Метрологические основы магнитных наблюдений Сибири и Дальнего Востока. Сборник докладов школы-семинара

Российская Академия наук Дальневосточное отделение Институт космофизических исследований и распространения радиоволн

МЕТРОЛОГИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ МАГНИТНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ СИБИРИ И ДАЛЬНЕГО ВОСТОКА Сборник докладов школы-семинара с. Паратунка Камчатской обл. 11-16 августа 2003 года

Петропавловск-Камчатский 2003

1

УДК 550.385 М54

М54

Метрологические основы магнитных наблюдений Сибири и Дальнего Востока. Сборник докладов школы-семинара, с. Паратунка Камчатской обл., 11–16 авг. 2003г. ПетропавловскКамчатский: ИКИР ДВО РАН, 2003. – 103 с. ISBN 5-7442-1354-6. Представленные в сборнике доклады отражают вопросы состояния магнитных наблюдений в обсерваториях России, основные направления развития технологии получения магнитных данных, их обработки, архивирования и использования при решении фундаментальных и прикладных проблем. Ключевые слова: магнитные измерения, геомагнитное поле, электромагнитное поле, магнитосфера, геофизика.

Ответственный редактор Б.М. Шевцов, д-р физ.-матем. наук

Сборник издан по решению Ученого совета Института космофизических исследований и распространения радиоволн ДВО РАН и Оргкомитета школы-семинара. Работа школы-семинара осуществлялась при финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных исследований по гранту №03-05-74047 и по гранту Дальневосточного отделения РАН № 03-3-Д-02-019.

ISBN 5-7442-1354-6

© ИКИР ДВО РАН, 2003

2

ПРЕДИСЛОВИЕ Задачи школы – семинара состояли в оценке ситуации по геомагнитным измерениям на обсерваториях Сибири и Дальнего Востока, в выработке предложений по повышению качества наблюдений при минимальных затратах и в информировании участников семинара об основных направлениях развития технологии получения данных, их обработки, архивирования и использования при решении фундаментальных и прикладных проблем. Регулярные геомагнитные наблюдения проводятся c целью решения широкого круга задач физики Земли и солнечно-земных связей, радиофизики и экологии, геологии и геологоразведки. Данные повышенной точности от наземной сети магнитных обсерваторий необходимы для привязки спутниковых магнитных измерений. Главным потребителем информации о состоянии геомагнитного поля Земли остается Российская академия наук, - поэтому значительная часть сети магнитных обсерваторий находится в ее ведении. Велика роль РАН в организации этих наблюдений, поскольку она обеспечивает методическую поддержку и технологическое развитие новых измерительных приборов и систем обработки информации. Кроме того, большую заинтересованность в оперативных магнитных данных имеет Гидрометцентр России, в ведении которого также находится ряд обсерваторий. Естественно, непрерывный поток оперативной информации поддерживается круглосуточной работой сети магнитных обсерваторий, при этом определяющее значение имеет качество информации. Современный этап развития геомагнитных измерений характеризуется широким внедрением информационных технологий, цифровыми методами регистрации и накопления данных, резким сокращением времени доступа потребителей к информации, вплоть до выставления данных магнитных обсерваторий в сети Интернет в режиме реального времени. Все это переводит работу обсерваторий и их взаимодействие с потребителями информации на новый качественный уровень, открывая новые области применения геомагнитных данных, например, по проблеме снижения риска от природных и техногенных катастроф. Внедрение современных методов магнитных наблюдений в России идет крайне медленно, несмотря на большую потребность в данных, при отсутствии единых подходов и централизованного финансирования. В результате возникло прогрессирующее отставание cостояния наших магнитных обсерваторий от мирового уровня. Поэтому назрела необходимость обсудить накопившиеся проблемы в работе магнитных обсерваторий и наметить пути их дальнейшего развития. Оргкомитет

3

РЕЗУЛЬТАТЫ АНАЛИЗА ИНСТРУМЕНТАЛЬНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ НА ОБСЕРВАТОРИИ «ПАРАТУНКА» ЗА 1968-2002 ГГ.

В . П . Н а з а р е ц (ИКИР ДВО РАН) Геомагнитная обсерватория «Паратунка» функционирует с августа 1967г., когда группа сотрудников СибИЗМИРАН (З.А.Федченко, Ю.Матковский, В.П.Назарец) установили в павильонах аппаратурный комплекс для измерений элементов геомагнитного поля: склонения D, горизонтальной H и вертикальной Z – составляющих, и полной напряженности поля T. Регистрация вариаций элементов геомагнитного поля ведется на двух сериях вариометров системы В.Н. Боброва: одна – с ценой деления около 2 нТл/мм (для всех компонент), другая – 10 нТл/мм. Вариометр, регистрирующий вариации полной напряженности поля T (с ценой деления 2 нТл/мм), установлен только на одной серии. Регистрация вариаций велась методом фотозаписи. Регулярные измерения абсолютных значений элементов геомагнитного поля ведутся с июня 1968г. Наблюдения склонения D и горизонтальной компоненты H проводились на кварцевых магнитометрах (QHM) по схеме, общепринятой на магнитных обсерваториях [3]. Мирой при измерении склонения служит труба на жилом доме, азимут которой определен геодезистами. Измерения абсолютных значений полной напряженности геомагнитного поля T осуществлялись сначала на протонном магнитометре, затем с 1971г. – на квантовом магнитометре (БТМ). Абсолютные значения вертикальной составляющей геомагнитного поля Z вычислялись из наблюденных значений T и H. Смещения пунктов наблюдений за время работы обсерватории не было. Сверка поправок QHM(ов) с уровнем приборов центральной обсерватории (ИЗМИРАН) раньше (до 90-х годов) проводилась регулярно. По результатам сверок, проводившихся экспедициями СибИЗМИР в 1974 г. и 1985 г., была зарегистрирована идентичность показаний абсолютной величины полной напряженности поля T на нашем квантовом магнитометре с контрольным ПМ-5. Кроме того, в нашу обсерваторию раньше (до 90-х годов) часто приезжали сверять свои приборы экспедиции, проводившие аэро- и морские магнитные съемки в акваториях Камчатки. При этом сверялись показания и наших приборов. Надо отметить, что кварцевые магнитометры системы В.Н.Боброва с момента установки по настоящее время сохраняют высокую стабильность. Наличие двух серий вариометров, синхронно записывающих вариации

4

РЕЗУЛЬТАТЫ АНАЛИЗА ИНСТРУМЕНТАЛЬНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ НА ОБСЕРВАТОРИИ «ПАРАТУНКА» ЗА 1968-2002 ГГ.

В . П . Н а з а р е ц (ИКИР ДВО РАН) Геомагнитная обсерватория «Паратунка» функционирует с августа 1967г., когда группа сотрудников СибИЗМИРАН (З.А.Федченко, Ю.Матковский, В.П.Назарец) установили в павильонах аппаратурный комплекс для измерений элементов геомагнитного поля: склонения D, горизонтальной H и вертикальной Z – составляющих, и полной напряженности поля T. Регистрация вариаций элементов геомагнитного поля ведется на двух сериях вариометров системы В.Н. Боброва: одна – с ценой деления около 2 нТл/мм (для всех компонент), другая – 10 нТл/мм. Вариометр, регистрирующий вариации полной напряженности поля T (с ценой деления 2 нТл/мм), установлен только на одной серии. Регистрация вариаций велась методом фотозаписи. Регулярные измерения абсолютных значений элементов геомагнитного поля ведутся с июня 1968г. Наблюдения склонения D и горизонтальной компоненты H проводились на кварцевых магнитометрах (QHM) по схеме, общепринятой на магнитных обсерваториях [3]. Мирой при измерении склонения служит труба на жилом доме, азимут которой определен геодезистами. Измерения абсолютных значений полной напряженности геомагнитного поля T осуществлялись сначала на протонном магнитометре, затем с 1971г. – на квантовом магнитометре (БТМ). Абсолютные значения вертикальной составляющей геомагнитного поля Z вычислялись из наблюденных значений T и H. Смещения пунктов наблюдений за время работы обсерватории не было. Сверка поправок QHM(ов) с уровнем приборов центральной обсерватории (ИЗМИРАН) раньше (до 90-х годов) проводилась регулярно. По результатам сверок, проводившихся экспедициями СибИЗМИР в 1974 г. и 1985 г., была зарегистрирована идентичность показаний абсолютной величины полной напряженности поля T на нашем квантовом магнитометре с контрольным ПМ-5. Кроме того, в нашу обсерваторию раньше (до 90-х годов) часто приезжали сверять свои приборы экспедиции, проводившие аэро- и морские магнитные съемки в акваториях Камчатки. При этом сверялись показания и наших приборов. Надо отметить, что кварцевые магнитометры системы В.Н.Боброва с момента установки по настоящее время сохраняют высокую стабильность. Наличие двух серий вариометров, синхронно записывающих вариации геомагнитных элементов на двух независимых регистрирующих установках,

5

позволяет осуществлять контроль уровней вариометров, контроль за надежностью полученных результатов измерений геомагнитных компонент [1]. Итак, на нашей обсерватории выполняется полный комплекс геомагнитных наблюдений и их обработка по стандартным программам для геомагнитных обсерваторий [2]. Частично процесс обработки геомагнитных наблюдений автоматизирован – расчет среднемесячных и далее среднегодовых значений геомагнитных элементов производится по программе на компьютере. Не автоматизирован самый трудоемкий процесс – оцифровка магнитограмм. Эту проблему можно решить переходом на цифровую вариационную станцию. В настоящее время созрела необходимость обновления аппаратурного комплекса обсерватории, применение новых современных методов обработки. По результатам обработки обсерваторских наблюдений информацию о геомагнитной активности за предыдущие 24 часа ежедневно передаем в прогностические центры; ежемесячную сводку о геомагнитной активности отправляем в ИЗМИРАН и МЦД Б2; данные о среднегодовых значениях компонент геомагнитного поля публикуются в «Сводные таблицы среднегодовых значений элементов геомагнитного поля на мировой сети магнитных обсерваторий». Среднегодовые значения геомагнитных элементов выводятся на основе обсерваторских данных ежечасных абсолютных величин геомагнитных компонент: склонения D, горизонтальной H и вертикальной Z – составляющих и полной напряженности поля T. Вековой ход рассматривался как изменение величин геомагнитных элементов от года к году [4]. Графики среднегодовых значений геомагнитных элементов: склонения D, горизонтальной H и вертикальной Z – составляющих и полной напряженности поля T, полученные на обсерватории Паратунка за период с 1968 по 2002гг. (рис. 1,2), показывают, что магнитное поле Земли на обсерватории Паратунка за прошедшие 35 лет претерпело значительные изменения. Но представленный временной ряд данных наблюдений геомагнитного поля даже сейчас не позволяет уверенно решить вопрос о периодичности явления. Можно только констатировать, что наибольшие изменения за рассматриваемый период претерпела вертикальная составляющая Z и величина полной напряженности поля T.

6

Z, нТл

T, нТл

46600

51300

46500

51200

46400

51100

46300

51000

T

46200

50900

46100

50800

46000 Z

45900

50700

2002

2000

1998

1996

1994

1992

1990

1988

1986

1984

1982

1980

1978

1976

1974

1972

1970

50600 1968

45800

Рис.1 Вековые вариации Z-компоненты и полной напряженности геомагнитного поля T

D, мин.

-370.0

H, нТл

22200

H

22100

-360.0

22000 -350.0

21900 21800

-340.0

21700

-330.0

21600

D

-320.0

21500

-310.0 2002

2000

1998

1996

1994

1992

1990

1988

1986

1984

1982

1980

1978

1976

1974

1972

1970

1968

21400

Рис.2 Вековые вариации геомагнитных элементов H и D

Как показывает график (рис.1) изменения в Z –компоненте происходили следующим образом – в начале рассматриваемого временного интервала величина Z, имевшая в 1968 году значение 45981 нТл, уменьшалась со скоростью порядка 20 нТл в год. Затем скорость уменьшения величины Z замедлилась. С 1976 по 1983гг. изменения величины Z были незначительны, после этого началось увеличение вертикальной компоненты с возрастающей скоростью. В 1994 г. вековой ход вертикальной компоненты достиг 43 нТл в год.

7

В последующие годы скорость изменения компоненты Z оставалась примерно такой же. Общее увеличение вертикальной компоненты Z с 1980 по 2002 гг. составило 656 нТл. В настоящее время продолжается рост величины Z-составляющей геомагнитного поля, но можно предположить, что отмеченная тенденция в ближайшие года изменится – на это указывает вековой ход горизонтальной компоненты (рис.2) – величина H достигла своего минимума в 1998-2000 гг. и с 2001 г. наблюдается увеличение H. Амплитуда изменения H составила 340 нТл. Западное склонение на нашей обсерватории (рис.2) достигло максимума в 1998-2000 гг. и с 2001 г. наблюдается тенденция уменьшения западного склонения. Общая амплитуда изменения склонения около 1о. Величина полной напряженности магнитного поля T (рис.1) в начале рассматриваемого временного интервала уменьшалась от величины 51014 нТл в 1968 г. со скоростью около 20 нТл в год. Затем скорость уменьшения величины T замедлилась. С 1976 по 1987 гг. изменения величины T были незначительны, после этого началось увеличение полной напряженности поля с возрастающей скоростью. В 1997 г. вековой ход T достиг 35 нТл в год. В последующие годы скорость роста величины T оставалась, примерно, такой же. Общее увеличение T с 1985 до 2002 гг. составило 444 нТл. В настоящее время продолжается рост величины полной напряженности поля. Таковы, в общих чертах, вековые вариации геомагнитного поля на обсерватории Паратунка за последние 35 лет. Хотя вековые вариации геомагнитного поля известны уже давно, тем не менее обуславливающие их причины до сих пор полностью не ясны. Представленная информация об эволюции геомагнитного поля на обсерватории Паратунка за последние 35 лет может быть использована при исследовании природы вековых вариаций геомагнитного поля и других геофизических явлений, связанных с внутренним магнитным полем Земли. Изложенные результаты – это, конечно, не только мой труд, а всего коллектива геомагнитной обсерватории и многолетнего труда лаборантов группы геомагнитных наблюдений: Карнауховой А.И., Калошиной Т.М., Райкевич А.Ф. 1. 2. 3. 4.

Литература Белоусова М.А. Контроль материалов магнитных наблюдений по данным одной обсерватории. М.: ИЗМИРАН. 1962. Кайнара Л.Н. Обработка материалов магнитных наблюдений по данным одной обсерватории. М.: ИЗМИРАН. 1977. Мансурова Л.Г. Кварцевый Н-магнитометр // Труды НИИ земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн. М.: Гидрометеоиздат. 1957. Яновский Б.М. Земной магнетизм. Л.: Ленинградский университет. 1978.

8

СПЕЦИАЛИЗИРОВАННЫЙ ПРОГРАММНО-АППАРАТНЫЙ КОМПЛЕКС ГЕОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ПАРАТУНКА.

С . Э . С м и р н о в (ИКИР ДВО РАН) Специализированный программно-аппаратный комплекс (СПАК) предназначен для решения широкого круга задач, в частности: 1. для исследования влияния солнечной активности на процессы в верхней и нижней атмосфере и их связи с геодинамикой земной коры в Камчатском регионе; 2. решения задачи выделения краткосрочных и оперативных электромагнитных предвестников землетрясений. В основе СПАК лежит комплексный подход к обработке по проводимым наблюдениям: • Вариация геомагнитного поля (H, D, Z –компоненты магнитного поля); • Вертикальной составляющей электрического поля в приземном слое (“Поле-2” либо “Градиент”); • Уровня поглощения космического радиошума на частотах 32 МГц (РФ32Р); • Низкочастотных баровариаций в атмосфере (МБ-11); • Электропроводности приземного слоя атмосферы с помощью установки “Электропроводность – 2”; • Волновых возмущений в атмосфере в диапазоне частот 0,003-0,5 Гц (микробарограф К-304); • Эманации подпочвенного радона; • Регистрации метеопараметров. СПАК способен решать следующие задачи: • Сбор и обработка данных с 16-канального АЦП (L-card) с интервалом опроса от 1 секунды и более. • Удалённый мониторинг реального времени получаемых АЦП данных из других компьютеров локальной вычислительной сети (ЛВС). • Организация потоков получаемых данных для дальнейшей обработки и архивации. • Автоматическая генерация выборок по заданному интервалу усреднения и пересылка данных по электронной почте (протокол POP3). • Автоматическая обработка получаемых по электронной почте данных (протокол SMTP). Схема подключения датчиков к компьютеру “Go” изображена на рис.1.

9

Рис. 1 Схема подключения датчиков на компьютер с аналого-цифровым преобразователем (АЦП).

Информационными компонентами системы являются: “Crlpc” – станция измерений вариаций магнитного поля Земли (Communications Research Laboratory, Japan); “Go” – станция измерений геофизической обсерватории Паратунка; “S-Work” – автоматизированное рабочее место эксперта; “fserver” – файл-сервер локальной вычислительной сети; “www” – Интернет-сервер (рис.2). Комплекс включает набор сервисных программ: 1. Программа оперативного обмена сообщениями. 2. Программы оповещения в случае сбоев работы каждого вида измерений. 3. Программы контроля корректности измерений для каждого вида измерений. 4. Программы выборки данных для каждого вида измерений. 5. Программы визуального представления данных. 6. Программа коррекции измеренных данных (скачки, тренды). 7. Программа коррекции временных сдвигов.

10

hub “crlpc”

“Go” 200 m

hub “S-Work”

“fserver”

Internet “www” Рис. 2 Фрагмент локальной вычислительной сети ИКИР ДВО РАН

В комплексе ведется мониторинг состояния погоды по цифровой метеостанции. В архив записываются каждые 10 минут метеопараметры: • Температура воздуха • Влажность воздуха • Давление (air pressure) • Атмосферные осадки (в мм) • Скорость ветра • Направление ветра Публикация данных вариационного магнитометра CRL в реальном времени в Интернете осуществляется простым монтированием каталога с данными на ftp-сервер ИКИР (ftp.ikir.kamchatka.ru):

11

mount –t smbfs … //crlpc/Data /var/ftp/pub/crl Метки времени в файлах данных измерений берутся с часов компьютера. Поэтому в компьютере ”crl” установлен NTP-сервер. На рабочих станциях каждые 10 минут происходит синхронизация с NTPсервером. Файлы отчетов (log-files). На АРМ разработчика ежедневно формируются файлы отчетов работы комплекса: Отчет перевода первичного файла измерений в файлы архива данных; Отчеты пересылки данных по e-mail. Наличие в комплексе самостоятельной программы отправки сообщений по e-mail по протоколу SMTP и наличие шлюза e-mail -> SMS (GSM телефонов) позволяет получать отчеты в виде SMS-сообщений на мобильный телефон. В комплексе функционирует специальная программа, которая проверяет корректность записи измерений каждые 5 минут. В случае остановки измерений генерируется сообщение оператору. Используя шлюз email -> SMS, разработчик получает сообщения о сбоях в работе на GSM телефон. Система в таком виде эксплуатируется с ноября 1996 года, регистрируя геофизические поля с интервалом 2 секунды по 12 информационным каналам, и показала себя надёжной и устойчивой. Комплекс легко масштабируется. Еженедельно, используя полученные данные, делается заключение о сейсмической опасности. ОПЫТ НАБЛЮДЕНИЙ И ЦИФРОВОЙ ОБРАБОТКИ ДАННЫХ ИРКУТСКОЙ МАГНИТНОЙ ОБСЕРВАТОРИИ

С . А . Н е ч а е в (ИСЗФ СО РАН) Иркутская магнитная обсерватория (ИМО) с 1993 г. производит модернизацию своего технического парка с переходом на современные цифровые технологии обработки данных. Для измерения склонения D и вертикальной компоненты Z были изготовлены феррозондовый деклинометр на базе немагнитного теодолита ТТ-5 и колечная установка с протонным магнитометром. В 1996 г. запущена цифровая магнитовариационная станция «Кварц-3М» разработки Бурцева-Белова и создана дублирующая станция НВС. Компьютерная техника обеспечила прием, накопление, обработку и отправку данных по модемной связи с обсерватории в институт. Программное обеспечение создано В. В. Харченко. В результате этой работы ИМО (международный индекс IRT) с 1998 г. вошла в состав мировой сети цифровых обсерваторий INTERMAGNET. Обсерватория производит наблюдения склонения феррозондовыми деклинометрами FD с ценой деления кругов теодолитов 30 угловых секунд и

12

деклинометрами / инклинометрами THEO-010A и LEMI-203 с ценой деления 1 с. При первом взгляде на цифры разрешающей способности этих теодолитов появляется ожидание повышения на порядок точности измерений склонения односекундными деклинометрами. Реальные измерения дают иные результаты. На графике наблюдений Dо приведены базисные значения вариометров двух цифровых станций. Наблюдения Do Иркутск 2003 г.

-132 -133 -134 -135 -136 -137 -138 -139 1

3

5

7

9

11 Kv_FD

13

15

NVS_FD

17

19 Kv_FDI

21

23

25

27

29

31

NVS_FDI

Первые 14 дней наблюдения проводились «грубыми» деклинометрами, а последующие – точным деклинометром FD/I. Средние значения Do, измеренные разными приборами, совпадают для обеих станций до десятой доли угловой минуты, т.е. в измерениях нет систематической приборной ошибки. Дисперсия наблюдений оказалась также одного порядка. Погрешность каждого измерения склонения складывается из погрешностей определения положения на круге магнитного и географического меридианов. Основная часть первой погрешности связана с неточной нивелировкой феррозонда, закрепленного на оптической трубе теодолита: ΔD ≈ (Z/H)sin α, где α – угол наклона магнитной оси к горизонту. Для измерений склонения с погрешностью 0.1 угловой минуты необходимо сохранять нивелировку магнитной оси феррозонда в пределах 2-3 секунд после поворотов его в новые положения для компенсации ошибок измерения. Такие высокие требования можно реализовать только при размещении деклинометра на стабильном постаменте и при отсутствии люфтов в подвижных соединениях теодолита. Вторым источником разброса данных являются погрешности наведения на миру. Требования к взаимной стабильности положения миры и точки наблюдения зависят от расстояния между ними, а точность наведения – от исполнения мишени миры. ИМО имеет наблюдательные деревянные столбы и миру в виде стальной трубы на малом расстоянии от абсолютного павильона (около 100 м). Отклонение миры при воздействии внешней среды или смещение деклинометра всего на 3 мм соответствует ошибке ± 0.1 мин. Реальная погрешность наведения и отсчетов положения миры находится в

13

пределах 0.3 мин. Компонентные измерения обычно производятся колечной установкой с протонным магнитометром и с помощью феррозондового инклинометра. На колечной установке применяются два способа измерений: метод компенсации горизонтальной компоненты H и метод дополнительного поля. Измерение наклонения I феррозондовым инклинометром позволяет рассчитать H и Z с погрешностью: ΔH = cosI·ΔF + FsinI·ΔI, ΔZ = sinI·ΔF + FcosI·ΔI. Из графиков абсолютных наблюдений разными инструментами видно, что разброс значений Hо и Zо находится в пределах 5 нТл, а средние значения совпадают до десятых долей нанотеслы. Практика показывает, что любой вариант наблюдений не дает заметных преимуществ по качеству измерений, т.к. сохраняется основная погрешность, связанная с неточностью нивелировки магнитных осей инструментов: ΔZ ≈ Hsinα и ΔH≈ Zsinα. Можно лишь отметить, что наблюдения на колечной установке проще и реже допускаются ошибки. Расчеты возможных инструментальных погрешностей показывают, что точность измерений Н и Z должна быть в пределах 1-2 нТл, склонения D – в пределах 0.4 мин. Следовательно, остальная часть разброса базисных значений относится к погрешностям регистрации вариаций геомагнитного поля и к неточной временной привязке моментов абсолютных наблюдений к данным цифровых вариационных станций.

