Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования
Для того чтобы правильно интерпретировать радиоастрономические данные, необходимо учитывать возможные искажения сигналов в ионосфере. Мы разработали метод и программное обеспечение для расчета ионосферного вклада в меру вращения RM и меру дисперсии DM. Мы использовали модель ионосферы IRI-2001, моде...
Saved in:
| Date: | 2007 |
|---|---|
| Main Authors: | , |
| Format: | Article |
| Language: | Russian |
| Published: |
Радіоастрономічний інститут НАН України
2007
|
| Subjects: | |
| Online Access: | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8394 |
| Tags: |
Add Tag
No Tags, Be the first to tag this record!
|
| Journal Title: | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| Cite this: | Адаптивная радиоастрономия - 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования / Э.Л. Афраймович, Ю.В. Ясюкевич // Радиофизика и радиоастрономия. — 2007. — Т. 12, № 4. — С. 357-374. — Бібліогр.: 47 назв. — рос. |
Institution
Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine| _version_ | 1860079898335379456 |
|---|---|
| author | Афраймович, Э.Л. Ясюкевич, Ю.В. |
| author_facet | Афраймович, Э.Л. Ясюкевич, Ю.В. |
| citation_txt | Адаптивная радиоастрономия - 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования / Э.Л. Афраймович, Ю.В. Ясюкевич // Радиофизика и радиоастрономия. — 2007. — Т. 12, № 4. — С. 357-374. — Бібліогр.: 47 назв. — рос. |
| collection | DSpace DC |
| description | Для того чтобы правильно интерпретировать радиоастрономические данные, необходимо учитывать возможные искажения сигналов в ионосфере. Мы разработали метод и программное обеспечение для расчета ионосферного вклада в меру вращения RM и меру дисперсии DM. Мы использовали модель ионосферы IRI-2001, модель магнитного поля IGRF-10 и значения полного электронного содержания, полученные по данным сети двухчастотных приемников GPS. По значениям DM и RM затем вычислялись величины фазовой задержки, поворота плоскости поляризации и значения функции амплитудной модуляции. Мы выполнили расчеты для различных уровней геомагнитной активности, а также для различных углов прихода радиоизлучения.
Аби вірно інтерпретувати радіоастрономічні дані, слід враховувати можливі спотворення сигналів в іоносфері. Ми розробили метод і програмне забезпечення для розрахунку іоносферного внеску в міру обертання RM та міру дисперсії DM. Ми використовували модель іоносфери IRI-2001, модель магнітного поля IGRF-10 та значення повного електронного вмісту, одержані за даними мережі двох частотних приймачів GPS. За значеннями DM і RM потім підраховувалися величини фазової затримки, повороту площини поляризації та значення функції амплітудної модуляції. Ми виконали розрахунки для різних рівнів геомагнітної активності, а також для різних кутів приходу радіовипромінювання.
To correctly interpret radio astronomical data it is necessary to take into account possible distortions of these signals in the Earth ionosphere. We have developed the method and software for calculation of the ionosphere rotation measure (RM) and dispersion measure (DM). We used the ionosphere model IRI-2001, magnetic field model IGRF-10 and values of ionosphere total electron content as deduced from dual-frequency GPS receiver measurements. With the obtained DM and RM values, these of phase delay, polarization twisting and Faraday amplitude modulation were then calculated. We made calculations for different levels of geomagnetic activity and for different angular position of radio sources as well.
|
| first_indexed | 2025-12-07T17:16:09Z |
| format | Article |
| fulltext |
Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4, с. 357-374
© Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич, 2007
УДК 550.388.2
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового
запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере
по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
Институт солнечно-земной физики РАН СО,
а/я 291, г. Иркутск, 664033, Россия
E-mail: afra@iszf.irk.ru
Статья поступила в редакцию 18 июля 2007 г.
Для того чтобы правильно интерпретировать радиоастрономические данные, необходимо
учитывать возможные искажения сигналов в ионосфере. Мы разработали метод и программное
обеспечение для расчета ионосферного вклада в меру вращения RM и меру дисперсии DM. Мы
использовали модель ионосферы IRI-2001, модель магнитного поля IGRF-10 и значения полного
электронного содержания, полученные по данным сети двухчастотных приемников GPS. По зна-
чениям DM и RM затем вычислялись величины фазовой задержки, поворота плоскости поляриза-
ции и значения функции амплитудной модуляции. Мы выполнили расчеты для различных уровней
геомагнитной активности, а также для различных углов прихода радиоизлучения.
Основная наша идея состоит в использовании сигналов навигационных спутников (GPS,
GLONASS, GALILEO) как тестового сигнала “реперного” источника, расположенного на мини-
мальном угловом расстоянии от исследуемого радиоисточника. Наш проект открывает путь
к разработке методов и систем адаптивной радиоастрономии, адаптивной к неоднородной и
нестационарной ионосфере, по аналогии с известными системами адаптивной оптики, которые
предназначены для адаптации оптических телескопов к меняющимся условиям оптически не-
однородной и нестационарной тропосферы.
1. Введение
Регистрация интенсивности УКВ радиоиз-
лучения Солнца имеет большое научное и при-
кладное значение как эффективный метод мо-
ниторинга выбросов корональной массы [1].
Для непрерывного мониторинга этих процес-
сов создана широкая сеть УКВ станций
(ARTEMIS-IV [2], TRST [3], Nancay [4], гло-
бальная сеть RSTN [5]). Для того чтобы обес-
печить круглосуточный (по UT) мониторинг,
дополнительно развертывается сеть из 6 сол-
нечных радиоспектрографов CALLISTO [6].
Особый интерес проявляется к регистрации
радиоизлучения в низкочастотной части УКВ
диапазона, поскольку это позволяет расширить
размеры наблюдаемой радиокороны Солнца.
Большое значение для фундаментальной
науки имеет исследование радиоизлучения
пульсаров. Ряд астрофизических задач, возни-
кающий при исследованиях пульсаров, необхо-
димо решать в диапазоне низких частот. В ка-
честве примера работающих в настоящее вре-
мя низкочастотных систем можно привести
антенны БСА ФИАН (111 МГц, [7]), NANCAY
(от 150 МГц, [4]), УТР-2 (25 МГц, [8]) и т. д.
Кроме того, в Нидерландах развертывается
гигантская низкочастотная радиоастрономи-
ческая решетка LOFAR (30 240÷ МГц, [9]),
состоящая из 25000 индивидуальных приемных
диполей, распределенных на площади радиусом
170 км. Аналогичная решетка из 8000 ди-
полей MIRA (80 300÷ МГц, [10]) создается
на западе Австралии.
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
358 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
С другой стороны, все более тонкие детали
профиля интенсивности и спектра излучения
связывают с физическими процессами в на-
блюдаемых объектах. При этом должным
образом не учитываются искажения радио-
сигнала в ионосфере Земли, которые возрас-
тают при уменьшении частоты, особенно вбли-
зи критической частоты максимума электрон-
ной концентрации (5 15÷ МГц). Во многом это
связано с тем, что величина ионосферных
эффектов обратно пропорциональна квадрату
частоты [11-13]. Именно поэтому до сих пор
предполагается, что в УКВ диапазоне ионо-
сферные искажения радиоастрономических
сигналов пренебрежимо малы и их можно не
учитывать при интерпретации наблюдений.
Между тем это далеко не так. Эффекты мно-
голучевой и поляризационной интерференции,
приводящей к сильным искажениям интенсив-
ности радиоастрономических сигналов при
распространении в неоднородных средах (ко-
рона Солнца, ионосфера), были описаны еще
в 1981 г. в работе [14]. В этой работе введено
понятие передаточной характеристики ионос-
феры для радиоастрономических сигналов.
