Scyntylacje jonosferyczne a pogoda kosmiczna Andrzej W. Wernik

XII Spotkania Bieszczadzkie, Dwerniczek, 14-17 czerwca 2007

1

Scyntylacje jonosferyczne a pogoda kosmiczna

Andrzej W. WernikCentrum Badań Kosmicznych PAN, Warszawa

Scyntylacje jonosferyczne a pogoda kosmiczna

Andrzej W. WernikCentrum Badań Kosmicznych PAN, Warszawa


2

Amerykański Program Pogody Kosmicznej wymienia pośród priorytetowych zadań zrozumienie:

• związków między termosferą, jonosferą i magnetosferą, które mają wpływ na powstawanie i ewolucję nieregularności koncentracji plazmy o rozmiarach od 10 km do 50 m i które wywołują scyntylacje

• związków między tymi nieregularnościami i wpływem scyntylacji na określone systemy [nawigacji, łączności itp.]


3

Co to są scyntylacje?

2

2224

I

IIS

Typowe odbiorniki gubią sygnał gdy C/N0 <27-28 dB


4

Najważniejsze wydarzenia w historii badań scyntylacji

Hey, Parsons i Phillips, 1946

Odkrycie fluktuacji radioźródeł

Booker, Ratcliffe i Shinn, 1950; Hewish, 1952; Ratcliffe, 1956

Teoria dyfrakcji na ekranie fazowym i pierwsza praca przeglądowa na jej temat

1957 Umieszczenie na orbicie pierwszego sztucznego satelity Ziemi wyposa-żonego w nadajnik emitujący koherentne sygnały

Kent, 1959; Yeh i Swenson, 1959

Pierwsze publikacje w ogólnodostępnej literaturze na temat scyntylacji sygnałów radiowych sztucznych satelitów

Tatarski, 1959, 1960; Chernov, 1960

Ścisła teoria propagacji fal w ośrodkach statystycznie niejednorodnych

Craft i Westerlund, 1972 Odkrycie scyntylacji jonosferycznych na częstotliwościach 4 i 6 GHz


5

Parametry scyntylacji i co one mówią o nieregularnej strukturze jonosfery

Parametry scyntylacji Parametry nieregularności

Wysokoczęstotliwościowa część widma amplitudy scyntylacji

Kształt widma nieregularności o rozmiarach od

rozmiarów I strefy Fresnela z do V0/fmax, gdzie jest długością fali, z – jest odległością między odbiornikiem i warstwą nieregularną, V0 – jest prędkością skanowania nieregularności wiązką sygnału i fmax jest maksymalną częstotliwością w widmie scyntylacji

Widmo scyntylacji fazy Kształt widma nieregularności o rozmiarach od V0/fmin do V0/fmax, gdzie fmin i fmax są, odpowiednio, maksymalną i minimalną częstotliwością w widmie scyntylacji

Maksimum na częstotliwości Fresnela w widmie scyntylacji amplitudy

Prędkość skanowania V0, a jeżeli prędkość skanowania jest znana to transwersalna prędkość dryfu nieregularności lub odległość do warstwy nieregularnej, w założeniu, że drugi parametr jest znany lub założony

Kształt niskoczęstotliwościowej części widma scyntylacji amplitudy

Kształt nieregularności (stopien ich wydłużenia w kierunku pola magnetycznego)

Funkcja koherencji wzajemnej Wariancja fluktuacji koncentracji elektronów scałkowanej wzdłuż drogi propagacji iskala zewnętrzna turbulencji (o ile znana jest prędkość skanowania)

Analiza korelacyjna sygnałów odbieranych na rozstawionych antenach

Średnia prędkość dryfu, jej wariancja istopień wydłużenia nieregularności

Współczynnik scyntylacji i wariancja fazy

Intensywność i morfologia nieregularności


6

After K. Groves, Monitoring Ionospheric Scintillation with GPS, Colloquium on Atmospheric Remote Sensing using GPS, 20.06-2.07.2004, Boulder, CO,

After S. Datta-Barua et al.

Wpływ scyntylacji na pomiary GPS

L1 – 1575.42 MHz (19.05 cm)

L2 – 1227.60 MHz (24.45 cm)


7

Zniekształcenie impulsu GPS wywołane scyntylacjami


8

Głębokość zaniku sygnału w paśmie L

Basu, Su. et al., Radio Sci., 23, 363, 1988

Mapy zaników sygnału w okresie maksimum i minimumaktywności słonecznej


9

Związek scyntylacji z „obłokami” koncentracji elektronów

Coker, C. et al., Radio Sci., v. 39, RS1S15,doi:10.1029/2002RS002833,2004

De Francesci, G. et al., JASTP (in print)