Наблюдения Но Иркутск 2003 19000 18995 18990 18985 15.2

20.2

25.2

2.3

7.3

КУ1

12.3

КУ2

14

17.3

FD/I

22.3

27.3

1.4

Наблюдения Zo Иркутск 2003 57249 57247 57245 57243 57241 57239 57237 57235 15.2

20.2

25.2

2.3

7.3 12.3 17.3 КУ1 КУ2 FD/I

22.3

27.3

1.4

Две цифровые станции на базе кварцевых магнитостатических датчиков с фотопреобразователями имеют амплитудный диапазон ±1000 нТл при разрешающей способности 0.1 нТл и долговременной стабильности 2 нТл/год. Кварцевые датчики Боброва традиционно выпускались для установки их по магнитному меридиану с регистрацией D и H. При введении глубокой обратной связи по магнитному полю чувствительный магнит датчиков почти не отклоняется от исходного направления. В этом случае для датчиков цифровых станций следует в программу обработки данных вводить уточняющий пересчет исходных регистрируемых вариаций δDv и δHv по формулам: D = Do + (360·60/2π)·arctg[δDv/(Ho + δHv)], Н = [(Ho+δHv)2 + δD2v]1/2, где D и Do выражены в угловых минутах, а δDv и остальные элементы – в нанотеслах. В зависимости от векового хода склонения блок датчиков необходимо переустанавливать по новому положению магнитного меридиана через 5-8 лет. Установка датчиков по географическому меридиану для регистрации компонент X и Y устраняет эти недостатки. Линию географического меридиана на постаменте вариационного павильона можно определить геодезическим методом или по известному углу магнитного склонения.

15

Разность Kv-NVS Иркутск 20.01.03 2 1 0 -1 -2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 dD

dH

dZ

Представление о шумах вариационных станций можно получить сравнением их минутных данных в магнитоспокойный день. Из графика следует, что наибольшей амплитудой шумов сложного спектра обладают Zдатчики (до 1 нТл). Эти микровариации в иные дни уменьшаются до 0.2 нТл и не зависят от возмущенности геомагнитного поля.

Сравнение методов фильтрации 19-20 мая 2003 40 20 0 -20 -40 0

4

9

14

18

23

dH

4

8

13

18

23

dD

Существенное значение при регистрации иррегулярных возмущений имеет метод создания минутных значений вариаций поля из секундных данных. Обычно применяются цифровые фильтры с весовыми коэффициентами или берется среднее значение за 60 с. На сравнительном графике представлены разности минутных данных магнитной бури, полученных путем применения двух названных методов цифровой фильтрации. Расхождение между минутными данными может достигать нескольких десятков нанотесл в зависимости от активности нерегулярных

16

флуктуаций поля DS. Если абсолютные наблюдения по времени совпали с периодом повышенной магнитной активности, то будет внесена существенная дополнительная ошибка в определении базисных значений элементов. Такие наблюдения нужно удалять из обработки или обеспечивать жесткую привязку моментов отсчетов к секундным данным цифровых вариационных станций, введя на обсерватории службу единого точного времени (например, на основе спутниковой глобальной системы GPS). Программное обеспечение системы сбора и обработки данных условно можно разбить на три блока. Первый блок, выполняющий функции управления, накопления и первичной обработки цифровых данных, должен обладать повышенной надежностью от сбоев и зависаний для предотвращения необратимой утраты исходной информации. Второй блок состоит из программ подготовки данных с использованием констант вариометров, вычисления модуля поля F, формирования суточного файла в текстовом формате, сравнения данных цифровых станций с данными абсолютных наблюдений, передачи по сетям ежедневной информации (объемом около 50 КБ). Сервисный блок обеспечивает визуальный просмотр вариаций, редакцию сбойных участков, вычисление К-индексов, среднечасовых и среднемесячных значений, переформатирование файлов, создание квартальных и годовых архивных материалов. Архив обсерватории состоит из дисков CD-RW с данными и графического материала результатов обработки и анализа наблюдений. Внедрение в практику работы распределенной по павильонам непрерывно работающей дорогостоящей электронной техники потребовало от обсерватории обязательного решения вопросов грозозащиты. Эту проблему желательно решать путем применения оптоволоконных кабелей и аккумуляторного электропитания всех устройств цифровых станций. В заключение следует подчеркнуть метрологическую особенность геомагнитных измерений, при которых приборные постаменты, павильоны, мира и территория обсерватории фактически являются частью измерительного комплекса и ненадлежащее их состояние может существенно снизить точность самых совершенных магнитометров. Достоверность наблюдений и отсутствие потерь данных обеспечивается дублирующим комплектом инструментов и программным обеспечением контроля данных. Это позволило нам уверенно определять базисные уровни вариометров с погрешностью 0.4 нТл и практически обойтись без потерь данных в течение последних десяти лет. Участие в сети INTERMAGNET обязывает совершенствовать работу обсерватории для достижения мировых стандартов геомагнитных измерений.

17

АБСОЛЮТНЫЕ МАГНИТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ НА ГЕОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ "КЛЮЧИ", НОВОСИБИРСК: 1966-2003 ГГ.

С . Ю . Х о м у т о в , О . И . Ф е д о т о в а (Алтае-Саянская опытнометодическая сейсмологическая экспедиция СО РАН) Введение Одной из главных задач магнитных обсерваторий является предоставление однородных и высокоточных (в абсолютном смысле) данных о магнитном поле Земли за максимально продолжительный интервал времени. Традиционная схема проведения магнитных наблюдений – это непрерывная регистрация изменений поля с помощью вариометров и периодические абсолютные измерения (Паркинсон, 1986; Jankowski & Sucksdorff, 1996). Эта же схема принята в качестве стандарта для сети магнитных обсерваторий Интермагнет (INTERMAGNET Manual, 1999). Абсолютные измерения занимают особое место и их роль становится все более значимой. Обзор аппаратуры Новосибирская комплексная магнитно-ионосферная станция "Ключи" (КМИС) была организована по Постановлению Бюро Президиума АН СССР от 20/26 апреля 1962г. В 1964г. первая очередь строительства КМИС (в настоящее время – Геофизическая обсерватория) в районе пос.Ключи в 10 км от Академгородка была завершена. Для проведения магнитных измерений на удалении около 400 м от основного здания станции были построены три павильона – вариационный (кирпичный), абсолютный (деревянный) и технический. Магнитовариационная аппаратура – это три серии датчиков Боброва (основная серия используется до настоящего времени). С мая 2003 г. был установлен феррозондовый трехкомпонентный магнитометр LEMI-008 (Львов), который в настоящее время работает в тестовом режиме. Спектр приборов для абсолютных измерений значительно более широкий - сводная информация об основных приборах представлена в таблице. Из-за проблем с архивами сводка для 60-х и 70-х годов недостаточно полная. Деклинометры и QHM – это стандартные магнитометры (ИЗМИРАН), АКМ - протонный магнитометр ИФЗ с датчиком собственной разработки, DI-flux – DI-магнитометры на базе немагнитных теодолитов Theo 020A, ТТ5 и 3Т2КП (размагничивание ТТ5 и 3Т2КП выполнено силами обсерватории) и феррозондовых датчиков собственной разработки), POS-1 – оверхаузеровский магнитометр (Екатеринбург). После кражи в июле 2001 г. основного деклинометра и QH-магнитометра определения базисных значений выполняются только протонным и DIмагнитометрами. Прибор

№

С

18

Период использования

N

Деклинометр

1925

D

24.03.1976 – 04.07.2001

1637

Деклинометр (QHM)

1748

D

24.03.1976 – 13.11.2001

1106

Деклинометр (QHM)

1700

D

13.09.1978 – 13.11.2001

734

Деклинометр (QHM)

175

D

19.02.1986 – 24.02.1987

30

DI-flux (ТТ5)

D

06.07.1990 – 22.03.1995

146

DI-flux (Theo 020)

D

19.02.1991 – наст. время 1618

DI-flux (3Т2КП)

150

D

23.11.1998 – наст. время 432

DI-flux (3Т2КП)

152

D

23.11.1998 – наст. время 454

QHM

175

H

19.02.1986 – 24.02.1987

33

QHM

1921

H

17.03.1966 – 04.07.2001

1038

QHM

1700

H

11.11.1977 – 10.10.2001

732

QHM

1748

H

17.03.1966 – 10.10.2001

1057

Z

28.03.1975 – 13.10.1998

871

F

16.03.1966 – 09.12.1966

43

Протонный АКМ

F

19.02.1986 – наст. время 1494

POS-1

F

12.05.2003 – наст. время 146

Протонный (кольца) Протонный

1

Результаты Результаты абсолютных измерений с 1966 г. сведены в таблицы СУБД FoxPro и содержат информацию о дате и времени индивидуальных наблюдений, используемом приборе, магнитологе, абсолютных и базисных значениях и соответствующих вариациях поля. Общее количество данных (по июль 2003 г.): для D0 – 6255, для H0 – 4195, для Z0 – 4819, для F0 – 2943. Результаты определения базисных значений (исходные данные, все инструменты) представлены на рисунке. Скачки, связанные со смещениями положения бликов датчиков Боброва из-за естественных вековых вариаций поля, по возможности исключены. Отметим следующие особенности представленных данных:

19

1) для склонения D общий разброс исходных измеренных базисных значений превышает 2′. Среднее значение стандартного отклонения по одной серии (обычно 2-4 измерения) для всех приборов лежит в пределах ±(0.2-0.3)′. Остаточная погрешность имеет смысл систематической и включает две составляющих – инструментальные разности (достигают 0.7′) и медленные вариации, преимущественно сезонного характера, с амплитудой до 0.5′ и минимумом в августе-сентябре;

F 0 -59000, nT

380

360

340

320

H 0 -16000, nT

800

780

760 30

D 0 -8 0 , min

28 26 24 22 1965

1970

1975

1980

1985

1990

1995

2000

2005

Базисные значения (исходные), полученные на обсерватории "Ключи" 1. для горизонтальной составляющей H (прямые приборные измерения) общий разброс данных обусловлен ошибкой определения базисного значения по серии (около 2-3 нТл), инструментальными разностями (до 5 нТл) и хорошо выраженной сезонной вариацией с амплитудой (3-4) нТл. С

20

переходом на косвенные определения H0 по DI- и F-измерениям, разброс значений уменьшился в 2-3 раза; 2. для полной напряженности F характерен сильный линейный тренд (около 3 нТл/год) и незначительная сезонная вариация. Характерная особенность графика – скачки в базисных значениях с июля 1993 г., что связано с реконструкцией основного столба в абсолютном павильоне и установкой компонентного магнитометра стационарно на вспомогательном постаменте. Результаты с использованием датчика POS-1 не показательны в силу короткого периода его эксплуатации. Наличие на обсерватории трех DI-магнитометров и их постоянная взаимная калибровка позволило в августе 2001 г. с помощью прибора №150 провести абсолютные измерения склонения и наклонения на обсерватории "Подкаменная Тунгуска" (Красноярский край), а феврале и мае 2003 г. – на обсерватории "Арти" (г. Екатеринбург). Кроме того, в 2000-2001 гг. с помощью этого же магнитометра в районе г. Сургута были выполнены измерения D и I вдоль профилей протяженностью 400-500 м и расстоянием между пунктами 25-30 м. Измерения выполнялись с немагнитного штатива на песчаных и болотистых грунтах. Погрешность измерения – около 1.0′ и 0.3′, соответственно для D и I. Заключение Магнитные измерения в режиме мониторинга на Геофизической обсерватории "Ключи" (Новосибирск) ведутся более 35 лет. Основой для стабильных и метрологически обоснованных результатов являются регулярные абсолютные наблюдения. В настоящее время имеющиеся данные скомпилированы в таблицы СУБД FoxPro, что позволяет выполнить их анализ. Предварительные результаты, представленные в настоящем докладе, показывают наличие в базисных значениях особенностей, таких как систематические инструментальные разности и сезонные вариации, которые требуют дальнейшего изучения. Ожидается, что результаты будут полезны при переходе Обсерватории на новую цифровую аппаратуру. Литература 1. 2. 3.

INTERMAGNET Technical Reference Manual (version 4.0), 1999, 82 p. Jankowski J., Sucksdorff C. IAGA Guide for magnetic measurements and observatory practice. Warsaw, 1996, 235 p. Паркинсон У. Введение в геомагнетизм. М.: Мир, 1986, 527 с.

21

АБСОЛЮТНЫЙ ОВЕРХАУЗЕРОВСКИЙ МАГНИТОМЕТР POS-1 И ОПЫТ ЕГО ПРИМЕНЕНИЯ НА МАГНИТНЫХ ОБСЕРВАТОРИЯХ

В.А Сапунов, А.Ю. Денисов, Д.В. Савельев1, С.Ю Хомутов2, О.А..Кусонский, Ю.К. Доломанский3, J.L. Rasson3 1 Лаборатория Квантовой Магнитометрии УГТУ-УПИ, г. Екатеринбург 2 Институт Геофизики СО РАН, Магнитная Обсерватория «Ключи», г. Новосибирск 3 Институт Геофизики УрО РАН, Магнитная Обсерватория «Арти», г. Екатеринбург 4 Institut Royal Meteorologique Centre de Physique du Globe, Оbservatoir Dourbes, Belgique

Аннотация Представлен абсолютный протонный магнитометр POS-1, основанный на эффекте Оверхаузера. Прибор предназначен для геологоразведочных наземных работ, магнитных обсерваторий и мер индукции слабого магнитного поля 1-го разряда. Технические параметры прибора соответствуют и превосходят по ряду параметров иностранные аналоги (диапазон измерений 20000-100000 нТл, абсолютная погрешность ±0,5 нТл, чувствительность 0,01-0,05 нТл при цикле измерений 3-1 секунда). Представлен организационный и технический опыт внедрения в ряде отечественных и иностранных геологоразведочных и научных организациях. Обсуждается необходимость восстановления или создания новой меры магнитного поля при одной из магнитных обсерваторий Урало-сибирского и Дальневосточного региона. Оверхаузеровский магнитометр POS-1 Лаборатория квантовой магнитометрии УГТУ-УПИ, длительное время разрабатывающая высокоточные геомагнитометры для различных видов магниторазведки [1], с 1987г. производит, как мало серийное научное оборудование, магнитометры на основе технологии процессорных Оверхаузеровских датчиков POS (Processor Overhauser Sensor), в частности, POS-1, который предназначен для наземных геологоразведочных работ, магнитных обсерваторий, систем сейсмического и вулканического мониторинга, а также мер индукции слабого магнитного поля 1-го разряда [2]. Внешний вид обсерваторского варианта прибора с гибким соединительным кабелем Оверхаузеровского датчика и блока электроники, а также геологоразведочный вариант с жесткой соединительной трубой и фиксатором положения Оверхаузеровского зонда OS-2 показаны на фотографии (рис.1). Технические параметры POS-1 представлены в таблице.

Технические параметры

22

Принцип действия:

Прецессионный ЯМР измеритель модуля магнитного поля на эффекте Оверхаузера с поляризацией постоянным и ВЧ-полем

Стабильность рабочего вещества 5 лет при 50°С, (раствор нитроксильного >10 лет при н.у. радикала в насыщенных углеводородах [3]) Диапазон измеряемых полей

20000-100000 нТл

Разрядность измерений

0,001 нТл

Чувствительность (СКО изм.) 3 сек. - 1 сек.

0,01 нТл 0,05 нТл

Абсолютная точность измерений ± 0,5 нТл (сертификация УГТУ-УПИ) Градиентоустойчивость

20000 нТ/м (СКО при максимальном градиенте 55 нТл)

Цикличность измерений

Пользователь может установить однократный или непрерывный режим измерения через порт RS232. Однократное измерение в течение 3 сек. Циклические измерения с периодом 1 сек.

Командные функции, посылаемые терминалом управления или компьютером

- установка времени и даты - выбор периода непрерывных измерений -начальная установка диапазона - пуск однократного измерения - пуск непрерывных измерений - стоп непрерывных измерений

Выходные данные

Трехжильный стандартный RS232 порт (бинарный или текстовый формат): время/дата измерения, величина магнитного поля пикоТл, сообщения ("большой шум", "мало питание", "большой градиент").

Аналоговый выход

Сигнал протонной прецессии Лармора.

Энергопотребление:

2.5 Вт максимум при 10-15 В, 0,05 Вт в режиме ожидания

Температурный диапазон

-30 / +60°С.

Ориентация датчика:

Оптимальная ориентация поля перпендикулярно оси датчика с допуском ±45°. Абсолютная погрешность при ±10°.

23

Рис. 1. Внешний вид процессорного Оверхаузеровского датчика POS-1

Архитектура магнитометров на основе POS-1 включает в себя собственно процессорный датчик POS-1, который измеряет геомагнитное поле, представляя информацию в обработанном цифровом виде по последовательному интерфейсу RS232, блок регистрации (специализированный или стандартный компьютер), включающий в себя программное обеспечение (интерфейс пользователя) и ряд периферийных устройств, которые также сопрягаются по стандартным цифровым каналам. Данная технология обеспечивает гибкое развитие магнитометрических систем и даже методик их применения, в частности, применение в наземных условиях технологии GPS, т.е. спутникового определения координат с возможностью жесткой синхронизации измерений. Для магнитных обсерваторий в качестве регистратора обычно используется стандартный компьютер, укомплектованный специализированным программным обеспечением VarStat (DOS версия) или POSManager (WIN 32). В качестве примера на рис.2 представлено главное окно POSManager . Данная программа исходно была создана для тестирования POS-1, но при использовании на обсерватории Арти, для регистрации вариаций геомагнитного поля, было предусмотрено ряд опций, которые соответствовали обсерваторским требованиям. В частности, POSmanager обеспечивает ежесуточное сохранение данных без остановки измерений с форматом данных, соответствующим обсерваторским требованиям, синхронизацию измерений по часам компьютера по началу минуты (секунды) и т.д. На рис.2 в окне графической визуализации представлен пример реальной записи 239 дня 2003 года (время UTC), масштаб графика 0,2 нТл/деление.

24

Рис. 2. Программное обеспечение POSManager для обсерваторского применения.

Контроль качества измерений по параметру QMC Современные протонные магнитометры обработку сигнала протонной прецессии осуществляют с помощью достаточно сложных статистических алгоритмов типа метода наименьших квадратов при регистрации длительности каждого периода протонного сигнала. Это позволяет заметно увеличить чувствительность измерений [4], а также обеспечить новые свойства аппаратуры. Процессорный Оверхаузеровский датчик обладает рядом таких свойств, которые отсутствуют в аналогичной аппаратуре (например, GSM-90 фирмы GEM System), в частности, в формат выходных данных входит параметр не имеющий аналогов, а именно QMC (Quality of Measurement Condition). На рис.2 рядом с текущим значением поля выведен этот параметр (+-0,009 нТл), который дает прогноз чувствительности (СКО) для единичного измерения. QMC основан на анализе шумовых свойств периодов сигнала прецессии и фактически соответствует СКО в стабильном магнитном поле. Рис. 3 демонстрирует запись вариаций градиентометром POS-2, с помощью которого исключили вариации поля и сопоставили СКО градиента, пересчитанного на один канал, и параметр QMC. Параметр QMC контролирует величину сигнала, уровень внешних помех, длительность сигнала и на основании расчета в предположении гауссового шума представляет прогноз чувствительности в единицах поля.

25

QMC=0.008 нТл

СКО=0,011 нТл

Рис. 3. Запись вариаций поля и градиента для демонстрации контроля чувствительности единичного измерения с помощью параметра QMC (обсерватория Арти, 1999г, цикл измерений 3 секунды).

В магнитометре POS-1 для исключения ошибочных показаний, которые могут быть вызваны одиночными импульсами, помехи, например, молнией или другими техногенными помехами, используется критерий NCE (Noise Criterion Estimation, на жаргоне «Отрубаловка»). Суть параметра NCE - сравнение максимальных отклонений длительностей текущих периодов от начального периода на некий заданный уровень (порядка 10%) и прекращение статистической внутрицикловой обработки периодов. Этот же прием обеспечивает высокую градиентоустойчивость измерений POS-1, т.е. при укорачивании сигнала протонной прецессии длительность измерения остается оптимальной для данного градиента, хотя, естественно, при срабатывании «Отрубаловки», чувствительность измерений ухудшается. Рис. 4 демонстрирует запись геомагнитных вариаций на обсерватории «Ключи» ИГФ СО РАН при прохождении грозового фронта. Интересно отметить, что ухудшение качества измерений практически не заметно по графику вариаций, но четко прослеживается по QMC, который представлен ниже графика вариаций.

26

Рис. 4. Регистрация грозового фронта по параметру QMC при записи вариаций поля.

Абсолютная погрешность измерений POS-1 Для многих абсолютных магнитометров, таких как протонные и Оверхаузеровские, гелиевые, щелочно-геливые и калиевые магнитометры с оптической ориентацией атомов, имеется утверждение, что они являются абсолютными измерителями, как основанные на мировых константах (гиромагнитном отношении протона и соответствующих спектроскопических константах). С одной стороны, это действительно так, но имеется ряд измерительных особенностей, как самой процедуры измерения частоты, так и свойств датчика, которые должны тщательно рассматриваться, для того чтобы обеспечить абсолютность измерений магнитометров на уровне долей нТл в диапазоне геомагнитного поля. Этим вопросам посвящено множество работ, и, в частности, для протонных Оверхаузеровских магнитометров, имеется несколько источников погрешностей на уровне 0,1-1 нТл [5].

27

Фактически, уклоняясь от обсуждения серьезных метрологических проблем, для обеспечения высокой абсолютной точности измерений необходимо придерживаться некой стандартной процедуры, основанной на наличии эталонов магнитного поля. В России источником единого измерительного стандарта является государственный эталон магнитного поля, по которому должны калиброваться вторичные эталонные магнитометры и меры магнитного поля. В рамках системы международной сети обсерваторий IAGA в качестве стандарта приняты протонные Оверхаузеровские магнитометры. В рамках последней методики была проведена эталонировка магнитометра POS-1 относительно магнитометра GSM-90. Калибровка производилась по проекту INTAS (CRENEGON - THE CREATION OF A RENEWED NETWORK OF BASIC GEOMAGNETIC OBSERVATORIES OF NIS COUNTRIES). Методика калибровки изложена в [6] и заключается в синхронной регистрации вариаций поля двумя магнитометрами с последующей переменой датчиков (метод сбивки – определение градиента и разности показаний). На рис. 5 представлен пример калибровочных записей пяти магнитометров POS-1 относительно GSM-90 Королевского института метеорологии (Бельгия).

Рис. 5. Калибровка POS-1 на обсерватории Арти относительно эталонного GSM90.

Пример, приведенный на рис. 5, не является качественной записью, т.к. было установлено, что необходимо выбирать место для «сбивки» магнитометров, которое помимо малости градиента должно обеспечивать стабильность градиента вне зависимости от скорости вариаций.

28

Соответствующая площадка была найдена при использовании геологоразведочного градиентометра POS-2 с полевым регистратором DLPOS вне территории обсерватории Арти, где калибровочные измерения показали, что датчики POS-1 способны обеспечивать точность лучше 0,1 нТл. Основное назначение абсолютных протонных Оверхаузеровских магнитометров в рамках обсерваторской практики – это составной элемент стандартной методики определения базовой линии для вариационных компонентных магнитометров, например, феррозондовых вариометров. По инициативе С.Ю. Хомутова (ИГФ СО РАН) были проведены исследования по определению базовой линии модуля поля, найденной по данным абсолютного магнитометра POS-1 и феррозондового компонентного магнитометра LEMI. (Рис.6 представляет пример такой синхронной записи вариаций модуля поля и разности между двумя пиларами, на которых были установлены упомянутые магнитометры).

Рис. 6. Пример синхронной записи вариаций модуля поля и разности между двумя пиларами, на которых были установлены абсолютный магнитометр POS-1 и феррозондовый компонентный магнитометр LEMI.

29

Разность измерений между POS-1 и LEMI представлена с учетом предварительно определенного градиента поля. Нестабильность представленной разности является достаточно серьезным методическим вопросом, поскольку находится на уровне современных требований обсерваторской практики. Имеется несколько предположений по интерпретации представленного факта, и наиболее вероятным является предположение С.Ю. Хомутова о недостаточной точности юстировки осей компонентного магнитометра LEMI как относительно географических направлений, так и взаимной не перпендикулярности осей компонентных феррозондов. Аналогичные результаты были получены по другим типам феррозондовых магнитометров иностранными исследователями (см. сборник трудов конференции [7]). Естественно, можно высказать еще множество предположений и давать рекомендации по абсолютным измерениям модуля и компонент поля, а также по методам калибровки соответствующих магнитометров, но эти предположения будут достаточно голословны, если не будут опираться на калибровочные эксперименты, проведенные на сертифицированной мере индукции магнитного поля. В настоящее время в России утрачен ряд эталонов магнитного поля, в частности мера индукции поля 1-го разряда Уральского института метрологии (сдана на цветной металл вандалами). Такая ситуация существенно ограничивает достоверность калибровки обсерваторских магнитометров и является недопустимой, учитывая возрастающие требования международной обсерваторской практики. Фактически стоит задача создания меры геомагнитного поля при одной из обсерваторий Уралосибирского региона и Дальнего Востока. Кстати аналогичные задачи были сформулированы на ассамблее IUGG 2003 года (далее цитата из решения IAGA Working Group V.1): “4. Magnetic induction standard of observatories for BIPM/CCEM. J. Rasson informed the meeting about an initiative by the Russian agency for metrology in St. Petersburg to establish a Magnetic Induction Standard in the Geomagnetic RANge (MIGRAN). Everybody interested in this project should contact J. Rasson». В заключении авторы приносят благодарность CRENEGON Infratstructure Action IA-01-01, которая позволила провести ряд представленных выше исследований. Литература 1. 2.