Однако 25 лет назад еще не было возможности
реконструировать эту функцию для конкретных
условий, и полученные оценки были основаны
на средних характеристиках ионосферы.
В настоящее время ситуация существенно
изменилась. Появились средства непрерывного
и глобального мониторинга ионосферы по дан-
ным наземных средств (ионозондов, радаров
НР), навигационных систем GPS, GLONASS
(в ближайшие годы GALILEO) [15-17], двух-
частотных спутниковых высотомеров (TOPEX,
Jason-1, [18]). Эти данные широко использу-
ются не только для изучения ионосферы, но и
непосредственно для тестирования фазовых
искажений в трансионосферном канале систем
навигации и радиопеленгации [19]. Разрабо-
таны ионосферные модели типа IRI, NeQuick,
PIM, позволяющие рассчитать передаточную
характеристику ионосферы.
Однако в отличие от современных спут-
никовых систем навигации и радиолокации,
в которых все более точное восстановление
параметров ионосферы является встроенной
функцией, в радиоастрономии это направление
должного развития не получило. Это входит в
противоречие с все возрастающими требо-
ваниями к точности анализа амплитудного
профиля излучения, угловому и поляризаци-
онному разрешению радиотелескопов нового
поколения.
Целью настоящей работы является анализ
влияния ионосферы на радиоастрономические
сигналы УКВ диапазона на основе использо-
вания современных возможностей GPS-зон-
дирования ионосферы и ионосферного моде-
лирования [20], а также краткое изложение
разработанной нами концепции адаптивной
(к ионосфере) радиоастрономии. Эта статья
является первой работой цикла “Адаптив-
ная радиоастрономия”, в последующем пла-
нируется рассмотрение методов коррекции
ионосферной модуляции спектра радиоизлу-
чения, компенсации фазового запаздывания
в разнесенных системах типа расширенного
варианта LOFAR и VLBI и т. д.
2. Расчет передаточной характеристики
ионосферы
При распространении сигнала в ионосфере
фазовое запаздывание определяется величи-
ной полного электронного содержания (ПЭС)
вдоль направления распространения [11-13]
78.44 10 d ,e
S
N s
f
−⋅Δφ = ∫ (1)
где eN – электронная концентрация, м–3;
f – частота сигнала, Гц. Здесь и далее мы, как
правило, используем систему единиц СИ (ис-
пользование других систем единиц оговарива-
ется отдельно). Величина de
S
N s I DM≡ ≡∫ рав-
на значению ПЭС I вдоль луча зрения на ис-
точник и определяет меру дисперсии DM ра-
диосигнала при вычислении фазового запаз-
дывания (1) на различных частотах. В литера-
туре по физике ионосферы меру дисперсии
DM измеряют в единицах ПЭС TECU (total
electron content units), равного 1610 электронов
на м2, в радиоастрономической литературе
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации...
359Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
наиболее часто используют единицы пк/см3
(1 пк/см3 223.085678 10= ⋅ м–2 63.085678 10= ⋅ TECU).
Амплитудные искажения трансионосферного
сигнала вследствие фокусировки, весьма суще-
ственные в КВ диапазоне [21], пренебрежитель-
но малы в УКВ диапазоне из-за обратной квадра-
тичной зависимости от частоты [11-13].
Более значимы и хорошо исследованы амп-
литудные мерцания, обусловленные рассеяни-
ем на мелкомасштабных ионосферных неодно-
родностях, расположенных на высотах макси-
мума ионизации [22]. В УКВ диапазоне глуби-
на амплитудных мерцаний в обычных условиях
незначительна, а период мерцаний (1 30÷ с)
достаточно мал, что позволяет компенсиро-
вать влияние мерцаний радиоастрономических
сигналов с помощью хорошо известных и дос-
таточно простых способов обработки сигнала.
Однако в случае линейно или эллиптически
поляризованного сигнала более значимым мо-
жет оказаться амплитудный эффект, обуслов-
ленный вращением плоскости поляризации (эф-
фектом Фарадея) [11-13]. В работах [23, 24]
дано определение такого вида модуляции как
фарадеевской амплитудной модуляции (ФАМ).
При квазипродольном распространении угол
поворота плоскости поляризации определяет-
ся выражением [11-13]
4
02
102.365 cos d ,e
S
N B s
f
Ω = ⋅ θ∫ (2)
где 0B – напряженность магнитного поля, Тл;
θ – угол между вектором магнитного поля и
направлением распространения сигнала.
Условие квазипродольного распространения
(значение cos 1.0)θ ≈ выполняется для радио-
телескопов, расположенных на средних и эк-
ваториальных широтах, практически для всех
направлений на источники. Однако при неко-
торых направлениях это условие нарушается,
что может привести к искажению результатов
анализа. Для контроля мы выполняем расчет
текущего значения cos ( )tθ (см. ниже).
Величина 0 cos de
S
N B sθ∫ имеет характер
“меры вращения”. Мера вращения RM в радио-
астрономической литературе определяется
различными способами (с точностью до коэф-
фициента). Например, при исследовании пуль-
саров меру вращения определяют как коэффи-
циент при множителе 2λ [25; http://www.
atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/]. В рамках
настоящей работы мы определяем меру вра-
щения как коэффициент при 21 f в (2):
4
02.365 10 cos d .e
S
RM N B s= ⋅ θ∫ (3)
Соотношение, связывающее эти два способа
измерения меры вращения, имеет вид 2fRM
c
RMλ
=
(где ,fRM RMλ – значения меры дисперсии,
определяемые как коэффициент при 21 f и 2λ
соответственно; c – скорость света в вакууме).
Для расчета меры вращения и поворота плос-
кости поляризации часто используют [13] при-
ближенные формулы (при этом предполагается,
что магнитное поле меняется достаточно сла-
бо вдоль луча распространения сигнала по край-
ней мере в той области, где концентрация элек-
тронов существенна):
4
02.365 10 cos d ,e
S
RM B N s≈ ⋅ θ ∫
(4)
4
02
102.365 cos de
S
B N s
f
Ω ≈ ⋅ θ =∫
4
02
102.365 cos .B DM
f
= ⋅ θ ⋅
Здесь 0 cosB θ – среднее значение произве-
дения 0 cosB θ вдоль луча на источник, кото-
рое можно вычислить для фиксированного зна-
чения угла места на источник χ (угла между
лучом на источник и поверхностью Земли
в топоцентрической системе координат) с ис-
пользованием подходящей модели магнитно-
го поля.
Для сигнала линейной (эллиптической) поля-
ризации изменение амплитуды сигнала при
приеме на антенну линейной поляризации опре-
деляется модулирующей функцией ( )M t [14]:
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
360 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
( ) ( ) ( ),A t M t R t= (5)
2
0( ) 1 2 cos[2 ( ) ],M t a a t= + + ⋅ Ω + ϕ (6)
где ( )R t – исходный сигнал на границе с ионо-
сферой, ( )A t – “выходной” сигнал, a – глубина
модуляции (соотношение амплитуд компонент
электромагнитной волны с правым и левым на-
правлением вращения), 0ϕ – начальная фаза.
Набор формул (1)–(6) позволяет рассчитать
эффекты ионосферной модуляции фазы, пово-
рота плоскости поляризации и ФАМ [23] при
известных значениях меры дисперсии DM
и меры вращения RM. В настоящее время есть
несколько вариантов расчета DM и RM, осно-
ванных на данных ионосферного GPS монито-
ринга и результатов моделирования с исполь-
зованием ионосферных моделей и моделей
магнитного поля Земли.
