книги из ГПНТБ / Омхольт, А. Полярные сияния

222 ГЛАВА 7

магнитной широты, причем меньше на более высоких ши­ ротах (п. 7.2.2).

Исследовалась частота появления пульсаций и всплес­ ков рентгеновских лучей в функции местного времени [41], а также их связь с магнитными суббурями [13]. Оказалось, что разнообразные временные особенности вторжений энер­ гичных электронов в зону полярных сияний наблюдаются в периоды развития суббурь, но что эти временные характе­ ристики существенно различны в зависимости от местного времени. Мак-Феррон и др. [34] суммировали характерные особенности пульсаций на полярной диаграмме. Из нее сле­ дует, что на ночной стороне, где могут наблюдаться пуль­ сации свечения, преобладают шумовые всплески и импульсы, а не квазисинусоидальные пульсации. Последние появ­ ляются главным образом в полдень и вечером.

Изучение морфологии пульсаций только начинается; необходимы дальнейшие исследования, чтобы наблюдения пульсаций стали полезным инструментом для изучения яв­ лений в магнитосфере.

ЛИТЕРАТУРА

1.Джорджио Н. В., сб. «Спектральные, электрофотометрические

ирадиолокационные исследования полярных сиянии и свече­

209 (1967).

5.Akasofu S.-I., Planet. Space Sei., 12, 273 (1964).

и магнитосферные суббури, изд-во «Мир», М., 1971.)

7.Arnoldy R. L., J. Geophys. Res., 75, 228 (1970).

9.Berger S., Planet. Space Sei., 11, 867 (1963).

10.Brekke A., Thesis, Univ. of Oslo, 1969.

11.Campbell W. 1)7., Rees M. H., J. Geophys. Res., 66, 41 (1961).

12.Coronlti F. V., Kennel C. F., J. Geophys. Res., 75, 1279 (1970).

13.Coroniti F. V., McPherron R. L., Parks G. K., J. Geophys. Res., 73, 1715 (1968).

14.Cresswell G. R., Rep. UAGR-206, Geophysical Institute, Univ. of Alaska, 1968.

15.Cresswell G. R., Planet. Space Sei., 16, 1453 (1968).

16.Cresswell G. R., J. Atmosph. Terrest. Phys., 34, 549 (1972).

17.Cresswell G. R., Belon A. E., Planet. Space Sei., 14, 299 (1966).

18.Cresswell G. R., Davis T. N., J. Geophys. Res., 71, 3155 (1966.)

19.Davis T. N., in Atmospheric Emissions, eels. В. М. McCormac, А. Omholt, Van Nostrand Reinhold Co., 1969.

20.Eather R. H., The Birkeland Symposium on Aurora and Magnetic

Storms, eds. J. Holtet, A. Egeland, 1968, p. 111.

21. Egeland A., Omholt A., Geofys. Publikasjoner, 26, № 6 (1966).

22.Egeland A., Omholt A., in Aurora and Airglow ed. B. M. McCor­ mac, Reinhold Publ. Co., 1967, p. 143.

23.Evans D. S., J. Geophys. Res., 72, 4281 (1967).

26.Heppner J. P., J. Geophys. Res., 59, 329 (1954).

27.Heppner J. P., Report № D. R. 135, Defence Research Board, Canada, 1958.

28.Hilliard R. L., Shepherd G. G., Planet. Space Sei., 14, 383 (1966).

29.International Auroral Atlas, Edinburgh Univ. Press, 1963.

30.Iyengar R. S., Shepherd G. G., Canadian J. Phys., 39, 1911 (1961).

33.Lampion M., J. Geophys. Res., 72, 5817 (1967).

34.McPherron R. L., Parks G. К ., Coroniti F. V., Ward S. H., J.

Geophys. Res., 73, 1697 (1968).

35. Milton D. W., McPherron R. L., Anderson K. A., Ward S. H

J. Geophys. Res., 72, 414 (1967).

36.Murcray \V. B., J. Geophys. Res., 64, 955 (1959).

37.Omholt A., Planet. Space Sei., 10, 247 (1963).

J.Geophys. Res., 73, 1685 (1968).