Померанцев Н.М., Рыжков В.М., Скроцкий Г.В. Физические основы квантовой магнитометрии. М.: Наука, 1972. Сапунов В.А., Савельев Д.В., Денисова и др. Современные протонные Оверхаузеровские магнитометры: возможности и перспективы в области геологоразведки // Международная геофизическая конференция: Тез. докл. Санкт- Петербург, 2000. С. 423-424.

30

3. 4. 5. 6. 7.

Сапунов В.А., Дорошек А.С., Соболев А.С. и др. Магнитометр с динамической поляризацией ядер. // Авторское Свидетельство №1484103. 1988. Денисов А.Ю., Сапунов В.А., Дикусар О.В. Расчет погрешности измерения ядерно-прецессионного магнитометра // Геомагнетизм и аэрономия, 1999. Т.39, №6. С. 68-73 V. Sapunov, A. Denisov, O. Denisova. Proton and Overhauser magnetometers metrology. // Contributions to Geophysics & Geodesy, 2001. V. 31, N1. P.119-124. J. Jankowski, C. Sucksdorff. IAGA Guide for Magnetic Measurements and Observatory Practice. Warsaw, 1996. Contributions to Geophysics & Geodesy. 2001.V. 31, N1, Ixth IAGA Workshop on Geomagnetic Observatory Instruments, Data Acquisition and Processing.

ОПЫТ РАЗРАБОТКИ ОВЕРХАУЗЕРОВСКОГО КОМПОНЕНТНОГО МАГНИТОМЕТРА

В.А Сапунов, А.Ю. Денисов, Д.В. Савельев (Лаборатория квантовой магнитометрии УГТУ-УПИ) Аннотация Обсуждается перспективность развития и возможные технические параметры компонентных магнитометров на основе абсолютных Оверхаузеровских магнитометров. Представлен обзор современных dIdD и DI протонных и Оверхаузеровских магнитометров, находящих расширяющееся применение на магнитных обсерваториях и системах сейсмовулканического мониторинга, учитывая возможность совмещенного измерения вариаций и абсолютных величин компонент XYZ и одновременного измерения модуля геомагнитного поля. Представлены результаты по теоретическому расчету компонентного протонного магнитометра с циклированием подмагничивающего поля, в частности, по оптимизации величины подмагничивающего поля и анализу случайных и систематических погрешностей измерения. Представлен технический проект геологоразведочного Оверхаузеровского ZTH магнитометра, основанного на малогабаритном Оверхаузеровском компонентном датчике с магнитной системой на основе соленоида Гаррета, установленными на теодолит 3Т2КП. 1. Введение и краткий обзор протонных компонентных магнитометров В настоящее время измерение вариаций и абсолютных значений компонент геомагнитного поля являются хорошо решенной задачей, по крайней мере, для стационарных условий типа магнитных обсерваторий и постоянных пунктов систем сейсмо- и вулканологических наблюдений.

31

Наиболее распространены магнитомеханические вариационные системы Боброва и феррозондовые магнитометры, имеющие вариационную чувствительность вплоть до единиц пикотесл при долговременной стабильности порядка нТл в год и температурном дрейфе около долей единиц нТл на градус. Хорошо отработаны методы абсолютных измерений как модуля поля, так и абсолютных значений компонент, основанные на применении высокоточных немагнитных теодолитов с нуль-индикатором феррозондового типа [1]. Точность угловых измерений достигает около десяти угловых секунд, что, в сочетании с применением протонных, а в настоящее время Оверхаузеровских абсолютных магнитометров, позволяет проводить абсолютные измерения компонент геомагнитного поля и определять базовую линию вариометров с точностью порядка единиц нТл [2], что уже находится на пределе возрастающих требований. При этом данные методы наблюдений и калибровки требуют работы квалифицированных научных сотрудников с одной стороны, а с другой стороны стоит задача создания автономных пунктов наблюдений геомагнитного поля. Также имеется потребность полевых геологоразведочных измерений компонент магнитного поля Земли, которая требует создания высокоточных полевых вариационных станций и переносных магнитометров с достаточно простой процедурой измерений. Вышеизложенное, очевидно, стимулировало возобновление интереса к компонентным измерителям, основанным на абсолютных скалярных магнитометрах, например, протонного типа. Данный вид аппаратуры появился практически одновременно с открытием метода ядерного магнитного резонанса и известен с 60-х годов [1, 3-9]. Принцип действия этих приборов заключается в создании известного или вычисляемого из процедуры измерения подмагничивающего поля, которое определяет направление для измеряемой компоненты. Основным недостатком компонентных протонных ЯМР магнитометров является значительный размер магнитных систем, составляющих величину порядка метра, что обусловлено высокими требованиями к градиенту подмагничивающего поля и значительными размерами протонных датчиков. На фотографии представлен пример такой системы. Начиная с 90-х годов, в области протонных магнитометров достигнут существенный прогресс, основанный на применении эффекта Оверхаузера (динамическая поляризация ядер), который заключается в многократном (100 и более) увеличении сигнала протонной прецессии, что обеспечило возрастание чувствительности протонных магнитометров, уменьшении

32

размеров протонных датчиков и, как следствие, позволило уменьшить габариты подмагничивающих систем компонентных магнитометров. Наибольших успехов в создании и внедрении в обсерваторской практике Оверхаузеровских компонентных магнитометров достигнут фирмой GEM System (Канада). На фотографии показана сферическая система данного магнитометра, разработанная в Институте Геофизики Будапешта (9 перпендикулярных колец на сфере 30 см, разработчик Eotvos L) и один из её соавторов L. Hegymegi [10]. Аналогичная разработка была сделана Г.К. Жировым и В.П. Паком на основе колец Браунбека (магнитометр МК-2, размер магнитной системы 28 см) с использованием Оверхаузеровского датчика OS-2, разработанного НИЛ квантовой магнитометрии УГТУ-УПИ. Магнитометры МК-2 используются на ряде сейсмологических полигонов и показали сопоставимые с GEM параметры (например, по чувствительности измерения компонент до 0,03- 0,1 нТл). Метрологические свойства протонных компонентных магнитометров настолько высоки, что одной из основных проблем является стабильность установки (фиксации) магнитной системы на пилларе в магнитной обсерватории или штативе в полевых условиях. Для решения этой задачи, учитывая малогабаритность Оверхаузеровских датчиков, GEM System применил достаточно известный способ карданового отвеса. Прибор показан на фотографии (размер сферической магнитной системы ∅20 см, 12 перпендикулярных колец, разработка Института Геофизики Будапешта). Заявлен дрейф 0,1 нТл/°С (в пять раз меньше лучших феррозондовых

33

магнитометров) и стабильность измерения компонент геомагнитного поля меньше 2 нТл/год. Следует упомянуть, что в качестве скалярных измерителей, помимо протонных, используются квантовые магнитометры на оптической ориентации атомов, в частности на атомах цезия, гелия и калия. В этом направлении работ имеются некоторые проблемы, в частности, наименее перспективен цезиевый магнитометр, учитывая его большие абсолютные погрешности (до 20 нТл). Наиболее интересен магнитометр на парах калия, разрабатываемый в ГОИ (С-Петербург) под руководством академика Е.Б. Александрова [11]. Данный прибор имеет рекордную субпикотесловую чувствительность при быстродействии до 10 изм./сек. и абсолютную точность по модулю поля на уровне десятых долей нТл. Единственным недостатком данного вида приборов, который может ограничивать его использование на автономных вариационных станциях и при полевых работах, является достаточно большое энергопотребление порядка десятков Ватт, в то время как Оверхаузеровские магнитометры характеризуются энергопотреблением на уровне единиц Вт при меньшем быстродействии (310 сек) и чувствительности до 0,01 нТл. В настоящее время НИЛ квантовой магнитометрии УГТУ-УПИ ведет разработку компонентного Оверхаузеровского магнитометра, что во многом стимулировано наличием заказа АК «АЛРОСА» на полевой геологоразведочный магнитометр вертикальной компоненты геомагнитного поля. Стимулом также является возможность создавать специализированные малогабаритные Оверхаузеровские датчики, обеспечивающие конкурентоспособность с уже созданными приборами. При этом используется оригинальное рабочее вещество [12] с ресурсом работоспособности, многократно превосходящим ресурс датчиков GEM и датчиков на оптической накачке, что исключит необходимость разборки и повторной юстировки подмагничивающей системы компактного исполнения. 2. Метод измерения компоненты магнитного поля на основе коммутируемого подмагничивающего поля Известен ряд методов для измерения проекции геомагнитного поля с помощью протонных (скалярных в общем случае) магнитометров. В настоящее время наиболее распространенным и наиболее перспективным является метод трех измерений, а именно - измерение трех модулей магнитного поля при вспомогательном (подмагничивающем) поле В, направленном в одном направлении, в противоположном направлении –В (переключение тока) и измерение в отсутствии подмагничивающего поля. Векторная схема для коммутационного метода показана на рис. 2.1.

34

T2 -B

T0 α T1

B

Рис.2.1. Расположение полей при подмагничивании полями B и −B

⎧T1 = T0 + B ⎩T2 = T0 − B

В этом случае, ⎨

(2.1),

и при использовании теоремы косинусов проекция Z измеряемого вектора поля Т0 на направление вектора подмагничивающего поля В

T22 − T12

(2.2) 2 2(T22 + T12 − 2T02 ) Это общеизвестная формула, но, к сожалению, практически отсутствуют реальные рекомендации по выбору величины и направления подмагничивающего поля, а также взаимосвязи выбранных условий измерения с результирующими случайными и систематическими погрешностями измерений Z.

Z=

2.1. Анализ случайной погрешности измерения компоненты поля Используя стандартные методы расчета погрешностей [13] в линейном приближении (погрешность много меньше величин измерения), дисперсия измерения Z имеет вид σ 2 ( Z ) = ( Z T′ ) 2 σ 2 (T0 ) + ( Z T′ ) 2 σ 2 (T1 ) + ( Z T′ ) 2 σ 2 (T2 ) (2.3) 0

1

2

Рассчитав производные в (2.2) и подставив их, получим σ 2 (Z ) =

(2T0 ) 2 (T22 − T12 ) 2 σ 2 (T0 ) + T12 (T12 + 3T22 − 4T02 ) 2 σ 2 (T1 ) + T22 (3T12 + T22 − 4T02 ) 2 σ 2 (T2 ) (2.4) 8(T12 + T22 − 2T02 ) 3

Оставив только такие неизвестные, как T0, B и (сos α), получим коэффициенты при σ2(Т1)

[

]

2 4 B + T04 cos 2 α + T02 B 2 (1 − 3 cos 2 α ) − 2T03 B cosα sin 2 α (2.5), 4 B 35

при σ2(Т2)

[

]

2 4 B + T04 cos 2 α + T02 B 2 (1 − 3 cos 2 α ) + 2T03 B cosα sin 2 α (2.6), B4

и при σ2(Т0)

4T04 cos 2 α 4 B

(2.7)

Предполагая для упрощения анализа одинаковые дисперсии измерений модуля поля для всех трех измерений (σ2(Т0)= σ2(Т2)= σ2(Т1)= σ2(Т)), дисперсия измерений компоненты поля будет выглядеть следующим образом 4 2 ⎤ ⎡ ⎛ T0 ⎞ ⎛ T0 ⎞ 2 σ (Z ) = σ (T ) ⎢4 + 8⎜ ⎟ cos α + 4⎜ ⎟ (1 − 3 cos2 α )⎥ ⎝B⎠ ⎝B⎠ ⎥⎦ ⎢⎣ 2

2

(2.7)

На рис. 2.2. представлена зависимость коэффициента уменьшения чувствительности (СКО – среднеквадратического отклонения измерений) компоненты по сравнения с чувствительностью протонного магнитометра σ(Z)/σ(T) для различных отношений величины модуля измеряемого поля и подмагничивающего поля T0/B и угла α между ними. T 0 /B 3

2

1

0f

2 π/ 6

π/ 6

Рис. 2.2.

36

π/ 2

α

Анализ представленного рисунка показывает, что СКО измерений компоненты Z при α=0 имеет оптимум (минимальная величина в 1,581 раз превосходящая СКО измерений модуля поля). Оптимум соответствует То/В = 0.5, т.е. подмагничивающее поле должно быть направлено примерно по направлению измеряемого поля, и его величина должна быть примерно в два раза больше измеряемого поля. К сожалению, это практически не реализуемый вариант, так как при увеличении подмагничивающего поля возрастает его абсолютная неоднородность и соответственно укорачивается сигнал протонной прецессии, приводящий к потере чувствительности измерения Т1 и Т2. Также ограничением является диапазон измерения протонного магнитометра (обычно 20-100 мкТл), но при небольших подмагничивающих полях потеря чувствительности по компоненте может достигать 10 и более раз. Более интересным является промежуточный случай, когда чувствительность измерений по компоненте не зависит от ориентации подмагничивающего поля, и модуль поля В должен быть примерно на 70% меньше модуля измеряемого поля, что обеспечивает ухудшение чувствительности только лишь примерно в 3 раза. Таким образом, при реальных и близких к оптимальным условиям по подмагничивающему полю, чувствительность измерения компонент поля будет, по крайней мере, в 2-5 раз хуже чувствительности измерений модуля поля скалярным магнитометром. 2.2.Систематические погрешности измерения компоненты поля Для анализа систематических погрешностей, обусловленных различными причинами, удобно положить, что подмагничивающие поля соответственно B и βB. Величина Z в коммутационном методе измерения в этом случае

Z=

T22 − T12 β 2 − T02 (1 − β 2 )

[

2 β ( β − 1) T22 − T12 β − T02 (1 − β )

(2.8)

]

Систематическая погрешность измерения определяется как ΔZ = ( Z − Z 0 ) ,

(2.9)

где Z – реально измеренная компонента поля, а Z0 – истинная компонента. Без учета систематической погрешности из-за неравенства токов (β= -1)

ΔZ = Z ′ T 0 ΔT0 + Z ′ T 1 ΔT1 + Z ′ T 2 ΔT2

ΔZ =

(2.10)

(T − T )(2T0 ΔT0 − T1ΔT1 − T2 ΔT2 ) + (2T + 2T − 4T )(T2 ΔT2 − T1ΔT1 ) (2.11) 2 2

2 1

2 1

[2(T

]

3/ 2

2 2

2 0

+ T22 − 2T02 ) и соответственно систематическую погрешность из-за неравенства токов: 2 1

37

ΔZβ = Δβ ( −

2β (T02 − T12 ) * 2(β (β −1)[T22 − βT12 − (1− β )T02 ]) 4( β (β −1)[T22 − βT12 − (1− β )T02 ])3

−

(T02 (β 2 −1) − β 2T12 + T22 ) *[(2β −1)(T22 − T02 ) − β (3β − 2)(T12 − T02 )] ) (2.12) 4( β (β −1)[T22 − βT12 − (1 − β )T02 ])3

2.1.1.Систематические погрешности, обусловленные наличием «магнитомягкой» и «магнитожесткой» погрешностей измерений модуля поля Магнитомягкая погрешность измерений модуля поля определяется как ΔT1 = kT1 , ΔT2 = kT2 , ΔT0 = kT0 (2.13) и хотя это элементарно, можно сделать важный вывод ΔZ k = kZ ,

(2.14)

т.е. данная систематическая погрешность по компоненте поля может быть определена при калибровке скалярного датчика только по модулю поля. Например, при использовании Цезиевого магнитометра могут быть исключены его значительные абсолютные ошибки. Магнитожесткая погрешность измерений модуля поля подразумевает, что датчик имеет свой собственный магнитный момент (некое внутреннее магнитное поле): ′ (2.15) T0 = T0 + h , где T0′ - это результат реального измерения, а T0 - истинный вектор без учета поля h от магнитной примеси в скалярном датчике. Цикл измерения даст T1′ = T0′ + B = T0 + B + h T ′ = T′ −B = T −B+h 2

0

(2.16)

0

T0′ = T0 + h,

В предложенном приближении источника паразитного поля: r h h h T0 ′ = T02 + h 2 + 2T0 h cos θ1 = T0 1 + ( ) 2 + 2 cos θ1 ≈ T0 (1 + cos θ1 ), T0 T0 T0

(2.17)

где θ1 - угол между вектором измеряемого поля и внутреннего поля модульного магнитометра. Мы пренебрегли квадратом отношения полей в связи с его малостью по отношению к просто отношению этих полей. Систематическая погрешность по модулю поля будет равна разности между штрихованным модулем поля и не штрихованным: ΔT = T ′ − T = h cos θ . (2.18) 0

0

0

1

38

Для дальнейших расчетов нужно ввести ещё один угол θ2 между векторами подмагничивающего поля и внутреннего поля датчика. После некоторых преобразований: ΔT1 =

T0 h Bh cos θ1 + cos θ 2 , T1 T1

(2.19)

Th Bh cos θ 2 . ΔT2 = 0 cos θ1 − T2 T2

Из представленных выше формул окончательный вид «магнитожесткой» погрешности:

ΔZ h = h cosθ 2 .

(2.20)

Напомним, что θ2 – это угол между h и B. Таким образом, видно, что при существовании внутреннего магнитного поля в датчике протонного магнитометра, систематическая погрешность измерения компоненты поля зависит только от ориентационной погрешности протонного датчика относительно подмагничивающего поля. Эта погрешность может быть даже сведена к нулю при соответствующей ориентации протонного датчика. 2.2.2.Систематическая погрешность, обусловленная нестабильностью подмагничивающего поля или источника тока Это технически важный вид погрешности, формулирующий требования к стабильности магнитной системы и источника тока. Предполагается, что используется коммутационный метод измерения, но поле +В и –В несколько отличаются, т.е. в формуле (2.12) коэффициент β= 1+Δβ. Взяв производную от (2.8) по β получим Z β′ = −

2 β (T 02 − T12 ) * 2 ( β ( β − 1)[T 22 − β T12 − (1 − β )T 02 ]) 4 ( β ( β − 1)[T 22 − β T12 − (1 − β )T 02 ] ) 3

(T02 (β 2 − 1) − β 2T12 + T22 ) *[(2β − 1)(T22 − T02 ) − β (3β − 2)(T12 − T02 )] 4( β (β − 1)[T22 − βT12 − (1 − β )T02 ] )3

−

.

(2.21)

Подставив β= –1 и упростив, получим Z β′

−1

=

B2 − Z 2 . 2B

(2.22)

Рассматриваемая систематическая погрешность будет иметь вид ΔZ β =

B2 − Z 2 Δβ . 2B

(2.23)

В данной формуле Δβ можно заменить на относительную нестабильность тока (ΔI/I) за цикл измерения компоненты. Заменив Z на T0cosα и преобразовав,

39

получим ΔZ β =

(2.24)

2 2 ⎞ 1 ⎛ ⎛ T ⎞2 ⎞ B 2 − T0 cos2 α ⎛ ΔI ⎞ ⎛ ΔI ⎞ 1 ⎛ ⎛ T ⎞ 2 2 ⎜ ⎟ = B⎜ ⎟ ⎜⎜1 − ⎜ 0 ⎟ cos α ⎟⎟ = ⎜⎜1 − ⎜ 0 ⎟ cos α ⎟⎟ΔB 2B 2 B ⎝ I ⎠2⎝ ⎝ B ⎠ ⎠ ⎝ ⎝ I ⎠ ⎠ ⎝ ⎠

Зависимость ΔZ/ΔB от угла α и отношения T0/B представлен на рис. 2.3. T 0 /B 3

0

2

0

1

0f

0

π/6

2π/ 6

π/2

α

Рис. 2.3.

Анализируя рисунок, видим, что имеется нулевой коэффициент для систематической погрешности, обусловленной стабильностью тока. Это случай компенсационного метода измерения компонент. Реально это коэффициент равен точно нулю лишь в линейном приближении. При этом компенсационный метод требует долговременной стабильности компенсационного поля, в отличие от коммутационного метода, при котором измерение (расчет) подмагничивающего поля происходит в каждом цикле измерения. Для конкретного случая измерения вертикальной компоненты в среднеширотных обсерваториях, например для обсерватории Арти, отношение ΔZ/ΔB составляет примерно 0,15. При заданной погрешности ΔZ = 0,1 нТл стабильность тока должна быть около ΔI/I = 10−5 за цикл измерения (соответственно при ΔZ = 1 нТл ΔI/I = 10−4), т.е. требования для кратковременной стабильности источника поля не являются высокими.

