Exemples de simulations de la propagation de rayons radio (lignes vertes) à 105 MHz (a) et 75 MHz (b) à travers l'ionosphère perturbée. Les rayons sont uniformément répartis dans la plage de distances de 1600 à 2000 km avec un espacement de 4 km. Le point de départ en altitude est de 450 km. L'angle d'élévation est égal à 8⁰. Les histogrammes des deux panneaux montrent le nombre de faisceaux tombant sur une distance de 4 km au niveau du sol. La largeur du bac d'histogramme est de 4 km. Crédit :Koval (2018)
Les perturbations ionosphériques itinérantes (TID) font partie des irrégularités de l'ionosphère de la Terre. Ils représentent des structures ondulatoires de densité électronique se propageant dans l'ionosphère. Le mouvement des TID module la distribution de la densité électronique dans l'espace. Elle conduit à une modification des paramètres du plasma, à savoir l'indice de réfraction, et affecte la propagation des ondes radio. Dans des cas particuliers, les variations des paramètres du plasma affectent fortement les ondes électromagnétiques de basse fréquence pouvant entraîner une focalisation ou une amplification du rayonnement incident (Meyer-Vernet et al. 1981). L'effet de focalisation se manifeste sous la forme de perturbations spectrales particulières en intensité avec une morphologie spécifique, les caustiques spectrales (SCs), apparaissant occasionnellement dans les spectres dynamiques d'instruments radio solaires fonctionnant dans la gamme de longueurs d'onde mètre-décamètre.
Dans cette étude, pour la première fois, les chercheurs présentent des résultats de simulation de l'effet de focalisation des perturbations ionosphériques mobiles à moyenne échelle (MSTID) sur l'émission radio solaire en appliquant une méthode de traçage de rayons à l'ionosphère terrestre avec les MSTID. Pour simuler les MSTID diurnes, ils ont considéré les paramètres typiques d'un TID avec une longueur d'onde horizontale de 300 km, et une période temporelle T de 40 minutes (voir Figure 1). Les trajectoires des rayons radio dans l'ionosphère modélisée ont été calculées en utilisant un algorithme basé sur l'approximation linéaire par morceaux de la trajectoire lisse d'un faisceau dans lequel l'ionosphère est divisée en couches, et la direction du faisceau réfracté se trouve avec la loi de Snell.
Résultats de la simulation
Dans la figure 1, deux exemples représentatifs de la réfraction des ondes radio (rayons radio) aux fréquences 105 MHz (a) et 75 MHz (b) dans l'ionosphère modélisée sont présentés. Les rayons émergent de points répartis entre 1600 et 2000 km avec un pas de 4 km le long de la distance horizontale et placés à 450 km d'altitude. L'angle d'élévation est égal à 8⁰. Chaque panneau présente une image des rayons radio au même instant avec la seule différence de fréquence des ondes radio. À un point de réception situé au niveau du sol, le nombre de rayons radio entrants est compté. Dans la figure, la plage de distances sélectionnée (cellule) – 700-704 km – est indiquée par un astérisque violet, tandis que les barres violettes de l'histogramme indiquent le nombre de rayons entrant dans cette plage de distance. Une augmentation du nombre de faisceaux radio dans la cellule jusqu'à 16 pour 105 MHz et jusqu'à 3 pour 75 MHz est enregistrée.