3. Расчет меры дисперсии по данным
двухчастотных фазовых измерений
сигналов GPS
Один из вариантов расчета DM и RM заклю-
чается в использовании глобальных ионосфер-
ных карт (GIM) вертикального ПЭС, рассчиты-
ваемых на основе данных международной сети
приемников GPS различными научными центра-
ми IGS [26]. Эти карты представлены в Интернете
в формате IONEX [27]. Однако возникают зна-
чительные трудности в пересчете вертикально-
го ПЭС в значения наклонного ПЭС вдоль луча
зрения на источник при различных значениях
угла места χ и азимута α направления на ис-
точник, особенно при малых значениях угла
места. Это обстоятельство обусловлено су-
щественным отличием пространственного
распределения ионизации от сферически од-
нородного на средних и экваториальных ши-
ротах во время прохождения солнечного тер-
минатора, и особенно при геомагнитных воз-
мущениях. Кроме того, представленные для
свободного использования карты GIM имеют
низкое пространственное (2.5° по широте и 5°
по долготе) и временное (2 ч) разрешение,
так что отмеченное выше ограничение весьма
существенно.
Тем не менее в последнее время появились
региональные карты ПЭС, обладающие более
высоким пространственным разрешением:
северо-американская карта US TEC (http://
www.ngdc.noaa .gov/s tp / IONO/USTEC/
home.html), временное разрешение 15 мин, про-
странственное – 1° по широте и долготе; евро-
пейская карта (http://ionosphere.rcru.rl.ac.
uk/cgi-bin/SWWpagedis.pl?page=TEC/TEC_
index&sel=2), временное разрешение 10 мин,
пространственное – 1 ;° южно-американская
карта LPIM (http://cplat.fcaglp.unlp.edu.ar/pro-
ducts/iono/grids/), временное разрешение 1 ч,
пространственное – 1 ;° японская карта (http://
wdc.nict.go.jp/IONO/contents/E011_TEC
map.html), пространственное разрешение 0.5 ,°
временное – 5 и 15 мин и т. д. Таким образом,
по мере использования сигналов других нави-
гационных систем (GLONASS, GALILEO), рас-
ширения глобальной и региональных сетей на-
вигационных приемников разрешение карт ПЭС
в ближайшее время станет вполне приемлемым
для расчетов параметров модуляции трансио-
носферных сигналов.
Мы предлагаем другой способ расчета,
основанный на данных двухчастотных изме-
рений фазового запаздывания сигналов GPS
вдоль направления на ИСЗ GPS, представлен-
ных в Интернете в формате RINEX [28].
Методика восстановления наклонного ПЭС по
данным двухчастотных приемников GPS в до-
статочной степени разработана и описана в
ряде источников [15, 16, 19]. Приведем лишь
конечные формулы для вычисления ПЭС вдоль
луча зрения из точки приема на навигацион-
ный ИСЗ:
( )
2 2
1 2
1 22 2
1 2
1 ,
40.308
f fI P P nP P
f f
= − ⎡ − + + δ ⎤⎣ ⎦−
(7)
( )
2 2
1 2
1 1 2 22 2
1 2
1 ,
40.308
f fI L L K nL
f f
= ⎡ λ − λ + + ⎤⎣ ⎦−
(8)
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации...
361Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
где 1,f 2f – рабочие частоты спутниковой ра-
дионавигационной системы (СРНС); 1,P 2P –
дополнительные пути радиосигналов, обус-
ловленные групповым запаздыванием в ионо-
сфере, м; 1 1,L λ 2 2L λ – дополнительные пути
радиосигналов, обусловленные фазовым за-
паздыванием в ионосфере, м; 1,L 2L – число
полных оборотов фазы на рабочих частотах
СРНС; 1,λ 2λ – длины волн, м; K – неизве-
стная постоянная составляющая фазового
пути, м; ,nP nL – погрешности определения
группового и фазового пути; Pδ – неизвест-
ная постоянная величина, определяемая сдви-
гом часов на двух рабочих частотах GPS.
Существует множество алгоритмов восста-
новления абсолютного значения наклонного
ПЭС, некоторые из них используются лабора-
ториями, создающими глобальные и региональ-
ные карты вертикального ПЭС. В настоящей
работе для восстановления ПЭС по формуле
(8) в качестве первого приближения нами была
использована простая методика грубого раз-
решения неоднозначности фазовых измерений.
Выходными данными после первичной об-
работки являются значения азимута и угла ме-
ста на ИСЗ GPS из пункта расположения при-
емника и значения наклонного ПЭС, восста-
новленные по формулам (7), (8).
Поскольку величина K не известна, для
оценки абсолютного наклонного ПЭС необхо-
димо привлечение дополнительных данных.
Мы использовали значения вертикального
ПЭС ,GIMI получаемые для ячеек GIM, бли-
жайших к приемной станции GPS. Для расче-
та этой поправки фиксировались эксперимен-
тальные значения maxI и время max ,UT соот-
ветствующие максимальным значениям угла
места maxχ на ИСЗ GPS. Далее определялось
значение GIMI для момента времени max ,UT
после чего оно пересчитывалось в величину
наклонного ПЭС _ maxsin .GIM SLANT GIMI I= χ
Соответствующая поправка к значению абсо-
лютного наклонного ПЭС _ max .GIM SLANTI I IΔ = −
Исправленные значения наклонного ПЭС ис-
пользовались далее для проведения расчетов.
Таким образом, основная наша идея состоит
в использовании сигналов навигационных спут-
ников (GPS, GLONASS, GALILEO) как тесто-
вого сигнала “реперного” источника, располо-
женного на минимальном угловом расстоянии
от исследуемого радиоисточника, по аналогии
с известными системами адаптивной оптики,
которые предназначены для адаптации опти-
ческих телескопов к меняющимся условиям
оптически неоднородной и нестационарной
тропосферы.
Такой подход вполне обоснован, поскольку
расстояние до ИСЗ превышает 20200 км и
условие дальней зоны в УКВ диапазоне для
антенн с размерами не более 10 км выполня-
ется с достаточной степенью точности.
Каковы ограничения такого способа при
наблюдении радиоизлучения Солнца или дис-
кретных источников типа пульсаров? Прежде
всего, геометрия перемещения такого искусст-
венного радиоисточника, как ИСЗ GPS, суще-
ственно отличается от соответствующей зави-
симости для космических радиоисточников.
Угловая скорость перемещения ИСЗ GPS мо-
жет оказаться в ряде случаев заметно боль-
ше соответствующих значений для радиоис-
точников.
Определенные ограничения на возможности
такого способа GPS-зондирования ионосферы
накладывает геометрия спутникового созвез-
дия GPS, обусловленная выбранным нак-
лонением орбиты в 55° (56° для GALILEO).
На рис. 1 представлено суточное распреде-
ление координат подионосферных точек для
углов места на ИСЗ GPS, превышающих 30 ,°
в экваториальных, средних, авроральных ши-
ротах. Координаты подионосферных точек
(проекции на земную поверхность точек пе-
ресечения луча “приемник – ИСЗ” и сферичес-
кого слоя на выбранной высоте) рассчитаны
в топоцентрической декартовой системе коор-
динат, центр которой ( 0;X = 0)Y = совпадает
с приемником GPS. Как видно из рисунка, наи-
более равномерное распределение подионос-
ферных точек реализуется для экваториаль-
ных широт. Чем дальше от экватора, тем бо-
лее расширяется обращенная к полюсу об-
ласть ионосферы, через которую не проходят
трассы “приемник – ИСЗ”. Однако это ограни-
чение не принципиально для большинства
радиотелескопов, расположенных на средних
и экваториальных широтах, тем более при
наблюдениях радиоизлучения Солнца. Кроме
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
362 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
того, для российской системы GLONASS бо-
лее высокое значение наклонения орбиты, 66 ,°
расширяет сферу применения предложенного
метода.
Учитывая, что в ближайшее время появят-
ся комбинированные приемники систем GPS–
GLONASS–GALILEO, в поле видимости ко-
торых практически в любое время будут на-
ходиться до 30 спутников, для любых условий
эксперимента можно будет подобрать соот-
ветствующий спутник, находящийся на мини-
мальном угловом расстоянии от исследуемо-
го радиоисточника. Однако для уточнения рас-
четов необходимо привлечение современных
численных ионосферных моделей.