40

2.2.1.Погрешность, обусловленная дрейфом геомагнитного поля При экспериментальных работах по опробованию макета компонентного Оверхаузеровского магнитометра в лабораторных условиях, которые характеризовались быстрыми изменениями поля, было замечено, что коммутационный метод имеет динамическую погрешность, т.е. вариации компонент превосходят вариации модуля поля и вариации, измеренные феррозондовым магнитометром. Замеченная погрешность возрастала при увеличении скорости вариаций геомагнитного поля. Физическое объяснение достаточно очевидно. Основная расчетная формула для компоненты поля (2.2) получена в предположении стабильности измеряемого поля, и, поскольку модули поля T1,T2,T0 изменяются в течение цикла измерения (3-10 секунд), возникает динамическая погрешность. Ниже представлены некоторые расчеты по оценке этого важного вида погрешности. Реально имеются два варианта коммутации подмагничивающих полей. Первый случай – включение полей происходит по схеме T1,T0,T2, а во втором случае последовательность T1,T2,T0, где T1=T0+В, T2=T0-В, T0 – вектор геомагнитного поля. Для учета вариации была предложена скачкообразная модель вариации, т.е. в течение каждого цикла происходит дрейф поля на постоянную величину Δh (вектор вариации), а именно при первом измерении поле смещено на –Δh, во втором – нет смещения поля и в третьем – поле смещено на Δh. Для первой коммутационной последовательности поля вычисляются по формулам ⎧T1′ 2 = T12 − 2(T1 Δh) ⎪ 2 2 ⎨T0′ = T0 ⎪ ′2 2 ⎩T2 = T2 + 2(T2 Δh)

(2.25)

Подставив штрихованные поля в формулу вычисления компоненты, получим: T22 + 2(T2 Δh) − T12 + 2(T1 Δh) (2.26) Z′ = 2 2(T12 + T22 − 2T02 ) + 4[(T2 Δh) − (T1Δh)]

Погрешность измерения определена как разность между полученной компонентой и рассчитанной компонентой без учета дрейфа поля: T22 + 2(T2 Δh) − T12 + 2(T1 Δh) T22 − T12 (2.27) ΔZ = − 1

2 2(T12 + T22 − 2T02 ) + 4[(T2 Δh) − (T1 Δh)]

2 2(T22 + T12 − 2T02 )

Пренебрегая малыми (Δh)2 по сравнению с Δh, можно получить векторное представление динамической погрешности, обусловленной линейным дрейфом измеряемого поля

41

ΔZ1 =

B(ΔhT0 ) + T0 cosα (ΔhB) B2

(2.28)

Данное выражение можно представить как скалярное произведение двух векторов, один из которых Δh BT + T cos αB (2.29) ), ΔZ1 = (Δh 0 02 B

а второй вектор – некий коммутационного метода

V1 =

вектор

BT0 + T0 cosαB = [B × [T0 × B]] B2

скорости

вариации

в

рамках

(2.30)

Очевидно, что он принадлежит плоскости, в которой лежат вектора T0 и B. Модуль вектора | V1 |=

V1 =

T0 sin α и его максимальная длина может равняться B

T0 . B

Для случая обсерватории Арти, где T0=55000 нТл и при оптимальном подмагничивающем поле B=41000 нТл, V1=1,341. При цикле измерения порядка десяти секунд погрешность может достигать десятых долей нТл (до 10%) при скоростях вариаций порядка 0,1 нТл/сек, соответствующей скорости вариации при геомагнитной буре. Данным видом погрешности можно пренебречь для магнитных обсерваторий на современном уровне требований при надлежащем выборе скорости измерения и оптимальном подмагничивающем поле. Аналогичные результаты были получены для второго варианта коммутационной последовательности T1,T2,T0. Установлено, что динамическая прогрешность в 1.5 раза меньше. При этом в обоих случаях погрешность уменьшается пропорционально величине подмагничивающего поля, обратно пропорционально циклу измерения компоненты и обратно пропорционально скорости вариации. Рассмотренный вид динамической погрешности является значительным недостатком протонных компонентных магнитометров, основанных на коммутационном способе измерения. Наличие такой погрешности, возможно, потребует разработки метода внесения поправок по нескольким точкам вариационных записей. В случае полевых геологоразведочных работ необходимо учитывать вариации компонент поля, полученных однотипным и синхронизированным протонным компонентным магнитометром. 3. Макет протонного компонентного магнитометра на базе датчика POS-1 Помимо теоретических расчетов, представленных выше, НИЛ КМ создал макет компонентного магнитометра [14,15] на основе процессорного

42

Оверхаузеровского датчика POS-1 (представлен в параллельном докладе). В качестве магнитной системы использованы кольца Браунбека (∅28 см) польского производства, предоставленные ИГФ УрО РАН. Магнитная система Браунбека

PC +12B

RS 232

Процессорный Оверхаузеровский магнитометр POS−1

ВЧ−генератор процессор

ДПЯ датчик

РЧ−усилитель Ток поляризации

Блок управления

Р1 Р2

Rэ

Источник тока Рис. 3.1. Блок-схема макета компонентного магнитометра

На рис. 3.1 показана блок−схема макета Оверхаузеровского Z – магнитометра. Принцип действия заключается в измерении трех модулей магнитного поля при коммутации тока в магнитной системе в соответствии с диаграммой работы, представленной на рис. 3.2. Моменты включения и коммутации тока определяются программой, заложенной в цифровом блоке управления. Запуск блока управления осуществляется по появлению тока питания (тока ДПЯ поляризации) в цепи питания процессорного датчика POS-1. Управление процессорным датчиком, а также съем величины индукции магнитного поля осуществляется по последовательному порту RS 232 с помощью специально написанного программного обеспечения. Остановимся немного подробнее на свойствах магнитной системы. Известно, что в неоднородном магнитном поле происходит затухание сигнала ядерной прецессии [16], поэтому для создания вспомогательных полей необходимо использовать системы с наиболее однородным полем. Для колец Браунбека неоднородность поля по оси образца [17] ⎛ l ⎞ ΔBx = Bx0 ⋅ 0,3129⎜⎜ ⎟⎟ ⎝ D1 ⎠

8

(3.1)

,

43

где Bx0 − поле в центре колец, l − длина образца, D1 − диаметр больших колец Браунбека. Подставив в это выражение l=6 см, соответствующее длине ампулы датчика POS-1, и D1=28 см при Bx0 41000 нТл, неоднородность поля 0,057 нТл, что заведомо меньше допустимой, определенной из длительности затухания протонного сигнала. Интересно отметить, что допустимая однородность 1 нТл достигается при диаметре около 20 см. 1,5 сек 2,5 сек То к PO S

Протонны й сигнал

B+ То к в магнитной си стеме

B0

B−

Рис. 3.2. Диаграмма работы компонентного магнитометра

Одним из основных элементов данного макета магнитометра являлось программное обеспечение, которое обеспечивало управление и съем данных с Оверхаузеровского магнитометра POS-1 через последовательный порт RS−232 (СOM порт персонального компьютера PC), необходимую синхронизацию, обработку результатов и их визуализацию. Внешний вид оболочки программы представлен на рисунке 3.3. В правой части рис. 3.3. представлены графики вариаций компоненты поля Z и модуля Т. В центральной части этих графиков демонстрируется запись при малых подмагничивающих полях от 1000 до 10000 нТл, которые иллюстрируют обсуждавшуюся ранее динамическую погрешность при больших скоростях вариаций поля и малом подмагничивающем поле (цикл измерения 12 секунд).

44

Z

Рис. 3.3. Оболочка программного обеспечения макета протонного Z – магнитометра

На рис. 3.4 представлен пример записи вариаций поля в лабораторных условиях. 46 200 46 000 45 800 45 600 45 400 45 200

Z

22:52 49 300 49 100

22:56

23:00

23:04

23:08

23:12

23:16

23:20

23:24

23:00

23:04

23:08

23:12

23:16

23:20

23:24

Т

48 900 48 700 48 500 48 300 22:52

22:56

Рис. 3.4, 3.5

На рис. 3.4 аномалии поля соответствуют прохождению троллейбусов. В ночное время (после 23 часов) СКО измерений модуля поля на рис 3.5

45

составляет 4,84нТл, а СКО Z компоненты 9,05нТл (отношение СКО измерений 1,87). По теоретическим данным, представленным на рис. 2.2 (отношение То/В = 0,75, угол α =41), данное отношение должно составлять 1,96. Аналогичные результаты были получены при других значениях подмагничивающего поля. В частности, подтверждено многократное уменьшение чувствительности регистрации Z компоненты поля при уменьшении величины подмагничивающего поля. Следует отметить, что в условиях промышленных помех магнитометр POS-1 не обеспечивал максимальной чувствительности и представленные эксперименты необходимо провести в условиях магнитной обсерватории. По ряду организационных причин этого не удалось осуществить. В целом разработанный макет позволил проверить основные теоретические положения и перейти к проектированию геологоразведочного магнитометра. 4. Проект геологоразведочного Оверхаузеровского ZTH магнитометра Одной из главных проблем создания протонных компонентных магнитометров, если не ограничиваться только регистрацией вариаций компонент поля, является способ углового позиционирования магнитной системы и определения угловых погрешностей, связанных с несовпадением геометрических и магнитных осей подмагничивающей системы. При этом протонные компонентные магнитометры являются потенциально прецизионными магнитометрами, позволяющими определять абсолютные величины компонент поля с погрешностью, сопоставимой или превосходящей метод по проектированию нового датчика и магнитной системы. В настоящее время выбран тип магнитной системы, а именно модифицированный соленоид Гаррета [18,19], обеспечивающий необходимую однородность поля в объеме рабочего вещества ∅30х40 мм. На рис. 3.6 – результаты расчета времени затухания сигнала Tg (сек) при варьировании длины соленоида L и диаметра D. Напряженность подмагничивающего поля соответствует 1 кГц частоты протонной прецессии. Таким образом, приемлемое затухание протонного сигнала 0,8–1 секунд обеспечивается при диаметре соленоида 50-60 мм и длине 120-160 мм. Чувствительность Оверхаузеровского датчика с указанным выше объемом составила 0,02 нТл, а прогнозируемая чувствительность по компоненте поля составляет около 0,1-0,03 нТл при цикле измерения 3-9 секунд. Полученный размер соленоида позволяет монтировать его на телескопе высокоточного теодолита 3Т2КП, обеспечивающего 2-3 угловых секунды точность позиционирования и, соответственно, абсолютную точность измерения компонент геомагнитного поля порядка единиц нТл. Анализ систематических погрешностей, обусловленных геометрическими и угловыми ошибками установки Оверхаузеровского датчика внутри магнитной системы, показал, что наиболее критичным для

46

указанных выше абсолютной и случайной погрешностей измерений, является неоднородность подмагничивающего поля.

Рис. 3.6.

Таким образом, данное направление по разработке протонного магнитометра с использованием теодолита 3Т2КП, производимого Уральским оптико-механическим заводом (г. Екатеринбург), является перспективным, тем более что в настоящее время рядом организаций показана возможность размагничивания данного теодолита до уровня 0,4 нТл девиационного магнитного поля. Литература 1. 2. 3. 4.

J. Jankowski, C. Sucksdorff, IAGA Guide for Magnetic Measurements and Observatory Practice. Warsaw, 1996. M. Vaczyova, Z. Voros, Result of diflux and proton magnetometer comparison at the IX IAGA workshop, Contributions to Geophysics & Geodesy. 2001. V. 31, N1. P. 417-427. Ротштейн А.Я., Цирель В.С. Измерение всех элементов геомагнитного поля ядерно-резонансным методом. Тр. ВИТР, сб. 2. Л.: Гостоптехиздат, 1959. Студенцов Н.В., Тихомирова Т.Н., Яновский Б.М. Измерение составляющих напряженности магнитного поля Земли методом свободной ядерной

47

5. 6. 7. 8. 9. 10. 11.

12. 13. 14. 15.

16. 17. 18. 19.

индукции. Тр. институтов Ком-та станд., мер и измерит. приб. при СМ СССР, 1960. вып. 43 (103). Ломаный В.Д., Прокофьев А.Г., Яновский Б.М. Измерение компонент магнитного поля Земли методом протонного резонанса. Уч. зап. ЛГУ, 1962. 303. Мюхкюря В.И. Компонентный протонный магнитометр. //Геофиз. аппарат. вып. 31. Л.: Недра, 1967. Бобров В.Н., Пуолокайнен Т П., Трофимов И.Л. О геомагнитном стандарте СССР. Геомагнетизм и аэрономия. 1967. № 6. Alldredge L.R. A proposed automatic standard magnetic observatory. Journ. of Geoph. Res. 1960. vol. 65, № 11. De Vuyst. La mesure des intensites verticale et horizontale du champ magnetique terrestre avec un magnetometre a protons et deux bobines de Helmholtz. AskaniaWerke. 1966. 23. № 67. Csontos A., Htgymegi L., Heilig B. .et al. The test result of the delta “I” delta ‘D’ (DIDD)measurement system at the Tihany geomagnetic observatory of ELGI, Contributions to Geophysics & Geodesy. 2001. V. 31. N1. P. 83 – 89. E.B. Alexandrov, M.V. Balabas, V.N. Kulyasov. et al. Three-component Variometer Based on a Scalar Potassium Sensor. - Proc. IAGA 97 (International Association of Geomagnetism and Aeronomy), Uppsala, 8th Scientific Assembly of IAGA with ISMA and STP Symposia. Stockholm (Sweden). 1997. Сапунов В.А., Дорошек А.С., Соболев А.С. и др. Магнитометр с динамической поляризацией ядер. // Авторское Свидетельство №1484103. 1988. Зажигаев Л.С., Киьян А.А., Романиков Ю.И. Методы планирования и обработки результатов физического эксперимента. М.: Атомиздат, 1978. Рублев В.Н. Разработка компонентного геомагнитометра основанного на датчике динамической поляризации ядер. Дипломная работа, УГТУ - УПИ, 2002. V.Sapunov, A.Denisov, D.Saveliev et al. Development of a proton vector magnetometer based on processor Overhauser sensor POS-1, III International Workshop on magnetic, electric and electromagnetic methods in seismology and volcanology, Moscow, September 3-6 2002. Померанцев Н.М., Рыжков В.М., Скроцкий Г. В. Физические основы квантовой магнитометрии. М.: Наука, 1972. 448 с. Штамберг. Устройства для создания слабых магнитных полей. М.: Наука, 1972. Сенчуков С.В. Погрешности измерений ДПЯ-датчиков, обусловленные термоэффектом. Разработка метода и аппаратуры. Дипломная работа, УГТУУПИ, 2003. Афанасьев Ю.В., Студенцов Н.В., Хорев В.Н. Средства измерений параметров магнитного поля. Л.: Энергия, 1979.

48

ОПЫТ НАБЛЮДЕНИЙ АБСОЛЮТНЫХ ЗНАЧЕНИЙ КОМПОНЕНТ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ В ОБСЕРВАТОРИИ «АРТИ»

О . А . К у с о н с к и й , Г . В . В л а с о в а (И Г УрО РАН, Магнитная Обсерватория «Арти», г. Екатеринбург) Для наблюдения абсолютных значений элементов магнитного поля Земли в обсерватории «Арти» с 1969 года используются протонные магнитометры в комплексе с колечной системой и немагнитный теодолит. Для наблюдений модуля вектора и компоненты Z в период до 1996 года применялся стационарный протонный магнитометр ПМС, разработанный в Институте геофизики УрО РАН. С 1996 по 2002 год использовался серийный магнитометр ММП-203, а с апреля 2002 года – POS-1, разработанный в Уральском техническом университете. Наблюдения с магнитометрами ПМС и ММП-203 проводились поточечно, а POS-1 был установлен на постоянный режим измерений с интервалом в 10 секунд, и наблюдения абсолютных величин проводились в ходе его непрерывной работы. Обработка результатов наблюдений показала, что наилучшие результаты по величине среднеквадратического отклонения единичных наблюдений компонент поля достигнуты с POS. Среднеквадратические отклонения при измерении Т составили для ПМС: ± (0.23 - 0.62) нТл; ММП: ± (0.69 - 1.50) нТл; POS: ± (0.05 - 0.16) нТл. Среднеквадратические отклонения при измерении Z составили для ПМС: ± (0.39 – 1.42); ММП: ± (0.76 – 1.35); POS: ± (0.074 – 0.176) нТл. На величину среднеквадратического, состояние вариаций поля в момент наблюдений и, наконец, почерк отклонения влияет аппаратурная погрешность, погрешность ориентировки колец наблюдателя и его аккуратность при производстве измерений. Как показывает опыт, (это отмечали еще предшествующие исследователи в обсерватории «Екатеринбург» в 19 веке), что наибольшие погрешности в результат вносят наблюдатели, если они небрежно относятся к проведению измерений. Поэтому аппаратурная погрешность и погрешность, которую можно обеспечить при правильном использовании прибора, различается с реально достигнутой. Последняя значительно выше. Культура наблюдений в данном случае имеет решающее значение. Магнитометр POS в большой степени свободен от субъективного влияния наблюдателя. И при непрерывной работе прибора легко выбрать время для производства наблюдений, когда возмущения поля отсутствуют, кроме того, его чувствительность значительно выше (на три порядка). Это и обусловило резкое уменьшение погрешности наблюдений. Еще в большей степени все это относится к проведению наблюдений склонения с помощью теодолита. Измерения склонения проводились до 2002 года с помощью теодолита ТБ-3, в качестве деклинатора использовался теодолит Шасселона. Мира для визирования теодолита расположена на

49

расстоянии 350 метров. Она сделана из бетона в виде усеченного конуса с окошком, в котором находится вертикально латунный стержень. В настоящее время используется немагнитный теодолит с укрепленным на зрительной трубе феррозондовым датчиком. Были получены следующие среднеквадратические отклонения единичного наблюдения склонения. • Теодолит с деклинатором: ±(0.12 – 1.06)′ • Теодолит с феррозондовым датчиком: ±(0.23 – 0.49)′ При использовании последней методики уменьшился разброс величины отклонений, хотя средняя величина осталась прежней. СБОР И ХРАНЕНИЕ ГЕОМАГНИТНЫХ ВАРИАЦИЙ В МИРОВОМ ЦЕНТРЕ ДАННЫХ ПО СОЛНЕЧНО-ЗЕМНОЙ ФИЗИКЕ, МОСКВА

Е.П. Харин1, А.А. Бурцев2, М.Н. Жижин2, Д . С . К о к о в и н 2 , Т . А . К р ы л о в а 1 (МЦД по СЗФ, Москва). 1 – Геофизический Центр РАН, 2 – Центр изучения геофизических данных ИФЗ РАН

МЦД по СЗФ, Москва является частью системы Мировых Центров данных по геофизике, солнцу и окружающей среде – Совета http://www.ngdc.noaa.gov/wdc/wdcmain.html-Международного Научных Союзов (МСНС) и отделом Геофизического Центра РАН. Описание данных и способы их получения приведены на Web-сайте МЦД по СЗФ, Москва - http://www.wdcb.ru/stp/index.html.

На нашей странице Вы можете ознакомиться с суточными прогнозами геомагнитной активности-Geofor-http://forecast.izmiran.rssi.ru/ progn.html- и недельными прогнозами солнечной и геомагнитной активности – Forecasthttp://www.izmiran.rssi.ru/space/solar/forecast- и некоторыми комментариями о текущем 23 цикле солнечной активности--current Solar cycle 23 the Development.- http://www.wdcb.ru/stp/cyc23.html. МЦД по СЗФ,Москва собирает, хранит и обменивается с другими центрами, распространяет публикации, высылает данные по запросам по

50

следующим дисциплинам Солнечно-Земной Физики: солнечная активность и межпланетная среда, космические лучи, ионосферные и геомагнитные явления. 1. Описание данных и способов их получения из Центра приведены ниже: Солнечная активность и межпланетная среда Космические лучи Ионосферные явления Геомагнитные вариации -http://www.wdcb.ru/stp/cat1GEO_r.html Другие данные по СЗФ Список компактдисков в МЦД по СЗФ 2a. Данные Вы можете получить или в виде отдельных файлов сразу же в режиме прямого доступа из нашего ftp архива (Открой - STP Data Online) STP Data Online- http://www.wdcb.ru/stp/online_data.ru.html 2b. или выбрать в интерактивном SPIDR-http://clust1.wdcb.ru/spidr/index.html 3 Вы также можете получить данные и электронной почтой, послав сейчас свой заказ, используя одну из следующих форм: Ионосферные данные Геомагнитные вариации Геомагнитные индексы Космические лучи Солнечная активность и межпланетная среда. Стандартные модели геосфер

4. Вы можете получить данные или информацию о данных по СЗФ из других Мировых Центров Данных, институтов и обсерваторий мировой сети наблюдений: Интернет-адреса домашних страниц МЦД, институтов и обсерваторий: Солнечная активность и межпланетная среда: Космические лучи: Ионосфера: Модели геосфер и солнечно-земные связи: Геомагнитные вариации: -http://www.wdcb.ru/stp/GEO_r.html

•

МЦД по геомагнетизму, Копенгаген (Дания) -

•

Гренландская магнитометрическая цепочка -

• •

МЦД по геомагнетизму, Эдинбург (Шотландия) - http://ub.nmh.ac.uk/ МЦД по геомагнетизму, Киото (Япония) -

•

МЦД по геофизике, Пекин (Китай)-

http://www.dmi.dk/projects/wdcc1/ http://web.dmi.dk/projects/chain/

http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/index.html http://www.ngdc.noaa.gov/wdc/wdcd/wdcd_geophysics.html

51

•

МЦД по геомагнетизму, Бомбей (Индия)-

•

МЦД по солнечно-земной физике, Боулдер (США) -

• •

Данные в прямом доступе (SPIDR) - http://spidr.ngdc.noaa.gov/spidr/ МЦД по Космическим наукам, Пекин (Китай)-

• •

On-line Data (SPIDR) - http://spidr.ngdc.noaa.gov/spidr/ Международная служба геомагнитных индексов-

• •

GOES-магнитометр и A и Ki-индесы - http://sec.noaa.gov/11/lists/geomag Каталоги геомагнитных пульсаций - Pc1 и интервалов пульсаций с уменьшающимся периодами- IPDP по обсерватории Борок (1957-1992) -

•

Геофизическая обсерватория Фуерстенфелдбрук (ФРГ) -

•

Канадская национальная геомагнитная программа -

•

IMAGE-Международный мониторинг авроральных геомагнитных эффектов-IMAGE- 21 станция из 6 стран -

•

Институт геофизики ПАН, Варшава (Польша) -

• •

Данные Кируны в реальном времени (Швеция) -http://www.irf.se/mag/ Данные обсерватории Москва в реальном времени-

•

Геомагнитные данные ИЗМИРАН (г.Троицк М.о.) -

•

Данные российских геомагнитных обсерваторий-1984-2000 (Описание данных и мат.обеспечения даны на русском языке)

•

http://www.ngdc.noaa.gov/wdc/wdcc2/wdcc2_bombay.html http://www.ngdc.noaa.gov/stp/

http://www.ngdc.noaa.gov/wdc/wdcd/wdcd_space.html

http://www.cetp.ipsl.fr/~isgi/homepag1.htm

http://www.wdcb.ru/stp/ http://obsfur.geophysik.uni-muenchen.de/ http://www.geolab.nrcan.gc.ca/geomag/

http:/www.geo.fmi.fi/image/data.html http://www.igf.edu.pl/igf/geomagnetism.htm

http://forecast.izmiran.rssi.ru/md_now.html http://charley.izmiran.rssi.ru/magnetism/mos_data.htm

http://www.iki.rssi.ru/magbase/index.htm

Интернет-адреса домашних страниц Мировой сети геомагнитных обсерваторий, собранные в МЦД по геомагнетизму в Киото (Япония)http://swdcdb.kugi.kyoto-u.ac.jp/wdc/obslink.html

•

Международное геомагнитное стандартное поле-IGFR -

•

Ориентированные на помощь пользователям услуги на основе моделей внешнего и внутреннего геомагнитных полей -

•

Среднемесячные значения геомагнитного поля по мировой сети обсерваторий -http://par-gin.ipgp.jussieu.fr/AM-rqobsmag.html Индекс магнитной активности северной полярной шапки- PC North -

•

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/model_home.html

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/cgm/ext.html

http://web.dmi.dk/projects/wdcc1/pcn/pcn.html

52

Описание данных приведено ниже:

по

геомагнитным

вариациям

Введение 1.Индексы геомагнитной активности 2. Внезапные начала 3.Минутные значения компонент геомагнитного поля 4. Среднечасовые значения компонент геомагнитного поля 5. Среднесуточные значения компонент геомагнитного поля 6. Каталог геомагнитных пульсаций 7. Аналоговые магнитограммы Введение. Магнитное поле Земли описывается семью параметрами. Для измерения земного магнитного поля в любой точке мы должны измерить направление и напряжённость поля. Параметры, описывающие направление магнитного поля: склонение (D), наклонение (I). D и I измеряются в градусах. Напряженность общего поля (F) описывается горизонтальной компонентой (H), (Y) компонентами горизонтальной напряженности. Эти компоненты могут быть измерены в Эрстедах (1 Эрстед=1 гауссу), вертикальной компонентой (Z) и северной (X) и восточной, но обычно – в нанотеслах (1нТ х 100 000 = 1 эрстеду). Напряженность магнитного поля Земли – грубо между 25 000 - 65 000НТ (0,25-0,65 эрстеда). Магнитное склонение - угол между магнитным и географическим меридианами. D считается положительным, если измеряемый угол восточнее географического, и отрицательным, когда западнее. Геомагнитное поле, измеренное в любой точке земной поверхности, является совокупностью нескольких магнитных полей, генерируемых различными источниками. Эти поля накладываются и взаимодействуют друг с другом. Более чем 90% измеряемого поля генерируется внутри планеты и в земной коре. Эта часть геомагнитного поля часто называется главным магнитным полем. Главное магнитное поле изменяется медленно во времени и может быть описано такими математическими моделями, как (IGRF) - международная геомагнитная рекомендуемая модель, (WMM) - Глобальная магнитная модель. Главное магнитное поле создает в межпланетной среде полость, называемую магнитосферой, где земное магнитное поле преобладает в магнитном поле солнечного ветра. Конфигурация магнитосферы чем-то напоминает комету по распределению динамического давления солнечного ветра. Она сжата с солнечной стороны примерно до 10 радиусов Земли, и в тени Солнца хвостовая часть распространяется на расстояния свыше 100 земных радиусов. Магнитосфера отклоняет поток большей части частиц солнечного ветра около Земли, тогда как линии геомагнитного поля направляют изменение движения частиц внутри магнитосферы. Различные потоки ионов и

53

электронов внутри магнитосферы и токовые системы в ионосфере вызывают вариации напряженности магнитного поля Земли. Эти внешние токи в верхней ионизированной атмосфере и магнитосфере изменяются во времени гораздо меньшем, чем внутреннее главное магнитное поле и могут создавать магнитные поля больше 10% главного магнитного поля. Другими важными источниками являются поля, возникающие от электрических полей, текущих в ионизированной верхней атмосфере, и поля, индуцированные токами, текущими внутри земной коры и мантии. Главное магнитное поле изменяется медленно во времени и может быть грубо описано как магнитный стержень с северным и южным полюсами глубоко внутри Земли, и линии магнитного поля продолжаются далеко в пространстве. Земное магнитное поле изменяется и в пространстве и во времени. Исторически, магнитные обсерватории были основаны для мониторинга вековых изменений магнитного поля Земли, и это остается одной из их наиболее важных функций. Это обычно включает в себя абсолютные измерения, в количестве достаточном для мониторинга приборного дрейфа, и для получения среднегодовых значений. Свыше 70 стран содержат более, чем 200 обсерваторий по всему миру. Данные магнитных обсерваторий являются основными при изучении вековых изменений, исследования внутреннего строения Земли и глобальном моделировании. 1. И н д е к с ы г е о м а г н и т н о й а к т и в н о с т и . Геомагнитные индексы учреждены как ряды данных с целью описания магнитной активности в планетарном масштабе или некоторых её составляющих. Ряды данных однородны с 1932 г. для Кр и Ар, с 1957 г. для Dst. Т р ё х ч а с о в о й и н д е к с К . К индексы выделяют влияние солнечных частиц на земное магнитное поле; в 3-часовой период, они классифицируют уровни возмущений амплитуд вариаций более неустойчивой горизонтальной компоненты поля. Каждый уровень активности связан почти логарифмически с соответствующей амплитудой возмущения. Трёхчасовые индексы отличают истинное возмущение магнитного поля от спокойно-суточных вариаций магнитного поля ионосферных токов. Диапазон К индексов - 28 интервалов от 0 (спокойный) до 9(сильно возмущенный) с дробной частью, выражаемой третями. К-величина равная 27,например, соответствует 2 и 2/3 или 3-; а К равное 30 соответствует 3 и 0/3 или 3 точно; и К, равный 33, соответствует 3 и 1/3 или 3+. Среднее арифметическое от зК величин, пересчитанное по 13 обсерваториям, дает Кр. Лервик (В.Бр.), Ескдалемуир (В.Бр.), Хартланд (И.Бр.) ,Оттава (Кан.),Фредерисбург (США), Мианук (Кан.), Ситка (США), Иеревел (Нов.Зел.), Канберра (Австралия), Лово (Шв.), Брофелд (Дан.), Вингст (Гер.), и Ниемек (Гер.).

