Исследование свечения ионосферы, стимулированной мощным радиоизлучением стенда «Сура». Обработка данных измерений

Дипломная работа

Исследование свечения ионосферы, стимулированной мощным радиоизлучением стенда «Сура». Обработка данных измерений.

Содержание

Введение

Активные эксперименты в ионосфере были начаты в нашей стране еще в 70 – 80-х годах прошлого столетия, а в последние годы исследования в этом направлении активизировались, поскольку интерес к ним и фундаментальной и прикладной науки стал возрастать, в том числе и за рубежом. На кафедре радиоэлектроники совместно с нижегородским НИРФИ проводятся исследования в этом направлении. В частности, выполняются эксперименты, связанные с оптическим излучением ионосферы под воздействием мощной радиоволны.

Целью данной работы является разработка методики и обработка экспериментальных данных, связанных с оптическими эффектами в ионосфере, модифицированной мощной радиоволной.

Были поставлены следующие задачи:

1. ознакомиться с основами и особенностями активных экспериментов в ионосфере;
2. проанализировать существующие методы фотометрирования протяженных объектов и определить алгоритм обработки наиболее подходящий для нашего эксперимента;
3. изучить программный пакет обработки астрономических объектов «MaxIm» для использования в обработке данных эксперимента;
4. освоить формат представления фотометрических данных принятый в астрономии и привести данные эксперимента к этому формату с целью дальнейшей обработки с помощью пакета «MaxIm»;
5. обработать данные экспериментов 2010 года и получить численную оценку стимулированного радиоволной потока излучения в красной линии кислорода (630 нм).

1. Теоретический Обзор

1.1. Нелинейные явления в ионосфере

Ионосфера это плазменный слой в верхней атмосфере на высотах от 60 до 1000км (рис.1а). Плазма в ионосфере создается ультрафиолетовым излучением Солнца и занимает по высоте несколько сотен километров [1].

Рис.1. (а) Распределение концентрации плазмы в ионосфере в зависимости от высоты z. Максимум концентрации плазмы Nmax достигается в верхнем слое F на высоте z300км. В дневное время Nmax106см-3, в ночное время Nmax3*105см-3. Слои Е и D расположены на высотах 60–100км. Нижний слой D (высота 60–80км) существует только в дневное время. (б) Характерные траектории расположения радиоволн. О и Х – волны обыкновенной и необыкновенной поляризации, К – короткие волны с длиной волны , частотой МГц,

с циклической

частотой; С – средние волны (, МГц, ),Д – длинные волны (, МГц,). Максимум концентрации достигается F-слое на высоте около 300км и составляет приблизительно электронов в 1см3, спадая в ночное время до 3105см-3. Значение максимальной концентрации электронов в ионосфере зависит от широты и несколько изменяется с 11-летним циклом активности Солнца. Ниже F-слоя в E- и D-слоях концентрация спадает до 103см-3 или даже 102см-3. Иногда концентрация Е-слоя существенно увеличивается, тогда он называется Е-спорадическим. D-слой существует только днем, в ночной период он исчезает.

Концентрация нейтральной компоненты плазмы (т.е. воздух) в ионосфере изменяется приблизительно от 1016см-3 на высотах 50–60км до 10см-3 на высоте 300км. Далее с высотой она постепенно спадает, становится незначительной, и плазма приближается к полностью ионизованной. В области, лежащей выше 1000км, ионосфера плавно переходит в магнитосферу.

Ионосфера играет важную роль в распространении радиоволн. От F-слоя отражаются короткие радио волны (рис.1(а)). Благодаря большой высоте слоя они распространяются на большие расстояния: до 2–3 тысяч километров. В Е- и D-слоях распространяются длинные и средние волны. Вследствие наличия магнитного поля Земли ионосферная плазма анизотропна, что приводит к возникновению двух компонент радиоволн: обыкновенной (о) и необыкновенной (х).

Поглощение радиоволн, которое определяется соударениями электронов с нейтральными молекулами, происходит в основном в нижних слоях, на высотах 60–100км, где плотность нейтральных частиц высока и соответственно высока частота соударений электронов с ними. В ночное время поглощение резко уменьшается в результате исчезновения электронов в D-слое в результате рекомбинации.

1.1.1. Нелинейные явления

Благодаря малой концентрации электронов в ионосфере возникает возможность вызывать достаточно сильное локальное возмущение их распределение, используя достаточно слабоинтенсивное воздействие.

Отметим, что на Земле действуют много вещательных и других радиостанций, мощность которых ничуть не меньше мощности установок воздействия на ионосферу, а нередко и превосходит ее. Разница лишь в том, что радиоизлучение станций воздействия специально сфокусировано вблизи вертикального направления. Это дает возможность радиоволнам достичь области резонансов в окрестности максимума концентрации электронов в F-слое. Эффективность воздействия является следствием совпадения частоты возбуждающей волны с частотами собственных колебаний плазмы. В результате в области резонанса происходит сильное возбуждение собственных колебаний электронной плазмы, развивается плазменная турбулентность (что и служит причиной нагрева электронной плазмы), структуризация плазмы, генерация искусственного радиоизлучения, ускорения электронов и ряда других интересных физических явлений.

Замечательная особенность плазмы, находящейся в магнитном поле, заключается в том, что, в отличие от обычных жидкостей и газов, в которых существует только один вид волн – звуковые, в плазме может существовать большое количество разнообразных волн, например:

• плазменные волны – продольные колебания нагретой электронной компонентой плазмы;
• ионно-звуковые волны – совместные продольные колебания электронов и ионов;
• верхнегибридные (ВГ) плазменные волны – электронные колебания поперек магнитного поля;
• бернштейновские моды, связанные с многократным гиромагнитным резонансом и т.д.

1.1.2. Эффект детектирования

Распространение амплитудной огибающей высокочастотного сигнала, возникающей при воздействии на ионосферу мощной радиоволны было наблюдено в 1974г. на станции Зименких, под руководством Г.Г. Гетманцева. Это есть эффект нелинейного детектирования в ионосфере радиосигнала, модулированного по амплитуде низкой частоты F: происходит отфильтровывание высокочастотной составляющей и волна с низкой частотой F свободно распространяется в волноводе Земля – ионосфера. Теоретическое обоснование этого эффекта было дано В.Ю. Трахтенгерцем и Д.С. Котиком в 1975 г. Они обратили внимание на электрический ток J, протекающий всегда в Е-слое ионосферы. Этот ток является следствием взаимодействия потока плазмы солнечного ветра с магнитосферой Земли. Под действием мощной радиоволны, модулированной по амплитуде низкой частоты F, в ионосфере возникают колебания температуры электронов ТF, имеющие частоту соударения электронов , а следовательно, и проводимость ионосферной плазмы eF, благодаря чему возникают колебания ионосферного тока JF, имеющие частоту F. Эти колебания и генерируют наблюдаемое в волноводе Земля – ионосфера низкочастотное излучение.

Следующим образом возможно изменение концентрации электронов под действием станции. С возрастанием температуры электронов уменьшается коэффициент рекомбинации, т.е. нарушается баланс ионизации и рекомбинации в нижних слоях ионосферы. В результате концентрация плазмы увеличивается. Пропорционально концентрации электронов возрастает проводимость плазмы, а, следовательно, усиливаются и модуляционные токи.

1.1.3. Явления в модифицированной ионосфере

Исследования в Платтевилле [1] показали, что новые явления возникают только под действием мощной обыкновенной радиоволны (О-волны), распространяющейся в вертикальном или близком к вертикальному направлении. Такие явления получили название модификации ионосферы под действием мощных радиоволн. Помимо гигантского ракурсного рассеяния наблюдаются и следующие явления.

