CC BY
10
ХАРАКТЕРИСТИКИ ОСНОВНЫХ ПАРАМЕТРОВ МОДЕЛИ ИОНО -МАГНИТОСФЕРЫ, ОПРЕДЕЛЯЮЩИХ ДИНАМИКУ РАСПРОСТРАНЕНИЯ _РАДИОЛОКАЦИОННОГО ИМПУЛЬСА_
Шестакова Ольга Владимировна
Кандидат технических наук, доцент, МАИ (национальный исследовательский университет), Москва
АННОТАЦИЯ
В данной статье изложены сведения о параметрах ионо-магнитосферы, влияющих наоценки параметров движения целей, решение задач, связанных собработкой траекторных измерений с целью повышения их достоверности и точности определения траекторных параметров движения цели.
CHARACTERISTICS OF THE BASICPARAMETERS OF THE MODEL IONO -MAGNETOSPHERE, THE DYNAMICS OF PROPAGATION OF THE RADAR PULSE
Shestakova Olga Vladimirovna
Candidate of technical Sciences, associate Professor, MAI (national research University), Moscow
ABSTRACT
This paper provides information on parameters of the iono-magnetosphere that affect the estimation of parameters of targets movements, the tasks associated with the processing of trajectory measurements with the purpose of increasing their reliability and accuracy in determining the trajectory parameters of targets movements.
Ключевыеслова: ионо-магнитосфера, параметры ионо-магнитосферы, радиолокационный импульс, параметры движения импульса
Keywords: ion-magnetosphere, state ion-magnetosphere parameters, radar pulse, the parameters of the motion of a pulse
Расширение масштабов задач, решаемых обеспечивающими космическими системами, а также перспективные планы широкомасштабного использования космоса для размещения воздушных и космических объектов требуют совершенствования методов и алгоритмов, используемых для обработки траекторных измерений с целью повышения их достоверности и точности определения тра-екторных параметров движения цели.
На точность оценки параметров движения целей, полет которых проходит с характеристиками, близкими к баллистическому движению, определяемых с помощью обработки измерений специальных РЛС, в основном влияют:
погрешности измерений специальных РЛС; погрешности временной привязки единичных измерений специальных РЛС к шкале единого времени, принятой в месте сбора и обработки информации;
погрешности операторов преобразования (отображения) параметров измерений специальных РЛС в различные системы координат, используемые при обработке информации;
погрешности, вызываемые отклонениями (вариациями) параметров атмосферы и ионосферы от стандартной (ГОСТ 4401-81, ГОСТ 26351-84 и ГОСТ 25645.140-86 - ГОСТ 25645.142-86 соответственно) вносят существенные методические погрешности в решении задачи оценки параметров движения цели.
Поэтому для корректного решения задачи оценки параметров движения цели на основе динамической модели движения необходимо использовать реальные параметры многокомпонентной ионосферы, которые учитывают крупно - масштабные неоднородности, обусловливающие наличие
медленной рефракционной компоненты флуктуа-ций комплексного радиолокационного импульса и мало-масштабной неоднородности, определяющие дифракционную его составляющую, а также неоднородности, возникающие под воздействием мощного радиолокационного импульса.
Рефракция радиоволн обусловливает ошибки при определении угловых координат объектов радиолокационных целей, дисперсия и затухание радиоволн приводит к ошибке в определении дальности обнаружения цели из-за отличия скорости распространения радиоволн от скорости света и диссипации волны, интерференция радиоволн существенно влияет на амплитудную и поляризационную диаграммы направленности антенны и её параметры, поэтому должны учитываться при проектировании.
Проблема повышения точности оценок параметров траектории движения цели жестко связана с проблемой вероятностного метода исследования модели влияния многокомпонентной ионо - магнитосферы помещенной в СВЧ - поле на характеристики различных систем электронной военной техники.
Исследование основной проблемы неразрывно связано с анализом статистических свойств авро-рального поглощения радиоволн, построением модифицированной эмпирико-статистической модели аврорального поглощения для практического расчета энергетических потерь на высокоширотных радиолиниях, вызванных авроральным поглощением слабонеравновесной многокомпонентной ионосферы.
Для высокоширотной ионосферы типичным является состояние возмущенности, когда в погло-
щении, помимо регулярной компоненты, появляется аномальная компонента, обусловленная вторжением в ионосферу энергичных заряженных частиц. Эта компонента создает добавочные потери на линии связи, которые нередко оказываются преобладающими. В зависимости от природы и энергии вторгающихся частиц различают два основных типа аномального поглощения: поглощение в полярной шапке, обусловленное в основном приходом от Солнца протонов с энергиями порядка мегаэлектронвольт и более; и авроральное поглощение, определяемое главным образом вторжением в
ионосферу электронов с энергиями в десятки килоэлектронвольт, являющимся одним из проявлений магнитосферных возмущений.