54

Эквивалентные амплитуды. аk-индекс: 3-часовой индекс "эквивалентной амплитуды" локальной геомагнитной активности; "а" соотносится к 3-часовому К – индексу согласно следующей шкале: K=0123 4 5 6 7 8 9 a = 0 3 7 15 27 48 80 140 240 400 A к и н д е к с . Ак-суточный индекс локальной геомагнитной активности, вычисленный как среднее из восьми 3-часовых индексов ак. А р и н д е к с . Осредненный планетарный индекс на базе данных сети Кр станций. D S T - Индекс Dst D s t – эквивалентные индексы экваториального магнитного возмущения, вычисляемые из часовых значений низкоширотных магнитных вариаций. Они показывают эффект глобального симметричного экваториального кольцевого тока западного направления, вызывающего уменьшение "главной фазы" в Нкомпоненте поля во время больших магнитных бурь. Единица - нТ. С р или Планетарный суточный индекс. Численное определение верхнего уровня магнитной активности для суток определяется из суммы восьми Ар амплитуд. Диапазон Ср, в интервалах одной десятой, от 0(спокойная) до 2,5 (очень высокая). C 9 . Пересчет диапазона Ср от 0 до 2,5 к одной цифре в диапазоне 0 - 9. 1.1. Данные прямого доступа в виде отдельных файлов: AA 1868 – по наст. время (3 часовые и суточные), месячные и годовые) (Список и гистограммы геомагнитных возмущений и солнечных пятен) KP_AP 1932 – по н.в. (3 часовые и суточные) (Список и гистограммы геомагнитных возмущений и солнечных пятен) AE_HV 1957-75, 78-88 (часовые) AE_MIN 1978-881-6;198903;1990-94 (минутные) DST 1957 – по н.в. (часовые) PC 1975 – по н.в. (15-минутные ) AMANAS 1959 – по н.в. (3 часовые и суточные) KMKNKS 1983 – по н.в. (3 часовые) 1.2. Данные прямого доступа в интерактивном режиме Данные прямого доступа в интерактивном режиме в новой системе "Интерактивный ресурс данных по солнечно-земной физике" - "SPIDR". Indices: Ap, Kp, Cp, C9, Dst ln SPIDR 1.3 Данные в других формах Таблицы индексов. Публикации МЦД.

2. В н е з а п н ы е н а ч а л а . Sudden Commencement 1868 - present

55

3.М и н у т н ы е з н а ч е н и я к о м п о н е н т г е о м а г н и т н о г о поля 3.1 Данные прямого доступа в виде отдельных файлов This Directory contains Минутные значения компонент геомагнитного поля по обсерваториям России и других республик бывшего Советского Союза.Данные находятся в виде месячных файлов. 3.2 Данные прямого доступа в интерактивном режиме Данные прямого доступа в интерактивном режиме в новой системе "Интерактивный ресурс данных по солнечно-земной физике" - "SPIDR" 1Минутные значения компонент геомагнитного поля Мировой сети геомагнитных обсерваторий (453 ст.) in SPIDR 4.Среднечасовые значения компонент геомагнитного поля 4.1 Данные прямого доступа в виде отдельных файлов. Эта директория содержит Среднечасовые значения компонент геомагнитного поля по обсерваториям России и других республик бывшего Советского Союза. В списке этих обсерваторий указаны годы наличия данных в МЧФ. Данные приготовлены в виде годовых файлов. Например, файл "aaa64hv" содержит полные данные обс. Алма-Ата за 1964 D, H и Z компонент. Файл "tkt90_6z"-содержит компоненту Z для 06 месяца 1990 г. Файл "ars73hv_" содержит все данные за год за исключением нескольких дней. Часть данных выставлена в виде месячных таблиц среднечасовых значений. В этом случае в названиях файлов вместо hv написано _tabl. 1. Формат данных приведен после списка обсерваторий. 2. Программа "aaa1_bas.exe" позволяет выбирать данные из годовых файлов в DOS формате. Список геомагнитных обсерваторий. ================================================================ OBSERVATORIES CODE CO LAT. LON. DATA YEARS ================================================================ ALMA ATA AAA FSU-Kaz. 43.25 76.92 63 - 72,75-82,84-90 ARKHANGELSK ARK FSU-Rus. 64.60 40.50 82 - 89 ASHKHABAD ASH FSU-Tur. 37.95 58.11 59 - 70,72-85 BOROK BOX FSU-Rus. 58.03 38.97 80 - 91 CAPE CHELYUSKIN CCS FSU-Rus. 77.72 104.28 57 - 85 CAPE WELLEN CWE FSU-Rus. 66.16 190.17 57 - 87 DIXON ISLAND DIK FSU-Rus. 73.54 80.56 57 - 86 HEISS ISLAND HIS FSU-Rus. 80.62 58.05 58 - 69 IRKUTSK IRT FSU-Rus. 52.46 104.04 57 - 90 KARAGANDA KGD FSU-Kaz. 49.82 73.08 65 - 76, 80,84-89

56

KAZAN KZN KIEV KIV LENINGRAD LNN LVOV LVV MAGADAN MGD MINSK MNK MIRNY MIR MOLODEZHNAYA MOL MOSCOW MOS MURMANSK MMK NOVOKAZALINSK NKK NOVOLAZAREVSKAYA NVL NOVOSIBIRSK NVS OASIS OAS ODESSA ODE P. TUNGUSKA POD PETROPAVLOVSK PET PIONERSKAYA PIO SVERDLOVSK(V.DUB)SVD SVERDLOVSK(ARTI) ARS TASHKENT TKT TBILISI TFS TIKHAYA BAY TKH TIXIE BAY TIK VLADIVOSTOK VLA VOSTOK VOS YAKUTSK YAK YUZHNO SAKHALINS YSS

FSU-Rus. 55.83 FSU-Ukr. 50.72 FSU-Rus. 59.95 FSU-Ukr. 49.90 FSU-Rus. 60.12 FSU-Rus. 54.50 AY -66.55 AY -67.67 FSU-Rus. 55.48 FSU-Rus. 68.95 FSU-Kaz. 45.80 AY -70.77 FSU-Rus. 55.03 AY -66.30 FSU-Ukr. 46.78 FSU-Rus. 61.60 FSU-Rus. 52.90 AY -69.73 FSU-Rus. 56.73 FSU-Rus. 56.43 FSU-Uzb. 41.33 FSU-Geo. 42.09 FSU-Rus. 80.33 FSU-Rus. 71.58 FSU-Rus. 43.78 AY -78.45 FSU-Rus. 62.02 FSU-Rus. 46.95

48.85 30.30 30.71 23.75 151.02 27.88 93.02 45.85 37.31 33.05 62.10 11.83 82.90 100.72 30.88 90.00 158.43 95.50 61.07 58.57 69.62 44.71 52,80 129.00 132.03 106.87 129.72 142.72

64 - 74, 78-89 58 - 91 48 - 88 57 - 72,78 66 - 89 61 - 89 56 - 85 65 - 77 58 - 89 59 - 80 80 61 - 78 67 - 91,94,95 57 - 58 57 - 91 69 - 91 69 - 90 57,58,71,72 45-52,54,56-74,79,80 73 - 88 57 - 71,80,84-91 59 - 90 57 57 - 86 57 - 89 58 - 61,63-85 57 - 89 57 - 88

Формат МЦД среднечасовых значений ========================================================= 1-3 A3 OBSERVATORY 3-LETTER CODE 4-5 I2 Y (01-12) 8 I1 ELEMENT (D, H EAR (last 2 digits, 82=1982) 6-7 I2 MONTH, F, X, Y, or Z) 9-10 I2 DAY OF MONTH (01-31) 11-12 I2 Blanks for hourly values. Values of hourly (00-23) for 2.5 minute values. 13-15 A3 Arbitrary 16 I1 Blank for data since 1900, 8 for data before. 17-20 I4 Tabular base, in degrees for D and I, hundreds of nanoTeslas (gammas) for the intensity elements. 21-116 24I4 24 Twenty-four 4-digit Hourly Values for the day. Values are in tenth-minutes for D and nanoTeslas (gammas)for the intensity elements. Or twenty-four 4-digit 2.5 minute values in the hour. A missing value is identified by 9999. 117-120 I4 Daily Mean or Hourly for the 2.5 minute data.

4.2 Данные прямого доступа в интерактивном режиме

57

Данные прямого доступа в интерактивном режиме в новой системе "Интерактивный ресурс данных по солнечно-земной физике" - "SPIDR". Среднечасовые значения компонент геомагнитного поля Мировой сети геомагнитных обсерваторий (453 ст.) in SPIDR 4.3 Данные в других формах Таблицы часовых значений компонент геомагнитного поля. Публикации МЦД. 5.Среднесуточные значения компонент геомагнитного поля Эта директория содержит среднесуточные значения компонент геомагнитного поля обсерватории Тбилиси (1880 - 1991). Эта директория приготовлена институтом геофизики Академии наук Республики Грузия. 6. Каталоги геомагнитных пульсаций Каталоги геомагнитных пульсаций, зарегистрированных на обс. Борок. 7. Аналоговые магнитограммы 7.1. Микрофильмы и микрофиши аналоговых магнитограмм с 1957 г Мировой сети геомагнитных станций. Эта директория содержит каталог магнитограмм МЦД по СЗФ, Москва

7.2. В 2002г. МЦД по СЗФ совместно с Центром изучения геофизических данных ИФЗ РАН (ЦИГЕД) и Комиссией МСНС по МЦД данных начал работы по международному проекту «Спасение магнитограмм обсерваторий бывшего Советского Союза». Основная задача проекта спасение данных обсерваторий путем их фотографирования цифровой камерой непосредственно на обсерваториях и последующего формирования базы цифровых изображений аналоговых магнитограмм в МЦД по СЗФ с возможностью удаленного доступа и поиска данных по сети Интернет. В 2002г. была выполнена съёмка цифровой камерой всех магнитограмм обс. Львов за 1993-2001 гг. и создан прототип базы данных цифровых изображений магнитограмм, доступный в сети Интернет, включающий в себя магнитограммы обс. Львов и отсканированные в МЦД данные обс. Арти, Магадан, Москва. В ЦИГЕДе ИФЗ РАН разработаны алгоритм и программное обеспечение по автоматической оцифровке сканированных геомагнитных регистраций, используя математическую морфологию для распознавания и оцифровки кривых. Пользователь может выбрать из базы данных отсканированную магнитограмму и, используя программу оцифровки, перевести аналоговую запись в цифровую форму. Схема всего цикла приведена ниже:

58

База данных цифровых изображений магнитограмм имеет иерархическую структуру: вид регистрации, имя обсерватории, год, день. Для удобства пользователей представлены годовые « музыкальные диаграммы» Кр индексов. Пользователь может, «кликнув» интересующие его Кр, получить изображение магнитных вариаций для соответствующего дня. Часть суточных записей разбиты на три части из-за ограниченных размеров используемых сканеров. Магнитограммы сканировались в МЦД, в Москве, Львовские – непосредственно на обсерватории цифровой камерой. Список отсканированных магнитограмм приведен в таблице.

Всего

Обсерватории

годы

Ц. изображения

ARTI

1999-2001

3352

LVOV

1993-2001

3287

MOSCOW

1992-1997

6614

MAGADAN

1997-2001

4423

4

22 ст-лет

1 7676

Сканированные магнитограммы выставлены в Интернет на нашем сайте: http://www.wdcb.ru/stp/data/Images_of_Magnetograms/index.html

Сетевой интерактивный ресурс данных по солнечно-земной физике SPIDR является распределенной сетью синхронных баз данных и сервисных программ, которые синхронизированы в реальном времени в Мировых центрах данных в Болдере, Москве, Кейптауне, Пекине, Сиднее и Нагойа. Узел системы SPIDR обычно реализуется на компьютерном кластере и обеспечивает параллельный доступ к сети тематических баз данных,

59

интерактивную визуализацию временных рядов, карт и изображений и выборку многодисциплинарных данных, а также поиск характерных событий в "космической погоде" в терминах естественного языка с применением нечеткой логики. Московский узел SPIDR находится по адресу http://clust1.wdcb.ru/spidr.

Исторический архив космической погоды включает в себя геомагнитные и солнечные индексы, вариации магнитного поля Земли, параметры ионосферы, межпланетного магнитного поля и солнечного ветра, каталог солнечных вспышек, данные со спутников GOES, DMSP и YHOKOH. Все данные в системе SPIDR (также как и исходные тексты программ самой системы) открыты, для загрузки данных на диск клиента требуется регистрация пользователя с указанием как минимум имени и адреса электронной почты, визуализация и поиск данных доступны анонимному пользователю. Каждый узел SPIDR образован web-сервером, связанным с сервером приложений, который, в свою очередь, связан с несколькими локальными или распределенными серверами баз данных. Основные задачи сервера приложений – доступ к мета-данным, интеллектуальный поиск данных, визуализация, моделирование, и доставка данных пользователям. Web-сервер осуществляет интерактивную связь с сервером приложений по протоколу HTTP. Программное обеспечение SPIDR написано на языке Java, что делает систему масштабируемой и независимой от операционной системы конкретного сервера приложений. Каждый сервер SPIDR имеет интерфейс управления базами данных, который позволяет выполнять модификацию данных удаленным пользователям с правами администратора по сети Интернет. Узлы системы SPIDR автоматически обмениваются обновлениями баз данных и программного обеспечения. Система допускает интеграцию с вычислительными моделями околоземной среды и космической погоды в реальном времени. Распределенная архитектура системы является ключевым фактором для сокращения времени ожидания при визуализации мультимедийных данных и быстрой доставки данных на компьютеры пользователей для последующей обработки и анализа. Литература 1.

Жижин М.Н., А. Бурцев, Е.П. Харин. Интерактивный ресурс данных по солнечно-земной физике. Труды конференции по физике солнечноземных связей, Иркутск, 24-29 сентября 2001г. Сборник "Солнечноземная физика", Вып. 2 (115), Иркутск, 2002. С. 119-123.

СИСТЕМА СБОРА И ОБРАБОТКИ ГЕОМАГНИТНЫХ ДАННЫХ ДЛЯ ИНТЕРАКТИВНОГО РЕСУРСА ДАННЫХ ПО СОЛНЕЧНО-ЗЕМНОЙ

60

ФИЗИКЕ SPIDR НА БАЗЕ СУЩЕСТВУЮЩЕЙ СЕЙСМОЛОГИЧЕСКОЙ СЕТИ ПЕРЕДАЧИ ДАННЫХ В ИНТЕРНЕТ

А.В. Андреев, М.Н. Жижин, А.А Бурцев,А.Н. П о л я к о в (Центр изучения геофизических данных ИФЗ РАН) Основной задачей проекта является попытка минимизировать временные и финансовые затраты на организацию (восстановление) академической сети передачи цифровых геомагнитных данных с обсерваторий до коллективных центров компьютерной обработки и представления данных. В качестве коллективных центров обработки и хранения данных используются распределенные узлы Сетевого интерактивного ресурса данных по солнечно-земной физике SPIDR. Первый узел SPIDR реализован в МЦД по солнечно-земной физике в Москве на базе параллельного кластера из 12 линукс-компьютеров с общим объемом дискового пространства 1 Тбайт и оптическим высокоскоростным выходом в Интернет 1 Гбит/с. Имеются результаты по сбору геомагнитных данных в режиме, близком к реальному времени, со станций Интермагнет (2002-2003 гг.). С 2002 г. SPIDR также используется для сбора и обмена данных с цифровых ионозондов США, Австралии и Южной Африки в реальном времени. В качестве сети передачи данных предлагается в первую очередь использовать каналы Интернет совместно с Геофизической Службой РАН. В ЦОМЭ ГС РАН уже создана и расширяется сеть передачи мультидисциплинарных геофизических данных в реальном времени (в основном сейсмика и GPS) и имеется подготовленная инфраструктура, обслуживающая аппаратную часть, к которой могут быть подключены большинство среднеширотных геомагнитных и ионосферных обсерваторий. Пропускная способность этой сети позволяет добавление потоков геомагнитных и ионосферных данных без снижения качества передачи сейсмических волновых форм. В настоящее время отрабатывается система цифровой регистрации геомагнитных вариаций на базе кварцевых датчиков Боброва, разработанная в ИЗМИРАНе. Приборы достаточно просты в установке, обеспечивают необходимую точность измерений для магнитных обсерваторий, устойчивы к воздействиям окружающей среды, экономически выгодны по сравнению с зарубежными аналогами, и имеют интерфейс для подключения к системе передачи данных. Интерактивный ресурс данных по солнечно-земной физике SPIDR Интерактивный ресурс данных по солнечно-земной физике (Space Physics Interactive Data Resource, SPIDR) – это распределенная сеть

61

синхронных баз данных и серверов приложений, позволяющая выбирать, визуализировать и моделировать исторические данные по космической погоде в сети Интернет. Система допускает интеграцию с вычислительными моделями околоземной среды и космической погоды в реальном времени. Распределенная архитектура системы является ключевым фактором для сокращения времени ожидания при визуализации мультимедийных данных и быстрой доставки данных на компьютеры пользователей для последующей обработки и анализа. Проект SPIDR развивался в основном кооперативными усилиями двух научных центров: Национальным Центром Геофизических Данных (NGDC NOAA) в Болдере, США, и в Центром Изучения Геофизических Данных (ЦИГЕД РАН) в Москве. Международные организации для обмена данными по системе SPIDR – это мировые центры данных по солнечно-земной физике WDC STP. Они также являются сетевыми узлами SPIDR. Центру ионосферных прогнозов (Ionosphere Prediction Service, IPS) в Cиднее, Австралия, был присвоен статус узла SPIDR и в июле 1999 в нем были установлены сервер SPIDR и базы данных. В декабре 2000 сервер SPIDR и базы данных были установлены в Родезийском университете, Грехемстаун, Южная Африка, в январе 2001 сервер SPIDR и базы данных были установлены в Университете г. Нагойа, Япония, и в апреле 2003 узел SPIDR был установлен в Центре космической погоды Пекинского университета, Китай. Основное преимущество такого распределения серверов SPIDR состоит в том, что региональные подключения к сети Интернет являются обычно более быстрыми, чем межконтинентальные связи. Таким образом, региональный web- сервер будет "более интерактивен" при запросах к данным и визуализации, хотя при этом может потребоваться войти в контакт с удаленными базами данных, если региональный узел SPIDR не имеет достаточной производительности на сервере приложений или просто не заинтересован в хранении локальной копии определенной базы данных. Узел системы SPIDR обычно реализуется на компьютерном кластере и обеспечивает параллельный поиск, обработку и визуализацию больших объемов данных с применением методов искусственного интеллекта и нечеткой логики. Каждый сервер SPIDR имеет интерфейс управления базами данных, который позволяет выполнять модификацию данных удаленным пользователям с правами администратора по сети Интернет. Узлы системы SPIDR автоматически обмениваются обновлениями баз данных и программного обеспечения. После того, как клиент с помощью браузера соединяется с webсервером SPIDR, клиентской машине передаются несколько встраиваемых в браузер Java-приложений, которые там и работают (рис. 1). Они помогают исполнению операций и запросов. Делая запрос к системе, пользователь выбирает интервал времени, все необходимые параметры, возможно список

62

станций или спутников, и заполненная форма запроса данных посылается через web-сервер на Java-сервлет, выполняющийся на сервере приложений . В свою очередь Java-сервлет распределяет JDBC-запросы на серверы базы данных и, после получения и обработки результатов, посылает их назад клиентской машине. Далее пользователь может оперировать с полученными данными с помощью загруженных ранее Java-апплетов и функций JavaScript, выполняющихся в пределах его браузера.

Client

Data Base 1 J DBC

Java servlets

Internet

Application server D ata Base 2

R

M

I

W W W server

Space weather models

Data Base 3

Internet

SPID R API

Рис. 1. Узел SPIDR

Наряду с интерактивной работой в системе SPIDR через web-сервер, данные из системы доступны и для запросов из других вычислительных систем (рис. 1). Вычислительные модели космической погоды могут посылать запросы данных и получать отобранные данные от SPIDR по сети Интернет, используя специальный прикладной программный интерфейс (API). API сформирован набором Java-классов с методами, вызываемыми через протокол удаленного обращения к методам (RMI и веб-сервисы). При запуске сервера приложений, классы самостоятельно регистрируются в специальном именном пространстве, так называемом системном реестре RMI. Чтобы получать данные от SPIDR, вычислительная модель должна найти соответствующий класс API в системном реестре RMI сервера приложений и вызывать метод запроса к данным с параметрами, отражающими интервал времени, базу данных, таблицу базы, и столбец(цы) с параметрами, и, возможно, спутник или станцию наблюдений (все доступные классы, методы, и значения их параметров изложены в документации API). Сервер приложений собирает данные из кластера баз данных, заносит их в общий класс-контейнер, называемый моделью данных SPIDR (data model), и посылает этот класс-контейнер в ответ на запрос по сети Internet. Минимальные аппаратные требования для оптимальной работы сервера приложений системы SPIDR: мобильный компьютер типа notebook с

63

процессором типа Pentium 300 МГц, оперативной памятью 32 Мбайт, дисковым пространством порядка 3 Гбайт, подключенный к сети Интернет по протоколу TCP/IP с помощью модема или выделенной линии. Типовая конфигурация основного комплекта оборудования, используемая узлами SPIDR в настоящее время: два процессора Pentium-III 1 ГГц, оперативная память 512 Мбайт, 100 Гбайт дискового пространства, подключение к Интернет со скоростью 100 Мбит/с. Московский узел SPIDR расположен в помещении объединенного вычислительного центра ЦИГЕД ИФЗ и ГЦ РАН. Базы данных и программное обеспечение системы размещены на вычислительном кластере из 12 параллельных компьютеров типа IBM PC под управлением операционной системы Linux, соединенных между собой по протоколу Gigabit Ethernet с высокоскоростным оптоволоконным 1 Гбит выходом в Интернет. Типовой компьютер кластера - IBM PC с процессором Intel Celeron 733 МГц, оперативной памятью 512 Мбайт. Управление и внешний доступ к кластеру осуществляются через сервер приложений с двумя процессорами Intel Pentium III 1 ГГц с оперативной памятью 1 Гбайт. Пиковая производительность кластера подобной конфигурации достигает 10 Гфлоп/сек. SPIDR объединяет распределенные тематические базы данных по различным направлениям солнечно-земной физики. Она также содержит дополнительные базы данных для административных целей. Схема подключений баз данных в SPIDR изображена на рис. 2. Общий конфигурационный файл содержит адреса распределенных серверов баз данных (configuration data). Административная база данных пользователей регионального узла (Users) связана со встроенной базой данных отзывов и предложений по работе системы (StpBugrat). База мета-данных (Metadata) содержит имена Java-классов для загрузки и экспорта данных из тематических баз, интервалы времени наличия этих данных, физические единицы измерений, заголовки и способы размещения графиков временных рядов, имена и координаты геомагнитных, ионосферных, солнечных обсерваторий и станций космических лучей, а также параметры орбиты и времена жизни научных спутников, данные от которых хранятся в системе. Ядром SPIDR является база данных StpCore, которая содержит основные геомагнитные и солнечные индексы, параметры межпланетного магнитного поля (IMF), и обычно устанавливается на каждый узел SPIDR.

