинг ионосферы вряд ли возможен. GPS-технологии имеют ограниченную информативность, приемные средства обычно расположены на суше.

От перечисленных недостатков в значительной степени свободен метод НЗИ. Он отличается высокой чувствительностью, простотой реализации, охватом значительных регионов (вплоть до глобального масштаба), возможностью непрерывного мониторинга и низкой стоимостью. При использовании мировой сети радиопередающих средств метод НЗИ не требует собственных радиопередающих устройств. В этом случае комплексы НЗИ не вносят свой вклад в весьма высокий уровень помех в используемом радиодиапазоне. В изучении радиофизических и геофизических эффектов ионосферной бури заключается актуальность темы исследований.

По указанным причинам непрерывный мониторинг характеристик радиоволн и параметров ионосферы в спокойных и возмущенных условиях при помощи метода НЗИ является актуальной радиофизической и геофизической задачей.

Цель настоящей работы – изложение результатов наблюдения при помощи когерентного многотрассового радиотехнического комплекса радиофизических и геофизических эффектов ионосферной бури, имевшей место 26 августа 2018 г.

2. СРЕДСТВА НАБЛЮДЕНИЯ

В соответствии с Договором о научно-техническом сотрудничестве, заключенном Харьковским национальным университетом им. В.Н. Каразина (ХНУ) (Украина) и Харбинским инженерным университетом (ХИУ) (КНР) разработан, изготовлен и введен в строй в апреле 2018 г. когерентный многочастотный многотрассовый радиотехнический комплекс НЗИ, предназначенный для непрерывного радиофизического мониторинга динамических процессов в ионосфере, вызванных вариациями космической и атмосферной погоды, воздействием высокоэнергетических источников космического и земного происхождения, взаимодействием подсистем в системе СМСМИАЗ.

Комплекс расположен на территории ХИУ (г. Харбин, КНР). Его географические координаты: 45.78° N, 126.68° E.

Комплекс состоит из приемной активной антенны, работающей в диапазоне частот f = 10 кГц– 30 МГц, радиоприемного устройства SDR USRP № 210 LFRX LRTX и персонального компьютера. Комплекс использует оригинальное программное обеспечение.

В настоящее время комплекс работает в диапазоне частот f ≈ 5–10 МГц. Количество радиотрасс и их ориентация определяются кругом решаемых задач. Для исследования эффектов ионосферной бури использовались 7 из 9 радиотрасс, схематически изображенных на рис. 1. Основные сведения об этих трассах приведены в табл. 1.

Рис. 1.

Схематическое изображение радиотрасс, использованных для наблюдения за эффектами ионосферной бури.

Таблица 1.  

Основные сведения об используемых радиотрассах и радиопередающих станциях (https://fmscan.org/)

Частота Местоположение (страна, город) Расстояние до Harbin Азимут Мощность Время работы
6015 кГц Республика Корея, Hwaseong   949 км 179° 100 кВт 03:30–16:20 UT
19:00–00:00 UT
6055 кГц Япония, Chiba 1613 км 130° 50 кВт 20:25–15:00 UT
6080 кГц КНР, Hailar   646 км 309° 10 кВт 21:50–15:00 UT
6175 кГц КНР, Beijing 1044 км 234° 100 кВт 09:00–18:05 UT
20:25–24:00 UT
6600 кГц Республика Корея, Goyang   907 км 179° 50 кВт 05:00–23:00 UT
9520 кГц КНР, Hohhot 1343 км 251° 50 кВт 21:50–16:05 UT
9750 кГц КНР, Hohhot 1343 км 251° 50 кВт 21:50–16:05 UT
Япония, Yamata 1531 км 129° 300 кВт 08:00–17:00 UT

3. МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ СИГНАЛОВ

Для мониторинга быстро протекающих ионосферных процессов для каждой из трасс измерялись доплеровские смещения частоты (ДСЧ) и амплитуда сигнала. Применение авторегрессионного анализа [Марпл-мл., 1990] для спектрального оценивания позволило достичь разрешающей способности по частоте 0.02 Гц при разрешающей способности по времени 7.5 с.

Анализу подлежали временны́е зависимости доплеровских спектров (ДС). В них содержалась информация о нестационарных процессах в ионосфере.

4. СОСТОЯНИЕ КОСМИЧЕСКОЙ ПОГОДЫ

Магнитная буря 25–26 августа 2018 г. была самой сильной в этом году.

Опишем кратко состояние космической погоды в интервале времени с 23 по 29 августа 2018 г. (рис. 2). Всплески концентрации частиц Nsw в солнечном ветре наблюдались 24, 25 и 26 августа 2018 г. Наибольший всплеск (от 3–4 до 15–20 см–3) имел место в ночь с 25 на 26 августа 2018 г. Скорость частиц Vsw солнечного ветра изменялась в пределах от 300 до 600 км/с.

Рис. 2.

Временны́е вариации основных параметров, описывающих состояние космической погоды (панели сверху вниз): временны́е вариации параметров солнечного ветра: концентрации nsw, радиальной скорости Vsw, температуры Тsw [Space Weather Prediction Center. National Oceanic and Atmospheric Administration. Accessible link: ftp://ftp.swpc.noaa.gov/pub/lists/ace2/], и рассчитанных значений динамического давления psw, Вy-(точки) и Bz-(линия) компонент межпланетного магнитного поля [Space Weather Prediction Center. National Oceanic and Atmospheric Administration. Accessible link: ftp://ftp.swpc.noaa.gov/pub/lists/ace2/], рассчитанных значений энергии εA, передаваемой солнечным ветром магнитосфере Земли в единицу времени, АЕ-индекса [World Data Center for Geomagnetism, Kyoto. Accessible link: http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/aeasy/], Kp-индекса [World Data Center for Geomagnetism, Kyoto. Accessible link: http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/kp/index.html], Dst-индекса [World Data Center for Geomagnetism, Kyoto. Accessible link: http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dst_realtime/index.html] в течение 23–29 августа 2018 г.

Температура частиц Tsw в солнечном ветре 26 августа 2018 г. выросла от 5 × 104 до 3 × 105 К.

Динамическое давление psw в солнечном ветре 25 и 26 августа 2018 г. увеличивалось от ∼0.3 до 3 нПа. Тепловое давление было меньше почти на порядок (до 0.6 нПа).