42.Parkinson T. £>., Zipf E. C., Dick K. A., J. Geophys. Res., 75, 1334 (1970).

45.Paulson К. V., Shepherd G. G., Graystone P., Canadian J. Phys., 45, 2813 (1967).

46.Rosenberg T. / ., Bjordal /., Kvifte G. /., J. Geophys. Res., 72, 3504 (1967).

47.Rosenberg T. J., Bjordal J., Trefall H., Kvifte G. J., Omholt A.,

Egeland A., J. Geophys. Res., 76, 122 (1971).

48.Scourfield M. IV. J., Parsons N. R., Planet. Space Sei., 17, 1141 (1969).

49.Shepherd G. G., Pemberton E. V., Radio Sei., 3, 650 (1968).

50.S/0rmer C. The Polar Aurora, Oxford, Clarendon Press. 1955.

51.Victor L. /., J. Geophys. Res., 70, 3123 (1965).

Глава 8

Оптические сияния и радионаблюдения

8.1.Введение

Вразд. 2.2 подробно рассматривалась взаимосвязь оп­ тического излучения полярных сияний и увеличения ско­ рости ионизации. В этой главе будет рассмотрена связь оп­ тических сияний с влиянием повышенной ионизации на распространение радиоволн. Наблюдается несколько важ­ ных и существенно различных явлений в радиодиапазоне, связанных с полярными сияниями. К ним относятся: ло­ кальное поглощение радиоволон; отражение от спорадичес­ кого слоя Е, образованного диффузными протяженными сияниями; рассеяние радиоволн; ОНЧ-излучения и радио­

шумы; появляющееся довольно редко поглощение радио­ волн в полярной шапке, охватывающее большие площади. Полярные сияния усиливают обратное рассеяние непогло­ тившихся радиоволон. Это явление часто называют радио­ сияниями.

В этой книге мы не будем подробно останавливаться на радиоявлениях, а сконцентрируем внимание на прямой связи радио- и оптических сияний. Радионаблюдения мо­ гут проводиться при любой погоде, поэтому этим методом можно получить много ценных результатов по общей мор­ фологии полярных сияний и их взаимосвязи с явлениями

вмагнитосфере.

8.2.Поглощение радиоволн

Хорошо известно, что полярные сияния сопровождают­ ся поглощением радиоволн в ионосфере (см., например, [32, 39, 40, 491). Ниже мы рассмотрим, как проявляется эта корреляция и как ее можно объяснить, не останавливаясь

при этом на механизме радиопоглощения и не рассматривая аппаратуру, используемую для измерений. Детальный об­ зор аврорального поглощения радиоволн на высоких час­ тотах дал Харгривс [32]. Существование по крайней мере статистической взаимосвязи между свечением полярных сияний и поглощением радиоволн было установлено рядом

5577 Â [01] (поле зрения фотометра 5°) и риометрическими измерениями поглощения космического радиоизлучения на частоте 27 МГц. Связь между концентрацией электронов N в момент t и функцией мгновенной скорости образования электронов q определяется уравнением баланса ионизации

отношение концентраций отрицательных ионов и электро­ нов. Величина q равна скорости новообразования, т. е. примерно пропорциональна скоростям эмиссии полос первой отрицательной системы азота № + и зеленой линии кислорода 5577 Ä (разд. 2.2 и п. 4.2.2).

Процессы рекомбинации могут быть довольно сложны­ ми, особенно в области D. Следует учитывать тяжелые ионы, а двухионная модель, предложенная в [35], приведет к линейным членам, описывающим рекомбинацию. Но при высоких концентрациях электронов, имеющих место в период полярных сияний, эти соображения менее важны, чем в нормальных спокойных условиях (см. [20]).

В предположении пропорциональности между интен­ сивностью излучения и скоростью ионизации яркость /,

г| — объемная скорость эмиссии, постоянная k — отно­ шение между скоростью ионизации и яркостью оптического излучения, /, т], q являются функциями времени t.