1. Структуризация ионосферной плазмы. Кроме определяющих ракурсное рассеяние сильно вытянутых неоднородностей, имеющих размер 5–10м поперек и до 10км вдоль магнитного поля Земли - В, создаются и другие сильно вытянутые вдоль В структуры. Они имеют размер от порядка 100–200м (группа неоднородностей) до 2–5км зона неоднородностей). Происходит самофокусировка возмущающей волны в этих структурах. В результате мощная волна распространяется вдоль магнитного поля Земли и фокусируется в направлении магнитного зенита (MZ).
2. Аномальное поглощение. Мощная волна почти полностью поглощается в ионосфере – отражается 5%, в то время как в обычных случаях, напротив, самопоглощение в ночное время составляет только порядка 5% мощности. Иначе говоря, возникает огромное изменение в поглощении возмущающей ионосферу радиоволны.
3. Широкополосное поглощение. Возникает очень сильное поглощение других радиоволн в ионосфере в полосе частот шириной порядка 100–200кГц в окрестности частоты мощной станции.
4. Искусственное радиоизлучение ионосферы (ИРИ). Возникает очень сильное радиоизлучение из возмущенной области ионосферы на частотах, сдвинутых на 100–300кГц относительно частоты мощной станции.
5. Возбуждение очень сильных собственных колебаний ионосферной плазмы. Колебания плазмы наблюдаются с помощью радаров некогерентного рассеяния и других, специальных мощных радаров, используемых для изучения ионосферы.
6. Эффективное ускорение электронов в ионосферной плазме. Ускоренные электроны наблюдаются с помощью использования радаров некогерентного рассеяния, а также проведения прямых измерений на спутниках.
7. Сильное искусственное оптическое свечение ионосферы. Свечение наблюдается с помощью специальных спектроскопов, фотодетекторов, телескопов и другой фотодиагностической аппаратуры.

Модификация ионосферы мощными радиоволнами происходит в большей степени в F-слое. Иногда аналогичного типа наблюдается в слое Е-спорадическом.

1.1.4. Физическая природа модификации ионосферы

В ионосфере, как и во всякой плазме, имеются собственные колебания и волны. Наиболее интересными являются электронные ленгмюровские колебания и тесно связанные с ними продольные ленгмюровские волны. Частота этих колебаний L возрастает с увеличением плотности плазмы:

(1)

где е и m – заряд и масса электрона, N(zL) – плотность плазмы на высоте zL.

В ионосфере плотность плазмы N возрастает с увеличением высоты z до максимума в F-слое. Соответственно возрастает и ленгмюровская частота. В точке отражения распространяющейся вертикально вверх обыкновенной радиоволны ее частота совпадает с ленгмюровской частотой . Совпадение частот означает, что возможно резонансное взаимодействие мощной О-волны с собственными колебаниями и волнами ионосферной плазмы. Именно резонансные процессы взаимодействия мощной волны накачки с собственными колебаниями ионосферной плазмы и определяют основные особенности модификации F-слоя.

Существенное влияние на частоту собственных продольных колебаний ионосферной плазмы оказывает магнитное поле Земли B. Если плазма оказывает магнитное поле, точнее, если напряженность электрического поля колебаний Е направлена вдоль В ( т. е. ), то собственная частота колебаний совпадает с ленгмюровской частотой . Если же вектор напряженности электрического поля Е перпендикулярен магнитному полю В, то собственная частота колебаний равна верхнегибридной частоте UH:

(2)

где – гиромагнитная частота. При одном и том же значении концентрации плазмы N разница между частотами составляет 2–10%. Отсюда следует, что поскольку в ионосфере плотность плазмы N изменяется с высотой z, то для мощной волны с заданной частотой существует целый резонансный слой. На нижней границе слоя достигается верхнегибридный резонанс: , на верхней границе – ленгмюровский резонанс . Толщина резонансного слоя в условиях F-области ионосферы составляет 2–10км.

Основные особенности нелинейного воздействия мощной радиоволны на верхнюю ионосферу.

1. Области резонансов достигает только обыкновенная волна при вертикальном или близком к нему направлении распространения. Необыкновенная волна всегда отражается ниже высоты резонансов.
2. Вблизи точки отражения амплитуда радиоволны значительно возрастает. Причина этого – уменьшение групповой скорости в области отражения. Возрастание амплитуды способствует усилению нелинейных процессов.
3. Возбуждению продольных собственных колебаний плазмы препятствуют столкновения электронов. В F-слое частота соударения весьма мала: 3102–103с-1, что на много порядков меньше собственной частоты колебаний L107-3107см-1. Это создает возможность для интенсивного нелинейного возбуждения собственных волн плазмы под действием волны накачки.
4. Благодаря незначительности столкновительных потерь создается возможность осуществления целого комплекса процессов нелинейного взаимодействия и взаимной трансформации плазменных волн, возбуждения турбулентных спектров и возникновения плазменных структур и ускорения электронов.

1.1.5. Нелинейные явления в верхнегибридном резонансе

Резонансная неустойчивость

Невысокая частота столкновения в F-слое определяет еще одну особенность плазмы в верхней ионосфере. Процессы переноса – диффузия и теплопроводность – в замагниченной плазме сильно зависят от отношения частоты соударений электронов к гиромагнитной частоте их вращения H. В F-слое это отношение очень мало 310-5–10-4. В результате перенос частиц и тепла вдоль магнитного поля на несколько порядков выше, чем в поперечном направлении. Иначе говоря, процессы продольного переноса очень сильны. Это означает, что любые начальные возмущения плотности или температуры быстро стремятся превратиться в сильно вытянутые вдоль магнитного поля неоднородности.

Предположим, что такая плазменная неоднородность находится в области верхнегибридного- или (ВГ)-резонанса для радиоволны мощной станции, воздействующей на ионосферу. Тогда мощная волна может возбуждать верхнегибридные плазменные волны, при этом эффективность возбуждения плазменных волн пропорциональна градиенту концентрации плазмы . Поскольку неоднородности сильно вытянуты вдоль магнитного поля В, то максимальный градиент концентрации ортогонален В. Таким образом, мощная волна наиболее эффективно накачивает в ВГ-резонансе именно верхнегибридные плазменные волны с волновым вектором k||. Эти волны распространяются ортогонально магнитному полю, т.е. ортогонально оси неоднородности. При этом если плотность плазмы понижена, N<0, то волны оказываются захваченными неоднородностями и образуют стоячую ВГ-волну.

Вследствие соударений энергия ВГ-волны поглощается, что приводит к увеличению температуры электронов Те. Возрастание Те служит причиной выдавливание плазмы, т.е. усиления отрицательного возмущения концентрации плазмы. При этом абсолютная величина градиента плотности возрастает. Соответственно возрастают накачка и захват неоднородностями ВГ-волн, вновь ведущие к увеличению Те, понижению концентрации и дальнейшему усилению накачки волн и т.д. Таким образом, возникает неустойчивость, приводящая к увеличению электронной температуры, усилению выдавливания плазмы из неоднородности и возрастанию количества захваченных неоднородностями ВГ-волн. Эта неустойчивость получила название резонансной неустойчивости.

Резонансная неустойчивость объяснила появление в ионосфере под действием мощной О-волны огромного количества сильно вытянутых неоднородностей, приводящих к гигантскому ракурсному рассеянию радиоволн.

1.1.6. Структуризация ионосферной плазмы

Эффект магнитного зенита

Эффект магнитного зенита (MZ) заключатся в следующем. В линейном приближении обыкновенная радиоволна, направленная вертикально вверх, в области отражения должна отклоняться в северном полушарии к северу. Неожиданным оказалось то, что в экспериментах по модификации ионосферы пучок мощных обыкновенных радиоволн, направленный вертикально вверх, отклоняется к югу. В соответствии с представленными выше результатами вследствие нелинейной самофокусировки мощная волна может захватываться каналом и распространяться вдоль магнитного поля. Более того, самое сильное возмущение возникает именно в направлении линии магнитного поля, проходящей непосредственно через станцию. Это и есть эффект магнитного зенита (рис.2). В направлении MZ возникает канал, в котором распространяется мощная волна и сильно повышается электронная температура: от 1000К в окружающей плазме до 3000К в канале.