Магнитосфера - это область пространства, окружающего Землю, в котором движение заряженных частиц контролируется магнитным полем Земли и представляет собой заполненную плазмой полость в солнечном ветре, простирающуюся от поверхности Земли с дневной стороны до десяти земных радиусов и вытянутую в длинный хвост (шлейф) с ночной стороны[1].
С дневной стороны на четырех земных радиусах от границы магнитосферы формируется ударная волна 1, что вызывает обтекание магнитосферы частицами солнечного ветра. Две связки магнитных силовых линий, образующих хвост магнитосферы 3 и разделенных плазменным слоем 4, связаны с полярными шапками. В середине плазменного слоя имеется нейтральный слой 5, где магнитное поле очень мало и даже исчезает и с существованием которого связаны многие процессы в авроральной ионосфере.
В областях разделения "дневных" и "ночных" силовых линий имеются "воронки"(каспы), куда попадают низкоэнергетические частицы солнечного ветра с энергией от сотен электронвольт до килоэлектронвольт. Ширина каспы на уровне ионосферы 2-30, долготная протяженность занимает интервал с 8 до16 местного времени. Каспы расположены на широтах Ф'~76^80°.
Плазмосфера 7 представляет собой внешнюю часть ионосферы, ее нижняя граница находится на высоте порядка 1000км и заполнена малоэнерге-тичной плазмой из легких ионов, приходящих по силовым линиям из магнитосферы. Плазмосфера вращается с Землей, отделена от области конвекции в магнитосфере плазмопаузой 8, внешней границей плазмосферы.
Внутри магнитосферы в областях земных силовых линий располагаются радиационные пояса 9, населенные высокоэнергетичными заряженными частицами. Внутренний пояс расположен на расстояниях порядка 1,5Ra, а внешний - на 3,5Ra.
Магнитосферу можно поделить на три субобласти.
1. Внутренняя магнитосфера, в которую входят верхняя ионосфера, плазмосфера, радиационные пояса и частично кольцевой ток 10. Процессы
во внутренней магнитосфере играют основную роль в развитии мировых бурь; на развитие индивидуальных суббурь влияние не оказывают.
2. Внешняя магнитосфера включает магнито-паузу 11, мантию 12, периферийные районы хвоста магнитосферы 13 и частично внешнюю область плазменного слоя.
3. Авроральная магнитосфера - область раздела между внутренней и внешней ее частями; к ней относятся ближняя к Земле часть плазменного слоя и каспы. Здесь находятся основные источники возмущений магнитосферы (токи вдоль силовых линий) 14, основные области ускорения частиц и их высыпания 15.
Геомагнитные силовые линии в окрестности плазмопаузы делят ионосферу на две области. Одна - это область средних и низких широт, являющаяся проекцией плазмосферы, в которой главным ионизирующим агентом является ультрафиолетовое излучение Солнца. Другая область - полярная ионосфера, где одновременно присутствуют два агента ионизации: ультрафиолетовое и корпускулярное излучения. Второй агент часто оказывается преобладающим, например, в условиях затененной ионосферы и повышенной возмущенности.
Между этими областями на широтах Ф'~50^60° находится область пониженной электронной концентрации - среднеширотный ионосферный провал, и соответствует области, находящейся между плазменным слоем и плазмопаузой. Здесь изменение электронной плотности на расстоянии 100 км наблюдались от 4 104 до 1,5 105 см-3[2]. Ширина невозмущенного провала составляет 7 - 100
Для нас особый интерес представляет аномальная ионизация в нижней ионосфере, влияющая на распространение волны. За дополнительную аномальную ионизацию ответственны авроральные электроны с энергиями более 20 кэВ, которые вторгаются в верхнюю атмосферу высоких широт в период магнитосферной суббури [3]. Источниками этих электронов в ночном секторе являются ближняя к Земле область плазменного слоя и внешний радиационный пояс, пополняемый при возмущениях магнитосферы и обеспечивающий дрейф вновь захваченных электронов к востоку, вдоль постоянной геомагнитной широты. В ходе дрейфа за счет неустойчивостей идет высыпание энергетических электронов в ионосферу.
Характерной особенностью высокоширотной ионосферы является повышенная аномальная ионизация в слое F2 [4].
Повышенная возмущенность характерна для слоя Е, где наблюдается многообразие типов спорадической ионизации ES. Отметим, что спорадические слои наблюдаются в двух областях, одна из которых соответствует авроральной кольцевой зоне, где наибольшая вероятность появления ES происходит на Ф'~68^720 в вечерне-ночном секторе местного времени. Вторая область расположена вблизи геомагнитного полюса [5].