L'intensité du faisceau dans le plan temps-fréquence (c'est-à-dire le spectre dynamique) obtenue en comptant le nombre de rayons radio reçus à une distance fixe de 1 km à la surface de la Terre (sur le site d'observation présumé). La simulation est réalisée avec une résolution de 1 MHz en fréquence et une résolution de 2/15 min en temps. Les spectres dynamiques ont été produits sous différents angles d'élévation solaire :(a) 2⁰, (b) 8⁰, (c) 14⁰, (d) 20 . L'échelle de couleurs indique le nombre de faisceaux enregistrés sur le site présumé d'observation. Crédit :Koval (2018)
La figure 2 montre le résultat principal de nos calculs. Ici, la densité du faisceau a été augmentée en réduisant l'espacement des faisceaux à 1 km. Par conséquent, le nombre de faisceaux entrants à 1 km de distance à la surface du sol a été compté, tandis que la propagation des TID de période spatiale de 300 km est simulée en déplaçant les structures tous les 1/300 de la période temporelle T, soit 40/300 min =2/15 min. À la fois, en changeant la fréquence des rayons radio avec un pas incrémental de 1 MHz, ils ont enregistré l'intensité du faisceau dans le domaine temps-fréquence. Les chercheurs ont simulé les spectres dynamiques solaires pour des angles d'élévation θ égaux à 2°, 8°, 14°, et 20°. Chaque spectre dynamique comprend une perturbation spectrale distinctive en intensité qui peut être reconnue comme un SC.
Avec la simulation, les chercheurs ont identifié quatre types de CS parmi les cinq déclarés par une étude antérieure, y compris le V inversé, comme X, et les types de type fibre (Koval et al. 2017). Ceci prouve la fiabilité de la classification introduite des SC; Deuxièmement, le traitement numérique correct du problème; troisièmement, des études supplémentaires sont nécessaires pour expliquer le dernier type de SC, c'est à dire., le type de frange.
La figure 2 montre qu'une structure SC typique se compose d'enveloppes avant et arrière et d'un corps entre elles. Les enveloppes ont une luminosité plus élevée que l'intérieur et se rapprochent à un certain point de convergence caractérisé par la luminosité maximale de l'ensemble de la structure. La fréquence du point de convergence est la fréquence de focalisation. Cela implique qu'avec les paramètres actuels de l'ionosphère et du rayonnement solaire, un observateur au sol est au foyer d'une lentille à plasma formée par des TID. Dans la figure 2 (a-d), cela se produit à des fréquences de 125 MHz, 105 MHz, 73MHz, 48MHz, respectivement. La dépendance de la fréquence de focalisation sur l'angle d'élévation solaire est présentée dans la figure 3.
Dépendance de la fréquence de focalisation sur l'angle d'élévation du Soleil. Les valeurs de la fréquence de focalisation (carrés oranges) sont déterminées tous les 2⁰. Crédit :Koval (2018)
La figure 3 montre que la fréquence de focalisation chute rapidement avec la croissance de l'angle d'élévation. Les faibles valeurs de l'angle d'élévation correspondent aux positions typiques du Soleil en hiver et partiellement au printemps et en automne aux latitudes moyennes de l'Europe. Sur la base du résultat de la simulation de la figure 2(d) pour θ =20⁰, un SC à plus grand serait partiellement ou totalement endommagé, ou ne pas être généré du tout. Ainsi, les chercheurs en déduisent que les CS ne peuvent être observés qu'à certaines périodes, principalement à la fin de l'automne, l'hiver, et au début du printemps.
Conclusion
La simulation de la propagation d'une onde électromagnétique plane à travers l'ionosphère terrestre avec des TID a été réalisée par application de l'optique géométrique. Le principal avantage de cette approche est d'obtenir une image complète des trajectoires des rayons radio. Cela montre visuellement une formation de caustiques dans l'espace sous différentes conditions de source de rayonnement ou/et d'ionosphère.
Les chercheurs rapportent que les SCs peuvent être enregistrés dans des spectrogrammes pour certains angles d'élévation du soleil. À des angles d'élévation solaire relativement bas ( <25⁰), les SC peuvent être générés. Cette plage d'angles d'élévation correspond à la fin de l'automne, hiver et au début du printemps. Ceci fournit une bonne explication de la dépendance saisonnière dans l'occurrence de SC, qui a été établi dans un article précédent (Koval et al. 2017). Les chercheurs pensent que ce travail de modélisation, qui a aussi un caractère éclaircissant, est nécessaire pour mieux comprendre l'effet de focalisation encore peu connu des communautés de scientifiques solaires et ionosphériques.