Рис.2. Эффект магнитного зенита (модель). Мощная станция посылает пучок радиоволн, направленный вертикально вверх. Однако наиболее сильный нагрев электронов, свечение и возмущение ионосферной плазмы наблюдаются не в вертикальном направлении, а в направлении магнитного зенита. Возмущение при этом поднимается до 400 выше 600км, т.е. значительно выше максимума F-слоя. Магнитный зенит – направление вектора магнитного поля в месте расположения станции на Земле. Отклонение MZ от вертикали z определено магнитным склонением оси магнитного диполя к оси вращения Земли и географической широты места.

Данные рассуждения справедливы для низких частот ( f 4МГц), при высоких частотах ( f 5МГц), картина усложняется. Поскольку при низких частотах область ВГ-резонанса находится существенно ниже точки отражения радиоволны при ее вертикальном падении на ионосферу. Поэтому даже при значительных углах наклона магнитного поля к вертикали радиоволны, направленные в МZ, достигают области ВГ-резонанса (рис.3(а)). При высоких частотах картина меняется. Область ВГ-резонанса в этом случае близка к точке отражения при вертикальном падении волны на ионосферу. Следовательно, даже при не очень больших углах наклона МZ к вертикали () радиоволна, направленная в MZ, распространяется наклонно и отражается ниже области ВГ-резонанса (рис.3(б)).

Рис.3. MZ – эффект в низкочастотном и высокочастотном пределе. Штрихованная прямая – направление магнитного поля (направление MZ), сплошные кривые – граничные лучи пучка возмущающей радиоволны, направленного в МZ. Высота zUH соответствует области ВГ-резонанса, zL – области ленгмюровского резонанса.

(а) Радиоволны низкой частоты. Видно, что пучок радиоволн, направленный в МZ, свободно достигает области ВГ-резонанса, где вследствие резонансной неустойчивости развивается ВГ-турбулентность, приводящая, в конечном счете, к сильному разогреву плазмы и формированию канала, в который захватывается волна накачки. В результате возмущающая волна достигает области не только верхнегибридного, но и ленгмюровского резонанса, где происходит эффективное ускорение электронов. Область канала показана штриховкой.

(б) Радиоволна высокой частоты. Область резонансов (между zUH и zL) в этом случае узкая. Радиоволна, направленная в MZ, отражается ниже электронов плазмы в окрестности точки отражения, плазма постепенно “продавливается” (область прогрева показана пунктирной линией). В результате волна достигает области ВГ-резонанса. Далее процесс возникновения MZ-эффекта идет так же, как и для низкочастотной волны. Отличие в запаздывании проявления эффекта на 20–30с. Это время прогрева электронов с постепенным выдавливанием плазмы.

В этом случае эффект достигается за счет омического нагрева электронов ионосферы в окрестности точки отражения радиоволны. Вследствие прогрева электронов в области отражения плазма “продавливается ” и волна, продвигаясь выше, достигает области ВГ-резонанса. Затем процесс развивается так же, как и в низкочастотном случае. Наличие предварительного прогрева фиксируется в эксперименте как запаздывание возникновения MZ-свечения в высокочастотном пределе (так как предварительный прогрев требует значительного времени: 20–30с). Поэтому можно сказать, что MZ-эффект в высокочастотном случае в известном смысле аналогичен пробиванию “дыры” в ионосфере в результате омического нагрева плазмы. Однако общая физическая природа MZ-эффекта, связанная с резонансными процессами, значительно сложнее.

1.1.7. Аномальное и широкополосное поглощение

Сильное возбуждение собственных колебаний плазмы в области ВГ-резонанса, естественно, приводит к эффективному поглощению энергии как

Рис.4. Аномальное широкополосное поглощение. Возмущение ионосферы осуществляется мощной станцией “Тромсо”. Эффективная мощность передатчика PG=200МВт. Частота f= 4,15MГц. Передатчик работал в периодическом режиме: 1мин. вкл., 1мин. выкл. Интенсивность отраженной волны передатчика представлена на рис.б. Возмущающая волна испытывает сильное аномальное поглощение (20дБ). На рис.а представлена амплитуда пробной волны (ПВ).Частота ПВ fB=4.22МГц, что на 70кГц выше частоты возмущающей станции. Аномальное поглощение ПВ возникает очень резко: быстрее, чем за 10с после включения возмущающей станции. Величина аномального поглощения ПВ 20дБ. При выключении возмущающей станции эффект исчезает значительно медленнее: за время порядка 20с. Это время определено процессом затухания сильно вытянутых неоднородностей, возбужденных мощной волной в области ВГ- резонанса ПВ.

волны накачки, так и других радиоволн, распространяющихся в возмущенной области. Поглощаются только волны, имеющие, как и волна накачки, обыкновенную поляризацию. Ширина полосы поглощения (200КГц) определяется шириной области резонанса и масштабом сильно вытянутых неоднородностей (рис.4).

1.1.8. Перенос модуляции

Широкополосное аномальное поглощение проявляется в своеобразной “кроссмодуляции” радиоволн в F-слое. Если излучение мощной возмущающей станции модулировано некоторой низкой частотой F, то вызываемое ею аномальное поглощение пробных радиоволн другой частоты приводит к появлению у них модуляции той же низкой частоты F. Это явление “переноса” модуляции продемонстрировано на рис.5.

Рис.5. “Перенос” модуляции

1.2. Искусственное свечение ионосферы

Основными линиями оптического излучения при воздействии мощных радиоволн на ионосферу являются красная (630нм) и зеленая (557нм). Обе линии – результат возбуждения атомарного кислорода: О(1D2) (красная) и О(1S0) (зеленая). Красная линия имеет существенную особенность: очень низкий минимальный уровень возбуждения электронным ударом (1,96эВ), причем максимум свечения тоже низкий и равен 6,4эВ. Вместе с тем излучение в этой линии – переход 1D2 – 3P2 – имеет большое время задержки: t1130c. Поэтому существенное значение приобретает процесс гашения возбужденного атома за счет его столкновения с другими молекулами и атомами ионосферы. Отсюда следует, что интенсивность излучения красной линии значительно зависит от высоты. В частности, на высотах F-слоя (z300км) гашение не является сильным, а в Е-лое (z110–130км) гашение практически подавляет красную линию излучения.

Зеленая линия имеет более высокий минимальный потенциал возбуждения (4,17эВ), зато высвечивается с очень малой задержкой. Таким образом, свечение зеленой линии определяется только ее возбуждением ударами электронов.

Излучение обеих линий при воздействии мощных радиоволн на ионосферу в области F-слоя наблюдалось многократно на всех мощных станциях, начиная со стенда в Платтевилле. При этом интенсивность излучения в зеленной линии слабее, чем в красной. На рисунке для примера представлено излучение в красной и зеленой линиях, наблюдавшееся на станции HAARP.

Рис.6. Оптическое излучение из возмущенной области ионосферы. Примеры оптического свечения возмущенной ионосферы, наблюдавшегося на станции HAARP в 2002г. Педерсеном и др. (а)Наблюдение свечения в красной линии (630нм). Частота мощной волны низкая: 3,3МГц. Максимальная эффективная мощность излучения (PG)max =20МВт. В течение первых 20мин мощность PG равномерно нарастала до максимальной, а потом спадала. Затем изучалась зависимость оптического свечения от мощности станции. Станция работала в периодическом режиме: 3 мин. включен., 2 мин. выключен. При этом мощность ее излучения постепенно возрастала от 10% до 100% от (PG)max, как показано на рисунке штрихованной линией. По оси координат – наблюдаемое свечение в красной линии в Рэлеях (1 Рэлей – 1 млн фотонов света, испущенного во всех направлениях на 1см2 площади приемника в 1с). Видим, что свечение возрастает пропорционально мощности излучения PG. Однако при максимальных мощностях возрастание свечения замедляется. Наблюдаемое свечение в красной линии при воздействии радиоволн низкой частоты согласуется с теорией.