4. Расчет меры дисперсии и меры
вращения с использованием
ионосферной модели
Для наших расчетов необходимо использо-
вать ионосферные модели, которые адекватно
воспроизводят, по крайней мере для средних и
экваториальных широт, профиль электронной
концентрации на высотах существенно выше
максимума F2 слоя. Сейчас имеется несколько
таких ионосферных моделей, в том числе хоро-
шо известная и широко используемая междуна-
родная эмпирическая модель IRI-2001 [29-31]
и модель NeQuick [32-34]. Обе модели реко-
мендованы International Telecommunication
Union, Radiocommunication sector ITU-R [35]
для использования при расчете трансионосфер-
ного радиоканала спутниковых систем.
Модель IRI-2001 справедлива до высот
порядка 2000 км, модель NeQuick– до высот
порядка 20000 км. В последнее время ведут-
ся интенсивные исследования точности ука-
занных моделей в области выше максимума
F2 слоя, в основном с использованием дан-
ных спутниковых измерений [36]. Многие ис-
следователи отмечают существенное завы-
шение плотности электронной концентрации
моделью IRI-2001 на высотах выше макси-
мума F2 слоя, особенно для высоких широт
[37-40]. Тем не менее мы использовали эту
модель как наиболее доступную и проверен-
ную в эксперименте.
Рис. 1. Суточное распределение координат подио-
носферных точек ИСЗ GPS для авроральных (a), сред-
них (б) и экваториальных (в) широт для тонкого сфе-
рического слоя на высоте 300 км. По осям X и Y нане-
сено отклонение на восток и север соответственно
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации...
363Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
В новой версии IRI-2007, которая опубли-
кована совсем недавно, была сделана коррек-
тировка профиля электронной концентрации
на высотах выше максимума F2 слоя [41],
в том числе путем расчета профиля элект-
ронной концентрации до высот 20000 км на
основе NeQuick [32-34]. В будущем приве-
денные ниже расчеты необходимо будет уточ-
нить с использованием модели нового поко-
ления. Однако основные выводы нашей ра-
боты останутся справедливыми и для усовер-
шенствованной модели. Главная причина,
по которой мы решили ограничиться оценка-
ми на основе IRI-2001, заключается в том,
что IRI-2001 является апробированной и про-
веренной моделью, существует множество
работ, в которых проводится сравнение экспе-
риментальных данных и результатов расчетов
IRI-2001, чего пока нельзя сказать о IRI-2007.
Представленную в сети Интернет рабочую
программу модели IRI-2001 [42] мы исполь-
зовали прежде всего для расчетов меры дис-
персии DM. Знание меры дисперсии DM по-
зволяет вычислить угол поворота плоскости
поляризации Ω по формуле (4) достаточно при-
ближенно, поэтому вполне очевидно, что бóль-
ший интерес представляет “точное” значение
меры вращения RM и соответствующее ей
значение угла Ω, вычисленные по формулам
(2) и (3). Для расчетов меры вращения RM
мы использовали также модель магнитного
поля Земли IGRF-10 [43].
Приведенные ниже результаты вычислений
относятся к частоте 100 МГц. Для любой дру-
гой выбранной частоты вид зависимостей ос-
тается прежним, меняются только масштаб-
ные множители 1 f (для фазы) и 21 f (для
угла поворота). При расчетах модулирующей
функции ФАМ ( )M t (6) необходимо задать глу-
бину модуляции a и начальную фазу 0.ϕ В рам-
ках качественного рассмотрения влияния ионос-
феры на радиоастрономические сигналы мы
ограничились значением 0.5,a = характерным
для эллиптической поляризации, и нулевым зна-
чением начальной фазы 0.ϕ
Известно, что при малых углах места χ
искажения сигналов радиоисточников в тропо-
сфере становятся сравнимы с ионосферными.
Кроме того, становятся некорректными рас-
четы с использованием модели IRI-2001. По-
этому мы проводим наш анализ для углов
места χ, превышающих 10 .°
5. Общее описание эксперимента
Цель нашего численного эксперимента со-
стояла в том, чтобы доказать необходимость
расчета параметров ионосферной модуляции
радиоастрономических сигналов в различных
условиях эксперимента и продемонстрировать
потенциальные возможности предложенного
нами способа вычисления ионосферного вкла-
да в меру вращения и дисперсии как основы
для компенсации этого вклада.
В качестве первого шага мы выбрали для
анализа данные станций GPS, расположенных
в различных регионах земного шара вблизи
радиотелескопов LOFAR, Нидерланды [9] –
станция WSRT; MIRA, Австралия [10] – YAR2;
Arecibo, Пуэрто-Рико [44] – PUR3. Геомет-
рия эксперимента представлена на рис. 2. За-
черненными треугольниками и подписями от-
мечено расположение радиотелескопов и бли-
жайших к ним наземных станций GPS (см.
таблицу).
Для того чтобы оценить пределы искаже-
ний радиоастрономических сигналов в ионос-
фере, нам необходимо провести анализ дан-
ных GPS для магнитоспокойных и возмущен-
ных условий, для дневного и ночного времени,
при различных направлениях на ИСЗ. Мы
выбрали спокойный день 4 декабря 2004 г.
(день 339, среднесуточные значения геомаг-
нитных индексов ~ 0,Kp ~ 0)Ap и возмущен-
Таблица. Координаты радиотелескопов и бли-
жайших к ним приемных станций GPS
Станция f, МГц Широта, ° Долгота, °
GPS-WSRT 1227/1575 52.915 6.605
RT LOFAR 30 240÷ 53 6
GPS-YAR2 1227/1575 –29.047 115.347
RT MIRA 80 300÷ –27 116
GPS-PUR3 1227/1575 18.463 –67.067
RT Arecibo 300 10000÷ 18.33 –66.75
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
364 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
ный день 30 октября 2003 г. (день 303, ~ 7,Kp
~ 191),Ap когда произошла большая магнит-
ная буря, исследованию которой посвящено
множество публикаций [45].
На карту рис. 2, а нанесено пространствен-
ное распределение вертикального ПЭС 30
октября 2003 г., построенное по IONEX кар-
там JPLG для 20:00 UT. Это время соответ-
ствовало максимальной фазе бури, когда на-
блюдалось наиболее кардинальное перерас-
пределение ионизации по всему земному
шару, сопровождающееся возникновением
областей повышенной ионизации и резких гра-
диентов ПЭС. В районе радиотелескопа
Arecibo момент времени 20:00 UT соответ-
ствовал дневному времени, значения верти-
кального ПЭС достигали величины 180 TECU,
а градиенты ПЭС в северо-западном направ-
лении – до 5 8 TECU .÷ ° В то же время в
северо-восточном и юго-восточном направле-
нии значения ПЭС были уже существенно
ниже, всего до 20 40÷ TECU, а градиенты
ПЭС не превышали 0.5 TECU .° Поскольку
в Европе и в Австралии в это время наступила
ночь, значения ПЭС не превышали 20 TECU,
а градиенты были меньше 0.5 TECU .° Однако
и для этих регионов значения ПЭС и градиентов
ПЭС в разных направлениях от станции разли-
чались весьма существенно.
Ниже будет показано, что именно эти от-
личия определяют разнообразие временных
зависимостей относительного фазового за-
Рис. 2. Глобальное распределение вертикального ПЭС, полученное по IONEX данным JPLG, для различ-
ных условий эксперимента: во время магнитной бури 30 октября 2003 г. в 20:00 UT (а), в 14:00 UT (б),
в 8:00 UT (в); для спокойного дня 4 декабря 2004 г. в 6:00 UT (г). Изолинии ПЭС нанесены в единицах TECU.