При специальных предположениях существует линейная связь между корнем квадратным из интенсивности свечения и поглощением космического радиоизлучения: если энер­ гетический спектр и распределение по питч-углам первичных частиц постоянны во времени, то скорость ценообразования q на любой высоте будет пропорциональна яркости I, на­ блюдаемой с земли (интегральной эмиссии вдоль луча зре­ ния)

Постоянная q(A) зависит от высоты и от энергетического спектра частиц. Поглощение А, измеренное риометром (в децибелах), можно выразить через коэффициент погло­ щения К, который пропорционален концентрации N сво­ бодных электронов:

Интегрирование ведется в ионосфере вдоль траектории волны, причем с2 есть функция высоты и частоты риометра. В состоянии квазиравновесия (d/dt « 0) из уравнения (8.1) получаем

N (h, t) = оГ 1/2 (1 + \)~ 1/2 q'ß (А, 0 =

Отсюда, комбинируя (8.3) и (8.5) и полагая, что траектория волны совпадает с лучом зрения, получим

Коэффициент рекомбинации, отношение концентраций от­ рицательных ионов и электронов, частота электронных столкновений (последняя входит в с2) предполагаются неза­ висящими от первичного потока электронов. Величина с4 зависит только от энергетического спектра электронов. Однако с4 можно считать константой только в первом при­ ближении, так как уравнение (8.1) является приближен­ ным.

к явлению. Аналогичные результаты были получе­

ны в [41 ], где показано, что коэффициент с4 может оставаться постоянным в течение нескольких часов, а затем резко изме­ ниться. Некоторые результаты приведены на рис. 8.1. Поскольку углы зрения фотометра и риометра сильно от­ личаются, рассмотрены лишь случаи, когда большая часть небосвода была покрыта довольно однородными сияниями.

Для заданного энергетического спектра первичных электронов вычислен теоретически коэффициент с4 [41]. Из-за неопределенностей в основных параметрах вычислен­ ные значения с4 различаются примерно в 2 раза, но из наблюдений ясно видно влияние спектра первичных час­ тиц. Для двух периодов события, приведенного на рис. 8.1, и при экспоненциальном энергетическом спектре

228 ГЛАВА 8

на ранние утренние часы (4 ч 00 мин — 6 ч 05 мин мест­ ного времени), что привело к более сильному поглощению относительно интенсивности оптического излучения. На основании всех данных измерений в другие часы суток была определена характерная энергия электронного спек­ тра в функции времени ночи [41]. Эти вариации оказались незначимыми.

Густафссон [24] выполнил аналогичное исследование, причем включил случаи, когда происходили заметные вре­ менные вариации и необходимо было учитывать вариации электронной концентрации. При разумном отборе данных найдено согласие между теоретическим и наблюденным вре­ менными запаздываниями пиков аврорального свечения и поглощения. Коэффициент рекомбинации оказался рав­ ным 2-10-6 см3/с, что, по-видимому, соответствует высоте ä ;70 км. В период распада сияний поглощение могло уве­ личиваться сильнее, чем ожидалось, возможно, из-за ужестчения энергетического спектра [25].

Связь между оптическими полярными сияниями и пог­ лощением космического радиоизлучения исследовалась ря­ дом авторов [3, 7, 16]. Берки [7] использовал риометр с узконаправленной антенной, и поэтому ему удалось вы­ явить детальную корреляцию для всех форм сияний. Его исследование представляет продолжение аналогичной ра­ боты [3] и, вероятно, является наиболее обстоятельной из имеющихся в настоящее время. Он подразделил типы вза­ имосвязи на три категории:

ССлабое Интенсивное

Категория А наблюдается главным образом около мест­ ной полночи, В — в вечернем секторе, С — в утреннем. Если суббуря особенно интенсивна, категория А наблю­ дается также в вечернем секторе, сопровождаясь при этом быстро движущимся к западу изгибом.