(б) Наблюдение свечения в красной (630нм) и зеленой (557нм) линиях. Частота мощной волны высокая: 7,8МГц. Свечение зеленой линии (над фоном) составляет почти 1/3 от свечения красной. Эта величина явно указывает на то, что свечение вызывается электронами, ускоренными в ленгмюровской турбулентности. Подтверждение: явное запаздывание (20с) появление свечение зеленой линии по отношению к моменту включения передатчика. Теория объясняет это явление необходимостью прогрева ионосферной плазмы под действием поля мощной волны: прогрев позволяет мощной волне накачки достичь области ленгмюровского резонанса. (в) Одновременные наблюдения в красной (630нм) и фиолетовой (427,8нм) линиях. Высокий минимальный потенциал возбуждения фиолетовой линии (19эВ) явно свидетельствует о том, что эффективная температура ускоренных электронов очень высока. Это вполне соответствует теории многократного ускорения электронов в ленгмюровском резонансе.

Результаты измерений в целом согласуются с теорией. В частности, масштаб излучающей области, составляющий порядка 10–30км, соответствует его оценке в теории многократного ускорения.

Анализ наблюдений и сопоставление с результатами с теории показывают, что при воздействии на ионосферу низкочастотными радиоволнами, МГц, излучение в красной линии определяется интенсивным разогревом электронов ВГ-резонансе, т.е. является следствием значительного повышения температуры электронов, тогда как зеленая линия может появиться только вследствие ускорения электронов в ленгмюровском резонансе. То же относится и к излучению красной линии при воздействии высокочастотным радиоизлучением, МГц. С улучшением разрешения и повышения чувствительности фотокамер стали наблюдаться и другие линии, соответствующие более высоким минимальным потенциальным возбуждениям: 9эВ (777,4нм), 11эВ (3446нм), 19эВ (4278 нм). Излучение этих линий свидетельствует о наличии в возмущенной ионосферной плазме электронов с высокой энергией, появившихся следствием многократного ускорения в ленгмюровском резонансе. Отметим, что наиболее сильное излучение в зеленой линии наблюдается в слое Е-спорадическом. При возбуждении в направлении МZ на станции HAARP это излучение достигает исключительно большой величины (4000рэлей), его можно видеть невооруженным глазом.

1.3. Определения и стандартные обозначения

Если изучается только распределение яркости без привязки к каким-либо абсолютным стандартам, то называется относительной фотометрией. Абсолютная поверхностная фотометрия ставит своей задачей найти яркость, выраженную в некоторой абсолютной системе единиц.

Яркость объекта в данном направлении определяется как энергия, излучаемая в единицу времени внутри единичного телесного угла элементом поверхности, проекция которого на перпендикулярную выбранному направлению плоскость имеет единичную площадь. Для протяженных объектов определяемую таким образом яркость часто называют поверхностной яркостью. Будем обозначать ее в дальнейшем буквой . При исследовании конкретных галактик систему отсчета удобно выбирать так, чтобы ядро галактики совпадало с началом отсчета. Тогда распределение поверхностной яркости галактики является функцией двух переменных, где r – расстояние от центра галактики, а угол отсчитывается от какого-либо фиксированного направления (например, от направления большой оси галактики), или , где – прямоугольные координаты.

Во внегалактической астрономии поверхностная яркость обычно измеряется видимой звездной величиной поверхности площадью в 1 кв. сек. дуги. Яркость, выраженная в таких единицах, как правило, обозначается греческой буквой . Согласно определению шкалы звездных величин, связь и I дается как lgI+const. Поверхностную яркость в астрономии также часто измеряют вединицах светимости Солнца () от площади в 1 квадратный парсек (пк2). Выражаемая таким образом яркость связана с следующим соотношением:

(3)

где – абсолютная звездная величина Солнца в соответствующей цветовой полосе. В фильтре В(=+5.48) это соотношение можно переписать так: . Характерное значение поверхностной яркости до которого без специальных ухищрений прослеживаются галактики, в цветовой полосе В составляет (В)27m/кв. сек. дуги или 1 /пк. (В дальнейшем всегда будет предполагаться, что поверхностная яркость, обозначаемая буквой , выражена в звездных величинах с кв. сек. дуги.)

В плоском стационарном пространстве поверхностная яркость не зависит от расстояния до галактики. В расширяющейся Вселенной , где z – красное смещение объекта.

В соответствии с поставленной задачей, нам необходимо фотометрировать свечение ионосферы, модифицированной мощной радиоволной. И так как область свечения является протяженной, мы попытаемся применить хорошо известный метод в астрономии – фотометрирование протяженных объектов.

2. Фотометрия

2.1. Фотометрия протяженных объектов

Поверхностная фотометрия является одной из старейших методик в современной астрономии. Целью поверхностной фотометрии является измерение распределения яркости по поверхности протяженного объекта (галактики, туманности, HII области и т.д.). Фотометрический анализ позволяет получить информацию о распределении массы в галактиках, об их глобальной структуре и геометрических параметрах. Многоцветная фотометрия позволяет сделать заключения о звездном населении галактик, об их пространственной ориентации, о наличии и характеристиках пылевой составляющей и т.д.

В области поверхностной фотометрии существует своя специфическая терминология и обозначения, используются многочисленные стандартные модели и эмпирические закономерности.

Фотометрические наблюдения дают возможность получить такие важные характеристики объектов как распределение яркости и цвета. Яркость галактики в различных фотометрических диапазонах определяется общим количеством излучающей материи, а показатели цвета зависят от относительного вклада излучения соответствующего компонента в общую светимость.

Целью подобных исследований является обработка снимков спиральной галактики, полученных с помощью ПЗС-камеры. Требуется получить профили яркости галактики в фильтрах B, V, R, I, построить карты распределения  светимости и показателей цвета, определить, как меняется позиционный угол и эллиптичность изофот с увеличением расстояния от центра, определить интегральную светимость и показатели цвета галактики.

2.2. ПЗС-матрица

В отечественной научной литературе этот термин расшифровывается как Прибор с Зарядовой Связью — своеобразный перевод английского сокращения CCD (Charge-Coupled Device). Это прибор, способный воспринимать и накапливать идущие от объекта частицы света фотоны и преобразовывать их в электрические заряды, считывая которые можно при помощи компьютера восстановить изображение этого объекта. Астрономы были одними из первых, кто распознал экстраординарные способности ПЗС для исследования небесных объектов. В 1972 году группа американских ученых из Лаборатории реактивного движения NASA основала программу развития этих приемников света для астрономии и космических исследований. Три года спустя совместно с учеными Аризонского университета эта команда получила первое ПЗС-изображение астрономического объекта. На снимке Урана в ближнем инфракрасном диапазоне, полученном с помощью 1.5-м телескопа, были обнаружены темные пятна возле южного полюса планеты, свидетельствующие о наличии там метана.

В последующие два десятилетия ПЗС совершили настоящий переворот в наблюдательной астрономии, позволив дальше, чем когда-либо прежде заглянуть в глубины Вселенной и установив новый стандарт точности и достоверности получаемых данных. Сегодня астрономы практически завершили переход от фотографических эмульсий к приемникам света на основе ПЗС-матриц — этими приборами оснащены все профессиональные обсерватории как наземные, так и космические.

2.2.1. Устройство и принцип действия ПЗС

Рис.7. Принципиальное устройство ПЗС-матрицы.

На рис. 7 символами С1, С2 и С3 обозначены МОП-конденсаторы (металл-окисел-полупроводник). Если к какому-либо электроду приложить положительное напряжение U, то в МДП-структуре возникает электрическое поле, под действием которого основные носители (дырки) очень быстро (за единицы пикосекунд) уходят от поверхности полупроводника. В результате у поверхности образуется обедненный слой, толщина которого составляет доли или единицы микрометра. Неосновные носители (электроны), генерированные в обедненном слое под действием каких-либо процессов (например, тепловых) или попавшие туда из нейтральных областей полупроводника под действием диффузии, будут перемещаться (под действием поля) к границе раздела полупроводник–диэлектрик и локализоваться в узком инверсном слое. Таким образом, у поверхности возникает потенциальная яма для электронов, в которую они скатываются из обедненного слоя под действием поля. Генерированные в обедненном слое основные носители (дырки) под действием поля выбрасываются в нейтральную часть полупроводника. В течение заданного интервала времени каждый пиксель постепенно заполняется электронами пропорционально количеству попавшего в него света. По окончании этого времени электрические заряды, накопленные каждым пикселем, по очереди передаются на "выход" прибора и измеряются.