В заголовке панелей указано время UT, номер дня года, год и номер спутника GPS. Стрелками отмече-
ны траектории подионосферных точек на высоте 2000 км, соответствующие зависимости азимута
и угла места в соответствующий день для спутников PRN01, PRN05, PRN31 и PRN11. Зачерненными
треугольниками и подписями отмечено расположение радиотелескопов и ближайших к ним наземных
станций GPS. Пунктирной кривой показан геомагнитный экватор
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации...
365Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
паздывания, поворота плоскости поляризации
и ФАМ.
Результаты расчетов рассмотрим последо-
вательно для регионов радиотелескопов LOFAR
(WSRT), MIRA (YAR2), и Arecibo (PUR3).
6. Результаты анализа
На рис. 3 представлена динамика наклонно-
го ПЭС ( )I t для дневного (а) и ночного (в)
времени, вычисленные с использованием фор-
мул (7), (8) по данным измерений фазового
WSRT, день 339, 2004 г.
Рис. 3. Передаточные характеристики ионосферы в районе радиотелескопа LOFAR для магнитоспо-
койного дня 4 декабря 2004 г.: а), в) – наклонное ПЭС I( t ) (жирные кривые – данные GPS станции
WSRT, тонкие кривые – модель IRI-2001); б), г) – мера вращения RM( t ) (жирные кривые – эксперимен-
тальные данные, тонкие кривые – приближенный расчет IRI-2001, пунктирные кривые – точный рас-
чет IRI-2001); д) – азимут ( t )α и угол места ( t )χ луча зрения от станции WSRT на ИСЗ PRN25 (тон-
кая и жирная линии соответственно); е), ж), з) – рассчитанные для частоты 100 МГц фазовое запаз-
дывание ( t ),Δφ угол поворота плоскости поляризации ( t )Ω и модулирующая функция ФАМ M( t )
соответственно (обозначения те же, что на панелях б) и г), пунктирная кривая на панели е) – зависи-
мость cos ( t )).θ На панелях отмечены номера спутников GPS (PRN)
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
366 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
и группового запаздывания на GPS станции
WSRT для магнитоспокойного дня 4 декабря
2004 г. (жирные кривые). Соответствующие за-
висимости углов места и азимута направления
на ИСЗ с номером PRN25 показаны на рис. 3, д
(жирная и тонкая кривые). Для этих же зависи-
мостей рассчитаны значения наклонного ПЭС
по модели IRI-2001 (рис. 3, а, в, тонкие кри-
вые), а также мера вращения ( ),RM t полу-
ченная с использованием модели магнитного
поля IGRF-10 (рис. 3, б, г) по эксперимен-
тальным данным (жирные кривые) и ионос-
ферной модели IRI-2001 (тонкие кривые –
приближенный расчет, формула (4); пунктир-
ные кривые – точный расчет, формула (3)).
На панелях отмечены номера спутников GPS
(PRN25 и PRN08).
Минимальные значения наклонного ПЭС
соответствуют максимальным значениям угла
места χ. Дневные значения ПЭС при больших
углах χ более чем в два раза превышают ноч-
ные. При малых χ значения наклонного ПЭС
могут достигать 30 40÷ TECU в дневное вре-
мя и 20 25÷ TECU в ночное время. Можно
отметить также заметное расхождение данных
эксперимента и модели для некоторых на-
правлений на источник.
Анализ зависимости cos ( )tθ для PRN25
(рис. 3, е – пунктир) позволяет проконтролиро-
вать, на каком интервале времени пролета ИСЗ
GPS условие квазипродольного распростране-
ния выполнялось строго.
Рассчитанные по данным PRN25 для час-
тоты 100 МГц фазовое запаздывание ( ),tΔφ
угол поворота плоскости поляризации ( )tΩ
и модулирующая функция ( )M t представле-
ны на рис. 3, е, ж, з соответственно, (жир-
ные кривые – эксперимент, тонкие кривые –
приближенный расчет, пунктирные – точный
расчет).
Как видно из рис. 3, е, дополнительное фа-
зовое запаздывание в ионосфере может изме-
няться в пределах от одной тысячи радиан
при максимальных углах места χ до нескольких
тысяч радиан при малых углах χ. Очевидно,
что для различных радиотелескопов (либо раз-
личных приемных антенн одной радиоастроно-
мической решетки) фазовое запаздывание бу-
дет значительно различаться. Это может при-
водить к ошибкам в радиоинтерферометрах
со сверхдлинной базой (VLBI).
Угол поворота плоскости поляризации
(рис. 3, ж) меняется от единиц до десятков
радиан, что при приеме сигнала на антенну
линейной поляризации приводит к заметной
модуляции амплитуды сигнала с характерным
периодом от 90 до 30 мин (рис. 3, з).
Несмотря на то что во время магнитной
бури 30 октября 2003 г. станция WSRT нахо-
дилась достаточно близко от сильно возму-
щенной экваториальной аномалии (рис. 2, б),
из-за того что луч проходит в стороне от ее
гребня, экспериментальные зависимости ПЭС
и меры вращения RM (рис. 4) отличаются
незначительно от магнитоспокойного дня
(рис. 3). Однако для дневного времени при
больших углах χ значения ПЭС и всех осталь-
ных параметров модуляции превышали соот-
ветствующие величины для ночного времени
почти в 2 раза.
Для станции YAR2 (рис. 5, 6), расположен-
ной вблизи радиотелескопа MIRA, нами был
получен на первый взгляд достаточно стран-
ный результат: в магнитоспокойный день зна-
чения ПЭС (рис. 5, а) оказываются выше, чем
в возмущенный (рис. 6, а). Эксперименталь-
ные значения ПЭС при аналогичных углах ме-
ста отличаются почти в два раза. Минималь-
ное значение периода ФАМ 4 декабря 2004 г.
достигает 8 мин, а во время магнитной бури
30 ноября 2003 г. минимальный период моду-
ляции даже при малых углах места χ не дости-
гает 20 мин. Это обусловлено в первую оче-
редь не столько расположением телескопа
(MIRA) вблизи станции YAR2, сколько осо-
бенностями траектории движения луча по от-
ношению к гребню экваториальной аномалии
(рис. 2, г). Луч на выбранный нами спутник
PRN11 4 декабря 2004 г. погружается в се-
верный гребень экваториальной аномалии.
Высокие градиенты ПЭС на гребне аномалии
приводят к сильной модуляции, период кото-
рой уменьшается до 8 мин. В возмущенный
день в рассматриваемый нами момент вре-
мени главная фаза магнитной бури еще не на-
ступила и наблюдается обратная ситуация: луч
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации...
367Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
не достигает гребня аномалии, проходя через
более спокойную часть ионосферы (рис. 2, в).
Кардинально отличаются результаты расче-
тов для станции PUR3, находящейся вблизи
радиотелескопа Arecibo в районе северного
гребня экваториальной ионосферной аномалии.
Даже для магнитоспокойного дня (рис. 7) на-
блюдаются достаточно существенные гради-
енты ПЭС и высокие значения угла поворота
плоскости поляризации. Стоит обратить вни-
мание на то, что значения меры вращения
и ПЭС, рассчитанные по “точным” (2), (3) и
“приближенным” (4) выражениям, достаточ-
но близки как для дневного, так и ночного
времени, несмотря на достаточно высокие
значения абсолютных величин. Исключение,
пожалуй, составляют лишь те моменты вре-
мени, когда нарушается условие квазипро-
дольного распространения (рис. 7, е), но в этом
случае расчеты (4) не совсем корректны.
Рис. 4. Передаточные характеристики ионосферы в районе радиотелескопа LOFAR для магнитной бури
30 октября 2003 г.
WSRT, день 303, 2003 г.