64

Configuration data

Metadata

Users

StpBugrat

Optional databases

Image archives

Goes

Iono

Geom

DMSP

Spase Events

Cosmic Rays

StpCore DMSP images

Sun images

Рис. 2. Конфигурация баз данных SPIDR

Дополнительные базы данных (optional databases, рис. 2) могут быть установлены локально на узле SPIDR или запрашиваться с удаленного узла сервером приложений, в зависимости от конкретной конфигурации. Они включают базы данных изображений Солнца с различных спутников и обсерваторий (Sun images), базу данных по параметрам околоземной среды со спутников GOES, базу данных с изображениями Земли и орбитальными данными спутников DMSP, временные ряды наблюдений ионосферных и геомагнитных станций (базы данных Iono и Geom), временные ряды наблюдений со станций космических лучей (база данных CosmicRays), и каталог событий космической погоды (база данных SpaceEvents). В таблице ниже приводятся краткие описания и временные интервалы наблюдений для данных, доступных в системе SPIDR: База данных ТаблиВид наблюдений цы Users Регистрационные данные о пользователях SPIDR, место постоянного хранения пользовательских «корзин данных» Stp Bugrat Отчеты пользователей об ошибках системы и запросы о новых свойствах и функциях SPIDR GOES Данные спутников GOES, 1 мин и 5 мин satellites вариации и параметры орбит Stp Core IMF Параметры межпланетного магнитного поля и солнечного ветра, 1 час вариации geomInd Геомагнитные и солнечные индексы DST, Kp, .. SSN Число и группы солнечных пятен

65

Года 1986 – 2002 1973 – 2002 1932 – 2002 1800 – 2002

Ionoshere Geomagnetic field Cosmic rays

-

Space weather events Sun images DMSP images Night time lights

-

Параметры ионосферы и ионосферных станций Минутные и часовые вариации магнитного поля Земли и параметры геомагнитных станций Наблюдения космических лучей и параметры станций События космической погоды (солнечные вспышки и выбросы частиц) Ежедневные изображения Солнца в различных диапазонах с обсерваторий и спутников Изображения Земли в инфракрасном и видимом диапазонах со спутников Изображения Земли с указанием положения стабильных ночных огней, полученные в результате совместного проекта NGDC/DMSP

1900 – 2002 1957 – 2002 1998 – 2002 1975 – 2002 1995 – 2002 1991 – 2002 -

Новая база данных может быть относительно просто добавлена в систему посредством объединенного интерфейса без остановки работы сервера приложений. Чтобы добавить базу данных в SPIDR, нужно указать сетевой адрес новой базы данных в конфигурационном файле, подготовить и разместить на web-сервере SPIDR HTML-форму для запроса к данным, и добавить мета-данные для нового типа данных (имя Java-класса для доступа к данным, размер окна графика, логарифмические/линейные масштабы и метки осей на графиках, и т.п.). После очередного автоматического обновления конфигурации сервера приложений (обычно раз в 10 мин), новая база данных станет доступна из системы SPIDR. Для понимания архитектуры SPIDR важно определить термин "корзина данных". Это – специальный объект-контейнер, связанный с каждым зарегистрированным пользователем, который содержит список всех наборов данных, отобранных пользователем для графического анализа и экспорта из системы. Эта информация сохраняется от сессии к сессии для каждого зарегистрированного пользователя так, чтобы всякий раз, когда пользователь вновь входит в систему, он уже имел список наборов данных и интервалы дат, с которыми он работал в предыдущей сессии. Корзина данных позволяет одновременную выборку и визуализацию многодисциплинарных данных, существенно расширяя возможности анализа и доступа к данным в целом. Например, добавив в корзину данные по солнечной активности и состоянию ионосферы (различные формы запроса данных и различные базы данных SPIDR), пользователь получает возможность построить все графики на одной странице в едином масштабе времени и загрузить все запрошенные данные с сервера в одном файле. Визуализация временных рядов в SPIDR, главным образом, основана на технологии Java-апплетов, динамически встраиваемых в web-страницу. После того, как web-сервер получает запрос на визуализацию данных с формы тематической базы данных или со страницы с содержимым «корзины данных», специализированный графический модуль на сервере приложений

66

SPIDR соединяется с нужными базами данных (рис. 3), заносит выборку в объект-контейнер Data SequenceSet, сохраняет этот объект на жестком диске сервера в директории, доступной клиенту по протоколу HTTP, и посылает клиенту динамически сформированную HTML-страницу с внедренными ссылками на Java-апплеты, строящие графики (возможно несколько приложений-графиков на одной странице, рис. 4) и на сериализованные объекты-контейнеры с выборками данных (взаимно-однозначное соответствие между контейнерами и приложениями-графиками). З апрос к базе данны х и обработка результата сервером

H T M L -с т р а н и ц а с внедренны м и в нее апплетам и

JD BC дл

Ф я

ай л ви с зу да ал нн из ы м ац и ии

HTTP

Б азы данны х S P ID R

Ж есткий диск сервера

С инхронизация вр е м е н н ы х ш ка л а пп л е то в

Рис. 3. Принцип визуализации данных в SPIDR

Рис. 4. Пример окна Java-апплета с графиком вариаций магнитного поля, зарегистрированных спутником GOES-6

67

Если на странице имеется больше чем один график, Java-апплеты «договариваются» между собой путем обмена событиями через объектсинглетон, и синхронно масштабируют временные оси всех графиков. В случае, если пользователь хочет изменить масштаб изображения в интересный ему период времени на одном из графиков, все остальные графики на этой странице автоматически масштабируются к тому же временному окну. Информация обо всех графиках на странице приводится в обобщающей таблице, где указаны интервалы времени, для которых построены графики (могут различаться из-за пропусков в данных), физические единицы измерений, имена и координаты регистрирующих станций (см. табл. ниже). Для распечатки графиков на принтере и для включения их в статические электронные документы, сервер приложений может создавать графики временных рядов в виде статических изображений в формате GIF (в этом случае масштабирование графиков будет недоступно). Система автоматизированной синхронизации данных между региональными узлами SPIDR основана на обмене данными по подписке по электронной почте и удаленном вызове процедур загрузки файлов с данными на региональных узлах, подписавшихся на соответствующие обновления. Например, если администратор ионосферной базы данных на региональном узле в Москве загружает новый файл с данными, и региональный узел в Болдере подписан на обновления ионосферных данных из Москвы, то после проверки формата, интерактивной визуализации и успешной локальной загрузки данных на московском узле, сжатая копия файла данных с приложением инструкций по загрузке, выполненных в Москве, будет отправлена по электронной почте на специальный адрес в Болдере. Там это сообщение будет проверено на соответствие электронных подписей, файл с данными разархивирован и автоматически загружен в локальную базу данных. SPIDR позволяет загружать данные автоматически по электронной почте (так работает загрузчик геомагнитных данных сети Интермагнет) или с использованием «тонкого» клиента, который вызывается из командной строки скриптом операционной системы и передает файл данных и управляющие команды по протоколу SOAP на специальный веб-сервис на узле SPIDR (в настоящее время так загружаются ионосферные данные). Первоначально SPIDR планировался как система для выборки и анализа данных из научных архивов в системе Мировых центров данных по солнечно-земной физике. Однако зачастую данные поступают в эти центры уже в реальном времени или с задержками порядка нескольких часов. Уже сегодня обмен ионосферными данными с обсерваторий между узлами SPIDR достигает 10000 сообщений в день. Возникла новая задача расширения системы SPIDR для работы с данными в реальном времени. В первом приближении это достигается периодическими обновлениями метаданных. Более сложными становятся проверка качества загружаемых данных, замена

68

предварительной версии данных, полученной в реальном времени, на окончательную версию, выработанную Мировыми центрами данных, и синхронизация региональных узлов. Сеть передачи данных В качестве сети передачи данных для автоматической загрузки в SPIDR предлагается в первую очередь использовать каналы Интернет совместно с Геофизической Службой РАН. В ЦОМЭ ГС РАН уже создана и расширяется сеть (рис. 5) передачи мультидисциплинарных геофизических данных в реальном времени (в основном сейсмика и GPS) и имеется подготовленная инфраструктура, обслуживающая аппаратную часть, к которой могут быть подключены большинство среднеширотных геомагнитных и ионосферных обсерваторий. Пропускная способность этой сети позволяет добавление потоков геомагнитных и ионосферных данных без снижения качества передачи сейсмических волновых форм

Рис. 5. Сеть станций ЦОМЭ ГС РАН, с которых возможен сбор цифровых геомагнитных данных.

В таблице ниже приводится список сейсмических станций, передающих данные в реальном времени и которые в первую очередь планируется использовать для сбора геомагнитных данных. n/n 1 2 3

Название станции Арти Кисловодск Ловозеро

Код ARU KIV LVZ

Широта, град. 56.430N 43.955N 67.898N

69

Долгота, град. 58.562E 42.686E 34.651E

Н, м 250 1054 630

4 5 6

Норильск Обнинск Талая

NRIL OBN TLY

69.505N 55.116N 51.681N

88.441E 36.569E 103.644E

92 130 579

Цифровые станции Цифровая магнитовариационная станция является высокочувствительным магнитометром, выполненным на основе кварцевых магнитных датчиков системы В.Н.Боброва в виде переносного прибора, и предназначена для непрерывной регистрации вариаций трех составляющих Х (Н), Y (D), Z вектора магнитной индукции (ВМИ) поля Земли, а также для исследования полей, создаваемых искусственными источниками и для специальных целей. Внешний вид одного из вариантов ЦМВСБ показан на рис. 6.

Рис. 6. Внешний вид цифровой магнитовариационной станции

Прибор включает в себя: корпус с тремя регулировочными ножками и двумя жидкостными уровнями, внутри которого на массивном основании расположен трехканальный магнитный измерительный преобразователь (МИП), выполненный на основе кварцевых датчиков (КД) с электрическим выходом оригинальной конструкции, и два соединительных кабеля для подключения источника питания и цифрового регистратора. МИП содержит три КД, отличительной особенностью которых является то, что фотоэлектрический преобразователь установлен непосредственно на кварцевой рамке внутри корпуса датчика, плату усилителей (УС) и плату цифрового регистратора (ЦР) данных. На корпусе ЦМВСБ расположены органы управления и контроля станции и соединительные разъемы,

70

позволяющие производить ориентацию и установку КД, питание ее от источника постоянного тока (аккумуляторной батареи или стандартного сетевого адаптера) и передачу данных через последовательный канал связи в специальное устройство сбора и накопления информации (УСНИ) или в персональный компьютер (ПК). На боковых стенках корпуса прибора около каждого КД установлено по два компенсационных магнита, позволяющих производить настройку вариометров в измерительный диапазон в заданном районе проведения работ. КД канала Z-вариометра установлен на кронштейне, а КД каналов D и Н, – на угольниках, укрепленных на корпусе и ориентированных взаимно перпендикулярно с точностью до ±5 угл. мин. Юстировка всех КД выполнена так, что оси вращения подвижных магнитов и их магнитные оси ориентированы параллельно посадочным поверхностям КД с точностью до ±3 угл. мин. Плата УС содержит три идентичных канала усиления, позволяющих обеспечивать необходимую крутизну преобразования поле-напряжение МИП, датчик измерения температуры, два линейных стабилизатора напряжения питания усилителей и источник питания для свето- фотодиодов. Плата ЦР содержит АЦП с управляющим микропроцессором, энергонезависимую память, объем которой позволяет накапливать измеренную информацию о вариациях магнитного поля на заданном промежутке времени, последовательный канал передачи данных во внешний регистратор и преобразователь напряжения DC-DC. Питание ЦМВСБ осуществляется от аккумуляторной батареи или от стандартного сетевого адаптера напряжением постоянного тока 12 ± 3В, при этом потребляемая мощность не более 0,5 Вт. Основные технические характеристики: Динамический диапазон измерения вариаций, составляющих ВМИ по каждому измерительному каналу ±1000 нТл Цена единицы счета наименьшего разряда цифрового отсчетного устройства ±0,1 нТл Цикл автоматических измерений 0,1…3600 с Относительная нестабильность показаний во времени < 1 нТл/сут. Диапазон рабочих температур от -40 до +60°С Относительная нестабильность от влияния температуры < ± 0,1 нТл/°C Зависимость показаний от угла наклона < ± 0,2 нТл/угл.мин. Объем энергонезависимой памяти 1 (8) Мбайт Скорость передачи данных по последовательному каналу RS232 9600 бод Напряжение питания от источника постоянного тока 12 ± 3 В Мощность потребления < 0,5 Вт Габаритные размеры 320х320х150 мм Масса < 5 кг

71

БАЗЫ ГЕОМАГНИТНЫХ ДАННЫХ КАК ИНСТРУМЕНТ ИССЛЕДОВАНИЙ ПО СОЛНЕЧНО-ЗЕМНОЙ ФИЗИКЕ

А.Н.Зайцев, В.И.Одинцов, В.Г.Петров, А . С . А м и а н т о в (ИЗМИРАН, Троицк) Развитие исследований по солнечно-земной физике в значительной степени базируется на знаниях о магнитосфере Земли и ее поведении в периоды магнитных бурь. При этом весь земной шар рассматривается как единая лабораторная установка, где отдельные магнитные обсерватории образуют систему датчиков, на основании которой мы судим о процессах в околоземном космическом пространстве. Такой подход был реализован в проекте «Геомагнитный меридиан» (1972-1978), затем в период МИМ (19861990) в программе CDAW – Coordinated Data Analysis Workshop. В настоящее время в рамках SCOSTEP осуществляется широкая международная программа CAWSES “Climate and Weather of the Sun-Earth System” («Климат и погода в системе Солнце-Земля), см. http://www.ngdc.noaa.gov /stp/ SCOSTEP-/scostep.html. Эта программа рассчитана на 2004-2008 гг. и призвана объединить все исследования по солнечно-земной физике в один блок на основе опыта предыдущих международных программ. С другой стороны, все ведущие космические агентства приняли программу ILWS «International Liwing With a Star”, рассчитанную на координацию спутниковых программ. Целиком программа будет развернута ко времени развития следующего максимума солнечной активности 2010-2013 гг, подробности на сайтах http://ilws.gsfc.nasa.gov/, ее американская часть на сайте http://lws.gsfc.nasa.gov. С приближением 50-летия Международного геофизического года (1957-1958), с которого фактически началась космическая эра, учеными разных стран предложено несколько инициативных научных проектов, в том числе «Международный гелиофизический год», см. сайт www.ihy.gsfc.nasa.gov, и «Международный полярный год», см. сайт www.ipy.gsfc.nasa.gov. К этому же времени ожидается запуск сразу 5 микроспутников по проекту THEMIS (Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms), целью которого является исследование суббуревых нестабильностей, формирующихся при прохождении частиц солнечного ветра через магнитопаузу и приводящих к возникновению суббурь, подробности на сайте http://sprg.ssl.berkeley.edu/themis/. Во всех этих программах учтены требования наземной поддержки исследований, в первую очередь в виде мониторинга о состоянии магнитного поля Земли и ионосферы. В международном масштабе основной системой мониторинга о состоянии магнитного поля Земли служит система «Интермагнит» www.intermagnet.ru, объединяющая более 90 магнитных обсерваторий со всего мира. Россия в этой системе, по состоянию на лето 2003 года, была представлена всего одной обсерваторией «Иркутск». Вместе

72

с тем, многие обсерватории представляют свои данные в режиме реального времени, что связано с обеспечением магнитно-ионосферного прогнозирования. В России в настоящее время таковыми являются Иркутск обсерватории Москва, http://forecast.izmiran.rssi.ru/, http://magnit.istp.net.ru/ogmo /patron/, и Томск http://sosrff.tsu.ru/. Большую работу ведет ААНИИ, который переоснащает полярные обсерватории Диксон, Челюскин, Шпицберген, Тикси, Норильск, Певек, http://www.aari.nw.ru/clgmi /geophys/mag_main.htm. В ближайшее время можно надеяться, что в Интернет появятся Калининград, Санкт-Петербург, Архангельск, Екатеринбург, Новосибирск и некоторые обсерватории Дальнего Востока. На обсерватории Мыс Шмидта в 1986 году была установлена цифровая вариационная станция ЦМВС-2, которая до сих пор успешно там работает. В обсерватории Паратунка (Камчатка) также имеется цифровая МВС, и таким образом имеется возможность представления магнитных данных в реальном времени. Для региона Дальнего Востока полезной справочной базой является сеть магнитных обсерваторий США, покрывающая регион Тихого океана, см. сайт http://geomag.usgs.gov/program.html/. Само по себе представление магнитных данных хотя и является крайне важным шагом на пути их активного использования, но не может удовлетворить всем современным требованиям исследователей. Проект CDAW послужил отправной точкой создания обобщенного аналитического представления вариационных данных в виде эквивалентных токовых систем и других параметров ионосферы в планетарном масштабе. За последнее время эти методы анализа и представления данных были развиты и реализованы в виде сервиса в реальном времени – AMIE “Assimilative Mapping of Ionospheric Electrodynamics”, см сайт http://amie.ngdc.noaa.gov/current.html. Такое обобщенное представление большого объема данных позволяет сразу перейти от качественного описания развития возмущений магнитного поля к их количественной оценке. Следует отметить, что в большинстве случаев анализируемые данные подтверждают общую схему развития токовой системы, предложенной нами ранее [1]. В качестве подтверждения сказанному на рис. 1 представлены данные по AMIE за период 09 ноября 2003 года * и схема токовой системы по [1]. Сходство схемы полярных токов и таких же токов в реальном времени достаточно полная. Важным дополнением планетарного представления магнитных данных в формате AMIE являются данные радарного зондирования полярной ионосферы, реализованные в проекте SuperDARN “Super Dual Auroral Radar Network”, см. сайт http://superdarn.jhuapl.edu. Этот проект объединяет ученых из 11 стран, на территории которых расположены

*

Публикуемый текст после исправлений и дополнений поступил 10.11.03 г.

73

специальные радары и данные с которых непрерывно поступают в общую базу данных.

Рис. 1. В левой части – схема токов полярных геомагнитных возмущений согласно ( 1 ), в правой части – эквивалентные токи для момента 09 ноября 2003 года в 14:50 мирового времени, определяемые методом AMIE. Сходство токовых систем указывает на общие источники возникновения и развития токов в высоких широтах

Результаты работы SuperDARN являются основой современной диагностики полярной ионосферы. Отметим также, что сектор Восточной Арктики не охвачен системой SuperDARN и представляется необходимым участие ИКИР в этом проекте. За прошедший год заметно оживление российской науки, которое в первую очередь видно по росту объема научной информации в сети Интернет. В области солнечно-земной физики появилось много новых сайтов, а также новых разделов на сайтах ведущих институтов, работающих в области СЗФ. В качестве первого примера следует отметить сайт http://solarwind.cosmos.ru/, разрабатываемый как справочно-информационная система по Программе фундаментальных исследований Отделения физических наук РАН «Солнечный ветер: генерация и взаимодействие с Землей и другими планетами». Координатором программы выступает ИКИ РАН, в программе участвуют 13 ведущих институтов Академии наук и ведомств. Понятно, что данные магнитных наблюдений привлекаются для программы «Солнечный ветер» в качестве исходного материалы при анализе конкретных событий. В качестве новейшего примера комплексного подхода при анализе событий, повлекших большие магнитные бури, можно сослаться на работу группы американских ученых по интервалу 14-24 апреля 2002 года. Обширные материалы по этому активному периоду собраны на сайте http://storms.jhuapl.edu/index.html, включая анализ наземных геомагнитных данных. Представляется целесообразным использовать методические

74

подходы этой рабочей группы при анализе наших магнитных данных, и в качестве первого шага проанализировать интервал 14-24 апреля 2002 года по записям магнитных обсерваторий Дальнего Востока. Другим интервалом интенсивного изучения магнитных возмущений, по-видимому, станет интервал 21 октября – 05 ноября 2003 года. В этот промежуток времени произошла одна из самых больших магнитных бурь за весь 23-ий цикл солнечной активности. Самым возмущенным стал день 29 октября. На рис.2 приведена магнитограмма с сайта ИЗМИРАН, где выставлены вариации поля и К-индексы. Видно, что амплитуда возмущения составила не менее 2000 нТл, что является рекордным значением за многие годы.

Рис.2. Пример регистрации вариаций магнитного поля в обсерватории Москва в реальном времени за 29 октября 2003 года. Рисунок взят из Интернет.

Именно внимание общественности к таким большим и ярким событиям, как магнитная буря 29 октября, позволяет рассчитывать на поддержку научных исследований в этом направлении. Вместе с тем, очевидна роль ученых в просвещении общества в этой области. Для этого наиболее полно подходит Интернет как среда, где легко и быстро проходит распространение любой информации. Нами начата работа по подготовке материалов по СЗФ для представления в сети Интернет, которая получила поддержку в виде гранта РФФИ 02-07-90232 “Создание информационного Интернет-ресурса по солнечно-земной физике” [2]. В рамках этого гранта

75

создан прототип сайта www.stp.cosmos.ru, для которого ведется систематическая подготовка контента. Начиная с 4 октября 2002 года каждые две недели рассылается Бюллетень новостей по СЗФ, см. http://www.izmiran.rssi.ru/magnetism/ELNEWS/index.htm. Основные разделы сайта сформированы по рубрикам: новости, космическая погода, события, СЗФ в России, организации, персоналии, история, образование, ссылки и ряд вспомогательных разделов. Отдельные рубрики уже выставлены в Интернет, как, например, раздел, посвященный юбилею основателя ИЗМИРАН и создателя солнечно-земной физики в СССР, проф. Н.В.Пушкова http://top.izmiran.rssi.ru/~npushkov/, там же выставлен раздел по образованию http://top.izmiran.rssi.ru/~children/. База данных геомагнитных обсерваторий России за 1984 - 2000 гг. была собрана на CD-ROM и издана с пояснительной брошюрой [3]. CD-ROM размещен в виде отдельного сайта http://magbase .rssi.ru /index.htm. Дальнейшее наполнение базы данных базируется на взаимодействии всех институтов, ведущих наблюдения на магнитных обсерваториях России. Кроме того, совершенствуется инструментарий работы с базой данных, в частности с применением технологии пакета программ MATLAB. В рамках гранта РФФИ № 03-07-90066 в ИЗМИРАН ведется разработка веб-сервера MATLAB для доступа к базе геомагнитных данных и последующей интерактивной обработке экспериментальных данных, доступных по сети Интернет. Технология MATLAB Web Server позволяет создавать MATLABприложения, которые используют возможности Интернет для передачи данных в систему MATLAB для вычислений и отображения результатов в Web-браузере с использованием стандартной Web-технологии в виде HTMLдокументов и форм для доступа пользователей к вычислительным ресурсам. Пример использования MATLAB Web Server для доступа к «Базе данных геомагнитных обсерваторий России» на CD-ROM и вычисления спектральновременных характеристик геомагнитных вариаций по данным этой базы представлен в тестовой версии на сайте http://vlod.izmiran.rssi.ru. Примеры использования базы геомагнитных данных приведены в работах (4,5), где разбираются отдельные случаи магнитосферных возмущений, а также показана роль геомагнитных данных в проблеме «космической погоды». Вся работа с данными все более стандартизуется, а сама работа приборов переводится в автоматический режим. Вместе с тем все еще много вопросов требуют детального и количественного анализа, прежде чем по ним будет сформирована база знаний, пригодных для практического использования. Из приведенного краткого обзора состояния магнитных наблюдений следует, что этот вид экспериментальной физики продолжает играть важную роль в деле развития современной геофизики, в том числе ввиду явной потребности в знаниях о «космической погоды». Широкие научные программы исследований на ближайшие 10-15 лет строятся на основе широкого использования данных о состоянии магнитного поля Земли,

76

основным источником которых до сих пор остается сеть магнитных обсерваторий. Литература 1. Зайцев А. Исследования в Арктике и Антарктике //Электромагнитные и плазменные процессы от Солнца до ядра Земли. М.: Наука, 1989. С. 315327. 2. Зайцев А., Козлов А., Обридко В.и др. Разработка Интернет ресурсов по солнечно-земной физике для науки и просвещения,//Труды четвертой Всероссийской научной конференции «Электронные библиотеки: перспективные методы и технологии, электронные коллекции. 15-17 октября 2002. Дубна. Том.1, С. 299-303. 3. Амиантов А. С., Зайцев А. Н., Одинцов В. И. и др. Вариации магнитного поля Земли: База цифровых данных магнитных обсерваторий России за период 1984-2000гг. (брошюра и оптический диск CD-ROM); М.: СтройАрт, 2001. С. 52. 4. Dmitriev A., A. Belov, R. Gorgutsa, V. et al. The Development of the Russian Space Weather Initiatives, Adv. Space Res. 2003. vol. 31, N. 4, . 855-860. 5. Зайцев А. Н., Далин П. А., Застенкер Г. Н. Резкие вариации потока ионов солнечного ветра и их отклик в возмущениях магнитного поля Земли //Геомагнетизм и аэрономия. 2002. Т. 42. № 6. С. 752-759. ТЕХНОЛОГИЯ ИСКУССТВЕННЫХ НЕЙРОННЫХ СЕТЕЙ В МОДЕЛИРОВАНИИ И ПРОГНОЗИРОВАНИИ ЭЛЕМЕНТОВ МАГНИТОСФЕРНОЙ И ИОНОСФЕРНОЙ АКТИВНОСТИ

Н.А. Бархатов1,2, А.В. Королев2, А.Е. Левитин3, С.Е. Ревунов2, С.Ю. Сахаров2, В.П. Урядов1 1 –Научно-исследовательский радиофизический институт 2 –НГПУ, Нижний Новгород 3 –ИЗМИРАН, Москва.