Наиболее важной составляющей ПЗС является приемник света — двумерная матрица, состоящая из очень маленьких кремниевых детекторов света прямоугольной формы, называемых пикселями. Каждый пиксель работает как копилка для электронов, возникающих в нем под действием фотонов, пришедших от источника света. Во время экспозиции, время которой регулируется при помощи механического затвора, каждый пиксель постепенно заполняется электронами пропорционально количеству попавшего на него света. По окончании съемки столбцы с накопленными в пикселях электронами начинают сдвигаться к краю матрицы, где находится аналогичный измерительный столбец. В нем заряды сдвигаются уже в перпендикулярном направлении и попадают на измерительный элемент, создавая в нем микротоки, пропорциональные этим зарядам. Таким образом, для каждого последующего момента времени можно получить значение накопленного заряда и определить, какому пикселю на матрице (номер строки и номер столбца) он соответствует. Эти данные по проводам поступают в компьютер, на экране которого восстанавливается изображение объекта съемки, которое затем можно обработать и сохранить в виде файла. В процессе приема и обработки сигнала в матрице возникают различного рода помехи, так называемые шумы. Одним из наиболее неприятных является шум темнового тока — результат генерации пикселями термоэлектронов. Количество этих “паразитных” электронов зависит от двух основных параметров: продолжительности экспозиции и температуры матрицы. Одним из эффективных способов уменьшения темнового тока является охлаждение матрицы: при уменьшении температуры кристалла всего на 8 градусов количество термоэлектронов уменьшается вдвое. Поэтому все современные астрономические ПЗС снабжены встроенной системой охлаждения. А небольшой термодатчик, укрепленный с обратной стороны кристалла, позволяет управлять электронной схемой, поддерживающей температуру матрицы с точностью до 0.1 градуса, и фиксировать эту температуру в памяти компьютера и в сохраняемом изображении. Общий контроль работы ПЗС осуществляет блок управления, представляющий собой довольно сложную электронную схему. Он может быть выполнен как типовая плата расширения для компьютера, которая ставится в свободный разъем внутри него, либо в виде отдельного блока размерами с книгу, который подключается к компьютеру.

2.2.2. Преимущества и недостатки ПЗС

• Основной прогресс в регистрации астрономических объектов был достигнут, в первую очередь, за счет удивительной чувствительности ПЗС-матриц. Если для получения изображения слабой галактики на фотопленку требуются порой часовые выдержки, то ПЗС позволяет сократить время экспозиции до нескольких минут или даже секунд.
• Способность приемника улавливать свет от объекта определяется его квантовой эффективностью, которая отражает эффективность процесса преобразования поглощенных частиц света (квантов) в электроны и сродни фотографическому понятию светочувствительности.
• Поскольку энергия квантов зависит от их длины волны, невозможно однозначно определить, сколько электронов родится в пикселе матрицы при поглощении им, например, потока из ста разнородных частиц света. Поэтому квантовая эффективность обычно дается в паспорте на матрицу как функция от длины волны и на отдельных участках спектра может достигать 80%. Это гораздо выше аналогичного показателя для фотоэмульсии или глаза, у которых квантовая эффективность составляет 1% и 3% соответственно.
• Известно, что фотографическая эмульсия способна сохранять свою чувствительность к свету лишь короткое время в самом начале экспозиции и резко теряет ее при длительных выдержках. ПЗС-матрица, напротив, обладает выдающейся линейностью. Это означает, что ее чувствительность остается стабильной в течение всего времени экспозиции, и число электронов, собираемых в пикселе, прямо пропорционально числу попавших на него квантов света.
• Мелкие детали объекта не смогут быть зафиксированы, если приемник излучения не будет обладать соответствующей разрешающей способностью. Современный уровень технологии позволяет выпускать матрицы с размерами пиксель от 7 до 52 микрон, и сейчас запросто можно встретить в продаже матрицы с пикселями менее 10 микрон. Для фотопленки это фактически эквивалентно разрешению 100 линий на миллиметр, что с трудом осуществимо для эмульсий с высокой чувствительностью.
• Однако столь малые размеры светочувствительных элементов требуются далеко не всегда. Во-первых, не каждый телескоп реально способен сфокусировать лучи разных длин волн в такую маленькую точку. Кроме того, чем больше размеры пикселя, тем больше электронов он может накопить до полного насыщения. Несмотря на то, что крупные пиксели ухудшают разрешающую способность, с ними можно получить гораздо больший диапазон яркостей, что эквивалентно большей фотографической широте в фотографии. Это свойство особенно важно при съемке астрономических объектов, обладающих большими перепадами яркости.
• Если за нижний предел принять уровень сигнала в 50 электронов, то динамический диапазон матрицы с 10-микронными пикселями составит 1:1000 (50000, деленные на 50). У матриц с более крупными пикселями эта величина еще больше. Она много раз лучше аналогичного параметра для фотоэмульсий, которые не могут воспроизвести детали, яркость которых отличается более чем в 100 раз.
• Помимо большого диапазона воспроизводимых яркостей ПЗС обладает еще и широким спектральным диапазоном, значительно превосходящим возможности фотопленки и, тем более, глаза. ПЗС реагируют на свет в диапазоне от рентгеновского до ближнего инфракрасного излучения (от единиц ангстрем до, примерно, 11 тысяч ангстрем). Таким образом, на сегодняшний день ПЗС обладают самым широким спектральным диапазоном среди всех известных приемников излучения.
• Чрезвычайно полезное для астрономии свойство этих приемников излучения — стабильность. Поскольку матрица изготавливается на основе достаточно прочного кремниевого кристалла, ее параметры мало изменяются со временем. Однажды прокалиброванная по наблюдениям стандартных звезд с разными фильтрами, она надолго соответствует полученным данным.
• При всех своих положительных качествах ПЗС обладают одним серьезным недостатком — они очень малы. Вследствие этого, поле зрения при использовании такой ПЗС оказывается много меньше поля зрения, которое мы можем получить при съемке на фотопленку, не говоря уже о фотопластинках.

Для увеличения поля зрения иногда используют так называемые составные матрицы, состоящие из нескольких небольших матриц, вплотную прижатых друг к другу.

• Следует помнить, однако, что применение матриц столь крупных размеров сопряжено с трудностями обработки и хранения информации.
  • Работа с ПЗС предъявляет высокие требования к компьютеру — поскольку для обработки изображений он должен обладать достаточным объемом оперативной памяти и хорошим быстродействием. Еще несколько лет назад вычислительная техника подобного класса стоила очень дорого, но в последнее время цены на нее стабильно падают, становясь доступными все большему числу потенциальных покупателей.

Одна из самых известных и удобных программ для обработки астрономических снимков, в формате FITS – “MaxIm DL”.

3. Практическая часть

3.1. Пошаговое описание методики

Измерения стимулированного свечения ионосферы (ССИ) проводились на радиополигоне «Васильсурск» при помощи мобильного фотометрического комплекса, разработанного в Казанском университете. Для данного эксперимента необходимо оценивать яркость свечения участка неба, фотометрирования протяженных объектов. Фотометрирования точечных объектов - это задача астрономов, она хорошо разобрана, для протяженных же объектов существует проблема с выбором опорных источников. В первоначальном этапе за опорный сигнал решили взять фон неба. Для оценки повышения свечения в период работы мощной радиоволны использовался программный пакет «MaxIm DL».

Наблюдение за изменением уровня свечения атмосферы при нагреве мощным радиоизлучением и модификация ионосферы проводилась с 17 по 19 марта 2010 года в ночное время. Воздействие на ионосферу осуществлялась с помощью стенда «Сура», расположенного в поселке Васильсурск Нижегородской области. Воздействие на ионосферу осуществлялось радиоволной обыкновенной поляризации на частоте , мощность передатчика: 180МВт, длительность импульсного нагрева периодическое: 16 марта 2010г. (1.5 мин. вкл., 4.5 мин. выкл.); 17 марта 2010г. (2 мин. вкл, 4 мин. выкл.; 3 мин. вкл., 3 мин. выкл.) переход режима спустя час после начала работы и продлилось последующие полчаса, а затем вернулось в первоначальный режим; 18 марта 2010г. (2 мин. вкл., 4 мин. выкл.). Диаграмма направленности нагревной антенны была ориентированна вертикально.