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
368 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
Как уже отмечалось выше (пункт 5), во
время главной фазы большой магнитной бури
30 октября 2003 г. в районе 22:00 UT значе-
ния вертикального ПЭС достигали 180
TECU, а градиенты ПЭС в северо-западном
направлении – 5 8 TECU÷ ° (рис. 2, а). На-
правление луча на PRN-01 в интервале вре-
мени 17 21÷ UT изменялось от северо-запад-
ного до юго-западного. Сначала луч пересекал
области с низким значением ПЭС, по мере дви-
жения в южном направлении луч входил
в область северного гребня экваториальной
аномалии, для которого в дневное время ха-
рактерны высокие значения вертикального
ПЭС [46]. Соответственно при уменьшении
угла места χ значение наклонного ПЭС увели-
чивается до величины 250 TECU (рис. 8, а).
Геометрия зондирования такова, что при этом
угол между направлением на ИСЗ и направ-
лением вектора магнитного поля начинает
уменьшаться, а значение cos ( )tθ приближать-
ся к 1.0, что обеспечивает выполнение условия
Рис. 5. Передаточные характеристики ионосферы в районе радиотелескопа MIRA для магнитоспокой-
ного дня 4 декабря 2004 г.
YAR2, день 339, 2004 г.
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации...
369Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
квазипродольного распространения (рис. 8, е,
пунктир).
Период ФАМ ( )M t в интервале време-
ни 21 22÷ UT оказался порядка 200 300÷ с
(рис. 8, з). При таких значениях периода вари-
ации амплитуды принимаемого сигнала могут
быть ошибочно приняты за амплитудные мер-
цания, вызванные рассеянием на мелкомасш-
табных неоднородностях, особенно если сиг-
нал имеет не линейную, а эллиптическую поля-
ризацию. Это может, в свою очередь, приве-
сти к неадекватному использованию известных
методов компенсации мерцаний при наблюде-
ниях пульсаров, а также к ошибкам оценки ин-
тенсивности и характерных размеров неодно-
родностей электронной концентрации при ис-
следовании характеристик солнечного ветра
или межзвездной среды [25, 47].
Наблюдаемые значения наклонного ПЭС
до 300 TECU в вечернее местное время
(рис. 8, в), обусловлены эффектом магнитной
бури 29 октября 2003 г. [45].
Рис. 6. Передаточные характеристики ионосферы в районе радиотелескопа MIRA для магнитной бури
30 октября 2003 г.
YAR2, день 303, 2003 г.
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
370 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
7. Заключение
Основным фактором влияния ионосферы
на радиоастрономический сигнал в УКВ диа-
пазоне является дополнительный поворот
плоскости поляризации, который необходимо
учитывать при оценке и компенсации вклада
ионосферы в интегральное значение этого па-
раметра, определяемого магнитными поля-
ми и распределением электронов в космичес-
ком пространстве между радиоисточником
и телескопом. Кроме того, при приеме сигна-
ла на антенну линейной поляризации вариа-
ции поляризационного угла могут привести к
значительной амплитудной модуляции. При
современных требованиях к характеристикам
радиотелескопов подобные воздействия
нельзя не учитывать.
Эффект ФАМ необходимо учитывать при
анализе линейно-поляризованного радиоизлу-
чения пульсаров. Наблюдаемая при этом мо-
дуляция амплитуды импульсов пульсаров
[25, 47] может быть обусловлена изменени-
ями поворота плоскости поляризации сигна-
ла в ионосфере.
Рис. 7. Передаточные характеристики ионосферы в районе радиотелескопа Arecibo для магнито-
спокойного дня 4 декабря 2004 г.
PUR3, день 339, 2004 г.
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации...
371Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
Интенсивность и период ФАМ сигнала
обусловлены в значительной степени геогра-
фическим расположением радиотелескопа.
Для области экваториальной аномалии в днев-
ное время характерны значительные градиен-
ты ПЭС. Во время геомагнитных возмущений
усиливается влияние геометрии экваториаль-
ной аномалии относительно луча на исследуе-
мый источник.
Что касается применимости приближенных
выражений (4) при восстановлении ионосферно-
го вклада в меру вращения RM и поворот плос-
кости поляризации Ω, то можно сделать вывод
о приемлемости данного приближения. Значения
меры вращения и поляризационного угла, рассчи-
танные с помощью модели IRI-2001 по точным
(2), (3) и приближенным выражениям (4), в це-
лом достаточно близки. Для непрерывной оцен-
ки справедливости применения приближенных
выражений для конкретного эксперимента необ-
ходим численный расчет поляризационного угла
по точным и приближенным выражениям.
Рис. 8. Передаточные характеристики ионосферы в районе радиотелескопа Arecibo для магнитной
бури 30 октября 2003 г.
PUR3, день 303, 2003 г.
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
372 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
Результаты моделирования с использова-
нием модели IRI-2001 достаточно близки к
экспериментальным значениям, поэтому в том
случае, когда не удается подобрать подходя-
щий луч на исследуемый радиоисточник и вос-
становить ПЭС по данным GPS измерений,
можно использовать современные ионосфер-
ные модели. В ближайшее время, после про-
ведения необходимого тестирования для раз-
личных условий эксперимента, расчеты можно
будет проводить на основе современной мо-
дели IRI-2007.
В декаметровом диапазоне эффекты ФАМ
еще более существенны, чем в УКВ, тем бо-
лее что в этом диапазоне антенны линейной
поляризации используются чаще, чем в УКВ,
например, антенны типа УТР-2 [8].
Наши результаты открывают путь к разра-
ботке методов и систем адаптивной радиоаст-
рономии, адаптивной к неоднородной и неста-
ционарной ионосфере, по аналогии с известны-
ми системами адаптивной оптики, которые
предназначены для адаптации в реальном мас-
штабе времени оптических телескопов к ме-
няющимся условиям оптически неоднородной
и нестационарной тропосферы.
Авторы выражают благодарность А. Т. Ал-
тынцеву, Г. Я. Смолькову, А. М. Уралову,
А. П. Потехину, В. Г. Леденеву, А. В. Медве-
деву за интерес к работе и плодотворные дис-
куссии, С. В. Воейкову и П. В. Татаринову за
помощь в подготовке данных, сотрудникам
Scripps Orbit and Permanent Array Center
(SOPAC), JPLG и CODG за данные глобальной
сети наземных двухчастотных приемников GPS.
Особая благодарность О. М. Ульянову за под-
держку основной идеи нашего проекта и по-
лезные замечания по рукописи статьи.
Работа поддержана Программой фундамен-
тальных исследований Президиума РАН № 30
“Солнечная активность и физические процес-
сы в системе Солнце–Земля”.
Литература
1. Benz A., Monstein C., Meyer H. CALLISTO - a new
concept for solar radio spectrometers // Sol. Phys. –
2005. – Vol. 226. – P. 143-151.
2. http://www.cc.uoa.gr/artemis/QuickLooks/2005/01/
3. http://radiosun.ts.astro.it/
4. http://www.obs-nancay.fr/a_index.htm
5. http://www.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/ftpsolarradio.
|html
6. http://www.astro.phys.ethz.ch/cgi-bin/showdir?dir=
Observation_callisto&file=dir.html
7. http://www.prao.psn.ru/radiotelescopes/telescopes.html
8. http://www.ira.kharkov.ua/UTR2/download.htm
9. http://www.astron.nl/p/lofarframe.htm/
10. Science with the Square Kilometre Array / Eds: C. Carilli,
S. Rawlings / New Astronomy Reviews. – Elsevier,
2004. – Vol. 48.
11. Lawrence R. S., Little C. G., Chivers J. A. The influence
of the ionosphere upon radio wave propagation “Earth-
space” // Proc. IEEE. – 1964. – Vol. 52, No. 4. – P. 5-30.