10

Nieregularności równikowe

powyżej 350 km p 1 dla kilometrowych nieregularności i p 3.2 dla nieregularności metrowych

pojawiają się zaraz po zachodzie Słońca, gdy prędkość wznoszenia się jonosfery przekracza 15-20 m/s (w okresie maksimum aktywności Słońca 30-45 m/s)

tworzą struktury przypominające pióropusze osiągające wysokość ponad 1000 km

scyntylacje są obserwowane jeżeli grubość warstwy z nieregularnościami jest wystarczająco duża

zmiany sezonowe i z długością geograficzną (w Huancayo maksymalna częstość występowania w okresach równonocy i w grudniu, w Kwajalein – latem)

w kierunku pionowym forma falowa nieregularności przypomina szoki; w poziomie forma falowa jest sinusoidalna lub przypadkowa

poniżej 300 km 1D p 2 dla nieregularności o rozmiarach 1-10 km i p 2.6 dla rozmiarów 200-700 m

duże (pierwotne) nieregularności są generowane niestabilnością Rayleigh’a-Taylor’a instability mechanism; mniejsze nieregularności są generowane w hierarchii niestabilności, z których najważniejsze są niestabilności ExB i dryfowa


11

Nieregularności na dużych szerokościach

zimą widma mocy w czapie polarnej są bardziej płaskie; czas życia unoszonych konwekcją struktur jest długi i dynamika nieregularności zależy od dynamiki magnetosfery

szeroki zakres rozmiarów nieregularności od setek km do kilku cm o wyjątkowej dynamice związanej z ruchem konwekcyjnym kontrolowanym międzyplanetarnym polem magnetycznym

w obszarze kaspu i nocnej części owalu zorzowego, niejednorodności strumienia wysypujących się cząstek generują struktury o rozmiarach większych niż około 50 km

w sprzyjających warunkach struktury te są niestabilne i, w rezultacie oddziaływań fala-fala i kaskad typowych dla turbulencji, mogą powstawać mniejsze nieregularności

wielkoskalowe struktury mają długi czas życia i konwekcja może je przenosić na duże odległości

konwekcja odgrywa większą rolę na półkuli zimowej

w lecie, duże przewodnictwo elektryczne obszaru E spowalnia tempo narastania niestabilności i umożliwia dyfuzję plazmy w kierunku poprzecznym do pola magnetycznego; w rezultacie małe struktury znikają wkrótce po utworzeniu i nieregularności w czapie polarnej mają małą amplitudę a ich widma są strome


12

Model scyntylacji jonosferycznych WBMOD

• Brasilia

• Dar es Salaam


13

Model scyntylacji na dużych szerokościach wykorzystujący pomiary in situ DE-2

Dane satelitarne: N, Ns, hs, dd, t

Model rozkładu koncentracji elektro-nów: Ne (, dd, t, Kp , IMF etc.)

Parametry geofizyczne: Kp , IMF etc. (dd, t)

N/N=const

p=const

Model ekranu fazowego

Kształt nieregularności

Parametry scyntylacji fazy i amplitudy: S4 itp.

Maksymalna koncentracja, odpowiadająca jej wysokość, grubość warstwy nieregularnej

Mapy S4

Widma mocy: p i Cs


14

Przykład

)2/12/(/)12/(8 10

22/3 ppqNC pss


15

Parametr intensywności turbulencji


16

Dobowe zmiany scyntylacji

Su. Basu et al., Radio Sci, v. 20, 347, 1985


17

SCIntillation Network Decision Aid (SCINDA)

SCINDA jest programem komputerowym przy pomocy którego będzie możliwe przewidywanie przerw w łączności satelitarnej nad równikiem wywołanych scyntylacjami jonosferycznymi

Automatycznie mierzone i zapamięty-wane są scyntylacje na dostępnych łączach satelitarnych oraz dryf jonosferyczny. Dane te odzyskiwane są co 15 minut i wykorzystywane wraz z empirycznym modelem dynamiki nieregularności równikowych do konstruowania map obszarów w których istnieje zagrożenie zakłóceniami wywołanymi scyntylacjami.

Groves, K.M. et al., Radio Sci., 32, 2047-2064, 1997


18

Wnioski

Teoria scyntylacji jest wystarczająco zaawansowana

Pomiary scyntylacji z powodzeniem mogą być używane do badania

nieregularnej struktury jonosfery

Jednoczesny odbiór sygnałów GPS w kilku punktach pozwala na badanie

zmian czasowo-przestrzennych nieregularności jonosferycznych

Konieczne jest doskonalenie modeli klimatycznych scyntylacji, zarówno opartych pomiarach scyntylacji jak i satelitarnych

Systemy typu SCINDA pozwolą na prognozowanie scyntylacji niemal w czasie rzeczywistym


19

Dziękuję za uwagę


20

1 2

2

2 2

Niestabilność Rayleigha-Taylora

Warunek konieczny:

g·n0 < 0

Tempo narastania:

=g/Lin

Scyntylacje jonosferyczne a pogoda kosmiczna Andrzej W. Wernik

Documents

Transcript of Scyntylacje jonosferyczne a pogoda kosmiczna Andrzej W. Wernik