Для регистрации оптического излучения использовался астрономический телескоп «Зикар 2Б» на экваториальной монтировке EQ6 фирмы SynScan, с входной апертурой 270 мм и фокусным расстоянием 420 мм. Телескоп был установлен по азимуту ?? и зенитному расстоянию ??.

Рис.8. Оптическая система «Зикар 2Б» на монтировке EQ6

В результате проведения эксперимента были получены данные, анализ которых даст нам возможность выполнить количественную оценку интенсивности стимулированного свечения.

Кадры полученные посредствам ПЗС подразделяются на – калибровочные (темновые и плоского поля) и фотометрические или сигнальные.

Для обработки данных были проанализированные существующие методы фотометрирования протяженных объектов, сформирована наиболее подходящая методика, подобран инструментарий. Обработка данных заключалось в следующих действиях:

1. Усреднение (суммирование) всех темновых кадров: MaxIm File Combine Files Output Average (Рис. 9.)

Рис.9. Окно программного пакета «MaxIm DL», для усреднения кадров.

1. Сопоставление времени нагрева с началом экспозиции.
2. Суммирование фотометрических кадров по 15, в соответствии с пунктом №2, для увеличения времени экспозиции (Рис. 10.)

Рис.10. Окно программного пакета «MaxIm DL», суммирования кадров по 15, для увеличения времени экспозиции.

1. Удаление из кадров звезд: MaxIm DL4 Edit Clonre Tool.. Source region coordinates Offset from mouse cursor (Рис. 11, Рис. 12.).
   • Первоначально вычитать менее яркие звезды;
   • Фон замены звезды выбирать вблизи нее;
   • Для каждой звезды операцию повторять.

Рис.11. Окно программного пакета «MaxIm DL», для вычитания звезд из кадров.

Рис.12. Окно программного пакета «MaxIm DL», возможные операции при удаления звезд попавших в кадр.

Где Undo Last и – All – отмена последнего и всех действий соответственно, Redo Last и – All – возвращение отмены одного действия или всех соответственно.

Рис.13. Окно программного пакета «MaxIm DL», на данном рисунке видим полученный кадр, после обработки.

.

1. Вычитание из полученного кадра усредненный темновой кадр, полученный в пункте №1: MaxIm DL4 Process Pixel MathOperation Subtract Image A (фотомнетрический кадр), Image B (темновой кадр) (Рис. 14., Рис. 15).

Рис.14. Окно программного пакета «MaxIm DL». Вычитания из обработанных темновых кадров сигнальные.

Рис.15. Окно программного пакета «MaxIm DL».

Image A – фотометрический кадр, Image B- темновой кадр

Рис.16. На рисунке наблюдаем темновой кадр (слева) и окончательный кадр после удаления звезд и вычитания из первоначального фотометрического кадра темновой (справа).

1. Выписать необходимые параметры, как время и среднее значение фотонов по кадру: 1.View Information Window Mode Area Average; 2. View FITS Header Window Date – OBS (Рис. 17.).

Рис.17. Окно программного пакета «MaxIm DL». Выписка необходимых параметров.

1. Построить кривые по полученным данным, количество фотонов от времени, для этого можно использовать пакет Microsoft Office Excel.
2. Провести численный анализ.

3.2. Результаты

Рис.18

Рис.18. Результаты измерений на красной линии (630нм) 16,03,2010г. На временной оси показан импульс нагрева, сплошная линия - сглаженная фотометрическая кривая. Длительность импульсного нагрева периодическая: 1.5 мин. нагрев, 4.5 мин. пауза, режим работы в процессе эксперимента не изменялся. Наблюдался эффект увеличения свечения в период работы мощного радиосредства. Координаты точек – Приложение, Таблица1.

Рис. 19a

Рис. 19b

Рис.19. Результаты измерений на красной линии (630нм) 17,03,2010г. На временной оси показан импульс нагрева, сплошная линия - сглаженная фотометрическая кривая. (а) полный вид кривой, (b) участок кривой, отмеченный на рисунке выше пунктирной линией. Длительность импульсного нагрева периодическая: 2 мин. нагрев, 4 мин. пауза; 3 мин. нагрев, 3 мин. пауза – изменение режима осуществилось спустя час после начала работы и продлилось последующие полчаса, а затем установили первоначальный режим. Наблюдался эффект увеличения свечения в период работы мощного радиосредства. Координаты точек – Приложение, Таблица2.

Рис. 20а

Рис. 20b

Рис.20. Результаты измерений на красной линии (630нм) 18,03,2010г. На временной оси показан импульс нагрева, сплошная линия - сглаженная фотометрическая кривая. (а) полный вид кривой, (b) участок кривой, отмеченный на рисунке выше пунктирной линией. Длительность импульсного нагрева периодическая: 2 мин. нагрев, 4 мин. пауза, режим работы в процессе эксперимента не изменялся. Эффект увеличения свечения в период работы мощного радиосредства наблюдался достаточно слабо. В период с 16:20:43 до 16:31:32 по техническим причинам воздействие на ионосферу не осуществлялось. Координаты точек – Приложение , Таблица3.

Из построенных графиков были сделаны выводы о наличии эффекта (увеличения свечения в период работы мощного радиосредства), вследствие этого было принято решение получить численные значения.

3.3. Численная оценка потока излучения

Так как каждая квадратная секунда неба, свободная от звезд, дает в темную безлунную ночь столько же света, сколько одна звезда 22-й звездной величины, т.е.:

(4)

Обозначим через D диаметр телескопа (см), t – время накопления сигнала или счета фотонов (сек), – квантовый выход фотокатода, – угловой диаметр видимого изображения звезды (в радианах), - число зарегистрированных фотонов объекта (фотон/сек·см2), - число зарегистрированных фотонов от фона неба (фотон/сек·см2·рад2).

Число зарегистрированных фотонов от нагрева можем посчитать через найденные выше число зарегистрированных фотонов от фона неба и усредненные значение число фотонов (ADUФ, ADUН) фона неба и нагрева соответственно:

(5)

Рассчитаем интенсивность добавочного свечения в Релеях, поскольку это наиболее распространенная единица измерения.

( 6)

фотон/(угл. сек)2·см2·сек·А - число зарегистрированных фотонов от фона неба.

Где - разница числа зарегистрированных фотонов от нагрева и фона неба, т.е.:

(7)

(8)

Эффект повышения уровня яркости фона в моменты нагрева ионосферы, наиболее лучше наблюдался 16 марта 2010 года. Оценка интенсивности добавочного свечения составила около 50-и релей, что согласуется с экспериментами на станции “HAARP” [6], и теорией Гуревича [1]. Обработанные численные значения - приложение, таблица 46.

Рис. 2

Рис. 22

Сравнения нашего эксперимента и на станции «HAARP» (Рис.21, Рис. 22) показывает, что интенсивность стимулированного излучения в красной линии имеет тот же порядок величины. Несколько более высоких значений стимулированных излучений, которые дают эксперименты на HAARPе объясняются тем, что: во-первых, мощность радиоволны были заметно выше, а также расположением стенда вблизи полярного круга, где концентрация электронов в ионосфере заметно выше.

Кроме того, наши оценки близки к тем, что были получены в тот же период на стенде «Сура» группой из НИРФИ: С. М. Грач, Сергеев и др.

Для более точных оценок планировалось использовать в качестве опорного объекта – звезды из астрономических каталогов. Но для этого необходимо знать, какие определенные звезды в каждый момент времени находятся в поле зрения телескопа, это достаточно сложная задача из-за постоянного вращения Земли.

Заключение

Ионосфера – естественная лаборатория для исследования физических явлений в плазме. В экспериментальных установках свойства плазмы во многом задаются процессами ее создания и взаимодействия со стенками камеры. В достаточной степени это относится к сильно разряженной плазме, подвижность и активное взаимодействие с электрическими и магнитными полями которой ведут к неустойчивости и турбулизации. Все это определяет исключительную сложность экспериментального исследования плазмы и теоретического истолкования результатов наблюдений.