В настоящей работе изложены методы восстановления, коррекции, прогнозирования и классификации характеристик магнитосферной активности и прогнозирования параметров ионосферных слоев, основанных на технологии искусственных нейронных сетей (ИНС) с учетом изменяющихся условий космической погоды. Такой подход определяет связи между входными и выходными параметрами на основе экспериментальных данных без построения физических моделей. Это особенно эффективно для сложных геофизических систем, когда физическая модель слишком сложна или даже отсутствует [1-5]. Вместе с тем, там, где это оказалось возможным,

77

при построении архитектуры ИНС учтены достижения, полученные на основе физических моделей изучаемых процессов. В первой группе наших исследований, посвященных восстановлению магнитных записей, прогнозированию и коррекции индексов геомагнитной активности была использована рекуррентная ИНС с обратным распространением ошибки, петлей обратной связи Элмана и линией задержки (Рис.1). Здесь обратная связь в скрытом слое отражает внутреннюю память изучаемого процесса. Моделирование воздействия предыстории изучаемого процесса осуществляется линией временной задержки, т.е. подачей на дополнительные входные нейроны рядов анализируемых значений за предыдущие временные интервалы. Линия задержки в этом случае играет роль краткосрочной внешней памяти [1-4].

Рис. 1. Архитектура ИНС обратного распространения ошибки.

Прогнозирование критической частоты fкр ионосферного слоя F2 выполнялось на ИНС обратного распространения ошибки, обладающих специальными архитектурами. Оценка качества прогнозирования делалась для интервалов наличия последовательностей реальных значений. Она вычислялась на основе эффективности прогноза (единицы, уменьшенной на величину отношения среднеквадратичной ошибки к дисперсии целевого

78

процесса) и классического коэффициента корреляции между реальными и прогнозируемыми значениями [5]. Классификация комплексов, включающих геомагнитные и космические возмущенные параметры, проводилась путем создания самообучающихся ИНС, действующих по алгоритму Кохонена. Такие самонастраивающиеся схемы позволяют автоматизировать процесс космической классификации и привнести эффект интеллектуального разделения входных образов на классы. Прогнозирование Dst Методами ИНС рассмотрены вопросы прогнозирования динамики геомагнитного индекса Dst по параметрам солнечного ветра (ПСВ) и межпланетного магнитного поля (ММП). Для этого была специально создана программа ИНС обратного распространения ошибки с алгоритмом подстройки весовых коэффициентов (связей между нейронами) на основе минимизации целевой квадратичной функции методом градиентного спуска. Предварительное обучение ИНС проводилось на временном ряде данных продолжительностью 899 часов с использованием модифицированной версии алгоритма градиентного снижения с адаптивной обучающей схемой. Для анализа работы ИНС были использованы усредненные на часовом интервале параметры солнечного ветра и ММП, взятые из данных спутниковой системы OMNI и полученные в 1978—1994 гг. Проверка функционирования ИНС проводилась на интервале продолжительностью 107 часов, с 03:00 UT 7 января 1979 года по 13:00 UT 11 января 1979 года, содержащем магнитную бурю. Результат прогнозирования на 1 час вперед отражен на Рис.2 где сплошная линия – измеренные значения индекса Dst, точечная линияпрогноз, полученная с помощью обученной ИНС (входные параметры: |Β|, Bz, V, n; число скрытых нейронов 4, линия задержки во входном слое 4 часа, обратная связь включена).

Рис. 2. Пример сопоставления измеренных значений Dst индекса (сплошная линия) и значений восстановленных при помощи ИНС (точечная линия).

79

В результате разработанной методики [1] реализуется надежное прогнозирование, с качеством 76% на час вперед, динамики геомагнитного индекса Dst. Определен набор гелиосферных параметров, определяющих динамику магнитосферы Земли. Наибольшее влияние на формирование геомагнитных бурь оказывают: компонента Bz ММП, скорость и плотность плазмы солнечного ветра. Добавление к ним параметров, которые с физической точки зрения не должны оказывать влияние на формирование геомагнитной бури, не влияет на точность прогнозирования. Наоборот, изъятие из указанного набора любого параметра сильно уменьшает точность прогнозирования. Включение обратной связи в скрытом слое и наличие линии задержки во входном слое обеспечивают физически обоснованную временную задержку геомагнитных возмущений по отношению к изменениям в околоземном космическом пространстве, и поэтому прогнозирование индекса Dst улучшается. Восстановление пробелов в записях магнитных обсерваторий Ввиду различного рода проблем в настоящее время закрыт ряд магнитных обсерваторий. Кроме того, часто имеют место сбои в работе действующих центров регистрации геомагнитного поля. Для этого создана ИНС и разработана методика восстановления с ее помощью пробелов в записях магнитных обсерваторий по записям на других обсерваториях (3). В

Рис 3. Реальные нормированные данные XN обсерватории Алма-Ата (сплошная линия) и обсерватории Какиока (пунктирная линия) за период 12 августа, 12.00 UT – 30 августа 1979, 23.00 UT (вверху) и восстановленные данные (XN) обсерватории Алма-Ата (пунктирная линия), наложенные на реальные данные этой обсерватории (сплошная линия) за тот же период времени (внизу).

80

частности, исследовалась возможность восстановления записей магнитного поля на обсерватории Алма-Ата по данным обсерватории Какиока (Рис. 3.) Хорошо заметные на Рис. 3 солнечно-суточные магнитные вариации на обсерватории Какиока сдвинуты относительно тех же вариаций на обсерватории Алма-Ата за счет разницы в местном времени. Именно это является причиной, мешающей точно восстанавливать данные одной станции по наблюдениям на другой, если они значительно разнесены по долготе.

Рис 4. Реальные данные XN обсерватории Какиока (сплошная линия) и 16 августа, 16.00 UT– 30 августа 1979, 23.00 UT и восстановленные данные (XN) обсерватории Какиока (пунктирная линия) за тот же период времени.

Качество восстановления среднечасовых нормированных значений горизонтальной составляющей вектора геомагнитного поля XN обсерватории Какиока по данным близко расположенной станции Каноя (эти точки наблюдения отличаются по долготе всего на 9 градусов, 500 км) с помощью ИНС характеризуется объективной оценкой 95% (Рис.3.). Для уменьшения влияния солнечно-суточной вариации на восстановление магнитных данных в структуру ИНС вводилась периодическая функция в виде дополнительной входной величины. Были использованы два вида функций – пилообразную и синусоидальную. Наилучший результат получен при использовании пилообразной периодической функции. В этом случае качество восстановления данных Алма-Аты по данным обсерватории Какиока возросло с 61% до 70%. Если станции расположены в одном широтном поясе, то восстановление удается делать с точностью превышающей 70%.

81

Предложенный способ восстановления информации с помощью ИНС может восполнять пробелы в записях отдельных обсерваторий мировой сети магнитных станций. Коррекция индексов авроральных электроджетов Известно, что на данный момент функционируют только 8 полярных магнитных станций для вычисления индексов полярной активности (AE, AU, AL). Поэтому возникают проблемы с проведением магнитосферных исследований, по традиции выполнявшихся на базе классического набора станций. Стало невозможным применять разработанные соотношения между индексами AE, AU, AL и важными параметрами энергетики магнитосферы. Метод ИНС успешно применен (Рис. 4) для коррекции полярных индексов, рассчитываемых в настоящее время по данным с 8 станций, к классическим индексам, рассчитывавшихся ранее по данным с 12 обсерваторий. Исследована возможность улучшения коррекции индексов дополнением во входные величины ИНС ПСВ. Также разработана методика восстановления полярных индексов с привлечением данных только о ПСВ.

Рис. 5. Временные зависимости нормированных реального AE12 (черная линия) откорректированного AE (чёрная штриховая линия) и восьми станционного индекса AE8 (серая линия) на части изучаемого интервала.

В ходе выполнения исследования были получены следующие основные результаты: 1). Наилучшая эффективность (95%) достигнута для коррекции индекса АЕ по АЕ8 для летнего периода. Временные зависимости нормированных

82

реального AE12, откорректированного AE и восьми станционного индекса AE8 на части изучаемого интервала приведены на Рис. 5. Наиболее благоприятным для коррекции является индекс АЕ, как в летнее, так и в зимнее время (95% и 82%, соответственно). 2). Эффективность коррекции любых индексов в летнее время всегда выше, чем в зимнее (Рис. 6). 3). Использование в качестве дополнительных входных величин ПСВ приводит к относительному улучшению эффективности коррекции геомагнитных индексов с 74% (по комбинации AE6, AL6, AU6) до 79% (по комбинации AE6, AL6, AU6, дополненной B, Bz, V). 4). При восстановлении 12 станционных классических полярных индексов только по ПСВ достигнута эффективность восстановления 69 % для АЕ

Рис. 6. Диаграммы результатов исследования сезонной зависимости коррекции индексов по восьми станционным индексам (зима - а, лето - б).

при использовании в качестве входных значений концентрации, скорости, модуля вектора межпланетного магнитного поля и его zкомпоненты, дополненных единичным пороговым значением. 5). Подтверждена наибольшая геоэффективность z-компоненты магнитного поля при получении 12 станционных индексов по шести станционным индексам, дополненных ПСВ, и восстановлении 12 станционных индексам только по параметрам солнечного ветра.

83

Прогнозирование критической частоты fкр слоя F2 Другой важной прикладной задачей является прогнозирование ионосферных параметров на интервалы от 30 мин до нескольких часов, что используется для повышения надежности КВ радиосвязи. При решении задачи выясняется, что совершенствование физических моделей часто не приводит к желаемому результату. Кроме того, существенен учет ионосферно-магнитосферного взаимодействия, обусловленного особенностями солнечно-земных связей, которые обычно не принимаются во внимание. В данной работе [5] разработана методика прогнозирования значений fкр с использованием ИНС. Работоспособность метода продемонстрирована на массиве - февраль-март 2002 г. - получасовых значений fкр для станции вертикального зондирования Сhilton (Англия). Для реализации метода ИНС использовался специализированный пакет Neural Network Toolbox, являющийся прикладным математическим расширением системы MATLAB 6. Для решения поставленной задачи применялись различные архитектуры ИНС и алгоритма обучения, обрабатывались и использовались разные комбинации из обучающих последовательностей. В число входных данных, кроме самой последовательности fкр и ее характеристик, были включены некоторые параметры солнечного ветра (ПСВ), межпланетного магнитного поля (ММП) и данные по индексам магнитосферной возмущенности. Для обучения анализируемых ИНС использовались данные за февраль – март 2002 года, представляющие собой последовательности fкр (t), < fкр (t) > (с устраненным сезонным эффектом), производной от fкр (t), ПСВ - скорость солнечного ветра и концентрация частиц; параметры ММП - модуль поля, z-компонента поля в SE системе координат; индексы Dst (геомагнитной активности), Kp (планетарной геомагнитной активности), PС (магнитной активности в полярных каспах). Всего было задействовано 2494 значения для каждого параметра с дискретизацией в 30 минут. Обучение сети проводилось по 1661 значению (для каждого входного параметра), а прогнозирование предполагало получение на выходе ИНС значений fкр(t+1), т.е. на час вперёд, для оставшихся 833 значений, являвшимися тестовыми. Основной методической целью исследования было создавать сети с как можно меньшим количеством связей, чтобы исключить эффект «запоминания» и сделать процесс прогнозирования более интеллектуальным. Во всех случаях применялся универсальный алгоритм обучения ЛевенбергаМарквардта.

84

Рис. 7. Пример архитектуры сети с добавленным блоком динамической задержки входного сигнала на одном из входов сети.

Для «непрогретой» двухслойной сети с обратным распространением ошибки и обратными связями Элмана (Рис. 7), при подаче на вход fкр(t) и производной от fкр(t), общая эффективность прогноза для тестовой последовательности составила РЕ=92% и коэффициент корреляции R=0,96. Та же самая ИНС при подаче на вход fкр(t) и одного из параметров ММП или ПСВ с задержкой в 2,5 часа (с помощью блока задержки) выполняет прогноз с общей эффективностью РЕ=93% и коэффициентом корреляции R=0,97.

Рис. 8. Шестислойная ИНС с преимущественным выделением слоя.

85

Специальная шестислойная «непрогретая» сеть (по 2 нейрона в каждом из шести скрытых слоев) с обратной связью и преимущественным выделением одного из скрытых слоёв (Рис. 8) обеспечила наилучший прогноз с РЕ=94% и R=0,97 (Рис.9). В этом случае на выделенный слой подавалась последовательность fкрt (на остальные скрытые слои подавались значения Dst, Kp, PС, производная от fкр(t) и ).

Рис. 9. Суточная динамика коэффициента корреляции между реальными и спрогнозированными значениями критической частоты при прогнозе на 1 час.

Рис. 10. Прогнозируемая и реальная последовательности поведения критической частоты на тестовом интервале при прогнозе на 1 час.

86

Сопоставление прогнозируемой последовательности с реальным поведением критической частоты на анализируемом тестовом интервале представлено на Рис. 10. Понижение точности прогноза в ночные и вечерние часы можно объяснить особенностью поведения ионосферного слоя F2 – в это время меняется его электронная концентрация и происходит перестройка ионосферы, зависящая от уровня солнечного освещения. Космическая классификация геомагнитной активности Существующие в настоящее время типы классификации геомагнитной активности по морфологическим признакам основаны на данных, полученных только по наземным записям магнитного поля. Другим недостатком является лишь косвенный учет предшествующих явлений космической погоды. Задачей, имеющей отношение к созданию новых стандартов цифровой оценки геомагнитной активности, является выполненная разработка классификации, учитывающей истинную космическую причину геомагнитных возмущений на Земле. В среде MATLAB была создана группа программ ИНС и обработки данных и проведена классификация Dst возмущений методом самообучающихся ИНС – в первой группе экспериментов – слоем Кохонена, во второй – картой Кохонена. При этом ставилась задача разделения возмущений на классы в зависимости от реальной причины их возникновения. Архитектуры выбранных самообучающихся ИНС аналогичны (Рис.11), но алгоритмы их обучения значительно отличаются. Архитектура слоя Кохонена и алгоритм его настройки предполагает, что для каждого входного вектора будет активизирован лишь один нейрон (нейронпобедитель). В своей простейшей форме слой Кохонена функционирует по правилу «победитель получает все». Для данного входного вектора один и только один нейрон Кохонена выдает логическую единицу, все остальные выдают ноль. Слой Кохонена классифицирует входные векторы в группы схожих векторов. Это достигается с помощью такой подстройки весов и смещений, что близкие входные векторы активизируют один и тот же нейрон данного слоя. Слой Кохонена обучается без учителя. В результате обучения слой приобретает способность разделять несхожие входные векторы. Какой именно нейрон будет активизироваться при предъявлении конкретного входного сигнала, заранее трудно предсказать Повышение точности отображений входных сигналов и, как следствие, возрастание точности в задаче классификации может быть достигнуто применением другого типа сетей – самообучающихся карт Кохонена. Её главное отличие от слоя Кохонена проявляется в том, что при работе активизируется не один нейрон-победитель, но еще и группа его ближайших соседей. Как и в случае слоя Кохонена, число предполагаемых классов

87

определяется количеством нейронов. Отличие состоит лишь в том, что нейроны не имеют смещений, а алгоритм обучения предполагает определение группы ближайших соседей с нейроном-победителем для совместной корректировки их весов в процессе обучения.

Рис. 11. Архитектура самоорганизующейся ИНС Кохонена.

В результате удалось выделить два основных класса комплексов возмущенных параметров, характеризующих рассматриваемые события, каждый из которых отвечает соответствующей глобальной магнитосферной ситуации. Первый класс - «Бухты» (Рис. 12а), обусловленные кольцевым током и вызванные повышением отрицательных значений Bz-компоненты межпланетного магнитного поля ниже уровня 5-7 нТл, что способствует понижению значений индекса Dst. Выяснилось, что чем ниже отрицательные значения Bz, тем интенсивнее снижается значение Dst. ИНС с большой точностью выявляют этот экспериментальный факт. Это свидетельствует о существовании реальных причинно-следственных связях между явлениями в околоземном космическом пространстве и глобальными изменениями в магнитном поле Земли. Второй класс - «Поднятия» (Рис.12b) значений индекса Dst, вызванные параметрами солнечного ветра и межпланетного магнитного поля Bz, N, и V, меняющимися вблизи своих фоновых значений. Повышение горизонтальной составляющей геомагнитного поля обуславливается токовой системой, возникающей на магнитопаузе во время увеличения давления солнечного ветра. ИНС без привлечения сложного аналитического описания такого сценария смогла после обучения математически моделировать этот процесс.

88

Так же как и в предыдущем случае, нейронные схемы Кохонена выявили и эту закономерность, что лишний раз подтверждает эффективность их использования в геофизических приложениях.

Рис. 12. Два класса в возмущениях Dst, соответствующих комплексам возмущенных параметров (левая и правая группа рисунков).

89

Отмечено также существование нескольких других классов, отличающихся от основных меньшим числом параллельных классифицируемых параметров. Часть таких классов может быть объединена с основными. Другая часть независима и нуждается в дальнейшем изучении. Выполненная в работе классификация геомагнитных возмущений перспективна для создания на базе методики ИНС новых стандартов, касающихся описания явлений космической погоды. Подтверждение физической классификации альтернативным методом ИНС несет с собой все возможности, предоставляемые системами "on line", и позволяет автоматизировать процесс классификации. Подобный подход к классификации открывает новые возможности прогнозирования магнитных бурь. Выводы Таким образом, выполненные исследования продемонстрировали высокое качество решения ряда прикладных задач. Ценность методики также и в том, что во всех случаях ИНС позволяют решать поставленные задачи универсальным автоматизированным способом по непрерывным спутниковым данным, магнитным измерениям на земной поверхности и результатам зондирования ионосферы. В настоящее время такие данные можно получать в режиме «on line». В перспективе можно создать вычислительный комплекс, включающий в себя ИНС и сервис, позволяющий с высокой надежностью в автоматическом режиме выполнять необходимую работу с учетом изменяющейся солнечно-геомагнитной обстановки. Применение методики ИНС превращает прогнозирование требуемой величины из некоторой формальной, заранее установленной с какой-то точностью, операции в интеллектуальный процесс. Он непрерывно подстраивается под изменяющиеся солнечно-земные условия, учитывая при этом все особенности предыстории прогнозируемого процесса. 1.

2.

3.

Литература Бархатов Н.А., Беллюстин Н.С., Левитин А.Е. и др. Сравнение эффективности предсказания индекса геомагнитной активности Dst искусственными нейронными сетями. // Изв. ВУЗов "Радиофизика". 2000. Т. 43. N 5. С.385 - 394. Бархатов Н.А., Королев А.В., Пономарев С.М. и др. Долгосрочное прогнозирование индексов солнечной активности методом искусственных нейронных сетей. Известия ВУЗов "Радиофизика". 2001. Т. 44. N 9. С. 806 - 814. Бархатов Н.А., Левитин А.Е., Сахаров С.Ю. Метод искусственных нейронных сетей как способ восстановления пробелов в записях отдельных магнитных обсерваторий по данным других станций. // Геомагнетизм и аэрономия. 2002. Т. 42. N 2. С. 195 - 198.

90

4.

5.

Бархатов Н.А., Левитин А.Е., Рябкова Г.А. Искусственные нейронные сети для прогнозирования индексов геомагнитной активности по параметрам околоземного космического пространства. В сб. "Солнечноземная физика", вып.2 (115), Иркутск, 2002. С. 104 - 106. Бархатов Н.А., Валов В.А., Макаров А.В. и др. Метод искусственных нейронных сетей и его применение к прогнозированию ионосферного КВ радиоканала. Труды IX Международной научно-технической конференции "Радиолокация, навигация и связь", 22-24 апреля 2003 г., Воронеж, Том III. С. 1853-1864.

О ВОЗМОЖНЫХ МЕХАНИЗМАХ ВЗАИМОСВЯЗЕЙ МАГНИТНОГО И ЭЛЕКТРИЧЕСКОГО ПОЛЕЙ ЗЕМЛИ С ПРИРОДНЫМИ КАТАСТРОФИЧЕСКИМИ ЯВЛЕНИЯМИ

В . В . К у з н е ц о в (ИГ СО РАН, Новосибирск) Обсуждается климатическая связь катастроф c инверсиями, экскурсами, джерками геомагнитного поля и ускорением дрейфа магнитных полюсов. Предлагается механизм, приводящий к корреляции между климатическими катастрофами и экскурсами геомагнитного поля на интервале времени 400 тыс. лет. Представлена модель горячей Земли и на её базе модели генерации геомагнитного поля и атмосферного электрического поля (АЭП). Обсуждается проблема унитарной вариации (UT) в АЭП и в ионосфере. Показана роль солнечного ветра и морфологии геомагнитного поля в UT в АЭП и ионосфере. Предлагается ударно-волновая модель землетрясения, в контексте которой показано, каким образом возникают электрические явления в литосфере и могут ли они, или внешние источники, в том числе электрические и магнитные поля, влиять на процесс формирования землетрясения. Дрейф магнитных полюсов. Начиная с 1860 г. северный и южный магнитные полюсы (СМП и ЮМП) дрейфуют навстречу друг другу. Если СМП замкнет цикл (рис. 1, слева) примерно в 2140 г. и развернется в обратном направлении, инверсии или экскурса в ближайшее время не произойдет, значит, не будет и глобальной катастрофы. В течение последних 20 лет СМП ускоряется и имеет «шанс» проскочить точку поворота, тогда он перейдет из западного сектора Арктики и устремится навстречу ЮМП через Сибирскую магнитную аномалию (рис. 1 справа). В этом случае, инверсия геомагнитного поля неотвратима - и катастрофа может произойти в ближайшие 100 – 200 лет.

91

Рис. 1. Слева: склонение и наклонение, измеренные в Лондоне и Бостоне. Справа: направления дрейфа магнитных полюсов в момент инверсии. Глобальные магнитные аномалии 1 – 4.

Экскурсы и климат. Полученные в последнее время при бурении льда в Антарктиде и Гренландии данные по температуре поверхности Земли, льдистости и количестве пыли показывают, что эти параметры не соответствуют общепринятой модели Миланковича, а представляют собой, скорее, детерминированный хаос. Анализируя полученные данные (рис. 2. слева) и сравнивая их с экскурсами геомагнитного поля, видна корреляция. Глобальные потепления, а следовательно и резкое таяние ледников (Всемирные потопы), совпадают по времени с экскурсами. Этот подход дает возможность предложить модель, связывающую возникновение ледниковых периодов на Земле с антипарниковым эффектом – накоплением пыли в стратосфере, которая разрушается солнечным ветром в моменты инверсий, когда величина геомагнитного поля становится близкой к нулю, и поле уже не способно отразить протоны солнечного ветра. Модель горячей Земли. В отличие от общепризнанной модели, горячая Земля образовалась в едином процессе с Солнцем. Её вещество было нагрето до температуры порядка 30 000 К и находилось в состоянии плотной плазмы. В течение эволюции, вещество Земли охлаждалось. При этом функционировали два экзотермических фазовых перехода (ФП): «конденсация-испарение» и «кристаллизация-плавление», формируя при этом внутреннее ядро и мантию Земли. ФП обеспечивают Земле источник теплового потока, источник генерации геомагнитного поля, источник, приводящий материки в движение

92

и т.п. Так как вещество Земли в момент образования было более плотным, чем в настоящее время, Земля в течение эволюции – расширялась. ФП имеет тенденцию менять направление, поэтому Земля претерпевала периоды, как расширения, так и сжатия. В настоящий момент (период Боюнес по палеомагнитной шкале) на Земле проходит период сжатия. При этом фиксируется современная полярность геомагнитного поля. В периоды экскурсов – полярность геомагнитного поля менялась на очень небольшие промежутки (порядка 10 тыс. лет) времени. Физика возникновения экскурсов и инверсий показана в правой части рис. 2.