Берки нашел систематическое уменьшение постоянной с4 в уравнении (8.6) в течение ночи. Для эмиссии 7.5577 А коэффициент с4 уменьшается от 5 до немного более 1 (килорэлей) '/2/дБ между 18 ч 00 мин и 6 ч 00 мин местного вре­ мени. Это указывает на ужестчение спектра в течение ночи, что было также обнаружено по вариациям высоты и тем­ пературы (разд. 2.5, 6.2 и 6.3). Однако этот результат не согласуется с результатами [41], относящимися к очень диффузным спокойным сияниям, не показывающим замет­ ных изменений. Берки [7] нашел существенные изменения отношения свечения к поглощению только в тех случаях, когда одна из наблюдаемых величин заметно увеличивалась. Он установил также, что спектр жестче на экваториальной стороне овала полярных сияний и во время пульсирующих сияний. Одновременные наблюдения интенсивности Щ указывали, что вклад протонов в ионизацию слоя D нич­ тожно мал.

Долгое время обычно предполагалось, что пульсирую­ щие сияния связаны с более сильным поглощением, чем обычные (см. [32, 39, 40, 49)].

Кэмпбелл и Лейнбах [12] нашли коэффициент корреля­ ции 0,7 между флуктуациями 73914 А и аврорального пог­ лощения, что подтверждает прежние выводы. Ролдугин [1] наблюдал одновременные пульсации в излучении и радио­ поглощении с периодами от 10 до 60 с. Хотя как пульсации, так и сильное поглощение, по-видимому, являются типич­ ными послеполуночными явлениями, имеются сомнения в том, что между ними существует детальная корреляция. Брекке [8] исследовал для каждого часа ночи относитель­ ную частоту поглощения более 0,5 дБ во время пульсирую­ щих оптических сияний и когда они отсутствовали. Он использовал данные за четыре зимы с 1964 по 1968 г., полученные в Тромсё, и не нашел существенных различий, так что оба явления, по-видимому, статистически незави­ симы. Суточные вариации несколько менялись от одной зимы к другой, возможно, вследствие изменения уровня солнечной активности. Исследования подтвердили, что как поглощение, так и пульсации являются типичными после­ полуночными явлениями, и это, вероятно, послужило при­ чиной предположения о тесной статистической связи этих явлений. Для двух явлений, наблюдающихся примерно

в одно и то же время суток, но физически независимых, истинный коэффициент корреляции зависит от временного разрешения используемых данных.

Возможно, исключение составляют ранние утренние часы, когда быстрые пульсации наиболее многочисленны [8]. Установлено, что утренние бухты поглощения, вероят­ но, обусловленные вторжением жестких электронов, свя­ заны с пульсирующим сиянием на геомагнитносопряженной станции [26].

8.3. Ионизация слоя Е

Другим радиоявленнем, связанным с оптическим поляр­ ным сиянием, является спорадический слой Е, часто на­ блюдаемый при полярном сиянии в зените (см., например, [10, 44]). При довольно однородном свечении на достаточно большой площади в зените появляется толстый слой повы­ шенной ионизации, дающий характерный след на ионограмме. Высота полярного сияния обычно такова, что но­ вый ионосферный слой совпадает с обычным слоем Е. Высо­ та и электронная концентрация обычно довольно точно определяются по ионограммам в отличие от спорадических слоев Е или более неправильных спорадических слоев Еа, иногда наблюдающихся при полярных сияниях. Буллен [10] предложил называть этот тип отражений от слоя Е ночным слоем Е и применил эту концепцию к изучению активности полярных сияний в южном полушарии в 1958— 1963 гг.

Отмечались систематические вариации авроральной иони­ зации до и после максимума фазы развития суббури (1 — 2 мин) [14], когда на ионозонде регистрируется полное пог­ лощение. Критическая частота сначала растет, затем падает при соответствующих уменьшении и увеличении видимых высот. Кроме того, относительное усиление f0E в период распада сияний систематически снижается с ростом «спо­ койной авроральной» ионизации (определенной за неко­ торое время до распада сияния).

Изучение прямой связи интенсивности зенитных форм сияний и электронной концентрации, вычисленной по ионо­ граммам, проводилось в [45, 56, 57, 64]. На рис.8.2 приведены одновременные значения интенсивности эмиссионной полосы

бы пропорционально яркости с постоянной пропорциональ­

рис. 8.2, следует, что существует пропорциональная зави­ симость между N 2 и /, как показано прямыми линиями. Ожи­ даемое рассеяние обусловлено дисперсией h0, а также