Проведение физических экспериментов в свободной, созданной природой плазме, каковой является ионосфера, представляет особый научный интерес. Благодаря экспоненциально быстрому изменению концентрации нейтральных молекул с высотой в атмосфере и наличию магнитного поля Земли свойства свободной ионосферной плазмы необычайно разнообразны. Вследствие этого можно изучать линейные и нелинейные физические эффекты в плазме.

Список литературы

1. Гуревич А.В. Нелинейные явления в ионосфере // Успехи физических наук. – 2007. –Т.177. №11.
2. Крутин М. И., Майоров В.П. Люмены, канделы, ватты и фотоны. Различные единицы – различные результаты чувствительности телевизионных камер на основе ЭОП и ПЗС// Специальная техника. – 2012. - №5.
3. Дроздовский И. Фотометрия звезд в тесных полях // (сайт)http:www.astronet.ru/db/msg/1169703.
4. Решетников В.П. Поверхностная фотометрия галактик. – С-Пб: Изд-во СПбГУ, 2011 // (сайт) http:www.astro.spbu.ru/staff/resh/Book/index.html.
5. Никулин О.Ю. Приборы с зарядовой связью. Устройство и основные принципы работы // Специальная техника. – 1999. - №4.
6. M.J. Kosch, T.R. Pedersen, J. Hughest, R. Marshall, E. Senior, D. Sentmant, M. McCarrick and F.T. Djuth. Artificial optical emissions at HAARP for pump frequencies near the third and second electron gyro – harmonic // Annales Geophysicae. – 2005. – 23. – 1.
7. F.T. Djuth, T.R. Pedersen, E.A. Gerken, P.A. Bernhardt, C.A. Selcher, W.A. Bristow and M.J. Kosch. Ionospheric Modification at Twice the Electron Cyclotron Frequency // Physical review letters. – 2005. – 4.
8. B.Gustavsson, T.B. Leyser, M.J. Kosch, M.T. Rietveld, A. Steen, B.U. Brandstrom and T. Asol. Electron Gyroharmonic Effects in Ionization and Electron Acceleration during High – Frequency Pumping in the Ionosphere // Physical review letters. – 2010. – 11.
9. Н.Н. Михельсон. Оптические телскопыю Теория и конструкции // изд-во «Наука». – 1976. – 102.
10. B. Gustavsson, T. Sergienko, M.J. Kosch, M.T. Rietveld, B.U.E. Brandstrom, T.B. Leysec, B. Isham, P. Gallop, T. Asol, M. Ejiril, T. Grydelands, A. Steen, C. LaHoz, K. Kaila, J. Jussila and H. Holma. The electron energy distribution during HF pumping, a picture painted with all colors // Annales Geophysicae. – 2009. – 23. – 1747 – 1754.
11. П. Даффет – Смит. Практическая астрономия с калькулятором // изд-во «Мир». – 1982.
12. И.А. Насыров, С.М. Грач, Р.Р. Гумеров, А.М. Насыров, В.А.Клименко, Р.Р. Шаймухаметов. Исследование искусственного свечения ионосферы, стимулированного мощным радиоизлучением стенда «Сура», в двух линиях оптического спектра

Приложение

Данные эксперимента 1618.03.2010 проведенные на стенде «Сура».

Таблица

Data №	16 .03.2010
	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average
1	16:39:28	1,04	29	16:58:43	1,86	57	17:18:04	0,48
2	16:40:10	1,15	30	16:59:25	1,28	58	17:18:45	0,64
3	16:40	0,77	31	17:00:06	1,27	59	17:19:27	0,84
4	16:41:32	0,88	32	17:00:47	1,39	60	17:20:08	0,71
5	16:42:13	0,73	33	17:01:31	1,43	61	17:20:50	0,81
6	16:42:55	0,61	34	17:02:12	1,48	62	17:21:32	0,72
7	16:43:36	1,06	35	17:02:54	1,76	63	17:22:13	0,56
8	16:44:17	0,38	36	17:03:35	1,53	64	17:22:54	0,45
9	16:44:58	0,97	37	17:04:16	1,43	65	17:23:35	0,57
10	16:45:40	1,25	38	17:04:57	1,35	66	17:24:17	0,79
11	16:46:24	1,02	39	17:05:39	1,49	67	17:24:58	0,77
12	16:47:02	1,11	40	17:06:20	1,35	68	17:25:39	0,94
13	16:47:43	1,89	41	17:07:01	1,3	69	17:26:21	0,98
14	16:48:25	2,4	42	17:07:43	1,32	70	17:27:02	0,98
15	16:49:06	1,51	43	17:08:24	1,59	71	17:27:43	0,93
16	16:49	1,46	44	17:09:05	1,32	72	17:28:24	0,78
17	16:50:28	1,8	45	17:09:46	1,31	73	17:29:06	0,7
18	16:51:10	0,76	46	17:10:27	0,99	74	17:29:47	1,12
19	16:51:51	1,21	47	17:11:09	0,83	75	17:30:28	1,42
20	16:52:32	0,98	48	17:11:50	0,8	76	17:31:10	1,27
21	16:53:13	1,15	49	17:12:31	0,88	77	17:31:51	1,29
22	16:53:55	0,88	50	17:13:13	0,88	78	17:32:35	1,36
23	16:54:36	0,98	51	17:13:54	0,85	79	17:33:16	1,4
24	16:55:17	1,47	52	17:14:35	1,05	80	17:33:57	1,32
25	16:55:58	1,59	53	17:15:16	0,7	81	17:34:39	1,13
26	16:56:40	1,5	54	17:15:57	0,54	82	17:35:20	1,1
27	16:57:21	1,81	55	17:16:39	0,55	83	17:36:01	0,98
28	16:58:02	1,62	56	17:17:23	0,57	84	17:36:42	1,05
Data №	16 .03.2010
	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average
85	17:37:24	1,1	90	17:40:50	0,82	95	17:44:17	0,7
86	17:38:05	0,76	91	17:41:32	0,92	96	17:44:58	0,8
87	17:38:46	0,9	92	17:42:13	0,67	97	17:45:39	0,88
88	17:39:28	0,69	93	17:42:54	0,91
89	17:40:09	0,75	94	17:43:35	0,78

Таблица

Data №	17 .03.2010
	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average
1	16:09	8,28	24	16:28:16	1,82	47	16:46:56	1,61
2	16:10:25	7,6	25	16:29:05	1,23	48	16:47	1,53
3	16:11:14	7,23	26	16:29:53	1,46	49	16:48	1,2
4	16:12:03	6,57	27	16:30:42	1,35	50	16:49:22	1,19
5	16:12:51	6,1	28	16:31:31	1,56	51	16:50:11	1,12
6	16:13:40	5,32	29	16:32:20	2,46	52	16:50:59	1,05
7	16:14:29	4,56	30	16:33:08	2,94	53	16:51:48	0,82
8	16:15:17	4,22	31	16:33:57	2,93	54	16:52:37	0,61
9	16:16:06	3,98	32	16:34:46	2,71	55	16:53:25	0,72
10	16:16:54	3,73	33	16:35:35	2,51	56	16:54:14	0,79
11	16:17:43	3,38	34	16:36:23	2,35	57	16:55:13	0,76
12	16:18:32	3,32	35	16:37:12	1,98	58	16:55:52	0,69
13	16:19:21	3,37	36	16:38:01	1,87	59	16:56:40	0,72
14	16:20:09	3,57	37	16:38:50	1,98	60	16:57:29	0,89
15	16:20:58	3,38	38	16:39:38	2,32	61	16:58:18	1,11
16	16:21:47	3,85	39	16:40:27	2,14	62	16:59:06	1,16
17	16:22:35	3,56	40	16:41:16	1,79	63	16:59:55	1,04
18	16:23:24	3,54	41	16:42:04	1,72	64	17:00:44	1,01
19	16:24:13	3,56	42	16:42:53	1,53	65	17:01:32	0,71
20	16:25:01	3,36	43	16:43:42	1,52	66	17:02:21	0,71
21	16:25:50	3,16	44	16:44:30	1,47	67	17:03:10	0,79
22	16:26:39	2,67	45	16:45:19	1,37	68	17:03:58	0,69
23	16:27:27	2,12	46	16:46:08	1,26	69	17:04:47	0,57