Компонента Bz межпланетного магнитного поля достигла значений −6 и −9 нТл соответственно 24 и 25 августа 2018 г. Отрицательные значения Bz свидетельствовали о наступлении на Земле магнитной бури.

Функция Акасофу εA, представляющая собой мощность, внедряемую в магнитосферу Земли, увеличилась в ночь с 25 на 26 августа 2018 г. от ∼1 до 30 ГДж/с и более. В геокосмосе возникла буря. Индекс AE вырос от ∼100 до 1500 нТл, индекс Kp – от ∼1 до 7, а Dst-индекс сначала увеличился от ∼0 до ∼20 нТ, а после 17:00 25 августа 2018 г. стал уменьшаться примерно до –170 нТл. Отрицательные значения Dst-индекса имели место в течение еще нескольких суток. Новый рост индекса Kp до 6 отмечался 27 августа 2018 г. Это означает, что магнитная буря различной интенсивности регистрировалась с 25 по 28 августа 2018 г.

Состояние ионосферы контролировалось при помощи ионозонда DPS-4, который функционирует в Республике Корея (37.14° N, 127.54° E). На рисунке 3 приведена временнáя зависимость критической частоты слоя F2. Из рисунка 3 видно, что примерно с 22:00 25 августа 2018 г. и до 14:00 26 августа 2018 г. значения частоты foF2 превышали в 1.3–1.7 раза эти же значения в контрольный день 28 августа 2018 г. Это свидетельствует о том, что имела место положительная ионосферная буря. Более того, она сопровождалась неоднократными уменьшениями на 1.5–2 МГц значений foF2. Это означает, что ионосферная буря была многофазной: положительные всплески foF2 сменялись отрицательными провалами в зависимости foF2(t).

Рис. 3.

Временны́е вариации частоты foF2 (панели сверху вниз) 25, 26, и 27 августа 2018 г., измеренные на ионозонде, функционирующем в Республике Корея (https://ulcar.uml.edu/DIDBase/). Точки соответствуют временны́м вариациям частоты foF2 28 августа 2018 г. (контрольные сутки).

5. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ

Наблюдения эффектов ионосферной бури выполнены на 7 трассах. Далее опишем поведение временны́х вариаций ДС для 25–28 августа 2018 г. Основные проявления бури имели место 26 августа 2018 г.

5.1. Трасса Hwaseong–Harbin

Радиостанция, излучающая на частоте 6015 кГц, находится в Республике Корея. Расстояние между радиопередающим и радиоприемным устройствами R ≈ 950 км. Радиостанция излучает с 03:30 до 24:00 (здесь и далее UT). Бо́льшую часть времени радиоволна отражалась от стабильной E-области ионосферы, а также от слоя Es. При этом ДСЧ F ≈ 0 Гц. Амплитуда сигнала A существенно (на 1–1.5 порядка) уменьшилась в дневное время по сравнению с ночным временем.

25 августа 2018 г. бо́льшую часть времени F ≈ 0 Гц (рис. 4). После захода Солнца ДС уширялись на ±1.5 Гц, сигнал становился многомодовым. С 11:00 до 14:00 наблюдались квазипериодические вариации ДСЧ с периодом T ≈ 30 мин и амплитудой Fa ≈ 0.15–0.20 Гц. После восхода Солнца ДСЧ увеличилось от 0 до 0.4–0.7 Гц. Это продолжалось в течение интервала времени ΔT ≈ 90 мин.

Рис. 4.

Временны́е вариации ДС и амплитуды A на радиотрассе Hwaseong–Harbin (панели сверху вниз): 25, 26, 27 и 28 августа 2018 г. Вертикальными штриховыми линиями здесь и далее показаны моменты захода и восхода Солнца на высоте 0 и 100 км, а также 100 и 0 км соответственно.

26 августа 2018 г. с 04:00 и до 16:00 ионосфера была возмущена. До захода Солнца на Земле почти все время F < 0. Сигнал был практически одномодовым. Перед заходом Солнца Fmin ≈ –0.5 Гц. В интервале времени 10:00–12:00 постоянная составляющая ДСЧ $\bar {F} \approx - 0.35$ Гц. Наблюдалось квазипериодическое колебание ДСЧ с T ≈ 60 мин, Fa ≈ 0.35 Гц, ΔT ≈ 160 мин. В 12:20 ДСЧ резко увеличилось от –0.3 до Fmax ≈ 0.8 Гц. Затем наблюдалось постепенное уменьшение F до 0 Гц, которое имело место примерно в 14:00. При этом на медленные вариации накладывалось квазипериодическое колебание с T ≈ 60 мин и Fa ≈ 0.2 Гц. В интервале времени 14:00–16:40 амплитуда сигнала уменьшилась почти на порядок. Примерно через 1 ч после восхода Солнца на уровне Земли наблюдалось увеличение ДСЧ и амплитуды сигнала. Это продолжалось ∼50–60 мин.

27 августа 2018 г. почти все время F ≈ 0 Гц. С 08:00 и до 13:30 наблюдалась многомодовость сигнала. При этом уровень флуктуаций ДСЧ достигал ±1.5 Гц. В ночное время F ≈ 0 Гц. Незначительное усиление многомодовости отмечалось после восхода Солнца.

28 августа 2018 г. в дневное и ночное время F ≈ ≈ 0 Гц. Примерно за 2 часа до захода Солнца на Земле ДСЧ постепенно уменьшалось от 0 до ‒0.4 Гц, отмечалось колебание с T ≈ 20 мин и F ≈ ≈ 0.1 Гц. С 10:00 и до 15:00 амплитуда квазипериодических колебаний изменялась от 0.1 до 0.5 Гц. В ночное время F ≈ 0 Гц. После восхода Солнца, точнее в интервале времени 21:00–22:00, наблюдались скачки как ДСЧ, так и амплитуды.

5.2. Трасса Chiba–Harbin

Радиостанция, работающая на частоте 6055 кГц, дислоцирована в Японии. Для нее R ≈ 1613 км. Радиостанция выключается с 15:00 до 22:00.