12. Дэвис К. Радиоволны в ионосфере. – М.: Мир,
1973. – 502 с.
13. Железняков В. В. Электромагнитные волны в кос-
мической плазме. – М.: Наука, 1964. – 560 с.
14. Afraimovich E. L. Cepstral analysis of broad-band ra-
dio emission. New possibilities in radio astronomy // As-
tron. Astrophys. – 1981. – Vol. 97, No. 2. – P. 366-372.
15. Hofmann-Wellenhof B., Lichtenegger H., Collins J.
Global Positioning System: Theory and Practice. – New
York: Springer-Verlag Wien, 1992. – 327 p.
16. Davies K. and Hartmann G. K. Studying the iono-
sphere with the Global Positioning System // Radio
Sci. – 1997. – Vol. 32, No. 4. – P. 1695-1703.
17. http://www.esa.int/esaNA/galileo.html
18. http://www.aviso.oceanobs.com/
19. Afraimovich E. L., Karachenschev V. A. Testing of
the transionospheric radiochannel using data from the
global GPS network // Ann. Geophys. – 2003. – Vol. 46,
No. 6. – P. 1229-1246.
20. Afraimovich E. L., Nomikos C., Ruzhin Yu. Ya., Tatari-
nov P. V., Yasukevich Yu. V. Ionosphere Transfer Charac-
teristic for Radio Astronomical Signals as Deduced from
GPS Radio-sounding, Ionosphere IRI-2001, and Magnet-
ic Field IGRF-10 Modeling // CESRA-2007 abstract. –
2007. http://users.uoi.gr/anindos/CESRA2007/contribu-
tions/node5.html.
21. Afraimovich E. L., Udodov M. Yu. Travelling iono-
spheric disturbances and the effectiveness of powerful
HF transmitters in ionospheric modification and radio
location of the Moon // J. Atmos. Terr. Phys. – 1993. –
Vol. 55, No. 1. – P. 57-64.
22. Гундзе Е., Чжаохань Лю. Мерцания радиоволн в
ионосфере // ТИИЭР. – 1982. – Т. 70, № 4. – С. 5-45.
23. Афраймович Э. Л. Ионосферная фарадеевская моду-
ляция интенсивности радиоастрономических сиг-
налов // ДАН РАН. (Принято к печати).
24. Афраймович Э. Л., Ружин Ю. Я., Номикос К., Ясю-
кевич Ю. В. Фарадеевская амплитудная модуляция
радиоастрономических сигналов в ионосфере.
Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации...
373Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
I - радиоизлучение Cолнца // Изв. вузов. Радиофи-
зика. (Принято к печати).
25. Манчестер Р., Тейлор Дж. Пульсары. – М.: Мир,
1980. – 296 с.
26. Schaer S., Beutler G., Rothacher M. Mapping and
predicting the ionosphere // Proc. of the IGS AC Work-
shop. – Darmstadt (Germany). – 1998. – P. 307-320.
27. ftp://cddisa.gsfc.nasa.gov/pub/gps/products/ionex/
28. http://sopac.ucsd.edu/cgi-bin/dbDataByDate.cgi.
29. Bilitza D. International Reference Ionosphere 1990 //
NSSDC. – Greenbelt, Maryland. – 1990. – P. 90-22.
30. Bilitza D. International reference ionosphere // Radio
Sci. – 2001. – Vol. 36, No. 2. – P. 261-275.
31. Bilitza D. A correction for the IRI topside electron
density model based on Alouette/ISIS topside sounder
data // Adv. Space Res. – 2004. – Vol. 33, No. 6. –
P. 838-843.
32. Giovanni G., Radicella S. M. An analytical model of
the electron density profile in the ionosphere // Adv. Space
Res. – 1990. – Vol. 10, No. 11. – P. 27-30.
33. Radicella S. M., Leitinger R. The evolution of the DGR
approach to model electron density profiles // Adv. Space
Res. – 2001. – Vol. 27, No. 1. – P. 35-40.
34. Leitinger R., Zhang M., Radicella S. M. An improved
bottomside for the ionospheric electron density model
NeQuick // Ann. Geophys. – 2005. – Vol. 48, No.3. –
P. 525-534.
35. ITU-2004: Ionospheric propagation data and predic-
tion methods required for the design of satellite services
and systems // Recommendation ITU-R. – 2004. –
P. 531-7.
36. Huang X., Reinisch B. W., Bilitza D., Benson R. F.
Electron density profiles of the topside ionosphere // Ann.
Geophys. – 2002. – Vol. 45, No. 1. – P. 125–130.
37. Coisson P., Radicella S. M. The IRI topside parame-
ters // Adv. Radio Sci. – 2004. – Vol. 2. – P. 249–251.
38. Coisson P., Radicella S. M. Ionospheric topside models
compared with experimental electron density profiles // Ann.
Geophys. – 2005. – Vol. 48, No. 3. – P. 497-503.
39. Coisson P., Radicella S. M., Leitinger R., Nava B. New
option for IRI topside electron density profile using
NeQuick model // IRI NewsLetter. – 2005. – No. 12. –
P. 5-7.
40. Coisson P., Radicella S. M., Nava B. Comparisons
of experimental topside electron concentration profiles
with IRI and NeQuick models // Ann. Geophys. – 2002. –
Vol. 45, No. 1. – P. 111-116.
41. IRI-2007. http://nssdcftp.gsfc.nasa.gov/models/ion-
ospheric/iri/iri2007/
42. IRI-2001. ftp://nssdcftp.gsfc.nasa.gov/models/space/
model/ionos/iri.html.
43. http://www.geomag.bgs.ac.uk/gifs/igrf_form.shtml
44. http://www.naic.edu/
45. Веселовский И. С., Панасюк М. И., Авдюшин С. И.
и др. Солнечные и гелиосферные явления в октябре-
ноябре 2003 г.: причины и следствия // Космические
исследования. – 2004. – T. 42, № 5. – С. 453-508.
46. Astafyeva E. I., Afraimovich E. L., Kosogorov E. A.
Dynamics of total electron content distribution during
strong geomagnetic storms // Advances in Space Re-
search. – 2007. – DOI:10.1016/j.asr.2007.03.006.
47. Ульянов О. М., Захаренко В. В., Коноваленко А. А.,
Лекашо А., Розолен К., Рукер Х. О. Обнаружение
индивидуальных импульсов пульсаров В0809+74;
В0834+06; В0943+10; В0950+08; В1133+16 в дека-
метровом диапазоне волн // Радиофизика и радио-
астрономия. – 2006. – T. 11, №2. – C. 113-133.
Адаптивна радіоастрономія – 1. Корекція
фазового запізнення та повороту
площини поляризації в іоносфері
за даними GPS зондування
та іоносферного моделювання
Е. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
Аби вірно інтерпретувати радіоастрономічні
дані, слід враховувати можливі спотворення
сигналів в іоносфері. Ми розробили метод і
програмне забезпечення для розрахунку іонос-
ферного внеску в міру обертання RM та міру
дисперсії DM. Ми використовували модель
іоносфери IRI-2001, модель магнітного поля
IGRF-10 та значення повного електронного
вмісту, одержані за даними мережі двох час-
тотних приймачів GPS. За значеннями DM і RM
потім підраховувалися величини фазової зат-
римки, повороту площини поляризації та зна-
чення функції амплітудної модуляції. Ми вико-
нали розрахунки для різних рівнів геомагнітної
активності, а також для різних кутів приходу ра-
діовипромінювання.
Основна наша ідея полягає у викорис-
танні сигналів навігаційних супутників (GPS,
GLONASS, GALILEO) як тестового сигналу “ре-
перного” джерела, розташованого на мінімальній
кутовій відстані від досліджуваного радіодже-
рела. Наш проект відкриває шлях до розробки
методів та систем адаптивної радіоастрономії,
адаптивної до неоднорідної та нестаціонарної
іоносфери, за аналогією з відомими системами
адаптивної оптики, які призначені для адаптації
оптичних телескопів до змінюваних умов оптич-
но неоднорідної та нестаціонарної тропосфери.
