Российская Академия наук, сибирское отделение
Исследования пространственно-временных характеристик ионосферного отклика на полные солнечные затмения 9 марта 1997 г., 11 августа 1999 г. и 21 июня 2001 г.
Экспериментальные наблюдения за ионосферой, проводимые во время солнечных затмений, являются источником информации о характере поведения различных ионосферных параметров. Регулярные ионосферные эффекты солнечных затмений более или менее изучены хорошо. Они сводятся к увеличению действующих высот отражения, снижению концентрации в максимуме F-слоя, уменьшению полного электронного содержания (ПЭС) в ионосфере, что характерно для перехода к ночной ионосфере (Cohen, 1984). Поведение перечисленных параметров может быть промоделировано с использованием соответствующих моделей ионосферы (Stubbe, 1970; Boitman et al., 1999).
Основными параметрами ионосферного отклика затмения являются величина запаздывания относительно максимальной фазы затмения, а также его амплитуда A и длительность T. Практически во всех публикациях, посвященных изучению реакции ионосферы на солнечное затмение, приводятся оценки этих параметров.
Измерения были проведены ранее путем анализа характеристик отраженного от ионосферы радиосигнала при вертикальном зондировании на сети ионосферных станций (Marriott et al., 1972; Гончаров, 1982; Boitman et al., 1999), при измерениях доплеровского смещения частоты при вертикальном и наклонном зондировании (Boitman et al., 1999). В этих работах величина была определена в пределах от 0. (Marriott et al., 1972) до 20 мин, амплитуда A уменьшения локальной концентрации электронов порядка 9*104 см -3, длительность отклика около 1 час(Boitman, 1999).
Аналогичные результаты измерений на ионосферной станции были получены во время солнечного затмения 23 сентября 1987 г. в Юго-восточной Азии (Kang Cheng et al., 1992). Амплитуда, запаздывание и длительность ионосферного отклика оказались равными 0,3*106 см-3, 18 мин и 1 ч 30 мин, соответственно. В то же время измерения во время затмения 24 октября 1995 г. в этом же регионе дали оценку около 80 мин (Huang et al., 1999), T=1 ч 20 мин, A более чем 1*106 см-3. Измерения f0F2 над станцией Scaramanga во время частного солнечного затмения 20 мая 1966 г. (Anastassiadis and Matsoukas, 1970) дают значение около 38 мин.
Интересные результаты получены при наблюдении кольцевого солнечного затмения 30 мая 1984 г. на установке некогерентного зондирования в Милстон-Хилле (Salah et al., 1986). Уменьшение электронной плотности относительно максимальной фазы затмения в данном случае произошло через 20-30 мин, A = 4*106 см-3, ΔT = 2 ч 15 мин. Однако подобных установок слишком мало, чтобы их можно было широко использовать в экспериментах во время солнечных затмений.
Большой объем данных был получен при измерениях Фарадеевского вращения плоскости поляризации УКВ-сигналов геостационарных ИСЗ (Klobuchar and Malik, 1970; Davies, 1980). Эти измерения выявили вызванный затмением эффект глубокой депрессии (уменьшения) ПЭС с амплитудой A от 2 до 14 TECU с характерным временем уменьшения и восстановления ПЭС порядка нескольких часов (принятая в литературе единица измерения TECU соответствует величине 1016 м-2). Разброс величин также оказался весьма широким - от 5 до 40 мин.
Таким образом, многочисленные экспериментальные данные не позволяют получить более или менее достоверные оценки основных параметров ионосферного отклика. Одна из причин столь большого разброса может быть связана с применением различных методов измерений, весьма отличающихся пространственным и временным разрешением. Однако основная причина определяется различными характеристиками самого затмения, геофизическими условиями отдельных измерений и большим разбросом широты, долготы и местного времени при проведении экспериментов.