25 августа 2018 г. в интервале времени 01:00– 04:00 амплитуда сигнала была незначительной и доплеровские измерения были неэффективны (рис. 5). С 06:00 и до 10:00, т.е. в послеполуденное время сигнал был в основном двухмодовым. Для одной моды, которая отражалась от слоя E, ДСЧ было ∼0 Гц. Для второй моды $\bar {F}$ уменьшалось от 0 до –0.6 Гц. На медленное уменьшение ДСЧ накладывались квазипериодические вариации с T ≈ ≈ 60 мин и Fa ≈ 0.2 Гц. Примерно с 10:00 и до 15:00 наблюдался полный развал ДС. Основная мода регистрировалась неуверенно.

Рис. 5.

Временны́е вариации ДС и амплитуды A на радиотрассе Chiba–Harbin (панели сверху вниз): 25, 26, 27 и 28 августа 2018 г.

26 августа 2018 г. с 00:20 и до 03:30 уровень сигнала был незначительным. В интервале времени 03:30–08:00 сигнал был практически одномодовым, наблюдались квазипериодическое колебание ДСЧ с T ≈ 45–50 мин и Fa ≈ 0.15–0.40 Гц. С 08:00 и до 12:00 отмечался полный развал ДС. С 12:00 и до 15:00 уверенно регистрировалось колебание ДСЧ основной моды с T ≈ 60 мин и Fa ≈ ≈ 0.3–0.4 Гц.

27 августа 2018 г. поведение ДС в значительной мере напоминало их поведение 25 августа 2018 г.

28 августа 2018 г. в отличие от 25 и 27 августа 2018 г. ДС были скорее одномодовыми. После захода Солнца резко увеличилась амплитуда квазипериодических вариаций ДСЧ с T ≈ 60 мин и Fa ≈ ≈ 0.6 Гц. Это продолжалось примерно до 13:00.

5.3. Трасса Hailar–Harbin

Радиостанция, излучающая на частоте 6080 кГц, находится на территории Китая. При этом R ≈ ≈ 646 км.

25 августа 2018 г. радиопередающее устройство выключалось в интервале времени 05:00–09:00. В дневное время ДС были скорее одномодовыми, в остальное время суток – многомодовыми (рис. 6). В интервалах времени 16:00–20:00 и 21:00–22:00 из-за уменьшения амплитуды сигнала наблюдался “развал” доплеровских спектров.

Рис. 6.

Временны́е вариации ДС и амплитуды A на радиотрассе Hailar–Harbin (панели сверху вниз): 25, 26, 27 и 28 августа 2018 г.

26 августа 2018 г. радиопередающее устройство выключалось с 03:00 и до 09:00. В интервале времени 09:00–12:00 имели место резкие знакопеременные вариации ДСЧ (от –1.2 до +0.5 Гц). С 12:00 и до 14:00 спектр был многомодовым. Полный “развал” ДС наблюдался с 16:00 до 20:00.

27 августа 2018 г. основная мода в ДС уверенно регистрировалась в интервале времени 09:00–16:00. Имели место резкие знакопеременные вариации ДСЧ (от –0.25 Гц до +0.75 Гц). С 16:00 и до 20:00 наблюдался полный “развал” ДС.

28 августа 2018 г. поведение ДС качественно мало чем отличалось от поведения ДС 27 августа 2018 г.

“Развал” ДС во все дни на данной трассе свидетельствовал о том, что радиоволна не отражалась от ионосферы, а свободно проходила сквозь нее в интервале времени 16:00–20:00.

5.4. Трасса Beijing–Harbin

Данная радиостанция излучает на частоте 6175 кГц. Она расположена на территории Китая, R ≈ 1044 км. Радиопередающее устройство выключается в интервалах времени 00:00–09:00 и 18:00–20:00.

25 августа 2018 г. ДС были диффузными (рис. 7). В период восхода Солнца четко выделялась основная мода.

Рис. 7.

Временны́е вариации ДС и амплитуды A на радиотрассе Beijing–Harbin (панели сверху вниз): 25, 26, 27 и 28 августа 2018 г.

26 августа 2018 г. ДС были практически одномодовыми. С 10:00 и до 12:00 $\bar {F} \approx - 0.3$ Гц. Период квазипериодического колебания T ≈ 50 мин, Fa ≈ ≈ 0.25 Гц. В 12:00 имел место резкий скачок ДСЧ от –0.2 Гц до 0.2 Гц. Далее в течение 2 часов значения $\bar {F}$ уменьшались от 0.5 Гц до 0 Гц. На медленные вариации $\bar {F}\left( t \right)$ накладывался квазипериодический процесс с T ≈ 20 мин и Fa ≈ 0.1–0.2 Гц. В интервалах времени 14:00–18:00 и 20:00–24:00 $\bar {F} \approx 0$ Гц. Эпизодически возникало колебание с амплитудой 0.10–0.15 Гц и переменным периодом. Примерно с 14:00 и до 15:00 наблюдалось резкое уменьшение (почти в 30 раз) амплитуды сигнала, которая затем восстанавливалась примерно в течение 1 часа.

27 августа 2018 г. почти на протяжении всего времени наблюдения ДС были практически одномодовыми и $\bar {F} \approx 0$ Гц. Значения ДСЧ отличались от 0 Гц лишь в течение захода и восхода Солнца. В интервале времени 15:00–18:00 наблюдалось уменьшение амплитуды сигнала примерно в 5.5 раз.

28 августа 2018 г. с 09:30 и до 11:30 отмечалось уменьшение ДСЧ от 0 до –0.4 Гц, а затем его увеличение от –0.4 до 0 Гц. На медленные вариации ДСЧ накладывалось колебание с T ≈ 20 мин и Fa ≈ ≈ 0.1 Гц. В интервале времени 11:00–13:30 амплитуда колебания увеличилась до 0.35 Гц. При этом T ≈ 60–70 мин. Значительное отклонение F до 0.5 Гц наблюдалось вскоре после восхода Солнца на уровне Земли.

5.5. Трасса Goyang–Harbin

Радиостанция, вещающая на частоте 6600 кГц, расположена в Республике Корея. При этом R ≈ ≈ 907 км. Излучение прекращается в интервале времени 23:00–05:00.

25 августа 2018 г. почти в течение всего времени измерения ДС были диффузными. В интервалах времени 08:00–13:00 и 21:30–22:20 четко выделялась основная мода (рис. 8). Перед заходом Солнца $\bar {F} < 0$ Гц. С 08:00 и до 13:30 отмечалось квазипериодическое колебание ДСЧ с T ≈ 30 мин и Fa ≈ 0.1–0.2 Гц. Значительное (на порядок) уменьшение амплитуды сигнала наблюдалось с 17:40 и до 19:10.