Э. Л. Афраймович, Ю. В. Ясюкевич
374 Радиофизика и радиоастрономия, 2007, т. 12, №4
Adaptive Radio Astronomy – 1. Correction
of Phase Delay and Polarization
Plane Rotation in the Ionosphere
Using GPS Sounding Data
and Ionospheric Modeling
E. L. Afraimovich and Yu. V. Yasukevich
To correctly interpret radio astronomical data
it is necessary to take into account possible dis-
tortions of these signals in the Earth ionosphere.
We have developed the method and software for
calculation of the ionosphere rotation measure
(RM) and dispersion measure (DM). We used the
ionosphere model IRI-2001, magnetic field model
IGRF-10 and values of ionosphere total electron
content as deduced from dual-frequency GPS
receiver measurements. With the obtained DM
and RM values, these of phase delay, polariza-
tion twisting and Faraday amplitude modulation
were then calculated. We made calculations for
different levels of geomagnetic activity and for dif-
ferent angular position of radio sources as well.
Our main idea is to use signals of navigation
satellites (GPS, GLONASS, GALILEO) as a
testing signal from the “reference” source lo-
cated at minimal angle distance from the stu-
died one. Our project clears the way to develop-
ment of the methods and systems of the adap-
tive radio astronomy, adaptive to non-uniform
and non-stationary ionosphere, by analogy with
the known systems of adaptive optics intended
for adaptation of optical telescopes to varying
conditions of optically non-uniform and non-sta-
tionary troposphere.
|
| id | nasplib_isofts_kiev_ua-123456789-8394 |
| institution | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| issn | 1027-9636 |
| language | Russian |
| last_indexed | 2025-12-07T17:16:09Z |
| publishDate | 2007 |
| publisher | Радіоастрономічний інститут НАН України |
| record_format | dspace |
| spelling | Афраймович, Э.Л. Ясюкевич, Ю.В. 2010-05-28T09:30:54Z 2010-05-28T09:30:54Z 2007 Адаптивная радиоастрономия - 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования / Э.Л. Афраймович, Ю.В. Ясюкевич // Радиофизика и радиоастрономия. — 2007. — Т. 12, № 4. — С. 357-374. — Бібліогр.: 47 назв. — рос. 1027-9636 https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8394 550.388.2 Для того чтобы правильно интерпретировать радиоастрономические данные, необходимо учитывать возможные искажения сигналов в ионосфере. Мы разработали метод и программное обеспечение для расчета ионосферного вклада в меру вращения RM и меру дисперсии DM. Мы использовали модель ионосферы IRI-2001, модель магнитного поля IGRF-10 и значения полного электронного содержания, полученные по данным сети двухчастотных приемников GPS. По значениям DM и RM затем вычислялись величины фазовой задержки, поворота плоскости поляризации и значения функции амплитудной модуляции. Мы выполнили расчеты для различных уровней геомагнитной активности, а также для различных углов прихода радиоизлучения. Аби вірно інтерпретувати радіоастрономічні дані, слід враховувати можливі спотворення сигналів в іоносфері. Ми розробили метод і програмне забезпечення для розрахунку іоносферного внеску в міру обертання RM та міру дисперсії DM. Ми використовували модель іоносфери IRI-2001, модель магнітного поля IGRF-10 та значення повного електронного вмісту, одержані за даними мережі двох частотних приймачів GPS. За значеннями DM і RM потім підраховувалися величини фазової затримки, повороту площини поляризації та значення функції амплітудної модуляції. Ми виконали розрахунки для різних рівнів геомагнітної активності, а також для різних кутів приходу радіовипромінювання. To correctly interpret radio astronomical data it is necessary to take into account possible distortions of these signals in the Earth ionosphere. We have developed the method and software for calculation of the ionosphere rotation measure (RM) and dispersion measure (DM). We used the ionosphere model IRI-2001, magnetic field model IGRF-10 and values of ionosphere total electron content as deduced from dual-frequency GPS receiver measurements. With the obtained DM and RM values, these of phase delay, polarization twisting and Faraday amplitude modulation were then calculated. We made calculations for different levels of geomagnetic activity and for different angular position of radio sources as well. Авторы выражают благодарность А. Т. Алтынцеву, Г. Я. Смолькову, А. М. Уралову, А. П. Потехину, В. Г. Леденеву, А. В. Медведеву за интерес к работе и плодотворные дискуссии, С. В. Воейкову и П. В. Татаринову за помощь в подготовке данных, сотрудникам Scripps Orbit and Permanent Array Center (SOPAC), JPLG и CODG за данные глобальной сети наземных двухчастотных приемников GPS. Особая благодарность О. М. Ульянову за поддержку основной идеи нашего проекта и полезные замечания по рукописи статьи. Работа поддержана Программой фундаментальных исследований Президиума РАН № 30 “Солнечная активность и физические процессы в системе Солнце–Земля”. ru Радіоастрономічний інститут НАН України Радиоастрономия и астрофизика Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования Адаптивна радіоастрономія – 1. Корекція фазового запізнення та повороту площини поляризації в іоносфері за даними GPS зондування та іоносферного моделювання Adaptive Radio Astronomy – 1. Correction of Phase Delay and Polarization Plane Rotation in the Ionosphere Using GPS Sounding Data and Ionospheric Modeling Article published earlier |
| spellingShingle | Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования Афраймович, Э.Л. Ясюкевич, Ю.В. Радиоастрономия и астрофизика |
| title | Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования |
| title_alt | Адаптивна радіоастрономія – 1. Корекція фазового запізнення та повороту площини поляризації в іоносфері за даними GPS зондування та іоносферного моделювання Adaptive Radio Astronomy – 1. Correction of Phase Delay and Polarization Plane Rotation in the Ionosphere Using GPS Sounding Data and Ionospheric Modeling |
| title_full | Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования |
| title_fullStr | Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования |
| title_full_unstemmed | Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования |
| title_short | Адаптивная радиоастрономия – 1. Коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным GPS зондирования и ионосферного моделирования |
| title_sort | адаптивная радиоастрономия – 1. коррекция фазового запаздывания и поворота плоскости поляризации в ионосфере по данным gps зондирования и ионосферного моделирования |
| topic | Радиоастрономия и астрофизика |
| topic_facet | Радиоастрономия и астрофизика |
| url | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8394 |
| work_keys_str_mv | AT afraimovičél adaptivnaâradioastronomiâ1korrekciâfazovogozapazdyvaniâipovorotaploskostipolârizaciivionosferepodannymgpszondirovaniâiionosfernogomodelirovaniâ AT âsûkevičûv adaptivnaâradioastronomiâ1korrekciâfazovogozapazdyvaniâipovorotaploskostipolârizaciivionosferepodannymgpszondirovaniâiionosfernogomodelirovaniâ AT afraimovičél adaptivnaradíoastronomíâ1korekcíâfazovogozapíznennâtapovorotuploŝinipolârizacíívíonosferízadanimigpszonduvannâtaíonosfernogomodelûvannâ AT âsûkevičûv adaptivnaradíoastronomíâ1korekcíâfazovogozapíznennâtapovorotuploŝinipolârizacíívíonosferízadanimigpszonduvannâtaíonosfernogomodelûvannâ AT afraimovičél adaptiveradioastronomy1correctionofphasedelayandpolarizationplanerotationintheionosphereusinggpssoundingdataandionosphericmodeling AT âsûkevičûv adaptiveradioastronomy1correctionofphasedelayandpolarizationplanerotationintheionosphereusinggpssoundingdataandionosphericmodeling |