Авроральное поглощение, появляющееся утром на широтах Ф'=62^700, обычно носит диффузный характер и вызывается вторжением электронов с энергиями 40 кэВ умеренной интенсивности. Такое поглощение охватывает большие области пространства, сопровождается слабыми формами полярного сияния, положительными магнитными бухтами.
Одной из причин нарушения КВ-радиосвязи в высоких широтах является аномальное поглощение в нижней ионосфере
Различают четыре типа аномального поглощения:
а) внезапное поглощение, наблюдаемое на всей освещенной полусфере Земли (SID SCNA). Поглощение возникает во время солнечной вспышки и обусловлено увеличением жесткого рентгеновского излучения Солнца; продолжительность - несколько десятков минут;
б) поглощение полярной шапки (РСА), которое наблюдается в приполюсной области на широтах Ф>600. РСА возникают после протонных солнечных вспышек и обусловлены вторжением в атмосферу Земли солнечных космических лучей (в основном протонов) с энергиями более 10 - 20 МэВ днем и порядка ~5 - 10 МэВ ночью;
79
в) поглощение с внезапным началом (SCA), возникающее в период внезапного начала (SC) магнитной бури, наблюдаемое только в зоне полярных сияний. Оно обусловлено всплесками тормозного рентгеновского излучения электронов, высыпающихся в ионосферу в результате резкого сжатия земной магнитосферы под воздействием ударного фронта потока солнечной плазмы; по интенсивности и продолжительности SCA близко к типу SID;
г) авроральное поглощение (АА), появляющееся в кольцевой области широт Ф'=62^700. Основным источником увеличенной ионизации являются электроны с энергиями более 40кэВ. Поглощения типа SID, SCA появляются сравнительно редко, имеют малую продолжительность и поэтому не играют существенной роли в радиосвязи по сравнению с РСА и АА.
Много ценной информации в изучении поглощения было получено с помощью риометров - приборов для измерения поглощения в ионосфере методом регистрации уровня космического радиоизлучения (КРИ).
Измеренное риометром поглощение относится ко всей толще ионосферы. Однако наибольший вклад, особенно на высоких частотах, вносит нижняя ионосфера. Можно считать, что в периоды существенного аномального поглощения (А>0,6дБ) оно полностью сосредоточено в D-области. Аномальное поглощение при прохождении через толщу ионосферы определяется по форму-леА=10^0Л,где J0 и J - уровни непоглощенного и поглощенного сигналов КРИ по мощности. Уровень непоглощенного сигнала J0 определяется по массиву месячных данных за каждый час с учетом поправки звездного времени [6].
Было установлено, что поглощение в полярной шапке возникает после некоторого ряда солнечных вспышек, сопровождающихся инжекцией солнечных космических лучей, состоящих в основном из протонов, а также небольшого числа ядер тяжелых элементов (гелий и т.д.). Наибольшее практическое значение имеет определение реальной границы площади, охваченной влиянием РСА.
Число РСА испытывает четкие циклические вариации; максимумы их отмечаются в годы максимума солнечной активности, тогда как в годы минимума активности на Солнце их число резко уменьшается.
Отличительной особенностью РСА является четкая зависимость от солнечной освещенности. В условиях полярного дня, когда Солнце непрерывно находится над горизонтом и соответствующий уровень поглощения высок, несколько изменяющийся под воздействием меняющегося потока солнечных космических лучей, условия распространения радиоволн наихудшие. Ночью, когда уровень поглощения падает в 4-5 раз по отношению к полуденным значениям, условия прохождения радиоволн улучшаются.
Связь между поглощением А (в дБ) на частоте 30МГц в период РСА и потоком протонов с энерги-
ями 10МэВ (Б) может быть представлена эмпирической зависимостью. Для дневных часов эта зависимость выглядит следующим образом^ = кА2.
Здесь к - коэффициент, в среднем равный 10. Для ночных часов подобная зависимость может быть представлена в виде F = 780А1,5,где F - поток протонов с энергиями Е = 1^10МэВ.
Известно, что для заданного часа мирового времени область АА имеет кольцевую форму, разомкнутую на послеполуденной (примерно 18-20ч) стороне Земли. Авроральное поглощение сосредоточено в сравнительно узком поясе широт - порядка 100. Экваториальная граница области АА расположена на широте Ф'~600 и в течение суток меняется незначительно, в то время как приполюсная граница зоны в различные часы занимает положение от 700 в утренние и вечерние часы до Ф'~750 в ночные и дневные.