Рис. 8.

Временны́е вариации ДС и амплитуды A на радиотрассе Goyang–Harbin (панели сверху вниз): 25, 26, 27 и 28 августа 2018 г.

26 августа 2018 г. квазипериодический процесс с T ≈ 30 мин и Fa ≈ 0.2 Гц имел место в интервале времени 05:00–06:00. В течение последующих двух часов наблюдались незначительные (±0.1 Гц) флуктуации ДСЧ. После 08:00 амплитуда квазипериодических колебаний постепенно увеличивалась от 0.1 до 0.4–0.5 Гц. При этом T ≈ 60 мин. Около 12:00 произошло резкое увеличение ДСЧ от –0.4 до 0.8 Гц. После этого наблюдалась тенденция уменьшения ДСЧ от 0.8 Гц до 0 Гц. С 14:00 и до 17:30 ДС были диффузными. В то же время амплитуда сигнала уменьшилась примерно в ∼30 раз. После 17:30 флуктуации ДСЧ были незначительными. С 20:00 и до 20:50 наблюдалось уменьшение амплитуды сигнала примерно в 5–6 раз.

27 августа 2018 г. в течение всего времени измерений флуктуации ДСЧ были незначительными (±0.1 Гц). Уменьшение амплитуды сигнала примерно на порядок отмечалось с 16:00 и до 21:00.

28 августа 2018 г. с 05:00 до 08:00 и с 14:40 до 21:40 флуктуации ДСЧ были незначительными. Их уровень увеличился в интервалах времени 08:30–09:50 и 13:10–14:50, а также 21:45–22:35. С 09:50 и до 13:10 отраженный от ионосферы сигнал отсутствовал. Очень слабым сигнал был также в интервале времени 18:50–21:45.

5.6. Трасса Hohhot–Harbin

Радиостанция, дислоцированная в Китае, излучает на частоте 9520 кГц. Расстояние R ≈ 1343 км. Радиостанция прекращала вещание в интервале времени 16:00–22:00.

25 августа 2018 г. до 06:00 F ≈ 0 Гц. С 06:00 до 10:00 ДСЧ постепенно уменьшалось от 0 до ‒0.3 Гц (рис. 9). В интервале времени 10:00–11:00 амплитуда сигнала уменьшалась в 3–5 раз, F ≈ 0 Гц. С 11:00 и до 14:00 имело место значительное уширение ДС. В интервале времени 14:00–16:00 флуктуации ДСЧ были незначительными.

Рис. 9.

Временны́е вариации ДС и амплитуды A на радиотрассе Hohhot–Harbin (панели сверху вниз): 25, 26, 27 и 28 августа 2018 г.

26 августа 2018 г. заметные флуктуации ДСЧ отмечались с 05:00 и до 09:00. В интервале времени 09:00–13:30 вариации ДСЧ были очень значительными (от –1.2 до 0.8 Гц). Амплитуда колебаний достигала 0.5 Гц, а T ≈ 50–70 мин. Около 12:00 произошло резкое изменение знака ДСЧ. С 12:00 и до 13:30 величина ДСЧ уменьшалось от 0.8 до 0 Гц. Далее наблюдались несущественные флуктуации ДСЧ. В интервале времени 13:30–14:25 амплитуда сигнала уменьшилась в 30–35 раз.

27 августа 2018 г. за исключением предзаходного и заходного периодов флуктуации ДСЧ и амплитуда сигнала были незначительными. Во время захода Солнца ДСЧ изменялось от –0.5 до 0.2 Гц. Амплитуда сигнала варьировала в пределах порядка величины.

28 августа 2018 г. в интервале времени 06:00–09:40 наблюдалось отключение радиопередающего устройства. Флуктуации F и A были заметными лишь в течение захода Солнца.

5.7. Трасса Yamata–Harbin

Радиостанция, которая вещает на частоте 9750 кГц, расположена в Японии, R ≈ 1531 км. Радиостанция не функционирует с 16:00 до 17:00 и с 18:00 до 22:00.

25 августа 2018 г. примерно с 10:00 и до 16:00 ДС были диффузными (рис. 10). В интервалах времени 00:00–08:00 и 22:00–24:00 наблюдался сигнал от другой радиостанции, для нее F ≈ –0.5 Гц, а амплитуда сигнала была в 30–35 раз меньше.

Рис. 10.

Временны́е вариации ДС и амплитуды A на радиотрассе Yamata–Harbin (панели сверху вниз): 25, 26, 27 и 28 августа 2018 г.

26 августа 2018 г. после 08:00 регистрировалось уменьшение ДСЧ от 0 до –1.35 Гц, за которым последовало колебание с T ≈ 60 мин и Fa ≈ 0.4–0.9 Гц. При этом $\bar {F} \approx - 0.4$ Гц. Примерно в 12:00 имело место резкое изменение знака ДСЧ. Далее ДСЧ уменьшалось от 0.8 до –0.5 Гц. Примерно в 13:45 радиостанция отключилась.

27 августа 2018 г. значительные вариации ДСЧ наблюдались в интервале времени 11:00–13:00.

28 августа 2018 г. заметные флуктуации ДСЧ отмечались с 11:00 и до 12:40.

6. ОБСУЖДЕНИЕ

6.1. Связь вариаций ДС с ионосферной бурей

Ионосферная буря, последовавшая за уменьшением Dst-индекса около 20:00 25 августа 2018 г., сначала сопровождалась незначительным увеличением N (см. рис. 3). Следующие всплески N имели место 26 августа 2018 г. около 00:23, 02:45, 07:45, 10:23 и 12:45 (см. рис. 3). Всплески N чередовались ее уменьшениями в 1.8–2.3 раза. Таким образом, отличительной особенностью данной бури была ее многофазность: две положительные бури чередовались с тремя отрицательными бурями. Добавим, что природа положительных и отрицательных бурь обсуждалась в ряде работ [Данилов и Морозова, 1975; Bradley et al., 1997; Prölss, 1995; Buonsanto, 1999; Данилов, 2013; Черногор и Домнин, 2014].