Рис. 2. Слева: верхняя строка – относительное изменение температуры поверхности Земли; средняя – относительный объем льда; нижняя – относительная концентрация пыли. Вертикальные столбцы – экскурсы. Справа: соотношение скоростей конденсации (К) и испарения (J) в F-слое, ниже – модель инверсий и экскурсов.

Модель генерации магнитного и электрического поля Земли. Модель генерации геомагнитного и атмосферного электрического поля строится на аналогии, состоящей в том, что и в том, и в другом случаях: в атмосфере и F-слое происходит ФП «испарение-конденсация». Известно, что при ФП возникает двойной электрический слой (ДЭС), полярность которого определяется преимуществом скорости одного или другого механизма (см. рис. 2 справа, вверху). В атмосфере ДЭС располагается между оболочкой Земли и ионосферой. В настоящее время в атмосфере наблюдается

93

преимущество конденсации воды над её испарением, поэтому полярность ДЭС атмосферы такая, что Земля заряжена отрицательно. Распределение скоростей звука и температуры в атмосфере и F–слое идентичны (см. рис. 3 слева).

Рис. 3. Слева: распределение скоростей и температур в атмосфере и F–слое Земли. Справа: модель образования двойного электрического слоя.

В правой части рис. 3 показано как происходит смена полярности ДЭС в F-слое. Это изменение вызывается сменой режима ФП «конденсация – испарение» или, иначе, режима «расширение-сжатие». Суточное вращение ДЭС приводит к возникновению дипольного магнитного поля, которое примерно на 10 порядков меньше наблюдаемой величины. Поле усиливается за счет динамо-эффектов в оболочках F–слоя, аналогично тому, как в ионосфере генерируется динамо-эффект, называемый Sq-вариацией. В ионосфере течет ток в 1 млн. ампер, в F–слое ток примерно на 4 порядка выше. Этот ток обеспечивает Землю современным магнитным полем. Инверсии геомагнитного поля имеют одну и ту же природу, что и смена тектонического режима Земли (рис. 2 справа). Унитарная вариация. Известно, что одновременно на всей Земле в 19 часов по Лондонскому времени амплитуда АЭП возрастает примерно на 20%. Эта уникальная вариация получила название унитарная вариация (UT) АЭП. Обычно UT объясняется неравномерным распределением гроз по земному шару. Принято считать, что источником АЭП являются грозы. Обнаружение нашей группой UT в ионосфере и магнитосфере ставит под сомнение эту идею. Согласно нашей модели, возникновение UT обязано зависимости интенсивности потока протонов солнечного ветра, проникающего в атмосферу Земли. Земля в 19 часов по Лондону обращена к Солнцу «воронкой» Канадской глобальной магнитной аномалии (1 на правом рис. 1) и именно в это время получает максимальное количество протонов. Это приводит к дополнительному источнику ионизации атмосферы, количество зарядов на ДЭС атмосферы возрастает, что и увеличивает напряженность АЭП.

94

Локальное увеличение ионизации одновременно с АЭП фиксируется в ионосфере и магнитосфере. Этот факт служит подтверждением правомерности нашей модели. Ударно-волновая модель землетрясения. Суть ударно-волновой модели землетрясения состоит в том, что разрушения на земной поверхности, сопровождающие землетрясение, вызываются не выходом гигантской трещины (с глубины до 700 км) на поверхность Земли, как принято считать, а разгрузкой на поверхности ударной волны (УВ), сформировавшейся в литосфере. Собственно УВ образуется в «точке», называемой гипоцентром землетрясения. Эффекты, возникающие при разгрузке УВ, иллюстрирует рис. 4 справа. Процессы, связанные с прохождением УВ по очагу, демонстрируются в правой части этого рисунка.

Рис. 4. Ударно-волновая модель землетрясения. Слева: выход ударной волны на поверхность. Справа: распределение скоростей сейсмических волн и подвижек (strike) в очаге. Звездочка – гипоцентр землетрясения.

Проблема ударно-волновой модели состоит в отыскании физического механизма, обеспечивающего возникновение разрывных решений (связанных с возникновением УВ) на стационарном фоне изменяющихся напряжений, возникающих в литосфере. Наиболее приемлемое решение проблемы базируется на использовании постулированного в strike-slip-модели механизма лавинного образования трещин. В отличие от общепринятой идеи, в нашем случае так же объединяются трещины, но не образуя при этом огромной трещины, а формируя при их объединении резкое изменение (разрыв) плотности литосферы за счет синхронного и когерентного сложения раскрывающихся микротрещин. При разрыве плотности среды, возникает УВ, фронт которой формируется синхронным сложением раскрывающихся

95

трещин. Для того чтобы такой механизм имел место, необходимо, чтобы нагруженная геологическая среда обладала когерентностью. Изменяя когерентность акустически-активной среды (нагруженного геологического тела, способного к генерации землетрясения), например, электрическим (трещина – электрический диполь) или магнитным полем, вероятно, можно оказывать влияние на формирование землетрясения. Работа выполнена при поддержке интеграционного проекта СО РАН № 13.12 Ссылки: Кузнецов В.В. Физика горячей Земли. М.: Вузовская книга. Эту книгу, и другие работы можно прочитать на сайте в Internet: www.uiggm.nsc.ru/~kuz/site.htm

НЕКОТОРЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЯ МАГНИТОСФЕРНЫХ ПРОЦЕССОВ ЗА ДВАДЦАТЬ ПЯТЬ ЛЕТ.

Е . А . П о н о м а р е в (ИСЗФ СО РАН, Иркутск). С тех пор, как в работах Акасофу [1] было достигнуто понимание того, что все явления, сопровождающие околополуночное геомагнитное возмущение, представляют собой единый процесс, вызванный изменениями в Солнечном ветре и названный Акасофу суббурей, не прекращаются попытки описания этого процесса в терминах физики. По существу проблема распалась на несколько субпроблем, решение каждой из которых являлось непременным условием понимания процесса в целом. Субпроблемы это были такие: – Как кинетическая энергия солнечного ветра передается в магнитосферу. – Как формируется магнитосферная конвекция. – Откуда берутся токи, (и мощности!), питающие ионосферные токовые системы. – Что такое «суббуревой взрыв» (Break up). Каждая из этих субпроблем распадается на ряд задач, требующих постановки и решения в терминах физики. Для целей практики понимание физической сути наблюдаемых процессов не очень нужно. На сегодня предложено достаточно много эмпирических и полуэмпирических моделей, которые вполне удовлетворительно описывают ход и исход, например, суббури при заданных входных параметрах [2,3]. Мы называем такие модели функционально - адекватными, (ФАМ), подчеркивая в названии тот факт, что они адекватно описывают функции системы. Модели же, которые воспроизводят физическую суть происходящих процессов, мы называем структурно - адекватными, (САМ). Естественно, что ФАМ не нуждаются в проверке на достоверность описания. Они так и сконструированы, чтобы дать описание максимально точно. Зато бесполезно пытаться на их основе

96

выяснить физическую суть дела, как это пытаются сделать некоторые исследователи. Наоборот, САМ нуждаются в проверке и в определении пределов применимости. Такой процесс называется верификацией, и он является неотъемлемой частью создания САМ. Далее наше обсуждение будет касаться лишь структурно-адекватных моделей. Первые физические механизмы, предложенные для объяснения проникновения энергии Солнечного ветра (СВ) в магнитосферу принадлежат Данжи и Эксфорду [4,5]. Данжи предположил, что часть внешних магнитных силовых линий магнитосферного магнитного поля проникает в солнечный ветер, приобретает потенциал этого течения, который переносится в магнитосферу и ионосферу. Принципиальная слабость этого подхода заключалась в том, что магнитосфера и ионосфера являются потребителями энергии и туда должна быть передана конечная электрическая мощность, а не просто электрический потенциал. А для этого вне магнитосферы должен существовать еще и источник тока, который предложен не был. Впоследствии этот подход много раз модифицировался. На его основе пытались сконструировать трансформаторы, преобразующие кинетическую энергию в электромагнитную, и наоборот, но физически состоятельные механизмы (механизмы «пересоединения») для бесстолкновительной плазмы предложены не были. Ни одну из перечисленных выше проблем на основе подхода «пересоединения» решить так и не удалось. Второй механизм – Эксфорда и Хайнса, механизм квазивязкого взаимодействия плазмы СВ с магнитосферой требовал наличия квазистолкновительного режима в переходном слое от СВ к магнитосфере, который экспериментально обнаружить не удалось. Строго говоря, и процесс «пересоединения», если его формулировать грамотно в терминах физики, так же требует наличия квазистолкновительного режима. В нашем Институте с конца 80-х годов развивался альтернативный подход к объяснению магнитосферных явлений, прежде всего – суббуревого «взрыва» на базе идей Кеннела [6] об одновременном воздействии на плазму конвекции и питч-угловой диффузии. Вкратце идея состоит в следующем. Вообразим себе силовую трубку в магнитном поле Земли. Она имеет вид банана. Назовем плазменное содержимое этой трубки – плазменной трубкой. Можно показать, что в электрическом поле, всюду ортогональному магнитному, плазменная трубка (из-за [ExB] дрейфа) будет переходить из одной силовой трубки в другую без остатка и избытка. Если движение будет происходить в земном (квазидипольном) поле в направлении к Земле, плазма начнет сжиматься, давление в направлении движения будет увеличиваться. Это означает, что сторонние силы должны производить над плазмой работу. Единственной такой силой в магнитосфере может быть Амперова – [jxB]/c. Следовательно, для реализации дрейфа плазмы в магнитосфере в сторону Земли нужен внешний ток. Наоборот, если плазма будет дрейфовать туда, где

97

давление падает, она сможет производить работу над внешними силами. Например, производить ток, в точности как в МГД – генераторе. Если давление плазмы – изотропное, то силовая трубка заполнена плазмой от экватора до «атмосферного конца» равномерно. Но частицы, попадающие в атмосферу, гибнут из-за столкновений с нейтральной средой. Такие частицы в экваториальной плоскости должны иметь малый угол вектора скорости с направлением силовой линии (питч угол). Из-за гибели в атмосфере, частицы с малыми питч углами в угловом распределении должны отсутствовать. Конус углов, в котором частицы отсутствуют из-за потерь, назван конусом потерь. Наблюдения (и теория, созданная Кеннелом) показали, что в большом диапазоне расстояний от центра Земли (от 3.5 до 7-8 радиусов) этот конус – не пустой! Следовательно, он заполняется за время, равное баунс – периоду частицы, умноженному на число частиц в конусе потерь, т.е. в нашем случае пропорционально объему самого конуса. Конус этот мал для силовой трубки, находящейся далеко от Земли и увеличивается по мере приближения к ней. Соответственно растут и потери частиц, а следовательно – падает давление. Теперь процесс изменения давления в плазменной трубке по мере приближения ее к Земле выглядит так. Сначала давление растет из-за уменьшения объема, а потери – незначительны. Однако, начиная с некоторого расстояния вдоль траектории дрейфа, потери начнут превышать прибыль от сжатия, и давление начнет падать! Таким образом, из-за взаимодействия двух упомянутых процессов в магнитосфере образуется рельеф газового давления а, следовательно, и структура объемных токов. Эти токи, текущие поперек магнитного поля и газового градиента, оказываются дивергентными и дают начало продольным токам, уходящим в ионосферу вдоль силовых линий. Ясно, что генераторами этих токов являются области, где давление падает вдоль линий конвекции. Эти области являются вторичными генераторами электрической мощности, питающими ионосферных потребителей. А как обстоит дело с первичным генератором? Вернемся к этому вопросу чуть позже, а пока обратим внимание на следующий факт. Все рассуждения мы проводили для стационарного случая, когда со «стартовой линии» уходили в дрейф одинаковые трубки. А что будет, если среди них появятся трубки с повышенной концентрацией плазмы? Допустим – в два раза. Тогда и газовое давление в максимуме, и эффект высыпаний возрастет в два раза на короткое время, пока трубка будет находиться вблизи максимума.. Возрастут и токи из-за роста градиента плазменного давления, в том числе и продольные. Все это будет происходить быстро и вполне напоминать взрыв. Так легко, «в автомате» получает объяснение феномен Break up. [7]. Теперь обратимся к источнику внешнего тока – Головной Ударной Волне (ГУВ). При переходе через фронт ГУВ параметры плазмы Солнечного ветра и магнитного поля закономерно меняются. Область между ГУВ и магнитопаузой называется переходным слоем (ПС). В ПС скорость массового движения плазмы меньше,

98

чем в СВ, плотность и температура – больше, но что особенно важно – напряженность тангенциальной (по отношению к фронту ГУВ) компоненты магнитного поля больше примерно в 4 раза. Это значит, что вдоль фронта течет ток! Его нетрудно рассчитать, что и сделано в [8,9]. Этот ток существенно дивергентный. Куда же он «заворачивается»? Частично – в переходный слой. Тогда он помогает ускорять плазму ПС. А частично замыкается через тело магнитосферы, образуя как раз тот внешний ток, какой необходим для дрейфа плазменных трубок. Надо сказать, что принцип максимального роста энтропии предопределяет распределение тока между ПС и магнитосферой. Поскольку в последней входящая энергия превращается, в конечном счете, в тепло, т.е. полностью деградирует, ей отдается предпочтение при распределении тока ГУВ. Такой же принцип действует и при распределении тока, ответвляющегося в ионосферу при выходе из вторичного МГД генератора. Ионосфера забирает весь ток, который может «освоить». Остальной – замыкается в магнитосфере и уходит на энергоснабжение МГД компрессора, прибавляясь к внешнему току. Теория этого процесса развита П.А. Седых [9]. Ток, который готова потребить ионосфера, определяется напряженностью ионосферного электрического поля (общего с магнитосферой!) и проводимостью, в свою очередь определяемой высыпаниями электронов из магнитосферы (в ночное время). Оба тока – «запрашиваемый» и «предлагаемый» можно рассчитать. Интересно посмотреть их сравнение, приведенное в [11]. Заметно большое сходство со схемой Ииджимы и Потемры [10]. Работа выполнена в рамках проекта РФФИ № 02-05-64066. Литература 1.

Akasofu S.-I. and Chapman S. Solar-Terrestrial Physics.Oxford at the ClaredonPress. 1972. 2. Layons L.R. J.Geophys.Res. 100. A10, 19069. 1995. 3. Fedder J.A., S.P. Slinker, J.G. Lyon, R.D. Elfinstone. J.Geophys. Res . 100. A10, 19083.1995. 4. Dungey J.W. Phys.rev. Lett. 1961. 6, 47, 5. Axford W.I. and C.O. Hines. Can. J. Phys. 1961. 39, 1433. 6. Кеннел Ч.Ф. Следствия существования магнитосферной плазмы. М.: Мир. 1972. С. 462 – 516 7. Пономарев Е.А. Механизмы магнитосферных суббурь. М.: Наука, 1985. 159 с. 8. Ponomarev E.A. On the excitation mechanism of magnetospheric convection by the solar wind. Proc. 5th International Conference on Substorms. 16-20 May 2000/ St. Petersburg, Russia 9. Седых П.А., Пономарев Е.А. Геомагнетизм и аэрономия, 2002. Т. 42, №5. С. 613618. 10. Iijima T., Potemra T.A., J. Geophys. Res. .1972. 81. P. 2165-2174. 11. Mager O.V., Sedykh P.A., Ponomarev E.A. et al. Concerning the conjugation of fieldaligned currents. http:// arxiv.ord / abs /.physics / 0307089

99

ДИАГНОСТИКА СЛОЯ D ИОНОСФЕРЫ ПО ДАННЫМ РИОМЕТРОВ

А . Н . З а й ц е в , А . С . А м и а н т о в (ИЗМИРАН, Троицк) Измерение поглощения космического радиоизлучения в слое D ионосферы служит надежным способом определения ионизации в этом слое, а непрерывная регистрация поглощения обеспечивает изучение динамики слоя D во время возмущений ионосферы. Для регистрации поглощения служит риометр (Relative Ionosphere Opacity Meter) – радиотехнический прибор, в основе своей схемы представляющий радиотелескоп, работающий на одной частоте. Оптимальная частота регистрации – 30 Мгц, что определяется свойствами ионосферы. Более 50 лет риометрия служит стандартным методом мониторинга состояния ионосферы. За последние годы риометрические наблюдения достигли нового уровня благодаря внедрению техники сканирующего (scanning) и отображающего (imaging) риометров, см. сайт Университета Ланкастер http://www.dcs.lancs.ac.uk/iono/iris/ и сайт Университета штата Мериленд http://www.polar.umd.edu/rio_info.html. Впервые отображающий риометр был установлен на станции Южный Полюс в 1987 году, и в настоящее время в мире насчитывается более 10 таких установок. Наиболее совершенная установка имеется на Аляске в составе нагревного стенда HAARP: http://www.haarp.alaska.edu/haarp/index.html. В своей основе отображающий риометр повторяет обычный, за исключением сложной антенной системы, имеющей структуру фазированной решетки. Каждый луч такой решетки фактически формирует элемент изображения (image), которое воспроизводит распределение ионизации в области поглощения D слоя ионосферы. Понятно, что регистрация и обработка данных ведется цифровым способом с применением современных компьютеров. Цифровой выход риометра позволяет иметь данные с разрешением по времени до 1 сек, что обеспечивает высокую точность регистрации с шагом в 1 минуту, а за счет большого антенного поля возрастает точность измерений поглощения по амплитуде. Антенное поле состоит из 49, 64 или 128 элементов, что позволяет получить изображение, на котором удается выделить структурные элементы размером в доли градуса, т.е. с линейными размерами в 2-3 км, приведенных к высоте 90 км при общем размере кадра 200 на 200 км. Более 20 лет назад нами в ИЗМИРАН был повторен, а затем и усовершенствован риометр по схеме Х.Чиверса. Наша разработка была передана в ПГИ, ААНИИ, ИКФИА и повторена более чем в 50 экземплярах. После появления в 1987 году отображающего риометра, мы провели в ИЗМИРАН макетирование подобного устройства с антенной системой на основе матрицы Батлера. Экспедиционные испытания установки были выполнены нами в 1989-1991 гг. в варианте, урезанном до одного сегмента системы, т.е. в формате сканирующего риометра. В поселке Сабетта

100

(исправленная геомагнитная широта 66,5 град.) на полуострове Ямал нами была построена экспериментальная установка сканирующего риометра, которая показала свою высокую разрешающую способность и высокую надежность. Антенная система была сконструирована из обычного медного канатика и представляла собой 8 фазированных диполей с подвеской на деревянных столбах, для которых использовался плавник, в большом количестве имеющийся на побережье Обской губы. Обработка экспериментальных данных показала возможность выявления тонкой структуры слоя D ионосферы в моменты развития суббуревых явлений. На рис.1 приведен пример регистрации суббури за 13 августа 1990 года на установке в пос. Сабетта. Видно, что выявляются достаточно мелкомасштабные детали области поглощения, хорошо видно смещение области по меридиану и динамика ее развития по фазам суббури. Сопоставление с данными магнитометра показало тесную корреляцию в динамике суббурь по обоим приборам, а также позволило детализировать смещение центра электроструи во время суббури.

Рис. 1. Пример регистрации на установке сканирующего риометра в пос. Сабетта на полуострове Ямал, 13 августа 1990 года. Вверху слева приведена шкала интенсивности поглощения в 3 дб, шкала времени по UT, ось ординат в долях геомагнитной широты. Максимальное поглощение наблюдалось в интервале 04:40-05:05 UT, причем зона поглощения находилась южнее пункта наблюдений. Вся область поглощения захватила значительную часть зоны полярных сияний. Очевидно, что для детального пространственно-временного изучения динамики поглощения нужно добавить вдоль меридиана еще две-три точки наблюдений.

101

Из рассмотрения этого примера видно, что использование сканирующих и отображающих риометров позволяет наблюдать за изменениями поглощения в слое Д ионосферы вне зависимости от сезона и времени суток. Тем самым мы можем оценивать динамику развития суббури методом, независимым от условий наблюдений (день-ночь, сезон года и т.д.). С другой стороны, непосредственное сравнение наземных данных риометров со структурами полярных сияний, наблюдаемых с помощью УФ-сканеров на спутниках, дает шанс точно привязать область высыпания к тем областям слоя Д ионосферы, где в эти моменты развиваются активные элементы полярной суббури. В настоящее время мониторинг космической среды начинается с наблюдений за состоянием ионосферы. Наличие цифровых ионозондов, магнитометров и риометров позволяет организовать наблюдения и обработку данных почти в реальном времени, и таким образом обеспечить высокую эффективность службы магнитно-ионосферных прогнозов. Новые риометрическме схемы – отображающий и сканирующий риометры - дают возможность выявлять тонкие эффекты в динамике слоя D вплоть до обнаружения вариаций малой амплитуды, которые могут развиваться в ионосфере над сейсмоопасными районами, вулканами, ядерными объектами или другими источниками активного воздействия на окружающую среду. Очевидно, что использование цифровых ионозондов, риометров и магнитометров становится необходимым элементом современной службы магнитно-ионосферных прогнозов.

102

СОДЕРЖАНИЕ Результаты анализа инструментальных наблюдений геомагнитного поля на обсерватории «Паратунка» за 1968-2002. В.П. Назарец ……………………………………………………………. 3 Специализированный программно-аппаратный комплекс геофизической обсерватории «Паратунка». С.Э. Смирнов ……………………………………………………………. 7 Опыт наблюдений и цифровой обработки данных Иркутской магнитной обсерватории. С.А. Нечаев ……………………………………………………………. 10 Абсолютные магнитные измерения на геофизической обсерватории "Ключи", Новосибирск: 1966-2003. С.Ю. Хомутов, О.И. Федотова ……………………………………… 16 Абсолютный оверхаузеровский магнитометр POS-1 и опыт его применения на магнитных обсерваториях. В.А Сапунов, А.Ю. Денисов, Д.В. Савельев, С.Ю Хомутов, О.А. Кусонский, Ю.К. Доломанский, J.L. Rasson …………………… 20 Опыт разработки оверхаузеровского компонентного магнитометра. В.А. Сапунов, А.Ю. Денисов, Д.В. Савельев …………………………. 29 Опыт наблюдений абсолютных значений компонент геомагнитного поля в обсерватории «АРТИ». О.А. Кусонский, Г.В. Власова ………………………………………… 47 Сбор и хранение геомагнитных вариаций в мировом центре данных по солнечно-земной физике, Москва. Е.П. Харин, А.А. Бурцев, М.Н. Жижин, Д.С. Коковин, Т.А. Крылова …………………………………………… 48

103

Система сбора и обработки геомагнитных данных для интерактивного ресурса данных по солнечно-земной физике SPIDR на базе существующей сейсмологической сети передачи данных в Интернет. А.В. Андреев, М.Н. Жижин, А.А Бурцев, А.Н. Поляков ……………... 59 Базы геомагнитных данных как инструмент исследований по солнечно-земной физике. А.Н. Зайцев, В.И. Одинцов, В.Г. Петров, А.С. Амиантов ………….. 70 Технология искусственных нейронных сетей в моделировании и прогнозировании элементов магнитосферной и ионосферной активности. Н.А. Бархатов, А.В. Королев, А.Е. Левитин, С.Е. Ревунов, С.Ю. Сахаров, В.П. Урядов …………………………… 75 О возможных механизмах взаимосвязей магнитного и электрического полей Земли с природными катастрофическими явлениями. В.В. Кузнецов ………………………………………………………….. 89 Некоторые результаты исследования магнитосферных процессов за двадцать пять лет. Е.А. Пономарев ………………………………………………………… 94 Диагностика слоя D ионосферы по данным риометров. А.Н. Зайцев, А.С. Амиантов …………………………………………... 98

104