Ионосфера – это верхний слой атмосферы, ионизованный под воздействием ультрафиолетового излучения Солнца, в результате чего образуются положительно заряженные ионы и свободные электроны. Также ионизация происходит за счет рентгеновского излучения солнечной короной и корпускулярными потоками Солнца.
Ионосфера расположена на высотах примерно 50-1300 км. Причем концентрация свободных электронов меняется по высоте. В зависимости от
концентрации свободных электронов и соответственно положительно заряженных ионов ионосферу условно делят на слои – D, E, F1 и F2.
Наименьшая концентрация в слое D, а наибольшая в F2. Состояние ионосферы непрерывно меняется, оно зависит от солнечной активности, времени года и суток.
В слое D, который расположен на высотах 50-90 км, концентрация заряженных частиц составляет 102 -103см−3 . Этот слой имеет наименьшую
ионизацию, причем в ночное время ионизация частиц иногда исчезает. Слой E находится на высотах 90-120 км. В этом слое уже максимальная концентрация заряженных частиц в дневное время приблизительно 105см−3 , а ночью около
103см−3 . Ночью слой E не ослабевает, когда нет основного источника ионизации. Выше 130 км начинается слой F. В дневное время преимущественно
летом в этом слое можно наблюдать два выраженных максимума: слой F1(150- 200 км) и F2 (250-450 км). В этом слое максимальная концентрация электронов доходит до 105−106 см−3. Также стоит заметить, что в ночное время слой F1 пропадает.
Распространение КВ радиоволн зависит от поглощения, вызванного событиями космической погоды. Большое количество затуханий4 высокочастотных радиосигналов вызвано поглощением в D области
ионосферы, так как при солнечных явлениях происходит возрастание электронной концентрации, благодаря чему увеличивается поглощение электромагнитных волн.
Общая электронная концентрация в D области ионосферы определена регулярным ультрафиолетовым излучением, рентгеновскими вспышками и
высыпаниями энергичных частиц. В области полярной шапки доминирующий вклад в возрастание электронной концентрации связан с высыпанием энергичных частиц. Хорошо известная модель D-RAP (D Region Absorption
Predictions) [http://www.swpc.noaa.gov] включает эмпирические модели поглощения коротких волн в D регионе вызванные рентгеновским излучением и высыпанием солнечных энергичных протонов. Эта эмпирическая модель
основана на показаниях риометра. Модель D-RAP была проверена с использованием риометрических наблюдений шести станций, расположенных в средних и высоких широтах.
Применение риометрических данных для развития модели поглощения имеет некоторые ограничения. Как правило, риометры используют
фиксированную частоту (в основном, около 30 МГц), что приводит к трудностям в определении частотной зависимости поглощения. D-RAP модель использует алгоритм, связанный с поглощением КВ радиоволн, вызванным высыпанием солнечных энергичных протонов. Этот алгоритм, разработанный Sauer и Wilkinson [6], основан на эмпирическом выражении для поглощения в зависимости от потока протонов. В этом алгоритме частотная зависимость
поглощения исследовалась на частотах от 10 до 51 МГц. Частоты от 1 до 10 МГц не были охвачены в этих исследованиях, хотя этот диапазон имеет
большое значение для моделирования высокоширотной ионосферы и высокочастотного канала. В связи с этим целью данной работы является
проверка алгоритма Sauer и Wilkinson на частотах ниже 10 МГц и при необходимости его модернизации.
В данной работе мы исследовали алгоритм Sauer и Wilkinson на частотах ниже 10 МГц. Этот алгоритм мы исследовали для 2 апреля и 23 октября 2011
года, опираясь на данные вертикального зондирования от двух ионозондов Sondrestrom и Qaanaaq. Нами было выявлено, что при данном алгоритме
экспериментальные ионограммы не совпадали с моделированными ионограмами, выполненными при помощи формулы (7). Это хорошо
продемонстрировано на рис. 4-7 (столбец (а) и столбец (b))
Для улучшения данного алгоритма была предложена улучшенная эмпирическая частотная зависимость коэффициента поглощения (формула 10).
Моделированные ионограммы, выполненные при помощи улучшенной частотной зависимости, структурой были больше похожи на экспериментальные ионограммы, как было показано на рис. 4-5 (столбец (а) и (c)). Опираясь на таблицы 1-8, было видно, что не все минимальные частоты скачков на моделируемых ионограммах были приблизительно равны минимальным частотам скачков на соответствующих экспериментальных ионограммах. Поэтому была предложена оптимизация коэффициентов Для ионограмм, полученных для ионозондов Sondrestrom и Qaanaaq 23 октября 2011 года 14:00 UT и 14:30 UT, =0.15 и =0.02 (рис. 6, столбец
(c)). Для 4 апреля 2011 года 12:15 UT и 13:45 UT для ионозонда Sondrestrom
=0.29 и =0.02 (рис. 7, ряд 1 и 3, столбец (с)). Для 4 апреля 2011 года 12:15
UT и 13:45 UT для ионозонда Qaanaaq =0.29 и =0.02 (рис. 7, ряд 2 и 4,
столбец (с)). Стоит отметить, что полное поглощение состоит из суммы
поглощений, вызванных рентгеновскими вспышками, ультрафиолетовым
излучением и высыпанием энергичных солнечных протонов. Поэтому для улучшения совпадения минимальных частот скачков экспериментальных ионограмм с минимальными частотами ионограмм с улучшенной частотной
зависимостью и оптимизированными коэффициентами для ионозонда
Qaanaaq 4апреля 2011 года был изменен коэффициент в формуле Davies30 (формула 2) на 0 =120 в программном коде среды MatLab. Также стоит отметить, что изменения коэффициента результата никакого не давали, так как ионозонды Sondrestrom и Qaanaaq в наши выбранные даты находились в дневное время. В ночное время уже необходимо изменять коэффициент