Процессы в области отражения радиоволны, например, на частоте 9520 кГц, наблюдались примерно на 25 мин позже перечисленных выше моментов времени. С 09:00 и до 12:00 ДСЧ на всех трассах было отрицательным. Это означает, что область отражения радиоволн сместилась вверх, при этом концентрация электронов N в ионосфере уменьшилась. В интервале времени 12:00–13:00 для всех трасс ДСЧ становилось положительным, область отражения радиоволн сместилась вниз. Это было вызвано увеличением концентрации электронов. На медленные уменьшения и увеличения ДСЧ накладывались его квазипериодические вариации.

Синхронность описанных вариаций для всех трасс свидетельствует о том, что возмущение ионосферы было крупномасштабным, если не глобальным. Масштаб возмущений был не менее 1–2 тыс. км. В контрольные дни подобные вариации параметров ДС отсутствовали. Следовательно, наблюдаемые вариации ДСЧ были вызваны ионосферной бурей.

Добавим, что 27 августа 2018 г. регистрировалась вторая магнитная буря с Kpmax ≈ 5 и Dstmin ≈ ≈ –50 нТл. Ионосферные возмущения при этом были существенно меньшими, чем 26 августа 2018 г.

6.2. Оценка возмущений в ионосфере

Как уже отмечалось, состояние ионосферы контролировалось при помощи ионозонда DPS-4, расположенного в Республике Корея. Анализировались временны́е и высотные зависимости плазменной частоты fp(t, z), однозначно связанные с N(t, z).

Далее получим соотношения, позволяющие по ДСЧ оценить величину увеличения N во время положительных ионосферных бурь либо величину уменьшения N во время отрицательных ионосферных бурь, величину сдвига области отражения радиоволн и параметры квазипериодических вариаций N.

Как известно, при распространении радиоволны с частотой f в сферически слоистой изотропной ионосфере без поглощения условие отражения описывается скорректированным законом секанса (см., например, [Davies, 1990]):

(1)
$f = k{{f}_{p}}\left( {{{z}_{r}}} \right)\sec \theta ,$
где zr – высота отражения; θ – угол падения на ионосферу, отсчитываемый от вертикали,
(2)
$k = \frac{1}{{\sqrt {1 + \frac{{{{R}^{2}}}}{{2{{r}_{0}}{{z}_{r}}}}} }}\,\, - $
коэффициент, учитывающий сферичность ионосферы. Здесь R – длина радиотрассы; r0 ≈ 6400 км – радиус Земли.

Подставляя (2) в (1), получим соотношение для оценки высоты отражения по известной зависимости fp(z):

$f = {{f}_{p}}\left( {{{z}_{r}}} \right){{\left( {\frac{{{{z}_{0}}}}{{2{{z}_{r}}}}\frac{{{{R}^{2}} + 4z_{r}^{2}}}{{{{R}^{2}} + 2{{z}_{r}}{{r}_{0}}}}} \right)}^{{{1 \mathord{\left/ {\vphantom {1 2}} \right. \kern-0em} 2}}}}.$

Зная zr и R, можно оценить угол θ. Для более точных расчетов zr и θ необходимо проводить траекторные расчеты.

При оценках использовалось лучевое приближение. “Толщина” радиолуча определялась по радиусу первой зоны Френеля

${{r}_{F}} \approx \sqrt {{{R\lambda } \mathord{\left/ {\vphantom {{R\lambda } 2}} \right. \kern-0em} 2}} ,$
где λ = c/f – длина радиоволны, c – скорость света в вакууме. При R ≈ 1–2 тыс. км и f ≈ 6–10 МГц имеем rF ≈ 5–6 км.

ДСЧ вызывается движением области отражения радиоволны со скоростью v. При этом

(3)
$F = - 2\frac{f}{c}{v}\cos \theta .$

Из (3) получаем скорость:

(4)
${v} = - \frac{c}{2}\frac{F}{{f\cos \theta }}.$

Поскольку в процессе движения области отражения изменяется угол θ, при оценке v по соотношению (4) необходимо вычислять среднее значение cos θ.

6.2.1. Подъем и опускание области отражения радиоволн

Зная v(t), можно оценить смещение области отражения радиоволны по высоте:

(5)
$\begin{gathered} \Delta {{z}_{r}} = \int\limits_0^{\Delta T} {{v}\left( t \right)dt} = - \frac{c}{{2f\cos \theta }}\int\limits_0^{\Delta T} {F\left( t \right)dt} \approx \\ \approx - \frac{{c\Delta T}}{{4\cos \theta }}\frac{{{{F}_{m}}}}{f}, \\ \end{gathered} $
где ΔT – продолжительность изменения F(t), Fm – экстремальное значение F на интервале времени ΔT.

Результаты оценки смещения области отражения при движении вверх (Δzr1) и движении вниз (Δzr2) приведены в табл. 2. Из таблицы 2 видно, что для всех трасс эти смещения были значительными (∼30–90 км).

Таблица 2.  

Основные параметры ДСЧ и ионосферы

f, кГц 6015 6055 6080 6175 6600 9520 9750
$\overline {{{F}_{{\min }}}} $, Гц –0.35 – –0.5 –0.3 –0.3 –0.5 –0.5
ΔT1, мин 120 – 120 120 120 120 120
Δz1, км 105 – 105 110 90 100 95
$\overline {{{F}_{{\max }}}} $, Гц 0.7 0.4 0.5 0.5 0.6–0.7 0.8 0.7
ΔT2, мин 60 60 40 60 60 60 60
Δz2, км 105 100 45 90 90–105 78 70
Fa, Гц 0.3–0.35 0.3 0.5 0.25 0.4 0.5 0.4–0.6
T, мин 60 60 60 50 60 50–70 60
Δza, км 29–33 28 45 23 33 31 28–42
δNa 0.67–0.77 0.72 0.93 0.50 0.88 0.63–0.89 0.50–0.75

Сравнительно медленные (характерное время ∼1 ч и более) изменения F(t) свидетельствуют об изменении N в ионосфере. При модели N(z) в виде линейного профиля концентрация N изменяется в такое число раз:

(6)
$\frac{N}{{{{N}_{0}}}} \approx 1 + \frac{{\Delta {{z}_{r}}}}{L},$
где L – характерный высотный масштаб изменения N(z), N0 – невозмущенное бурей значение N. Например, при Δzr = 60 км и L ≈ 30 км имеем N/N0 ≈ 3. Это означает, что в течение положительной ионосферной бури концентрация электронов в F-области ионосферы увеличилась в 3 раза. Во время отрицательных ионосферных бурь N уменьшалась в 1.5–3 раза.