Data №	17 .03.2010
	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average
70	17:05:36	0,6	102	17:31:33	0,82	134	17:57:31	0,69
71	17:06:25	0,37	103	17:32:22	0,62	135	17:58:20	0,65
72	17:07:13	0,5	104	17:33:11	0,61	136	17:59	0,41
73	17:08:02	0,86	105	17:33:59	0,53	137	17:59	0,67
74	17:08:50	0,6	106	17:34:48	0,67	138	18:00:46	0,47
75	17:09:39	0,7	107	17:35:37	0,62	139	18:01:34	0,47
76	17:10:28	0,55	108	17:36:25	0,56	140	18:02:23	0,48
77	17:11:16	0,57	109	17:37:14	0,75	141	18:03:12	0,66
78	17:12:05	0,66	110	17:38:03	0,77	142	18:03:59	0,69
79	17:12:54	0,72	111	17:38:51	0,7	143	18:04:49	0,62
80	17:13:42	0,81	112	17:39:40	0,65	144	18:05:38	0,59
81	17:14:31	0,79	113	17:40:29	0,88	145	18:06:26	0,39
82	17:15:20	0,68	114	17:41:18	0,69	146	18:07:15	0,35
83	17:16:09	0,9	115	17:42:06	0,57	147	18:08:04	0,23
84	17:16:57	0,65	116	17:42:55	0,56	148	18:08:52	0,37
85	17:17:46	0,92	117	17:43:44	0,52	149	18:09:41	0,4
86	17:18:35	0,86	118	17:44:32	0,73	150	18:10:39	0,35
87	17:19:23	1,01	119	17:45:21	0,55	151	18:11:18	0,53
88	17:20:12	1,08	120	17:46:10	0,38	152	18:12:07	0,54
89	17:21	1,09	121	17:46:59	0,51	153	18:12:56	0,57
90	17:21:48	1	122	17:47:47	0,39	154	18:13:44	0,57
91	17:22:38	0,99	123	17:48:36	0,47	155	18:14:33	0,49
92	17:23:26	0,94	124	17:49:25	0,5	156	18:15:22	0,57
93	17:24:15	0,9	125	17:50:13	0,53	157	18:16:11	0,29
94	17:25:04	0,75	126	17:51:02	0,56	158	18:16:59	0,35
95	17:25:53	0,45	127	17:51:51	0,56	159	18:17:48	0,33
96	17:26:41	0,45	128	17:52:39	0,66	160	18:18:37	0,47
97	17:27:30	0,69	129	17:53:28	0,82	161	18:19:25	0,45
98	17:28:19	0,98	130	17:54:16	0,58	162	18:20:14	0,45
99	17:29:07	0,97	131	17:55:05	0,66	163	18:21:03	0,43
100	17:29:56	1,1	132	17:55:54	0,73	164	18:21:51	0,16
101	17:30:45	1,02	133	17:56:42	0,62	165	18:22:40	0,22
Data №	17 .03.2010
	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average
166	18:23:29	0,13	170	18:26:44	0,24	174	18:29:59	0,21
167	18:24:18	0,29	171	18:27:32	0,31	175	18:30:47	0,17
168	18:25:06	0,12	172	18:28:21	0,28	176	18:31:36	0,07
169	18:25:55	0,1	173	18:29:10	0,26	177	18:32:25	0,33

Таблица

Data №	18 .03.2010
	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average	№	Time/UST	Average
1	16:06:24	17,52	26	16:26:18	2,38	51	16:46:12	0,72
2	16:07:11	16,86	27	16:27:06	2,25	52	16:47:00	0,84
3	16:07	15,39	28	16:27:53	2,1	53	16:47:47	1,02
4	16:08:47	13,63	29	16:28:41	2,04	54	16:48:35	0,49
5	16:09:34	11,96	30	16:29:29	1,84	55	16:49:23	0,37
6	16:10:22	10,66	31	16:30:17	1,87	56	16:50:11	0,45
7	16:11:10	10,05	32	16:31:05	1,94	57	16:50:59	0,59
8	16:11:58	9,6	33	16:31:52	1,84	58	16:51:46	0,54
9	16:12:45	8,87	34	16:32:40	1,92	59	16:52:34	0,54
10	16:13:33	7,83	35	16:33:28	1,71	60	16:53:22	0,58
11	16:14:21	7,07	36	16:34:16	1,97	61	16:54:10	0,83
12	16:15:09	6,46	37	16:35:03	1,86	62	16:54:57	0,81
13	16:15:56	6,02	38	16:35:51	1,56	63	16:55:45	0,51
14	16:16:44	5,82	39	16:36:39	1,61	64	16:56:33	0,82
15	16:17:32	5,73	40	16:37:27	1,58	65	16:57:21	0,97
16	16:18:20	5	41	16:38:14	1,42	66	16:58:08	0,9
17	16:19:08	4,35	42	16:39:02	1,41	67	16:58:56	0,76
18	16:19:55	3,91	43	16:39:50	1,45	68	16:59:44	1,02
19	16:20:43	3,75	44	16:40:38	1,28	69	17:00:32	1,27
20	16:21:31	3,32	45	16:41:25	1,26	70	17:01:19	1,25
21	16:22:19	3,23	46	16:42:13	1,06	71	17:02:07	1,13
22	16:23:07	3	47	16:43:01	1	72	17:02:55	1,1
23	16:23:54	2,58	48	16:43:49	1,06	73	17:03:43	1,24
24	16:24:42	2,56	49	16:44:36	1,01	74	17:04:30	1,01
25	16:25:30	2,36	50	16:45:24	0,89

Данные на 16.03.2010

Таблица

		, фотон/(угл.сек)2· ·см2·сек·А	, фотон/(угл.сек)2· ·см2·сек·А	,Релей
3,6	3,72	5842648018,94	170174214,14	11,34
4,02	4,49	6353170661,38	6806966856,58	45,38
4,1	4,53	6239721185,28	567247380,47	37,82
4,27	4,46	5899372756,99	226898952,19	15,13
4,35	4,4	5729198542,85	58724738,05	3,78
3,8	3,87	5785923280,9	113449476,1	7,56
3,48	3,78	6182996447,23	510522642,43	34,03
3,45	3,96	6523344875,52	850871070,72	56,72
3,96	4,28	6126271709,18	453797904,38	30,25
3,67	3,74	5785923280,9	113449476,1	7,56

Данные на 17.03.2010

Таблица

		, фотон/(угл.сек)2· ·см2·сек·А	, фотон/(угл.сек)2· ·см2·сек·А	,Релей
3,53	3,98	6409895399,42	737421594,62	49,16
3,71	3,79	5785923280,9	113449476,1	7,56
3,38	3,5	5899372757	226898952,19	15,13
3,55	3,66	584268018,94	170174214,14	11,34
3,57	3,67	5831303071,33	158829266,53	10,59
3,43	3,57	5899372756,99	226898952,19	15,13
3,11	3,27	5956097495,04	283623690,24	18,91

Данные на 18.03.2010

Таблица

		, фотон/(угл.сек)2· ·см2·сек·А	, фотон/(угл.сек)2· ·см2·сек·А	,Релей
12,8	18,29	8111637540,86	2439163736,06	162,61
8,37	9,77	6636794351,62	964320546,82	64,29
5,4	6,83	7147316994,05	1474843189,25	98,32
4,7	4,8	5785923280,9	11,3449476,1	7,56
4,29	4,42	5842648018,94	170174214,14	11,34
3,76	4,04	6069546971,14	39703166,34	26,47
3,66	3,82	5899372756,99	226898952,19	15,13

Исследование свечения ионосферы, стимулированной мощным радиоизлучением стенда «Сура». Обработка данных измерений