Physics of auroral phenomena : proceedings of the 39th annual seminar, Apatity, 29 February-4 March, 2016 / [ed. board: N. V. Semenova, A. G. Yahnin]. - Апатиты : Издательство Кольского научного центра РАН, 2016. - 167 с. : ил., табл.

“P hysics o f Auroral Phenom ena”. Proc. XXXIX Annual S em inar, A p atity, p p . 146-149, 2 0 1 6 C-j © Polar G eophysical Institute, 2016 lr ical ПАРАМЕТРИЧЕСКАЯ (РИОМЕТРИЧЕСКАЯ) МОДЕЛЬ РАСЧЁТА ПОГЛОЩЕНИЯ ТИПА ПОЛЯРНОЙ ШАПКИ (ППШ) В.А. Ульев, Д .Д . Рогов, А.В. Ф ранк -К ам енецкий (.А ркт ический и А нт ар кт ич еский Научно- исследоват ельский институт (ААНИИ , СПб), Россия; e-mail: vauliev@ yandex.ru) Аннотация. В данной работе предлагается новая модель вычисления поглощения ППШ параметрическая (риометрическая) модель (ПМ). В ПМ исходными данными являются экспериментальные значения интенсивности поглощения ППШ на контрольной станции в центре полярной области. Эти значения пересчитываются в поглощение ППШ в любом пункте высоких широт, используя коэффициенты Кпв и Кдн, которые характеризуют поглощение во время двух основных эффектов ППШ: полуденного восстановления (ПВ) и день-ночь вариации (ДНВ). Благодаря простому алгоритму модель позволяет очень оперативно вычислять поглощение ППШ в любом пункте высоких широт, где проявляется ППШ. 1. Введение После мощных солнечных вспышек на высоких широтах специальными наземными коротковолновыми приёмниками (риометрами) регистрируется существенное возрастание поглощения коротковолнового галактического радиоизлучения. Это явление называется поглощением типа полярной шапки (ППШ) [1]. Для определения поглощения ППШ в любом пункте на высоких широтах применяются модельные расчёты. Существуют два основных типа моделей для расчёта поглощения ППШ: численная (высотная) модель (ЧМ) и эмпирическая (пороговая) модель (ЭМ) [2]. Ниже описывается ещё одна модель для вычисления поглощения ППШ: параметрическая (риометрическая) модель (ПМ). Принципиальное различие между ПМ с одной стороны и ЧМ и ЭМ - с другой заключается в том, что на вход ЧМ и ЭМ вводятся значения интенсивности потоков солнечных протонов, тогда как в ПМ входными данными являются значения интенсивности риометрического поглощения. Сущность методики ПМ состоит в том, что реальные экспериментальные значения поглощения ППШ, зарегистрированные на контрольной станции, расположенной в центральной области высоких широт, пересчитываются в значения поглощения в любом выбранном расчётном пункте высоких широт. Для пересчёта используется набор коэффициентов К™ и Кд„, которые зависят от геофизических условий, влияющих на поглощение ППШ как на контрольной станции, так и в расчётном пункте. *-пв ** ^ д и 2. Описание и аналитические формулы для определения коэффициентов К„ На рис. 1 представлена вариация ППШ на ст. Диксон. Каждые сутки наблюдается два понижения поглощения: в часы, близкие к полудню и полуночи, т.е. соответственно - эффект полуденного восстановления (ПВ) и эффект день-ночь вариации (ДНВ). ПВ и ДНВ - главные эффекты, определяющие как временную вариацию поглощения в любом пункте высоких широт, так и неоднородное распределение поглощение ППШ во всей области высоких широт. Коэффициенты К„в и Кд„ представляют собой относительное поглощение во время ПВ и ДНВ: Кпв= А] ш /А() (1) Кдн = А дн /А0 (2) где А„в и Адн - реальное поглощение во время ПВ и ДНВ; А0 - возможное поглощение, которое наблюдалось бы при отсутствии ПВ и ДНВ. Аналитические формулы для расчёта коэффициента К,».. Эффект ДНВ обусловлен изменением освещённости ионосферы над пунктом наблюдения в течение суток. Параметром, характеризующим изменение освещённости, является солнечный зенитный угол (СЗУ). Поэтому поглощение во время ДНВ зависит от СЗУ (0). Кроме того, при одинаковом СЗУ поглощение зависит от фазы суток (LT) (при восходе Солнца поглощение меньше, чем при заходе) [1] и от характера спектра потоков солнечных протонов: чем мягче спектр (относительно больше протонов малых энергий), тем больше относительное поглощение в период ДНВ [4]. Спектр характеризуется показателем функции степенного вида (у), аппроксимирующей значения интенсивности потоков протонов разных энергий: чем мягче спектр, тем больше у. 146 ППШ 11-17 апреля 1969г. на ст. Диксон .4 | 1 0 . ПВ ПВ < о ЛП J Т 8 5 к 1 ПВ п в \^ V г Л »i l 2 0 1C 3 ДН1 Ч V .4 11 .4 12 А 1C .4 14.4 15 Д ата (день, .4 16 19СЯЦ) .4 17 .4 16 .4 1S Рисунок 1. Вариация поглощения ППШ 1 1 -1 7 апреля 1969г. на ст. Диксон - о - — • —периоды проявления эффектов ПВ и ДНВ