Оценку N/N0 можно получить и другим способом. Можно показать, что при увеличении ДСЧ от 0 до Fm, а затем при его уменьшении до 0 за время ΔT справедливо следующее приближенное выражение:

(7)
$\frac{N}{{{{N}_{0}}}} \approx 1 + \frac{{c\Delta T}}{{4{{L}_{n}}}}\frac{{{{k}^{2}}}}{{{{k}_{\theta }}}}\frac{{{{F}_{m}}}}{f},$
где Ln – характерный масштаб изменения показателя преломления радиоволны в области ее отражения, коэффициент
(8)
${{k}_{\theta }} = \frac{{\cos \theta }}{{1 + \sin \theta }}$
определяется траекторией радиоволны.

Из рисунка 9 видно, что в интервале времени 05:35–06:48 наблюдались всплески ДСЧ с Fm1 ≈ ≈ 0.25 Гц и Fm2 ≈ 0.75 Гц. Им соответствуют радиолучи, отражающиеся от E- и F-областей соответственно.

При отражении радиоволны от E-области zr ≈ 130 км, ΔT ≈ 2 × 103 с, k ≈ 0.69, cos θ ≈ 0.19, kθ ≈ ≈ 0.095 и N/N0 ≈ 1.5.

При отражении радиоволны от F-области zr ≈ ≈ 160 км, ΔT ≈ 2 × 103 с, k ≈ 0.73, cos θ ≈ 0.23, kθ ≈ ≈ 0.11 и N/N0 ≈ 2.9. По данным ионозонда вблизи этого момента времени N/N0 ≈ 3. При оценке N/N0 считалось, что критическая частота foF2 ≈ ≈ 7.8 МГц, ее невозмущенное значение составляло 4.5 МГц (см. рис. 3). В течение отрицательных ионосферных бурь N/N0 ≈ 0.3–0.6.

Как видно, результаты оценок по вариациям ДСЧ хорошо согласуются с результатами наблюдений на ионозонде.

Можно утверждать, что сильная магнитная буря сопровождалась достаточно сильной ионосферной бурей.

6.2.2. Волновые возмущения в ионосфере

Ионосферная буря сопровождалась значительным усилением колебаний ДСЧ с периодом T ≈ 60 мин и амплитудой Fa ≈ 0.3–0.5 Гц (см., например, рис. 8–10, табл. 2). Эти колебания, скорее всего, вызваны приходом атмосферных гравитационных волн (АГВ) от места их генерации до пункта регистрации. Обычно АГВ генерируются в период максимальной скорости изменения dDst/dt, что имело место примерно около 04:00–06:00 26 августа 2018 г. Интенсивные колебания ДСЧ с периодом ∼60 мин на всех радиотрассах наблюдались в интервале времени 10:00–12:00 26 августа 2018 г. При этом время распространения АГВ составило Δt ≈ 6–4 ч. Местом генерации АГВ является область околоземной среды, точнее вечерне-полуночный сектор аврорального овала и полярной шапки, где происходит интенсивное внедрение энергии частиц солнечного происхождения (широта φ ≈ 70° N). Для трасс над территорией Китая широта составляет ∼40°–45° N. Тогда Δφ ≈ 25°–30°. Этому соответствует кратчайшее расстояние D0 ≈ 2700–3300 км. Однако возмущение, как это видно по времени его запаздывания на различных трассах, перемещалось с северо-востока. Северо-восточное направление является направлением на область наиболее интенсивных высыпаний энергичных электронов в вечерне-полуночном секторе аврорального овала и вполне согласуется с другими экспериментальными результатами и общепринятыми теоретическими моделями [Лазутин, 2015]. При этом D ≈ 6000–7000 км. Тогда горизонтальная скорость движения волн

$w \approx \frac{D}{{\Delta t}} \approx 275{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 480\,\,{{\text{м}} \mathord{\left/ {\vphantom {{\text{м}} {\text{с}}}} \right. \kern-0em} {\text{с}}}.$

Такую скорость и такой период (∼60 мин) действительно имеют АГВ.

Как уже отмечалось, усиление волновых возмущений имело место в интервале времени ∼10:00–12:00. И, хотя этот интервал был близок к интервалу времени действия солнечного терминатора, волновые возмущения, как показывают наблюдения в контрольные дни, связаны все-таки с бурей.

Распространение волн в ионосфере приводит к колебаниям высоты отражения радиоволн. Оценим их амплитуду Δza. При

(9)
$F\left( t \right) = {{F}_{a}}\sin \left( {\frac{{2\pi t}}{T}} \right)$
из (9) с учетом (4) получим, что

(10)
${v}\left( t \right) = - \frac{c}{2}\frac{{{{F}_{a}}}}{{f\cos \theta }}\sin \left( {\frac{{2\pi t}}{T}} \right) = - {{{v}}_{a}}\sin \left( {\frac{{2\pi t}}{T}} \right).$

Здесь Fa – амплитуда колебаний ДСЧ, va – амплитуда колебаний скорости вертикального движения:

(11)
${{{v}}_{a}} = \frac{c}{2}\frac{{{{F}_{a}}}}{{f\cos \theta }}.$

Тогда с учетом (8), (10) и (11) получим, что

(12)
$\Delta {{z}_{a}} = \int\limits_0^{{T \mathord{\left/ {\vphantom {T 2}} \right. \kern-0em} 2}} {{v}\left( t \right)dt} = \frac{{{{{v}}_{a}}T}}{\pi } = \frac{{cT}}{{2\pi }}\frac{{{{F}_{a}}}}{{f\cos \theta }}.$

Результаты оценок Δza по соотношению (12) также приведены в табл. 2. Из таблицы 2 видно, что амплитуда Δza – значительна.