В суточном ходе аврорального поглощения наблюдается два максимума: предполуденный, центрированный на 8-10 ч. местного геомагнитного времени и околополуночный, центрированный на 22-24 ч. МГВ, и соответственно два минимума, приходящиеся на утренние и вечерние часы. Указанные закономерности характерны в основном для центральной части зоны аврорального поглощения.
Опыт показал, что картина пространственно-временного распределения аврорального поглощения с изменением долготы меняется несущественно.
Имеющиеся в литературе сведения о связи аврорального поглощения с солнечной активностью противоречивы. Существуют также данные, свидетельствующие о том, что циклические вариации более тесно связаны не с солнечной, а с магнитной активностью.
Например: зависимость поглощения (в дБ) от магнитной активности представлена выражениемА
= 4 10-3( А Н)09[7].
Здесь А Н - амплитуда отклонения горизонтальной составляющей в гаммах; А - поглощение на частоте 30МГц. В действительности в течение суток характер связи не остается постоянным.
Наличие тесной корреляции между потоком электронов и авроральным поглощением подтверждается результатами ряда исследований [8], получено эмпирическое соотношение между высыпающимися потоками электронов и поглощением (в дБ)
на частоте 30МГцА = 3,3 10-3 Щэе),
где J - интенсивность потока электронов со спектром вида J(E) = кЕ-4,5.
Основной эффект РСА - рост поглощения на всех трассах - сопровождался соответствующим увеличением наблюдаемых частот.
Степень воздействия аврорального поглощения АА зависит от многих факторов: протяженности и ориентации радиолинии относительно зоны АА, интенсивности поглощения, времени суток. Наибольшие нарушения прохождения радио-волны(40%) наблюдается на линиях, у которых
один или оба конечных пункта лежат в зоне АА. В ночные часы ослабление сигнала может достигать 30 - 60дБ в зависимости от частоты.
В большей степени эффекты аврорального поглощения до 40дБ проявляются на коротких одно-скачковых линиях, приводя к значительным колебаниям амплитуды.
Подводя итог, отметим, что наибольшие нарушения радиосвязи в высоких широтах наблюдаются в периоды поглощения типа полярной шапки, когда связь для наиболее сильных РСА бывает невозможна на всех радиолиниях иногда в течение нескольких дней. Однако такие события довольно редки и в отличии от аврорального поглощения не являются постоянной причиной ухудшения связи. Низкая обеспеченность связи в высоких широтах связана в основном с авроральным поглощением.
Список литературы:
1. Annual Report 1980-81. // Geophys.Inst.Univ.
- Alaska Fairbanks,1982
2. HunsuckerR.D., RomicG.I.,Ecklung W.L. // Structure and dinamics of ionization and auroral luminosity during the auroral evens of March 16,1972. - Radio Sci.,1975,v.10.№8/9. - P.813-820.
3. Акасофц С.И., Чепмен С. Солнечно - земная физика. - М.:Мир,1975. - 509с.
4. Беспрозванный А.С., Горбушина Г.Н. Морфология возмущенной ионосферы высоких широт.
- Гидрометеоиздат,1965. - 123с.
5. Дриацкий В.М., СмирновВ.Б., Ходжа-Ах-медовЧ.Л. Инструкция по обработке записей интенсивности космического радиоизлучения. -1965,34с.
6. Татарский В.И. // Изв.вузов:Радиофизика .1960№3.-С.551.
7. Bailey D.K.,Bateman R.,Kirbv R.C. // Proc.IRE .1955.№43.-P.1161.
8. Gallet R.M. // Proc.IRE .1955№43.-P.1240.
References:
1.
nnual Report 1980-81. // Geophys.Inst.Univ. - Alaska Fairbanks,1982
2. HunsuckerR.D., RomicG.I.,Ecklung W.L. // Structure and dinamics of ionization and auroral luminosity during the auroral evens of March 16,1972. - Radio Sci.,1975,v.10.№8/9. - P.813-820.
3. Akasofc S.I., Chepmen S. Solar - terrestrial physics. - M.:Mir, 1975 - P.509
4. Besprozvanny A.S., Gorbushina G.N. The morphology of the disturbed ionosphere at high latitudes. - Gidrometeoizdat, 1965 - P. 123
5. Driatcky V.M., Smirnov V. B., Hodga-Ah-medov С. L. Processing instruction records the intensity of cosmic radioemission. - 1965, P.34
6. Tatarsky V.I.// Izv.vyzs: Radiophysics. 1960. №3.-Р.551
7. Bailey D.K.,Bateman R.,Kirbv R.C. // Proc.IRE .1955.№43.-P.1161.
8. Gallet R.M. // Proc.IRE .1955.№43.-P.1240.