Полагая, что при колебаниях высоты отражения радиоволн справедливо соотношение, аналогичное (6), получим, что

${{\delta }_{{Na}}} = \frac{N}{{{{N}_{0}}}} - 1 \approx \frac{{\Delta {{z}_{a}}}}{L}.$

При Δza ≈ 30 км и L ≈ 30–60 км имеем δNa ≈ 0.5–1. Результаты более точных оценок, учитывающих параметры траектории радиоволны, также приведены в табл. 2. Действительно, значения δNa изменялись от 0.5 до 0.9.

Таким образом, обсуждаемая ионосферная буря качественно и количественно отличается от “типичной” (т.е. однофазной) ионосферной бури. Это еще раз подтверждает тезис об отсутствии двух одинаковых ионосферных бурь, об индивидуальности каждой бури.

7. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

1. При помощи когерентного многотрассового радиотехнического комплекса наклонного зондирования ионосферы проведено наблюдение за характеристиками радиоволн в диапазоне ∼6–10 МГц и возмущениями в ионосфере над территорией Китая в течение сильной (Kp = 7) геомагнитной бури 25–26 августа 2018 г.

2. Выявлены апериодические и квазипериодические вариации ДСЧ. Ионосферная буря привела к усилению многолучевости, уширению ДС, существенному смещению траекторий радиоволн. Показано, что величина знакопеременных апериодических вариаций ДСЧ не превышала 0.6–0.7 Гц, а амплитуда ее колебаний – 0.5–0.6 Гц.

3. Установлено, что магнитная буря сопровождалась многофазной ионосферной бурей, длившейся не менее 16 ч (с 22:00 25 августа 2018 г. до 14:00 26 августа 2018 г.). Отличительной особенностью данной ионосферной бури было то, что две положительные бури чередовались с тремя отрицательными бурями. В течение бури на всех трассах неоднократно наблюдался подъем области отражения радиоволн на ∼50–100 км, а также ее колебания с амплитудой ∼30–40 км. За подъемами следовали опускания области отражения радиоволн на многие десятки километров.

4. Подъемы и опускания области отражения были вызваны уменьшением N в 1.5–2 раза и ее увеличением в несколько раз соответственно. Максимальное увеличение концентрации электронов в E-области ионосферы достигало 1.5 раз, а в F-области – 3 раз.

5. Относительная амплитуда колебаний концентрации электронов достигала многих десятков процентов. В контрольные дни амплитуда колебаний ДСЧ была в несколько раз меньше.

6. Наблюдаемые колебания ДСЧ, по-видимому, были вызваны генерацией в высоких широтах АГВ и последующим их распространением с высоких широт к средним широтам, где располагались средства наблюдения. Скорость волновых возмущений была ∼275–480 м/с, а период был ∼60 мин.

Список литературы

  1. – Афраймович Э.Л., Перевалова Н.П. GPS-мониторинг верхней атмосферы Земли. Иркутск: ИСЗФ. 480 с. 2006.

  2. – Благовещенский Д.В. Влияние геомагнитных бурь/суббурь на распространение КВ (обзор) // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 53. № 4. С. 435–450. 2013.

  3. – Брюнелли Б.Е., Намгаладзе А.А. Физика ионосферы. М.: Наука. 527 с. 1988.

  4. – Григоренко Е.И., Лысенко В.Н., Пазюра С.А., Таран В.И., Черногор Л.Ф. Ионосферные возмущения в течение сильнейшей магнитной бури 7–10 ноября 2004 г. // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 47. № 6. С. 761–779. 2007а.

  5. – Григоренко Е.И., Лысенко В.Н., Таран В.И., Черногор Л.Ф. Анализ и классификация ионосферных бурь в средних широтах Европы. 1 // Космічна наука і технологія. Т. 13. № 5. С. 58–76. 2007б. https://doi.org/10.15407/knit2007.05.058

  6. – Григоренко Е.И., Лысенко В.Н., Таран В.И., Черногор Л.Ф. Анализ и классификация ионосферных бурь в средних широтах Европы. 2 // Космічна наука і технологія. Т. 13. № 5. С. 77–96. 2007в. https://doi.org/10.15407/knit2007.05.077

  7. – Григоренко Е.И., Пазюра С.А., Таран В.И., Черногор Л.Ф., Черняев С.В. Динамические процессы в ионосфере во время сильнейшей магнитной бури 30–31 мая 2003 г. // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 45. № 6. С. 803–823. 2005а.

  8. – Григоренко Е.И., Лысенко В.Н., Таран В.И., Черногор Л.Ф. Особенности ионосферной бури 20–23 марта 2003 г. // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 45. № 6. С. 789–802. 2005б.

  9. – Григоренко Е.И., Лысенко В.Н., Таран В.И., Черногор Л.Ф. Результаты радиофизических исследований процессов в ионосфере, сопровождавших сильнейшую геомагнитную бурю 25 сентября 1998 г. // Успехи современной радиоэлектроники. № 9. С. 57–94. 2003.

  10. – Гуляева Т.Л. Показатели изменчивости ионосферы во время геомагнитных бурь по наблюдениям GPS // Солнечно-земная физика. Вып. 12. Т. 2. С. 231–233. 2008.

  11. – Данилов А.Д., Морозова Л.Д. Ионосферные бури в области F2. Морфология и физика (обзор) // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 25. № 5. С. 705–721. 1985.

  12. – Данилов А.Д. Реакция области F2 на геомагнитные возмущения (Обзор) // Гелиогеофизические исследования. Вып. 5. С. 1–33. 2013.

  13. – Лазутин Л.Л. Овал полярных сияний – прекрасная, но устаревшая парадигма // Солнечно-земная физика. Т. 1. № 1. С. 23–35. 2015. https://doi.org/10.12737/5673

  14. – Марпл-мл. С.Л. Цифровой спектральный анализ и его приложения. Пер. с англ. М.: Мир. 584 с. 1990.

  15. – Панасенко С.В., Черногор Л.Ф. Результаты радиофизических исследований волновых возмущений в нижней ионосфере // Успехи современной радиоэлектроники. № 7. С. 38–56. 2005.

  16. – Черногор Л.Ф., Домнин И.Ф. Физика геокосмических бурь: Монография. Харьков: ХНУ им. В.Н. Каразина, Институт ионосферы НАН и МОН Украины. 408 с. 2014.

  17. – Черногор Л.Ф., Кацко С.В. Возмущение параметров ионосферного канала распространения радиоволн в течение геокосмических бурь // Вестник Поволжского государственного технологического университета. Т. 3. № 19. С. 5–17. 2013.

  18. – Ясюкевич Ю.В., Перевалова Н.П., Едемский И.К., Полякова А.С. Отклик ионосферы на гелио- и геофизические возмущающие факторы по данным GPS: монография. Иркутск: Изд-во ИГУ. 259 с. 2013.

  19. – Bothmer V., Daglis I. Space weather: Physics and effects. N.Y.: Springer-Verlag. 438 p. 2006. ISBN 3-642-06289-X.

  20. – Bradley P.A., Cander L.R., Kutiev I., Hanbaba R. PRIME (COST 238) studies of Ionospheric storm effects // Adv. Space Res. V. 20. № 9. P. 1669–1678. 1997.

  21. – Buonsanto M.J. Ionospheric storms – a review // Space Sci. Rev. V. 88. P. 563–601. 1999.

  22. – Chernogor L.F., Grigorenko Ye.I., Lysenko V.N., Taran V.I. Dynamic processes in the ionosphere during magnetic storms from the Kharkov incoherent scatter radar observations // Int. J. Geomagn. Aeron. V. 7. GI3001. 2007. https://doi.org/10.1029/2005GI000125

  23. – Danilov A.D., Laštovička J. Effects of geomagnetic storms on the ionosphere and atmosphere // Int. J. Geomagn. Aeron. V. 2. № 3. P. 209–224. 2001.

  24. – Davies K. Ionospheric radio. London: Peter Peregrinus Ltd. 580 p. 1990.

  25. – Galushko V.G., Beley V.S., Koloskov A.V., Yampolski Y.M., Paznukhov V.V., Reinisch B.W., Foster J.C., Erickson P.J. Frequency-and-angular HF sounding and ISR diagnostics of TIDs // Radio Sci. V. 38. № 6. P. 10-1–10-9. 2003. https://doi.org/10.1029/2002RS002861

  26. – Galushko V.G., Kascheev A.S., Paznukhov V.V., Yampolski Y.M., Reinisch B.W. Frequency-and-angular sounding of traveling ionospheric disturbances in the model of three-dimensional electron density waves // Radio Sci. V. 43. № 4. P. 1–10. 2008. https://doi.org/10.1029/2007RS003735

  27. – Ivanov V.A., Kurkin V.I., Nosov V.E., Uryadov V.P., Shumaev V.V. Chirp ionosonde and its application in the ionospheric research // Radiophys. Quant. Electr. V. 46. № 11. P. 821–851. 2003. https://doi.org/10.1023/b:raqe.0000028576.51983.9c

  28. – Laštovička J., Chum J. A review of results of the international ionospheric Doppler sounder network // Adv. Space Res. V. 60. № 8. P. 1629–1643. 2017. https://doi.org/10.1016/j.asr.2017.01.032

  29. – Mikhailov A.V., Depueva A.H., Depuev V.H. Day-time F2-layer negative storm effect: What is the difference between storm-induced and Q-disturbance events? // Ann. Geophysicae. V. 25. № 7. P. 1531–1541. 2007. https://doi.org/10.5194/angeo-25-1531-2007

  30. – Mlynarczyk J., Koperski P., Kulak A. Multiple-site investigation of the properties of an HF radio channel and the ionosphere using Digital Radio Mondiale broadcasting // Adv. Space Res., V. 49. № 1. P. 83–88. 2012. https://doi.org/10.1016/j.asr.2011.09.031

  31. – Paznukhov V.V., Galushko V.G., Reinisch B.W. Digisonde observation of TIDs with frequency and angular sounding technique // Adv. Space Res. V. 49. № 4. P. 700–710. 2012. https://doi.org/10.1016/j.asr.2011.11.012

  32. – Pictrella M., Perrone L., Fontana G. et al. Oblique-incidence ionospheric soundings over Central Europe and their application for testing now casting and long term prediction models // Adv. Space Res. V. 43. № 11. P. 1611–1620. 2009.

  33. – Prölss G.W. Ionospheric F-region storms / Handbook of atmospheric electrodynamics. 2. Ed. H. Volland. Boca Raton, Fla: CRC Press. P. 195–248. 1995.

  34. – Prölss G.W. Magnetic storm associated perturbations of the upper atmosphere / Magnetic storms. Eds. Tsurutani B.T., Gonzalez W.D., Kamide Y., Arballo J.K. // Geoph. Monog. Series. V. 98. Washington, D.C.: AGU. P. 249–290. 1998.

  35. – Rees D. Observation and modeling of ionospheric and thermospheric disturbances during major geomagnetic storms: a review // J. Atmos. Terr. Phys. V. 57. № 12. P. 1433–1457. 1995. https://doi.org/10.1016/0021-9169(94)00142-B

  36. – Reinisch B.W., Galkin I.A. Global Ionospheric Radio Observatory (GIRO). Earth Planets Space. V. 63. № 4. P. 377–381. 2011. https://doi.org/10.5047/eps.2011.03.001

  37. – Schunk R.W., Sojka J.J. Ionosphere-Thermosphere space weather issues // J. Atmos. Terr. Phys. V. 58. P. 1527–1574. 1996. https://doi.org/10.1016/0021-9169(96)00029-3

  38. – Shi S.Z., Chen G., Yang G.B., Li T., Zhao Z.Y., Liu J.N. Wuhan ionospheric oblique-incidence sounding system and its new application in localization of ionospheric irregularities // IEEE T. Geosci. Remote. V. 53. № 4. P. 2185–2194. 2015. https://doi.org/10.1109/TGRS.2014.2357443

  39. – Verhulst T., Altadill D., Mielich J. et al. Vertical and oblique HF sounding with a network of synchronised ionosondes // Adv. Space Res. V. 60. № 8. P. 1644–1656. 2017.

  40. – Vijaya Lekshmi D., Balan N., Vaidyan V.K. et al. Response of the ionosphere to super storms // Adv. Space Res. V. 41. P. 548–555. 2007. https://doi.org/10.1016/j.asr.2007.08.029

  41. – Vijaya Lekshmi D., Balan N., Tulasi Ram S., Liu J.Y. Statistics of geomagnetic storms and ionospheric storms at low and mid latitudes in two solar cycles // J. Geophys. Res. V. 116. A11328. 2011. https://doi.org/10.1029/2011JA017042

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал