Jonosferyczny rezonans Alfvéna w naziemnych obserwacjach pola magnetycznego w zakresie 1 – 5 Hz

Jonosferyczny rezonans Alfvéna w naziemnych obserwacjach pola magnetycznego w zakresie 1 – 5 Hz

Anna Odzimek¹, Andrzej Kułak², Adam Michalec², Jerzy Kubisz²

1University of Leicester, University Road, LE1 7RH Leicester, Wielka Brytania E-mail: ao64@ion.le.ac.uk,

2Obserwatorium Astronomiczne, Uniwersytet Jagielloński, ul Orla 171, 30-244 Kraków, Polska

Streszczenie:

Jonosferyczny rezonator Alfvéna (IAR) powstaje w obszarze F jonosfery w specyficznych warunkach zależnych od profilu masowej gęstości jonowej. Efekt zachodzącego w jonosferze rezonansu można obserwować z powierzchni Ziemi jako tak zwaną rezonansową strukturę SRS IAR.

Struktura o lokalnych własnościach widoczna jest w widmie składowej horyzontalnej pola magnetycznego w przedziale od około 1 do 5 Hz. Tworzą ją linie rezonansowe leżące na skali częstotliwości w przybliżeniu równych odstępach. Parametr rządzący odstępem linii w strukturze SRS IAR, zwany skalą ∆f SRS IAR, jest jedną z jej ważniejszych morfologicznych własności.

Wartość tego parametru zależy od parametrów jonosfery nad miejscem obserwacji, m.in.

maksymalnej gęstości w obszarze F. Ponieważ jonosfera jest zróżnicowana w skali geograficznej i zmienia się w czasie, również zmienne w czasie oraz zróżnicowane geograficznie są cechy SRS IAR, co potwierdzają obserwacje. Pomimo, że historia obserwacji jonosferycznego rezonansu Alfvéna na świecie sięga dwudziestu lat, znacznego udoskonalenia wymagają algorytmy wyszukiwania i analizy SRS IAR. Ma to znaczenie ze względu na to, że IAR ma związki z innymi zjawiskami zachodzącymi w środowisku wokółziemskim. Ważny w tym świetle staje się rozwój badań nad samym zjawiskiem oraz nad metodami analizy jego obserwacji, szczególnie jeśli dopuścić zastosowanie tych obserwacji jako uzupełniającą metodę diagnozy jonosfery. Naziemne pomiary naturalnego pola elektromagnetycznego w zakresie częstotliwości IAR wymagają specjalnych warunków i aparatury do rejestracji pola tak niskiej częstotliwości i o tak niskiej amplitudzie w porównaniu z zakłóceniami generowanymi w środowisku. Pomiary tego rodzaju prowadzone są w Polsce w południowo- wschodnich Bieszczadach przez Grupę Rezonansu Schumanna Obserwatorium Astronomicznego UJ. Z analizy przypadków obserwacji SRS IAR w Bieszczadach wynika, że lokalny parametr ∆f waha się w granicach około 0.4 – 0.8 Hz w zależności od godziny, pory roku i fazy cyklu słonecznego. SRS IAR występuje częściej w fazie niższej aktywności Słońca i przy niskiej aktywności geomagnetycznej. Powyższe własności są zgodne z obserwowanymi cechami SRS IAR na średnich szerokościach geomagnetycznych.

Słowa kluczowe: jonosfera, rezonator, pole magnetyczne, ULF/ELF.

Abstract:

The ionospheric Alfvén resonator (IAR) forms in the ionospheric F region in specific conditions depending on the ion mass density profile. The effect of the resonance taking place in the ionosphere can be observed from the Earth’s surface as, so called, spectral resonance structure - SRS IAR. The structure, revealing local characteristics, is seen in the horizontal magnetic field component in the range from about 1 to 5 Hz. It consists of the resonance lines, the separations of which being

approximately equal. The parameter that determines the separation in SRS IAR structure is called the frequency scale - ∆f SRS IAR, and is one of the most important morphological features. The parameter depends on the parameters of the ionosphere above the point of observation, the maximum density in the F region, among others. Because the ionosphere varies on geographic scale and changes with time, the characteristics of SRS IAR change with time and on global scale, as well, and observations confirm this. Although the history of observations of the ionospheric Alfvén resonance lasts twenty years, algorithms of search and analysis of SRS IAR require significant improvement. It is significant since IAR has connections to other phenomena in the Earth environment. In the light of this, the development of the studies of the phenomenon and the methods of the analysis becomes of great importance, especially if they could be used as an additional method of ionosphere diagnosis.

Ground-based measurements of electromagnetic field in the IAR range require special conditions and equipment to record signals of such small frequency and amplitude in comparison to man-made disturbances in the environment. Such measurements are made in Poland in the south-east of the Bieszczady mountains, by the Schumann Resonance Group from the Astronomical Observatory of the Jagiellonian University. It follows from the analysis of SRS events observed in the Bieszczady, that the local ∆f parameter varies in the range of 0.4 – 0.8 Hz, depending on hour, season and solar cycle phase. SRS IAR is more frequent in the phase of lower solar and geomagnetic activity. These characteristics are in agreement to the observed at mid-latitudes.

Keywords: ionosphere, resonator, magnetic field, ULF/ELF.

1. Wprowadzenie.

W bieżącym roku mija dwadzieścia lat od eksperymentalnego odkrycia jonosferycznego rezonatora Alfvéna (IAR) i niemal trzydzieści lat od pierwszych teoretycznych przewidywań tego zjawiska.

Niniejsza praca zapoznaje z dotychczasowymi wynikami badań, podkreślając miejsce i znaczenie IAR w środowisku sprzężonych ze sobą atmosfery, jonosfery i magnetosfery. Prezentuje również po raz pierwszy w naukowej literaturze polskiej rezultaty obserwacji tego zjawiska wykonane i zanalizowane w Polsce oraz wymienia główne wymogi i problemy występujące przy pomiarach i analizie dnych.

2. Jonosfera jako rezonator – historia badań.

2.1. Od teorii do obserwacji IAR.

Pierwsza praca przewidująca istnienie jonosferycznego rezonansu Alfvéna pojawiła się w literaturze naukowej w 1976 roku (Polyakov, 1976). Późniejszymi ważnymi pracami teoretycznymi, w których rozważano modele zjawiska są prace Polyakova i Rapoporta (1981), Trakhtengertsa i Feldsteina (1981), Lysaka (1988, 1991), Ovchinnikova (1999) oraz Pokhotelova (2000a, 2000b). Teoretyczne przewidywania istnienia rezonatora IAR zostały potwierdzone eksperymentalnym odkryciem w 1985 roku. Wtedy po raz pierwszy zaobserwowano szereg rezonansowych linii w widmie pola magnetycznego, w przedziale częstotliwości znanym dotychczas jako zakres geomagnetycznych pulsacji Pc1 (0.2 – 5 Hz), w obserwatorium „Novaya Zhizn” Naukowo-Badawczego Instytutu Radiofizycznego (NIRFI) w Nizhnym Novgorode (w tamtym czasie miasto Gorkiy na terenie ZSRR). Efekt ten nazwano SRS – z ang. „spectral resonance structure” (dalej w artykule nazywany SRS IAR) i skojarzono z teorią jonosferycznego rezonansu Alfvéna, dla którego przewidywano

podobne wartości i rozkład częstotliwości rezonansowych. Linie tworzyły charakterystyczną strukturę, utrzymującą się przez wiele godzin, głównie nocą (Belyaev et al., 1987). Zaproponowano mechanizm wzbudzania IAR przez źródła atmosferyczne i możliwości jego obserwacji na powierzchni Ziemi jako SRS IAR (Belyaev et al., 1989a, 1989b). Odkrycie SRS w obserwatorium

„Novaya Zhizn” zapoczątkowało dalsze studia nad SRS IAR (Belyaev et al. 1990, Demekhov et al.

2000; Polyakov et al., 2003) oraz długofalowe obserwacje SRS IAR, w większości na terenie obecnej Federacji Rosyjskiej oraz Finlandii (Belyaev et al., 1999; 2000; Bösinger et al., 2002;

Yahnin et al., 2003; Pokhotelov et al., 2003; Molchanov et al., 2004, Semenova et al., 2005). Istnieje też kilka udokumentowanych w literaturze naukowej pojedynczych przypadków obserwacji IAR z powierzchni Ziemi (Hickey et al., 1996; Kułak et al., 1999; Odzimek, 2004a) oraz ze sztucznych satelitów (Feygin et al., 1994; Grzesiak, 2000). Obserwowane rezonanse mieszczą się zwykle w przedziale 1 – 5 Hz, w którym obserwuje się kilka linii.

2.2. Wyniki teoretyczne.

Pionowa niejednorodność gęstości jonosfery stwarza warunki sprzyjające odbiciom propagujących się w niej fal niskiej częstotliwości. Współczynnik załamania ośrodka dla tego rodzaju fal zależy proporcjonalnie od pierwiastka z masowej gęstości plazmy (jonów). Jeżeli występują duże gradienty współczynnika załamania fali w ośrodku, to w tym obszarze fale mogą ulegać odbiciom. Gęstość plazmy, maksymalna w obszarze F, maleje około dwa rzędy wielkości w najwyższej i najniższej części jonosfery – po obu stronach warstwy. Konsekwencje tych niejednorodności są różne dla dwóch niezależnych niskoczęstotliwościowych modów w magnetoaktywnej plazmie jonosferycznej:

dla modu magnetodźwiękowego, którego kierunek propagacji jest dowolny, konsekwencją jest istnienie magnetodźwiękowego falowodu jonosferycznego, dla modu alfvénowskiego, którego prędkość grupowa ma kierunek tylko wzdłuż linii pola magnetycznego – jonosferycznego rezonatora Alfvéna. Dolna, przewodząca jonosfera częściowo pochłania i częściowo odbija fale Alfvéna.

(Polyakov i Rapoport, 1981). Współczynnik odbicia od górnej jonosfery jest większy, im większy wystąpił gradient gestości. Najbardziej sprzyjające warunki dla tworzenia się IAR występuja w nocy, gdy rośnie gradient współczynnika załamania zależnego w tym wypadku silnie od zmieniającej się gęstości jonów w jonosferze i maleje pochłanianie w dolnej jonosferze.

Rys.1. Rezonator IAR – schemat warunków w jonosferze, gdzie sie tworzy się rezonator IAR.

Działanie rezonatora jest uwarunkowane profilem masowej gęstości jonosfery. Rozmiary geometryczne rezonatora określone są przez wysokość obszaru, gdzie gęstość jonowa gwałtownie spada i wysokość dolnej jonosfery - są to warunki zmienne w czasie. Skala struktury widma rezonatora (oraz częstotliwości własne rezonatora), oprócz rozmiarów geometrycznych, zależą od

minimalnej prędkości Alfvéna vAF w obszarze F, która również ulega zmianom w czasie. Prędkość Alfvéna zależy od pola magnetycznego Ziemi B0 i gęstości jonów w jonosferze ρ (µ0 oznacza przenikalność magnetyczną próżni).

Fig. 1. Scheme of the conditions in the ionosphere where the resonator forms. The resonator depends on the ion mass density profile in the ionosphere. The geometric size of the resonator is determined by the height, where the ion density decreases rapidly, and the height of the bottom ionosphere – the conditions change with time. The scale of the resonance spectrum (and the resonant frequencies), besides the geometrical size, depend on the minimal Alfvén speed vAF in the F region, which changes with time, as well. The Alfvén speed depend on geomagnetic field B0 and ion density in the ionosphere ρ (µ0 denotes the magnetic permeability of vacuum).

Jonosferyczny rezonator Alfvéna jest interesującym przykładem naturalnego rezonatora. Można przyjąć, że przestrzeń rezonatora przypada w obszarze F, w maksimum i powyżej maksimum warstwy, ale obiekt pozostaje dynamiczny, nie ma zupełnie ściśle ustalonych brzegów i rozmiarów – określają je zmienne warunki w jonosferze, szczególnie zmienny profil gęstości janów w plazmie jonosferycznej. Ma on wpływ na formowanie się rezonatora i na wartość jego częstotliwości własnych, które ewoluują w czasie, zależnie od aktualnych parametrów profilu tej gęstości (ściślej biorąc, profilu współczynnika załamania fal Alfvéna lub wprost prędkości Alfvéna, która zależy wprost proporcjonalnie od indukcji ziemskiego pola magnetycznego i odwrotnie proporcjonalnie od wartości pierwiastka z gęstości i gęstość jest tu wiodącym czynnikiem zmieniającym się w czasie i przestrzeni. Częstotliwości własne przypadają w zakresie znanym jako zakres częstotliwości ultraniskich – ULF lub ekstremalnie niskich – ELF albo na pograniczu tych zakresów (w literaturze naukowej używane są różne podziały) i są w przybliżeniu równo odległe na skali częstotliwości, a miarą tej odległości jest parametr ∆f IAR, który zależy wprost proporcjonalnie od wartości minimalnej prędkości Alfvéna, określonej głównie przez maksimum gęstości obszaru F oraz odwrotnie proporcjonalnie do rozmiarów geometrycznych rezonatora, określonych przez geometryczne parametry profilu prędkości Alfvéna w obszarze F (Rys.1).

2.3. Źródła i związek rezonansu ze środowiskem atmosfera-jonosfera-magnetosfera.

Mechanizmy wzbudzania rezonatora IAR oraz struktura generowanych pól w dziedzinie czasu i częstotliwości, przy uwzględnieniu realnych warunków w jonosferze, pozostaje do dnia dzisiejszego aktualnym przedmiotem badań. Wciąż dyskutowanym czynnikiem wzbudzania IAR pozostaje atmosferyczna aktywność burzowa (Surkov, 2005). W pracy Sukhorukova et al. (1997) pokazano, że dużą rolę mogą pełnić rzadsze, ale silne wyładowania elektryczne o polaryzacji dodatniej i towarzyszące im niekiedy, znane od niedawna (badane od lat 90-tych) optyczno-elekromagnetyczne zjawiska zwane sprajtami, z ang. „sprites” (Mende et al. 1997)¹. W pracy Füllekruga et al. (1998) pokazano, że widmo charakterystycznego sygnału magnetycznego, zwanego „ultra-slow tail”, który pojawia się natychmiast po wystąpieniu wyładowania, któremu towarzyszą sprajty, charakteryzuje się występowaniem struktur linii rezonansowych w zakresie częstotliwości IAR, co również może być potwierdzeniem mechanizmu wzbudzania rezonatora poprzez te silne wyładowania. Z kolei w jednej z ostatnich prac poświęconych obserwacjom SRS IAR (Molchanov et al., 2004)

1 W polskim tłumaczeniu artykułu przez Mirosława Łukaszewskiego w „Świacie Nauki” (październik, 1997) „sprites”

zostały przetłumaczone jako „krasnoludki”.

przedstawiona jest propozycja innego scenariusza wzbudzania rezonatora na średnich szerokościach geomagnetycznych poprzez wiatry neutralne, generujące prądy i pola elektryczne w jonosferze.

Teorię i wyniki analityczne oraz numeryczne oparte na tej koncepcji opublikowano w pracy Surkova et al. (2004). W ostatnim dziesięcioleciu badano zjawiska związane z rezonatorem IAR, jak np.

mechanizm sprzężenia rezonatora z obszarem magnetosfery i możliwe wzbudzanie rezonatora poprzez te interakcje (Lysak, 1991; Pokhotelov et al., 2000a, 2000b). Powstały prace poświęcone związkom jonosferycznego rezonansu Alfvéna i innych obserwowanych zjawisk. Do tej grupy należą wyniki prac Trakhtengertsa et al. (2000a), w których studiowano mechanizm tworzenia się widm geomagnetycznych mikropulsacji Pc1 typu pereł. Autorzy zauważyli, że „perły” na średnich szerokościach geomagnetycznych odznaczają się podobnym prawdopodobieństwem występowania do tego, jakie cechuje SRS IAR, i że najprawdopodobniej ma to związek z rezonatorem IAR (Trakhtengerts et al., 2000b). Powstały również inne prace w podobnym kierunku, o związkach IAR z formacją pulsacji Pc1 rodzaju IPDP oraz pereł na wysokich szerokościach geomagnetycznych (Mursula et al., 2000; Prikner et al., 2000). Teoria IAR i obserwacje SRS posłużyły do odkrycia i rozwoju teorii nowych zjawisk. Przykładem tego jest magnetosferyczny rezonator Alfvéna, którego koncepcja została przedstawiona w pracy Ovchinnikova (1999). Obserwacje na niskich szerokościach geomagnetycznych wykazały współistnienie ze strukturami SRS IAR podobnych struktur, ale o mniejszej skali, które wyjaśniane są obecnie jako subtelna struktura FSRS (fine spectral resonance structure) – sprzężonych rezonatorów jonosferycznego (IAR) i magnetosferycznego Alfvéna (MAR) w jeden system IMAR (Bösinger et al., 2004).

3. Obserwacje IAR.

3.1. Naziemny efekt SRS IAR jako obraz lokalnej jonosfery.

Praca Belyaeva et al. (1989) jest pierwszą pracą teoretyczną, w której podjęto próbę wyjaśnienia obserwacji linii rezonansowych w widmie pola magnetycznego w zakresie 1 – 10 Hz na powierzchni Ziemi. W warunkach sprzyjających działaniu rezonatora, widmo pola elektromagnetycznego na powierzchni Ziemi, pod wpływem lokalnego rezonatora IAR, posiada korespondującą rezonansową strukturę w postaci szeregu linii jako tzw. SRS IAR. Ważnym wynikiem pracy jest, że na powierzchni Ziemi pola mają strukturę widmową podobną do rezonansu jonosferycznego i charakteryzujacą się tym samym parametrem ∆f. Ze względu na własności modu alfvénowskiego (propagacja wzdłuż linii sił pola geomagnetycznego), struktura widma ma charakter lokalny, to znaczy w danym punkcie na Ziemi jest określona przez parametry jonosfery znajdujacej się nad tym punktem. Zgodnie z tym, skala obserwowanej struktury SRS IAR jest parametrem jonosferycznego rezonatora Alfvéna na danej linii magnetycznej, a dynamika struktury jest podyktowana stanem lokalnego rezonatora IAR i tym samym – zmiennością lokalnej jonosfery. SRS IAR obserwowane na Ziemi niesie więc informacje o parametrach lokalnej jonosfery, w szczególności jej górnej części, niełatwo dostępnej do diagnozy. Stąd wysunięto przypuszczenie, że oberwacje SRS IAR mogą posłużyć do badań jonosfery (Belyaev et al., 1990). W skali ∆f uwikłane są dwa ważne parametry – minimalna prędkość Alfvéna, która ma większy wpływ na zmiany wartości tego parametru oraz geometryczne skale profilu gęstości (właściwie profilu prędkości Alfvéna, ale zmiany pola geomagnetycznego nie wpływają tak znacząco na ten profil jak zmiany gęstości). Mając maksymalną koncentrację elektronów z naziemnego sondowania jonosferycznego, można byłoby oszacować maksymalną gęstość w obszarze F i badać skale geometryczne profilu gęstości w górnej jonosferze. Górna jonosfera dostępna jest do badania z satelitów, z powierzchni Ziemi tylko za

pomocą radarów niekoherentego rozpraszania, a tylko kilka takich skomplikowanych i wymagających bardzo dużej mocy urządzeń operuje na świecie. Prawdopodobnie inne parametry struktury dadzą innego rodzaju informacje o stanie jonosfery.

Zmienność jonosfery w skali geograficznej powinna różnicować wartości ∆f w różnych obszarach, co potwierdzają obserwacje (Belyaev et al., 1999; Bösinger et al., 2002, 2004; Yahnin et al., 2003, Semenova et al., 2005). Z charakterystyki SRS IAR obserwowanej na różnych szerokościach geomagnetycznych wynika, że w różnych miejscach na Ziemi SRS IAR posiada pewne cechy wspólne (od zjawiska IAR w ogólności), ale istnieją też różnice, dotyczące prawdopodobieństwa wystąpienia i czasu trwania zjawiska (wynikające ze zróżnicowania jonosfery w rożnych częściach na Ziemi, być może rownież mechanizmu wzbudzeń i warunków działania rezonatora).

3.2. Specyfika pomiarów naturalnych pól EM niskiej częstotliwości.

Obserwacja elektromagnetycznych pól niskiej częstotliwości pochodzenia naturalnego, w szczególności jonosferycznego rezonansu Alfvéna, wymaga dostatecznej eliminacji lub izolacji od sztucznie wytwarzanych sygnałów w środowisku, gdzie wykonuje się pomiar, oraz w samym układzie pomiarowym. Poziom zakłóceń zwykle przewyższa wielokrotnie poziom pól naturalnych, które dla pola magnetycznego kształtują się średnio na poziomie kilkunastu do kilkudziesięciu pikotesli. Do prowadzenia pomiarów wymagane jest miejsce położone z daleka od źródeł zakłóceń oraz czuła, niskoszumowa aparatura. W przypadku obserwacji jonosferycznego rezonatora Alfvéna problem stwarza nie tylko poziom zakłóceń sztucznych, ale także sam poziom tła pola naturalnego w zakresie ULF/ELF. Amplituda tła wzrasta wykładniczo w kierunku malejących częstotliwości. Sam sygnał rezonansowy niewiele przewyższa poziom szumu, linie są wprost zanurzone w szumie (Rys.2). Dodatkowo gwałtowny wzrost amplitudy po lewej stronie skali i wewnątrz interesującego zakresu oraz rosnąca amplituda ze wzrostem częstotliwości z prawej strony skali, od pierwszej linii rezonatora schumannowskiego (8 Hz), sprawia, że czytelność SRS IAR jest znacznie ograniczona. Z doświadczeń wynika, że analiza widmowa własności polaryzacyjnych sygnału znacząco poprawia czytelność struktury IAR, uwidaczniającej się bardziej wyraźnie w widmach polaryzacyjnych (Bösinger, 2002; Yahnin 2003). Ten rodzaj analizy wymaga jednak pomiaru przynajmniej dwóch niezależnych składowych pola. Pomimo tych trudności, obserwacja SRS IAR w jednej składowej pola wciąż jest możliwa.

3.3. Metody wyszukiwania SRS IAR i analizy jej parametrów.

Analizę SRS IAR dla uzyskania parametrów lokalnego IAR, poprzedza wyszukanie przypadków SRS IAR w dostępnym materiale obserwacyjnym. Z powodów opisanych w poprzednim paragrafie, stanowi to osobny problem z punktu widzenia analizy danych. Z dotychczasowych badań nad SRS IAR wynika, że do tej pory wyszukiwanie zdarzeń SRS IAR odbywa się na podstawie oceny wzrokowej widma zwykłego lub dynamicznego (spektrogramu). Decyzja, czy w danym przypadku występuje SRS IAR czy nie, wciaż zależy od subiektywnej oceny badacza, czy zauważa i jak interpretuje on cechy struktury widma rezonansu w widmie dynamicznym pola lub polaryzacji pola.

Ogromną rolę odgrywa w takim sposobie wyszukiwania czytelność struktury, która zależy od stosunku amplitud linii rezonansowych do poziomu tła. Problemem do rozwiązania pozostaje opracowanie obiektywnego parametru, który wyrażałby dobroć lub prawdopodobieństwo wystąpienia SRS IAR w danym wypadku.

Dotychczasowe badania dotyczące określenia skali SRS IAR opierały się na pomiarze na spektrogramie odległości maksimów lub minimów widma tworzących rezonansową strukturę, by w ten sposób oszacować ∆f jako średni odstęp. Taka metoda znów zawiera pewien pierwiastek subiektywności przy wyborze kolejnych maksimów (minimów), a przede wszystkim jest czasochłonna. Molchanov et al. (2004) zaproponowali inną metodę szacowania ∆f SRS IAR, ale wymaga ona bardzo długich ciągów danych, by otrzymać wartość ∆f z należytą dokładnością.

Metoda opiera się na powtórzeniu tansformaty Fouriera w obszarze częstotliwości, gdzie spodziewane jest SRS IAR, w celu uzyskania okresu powtarzania kolejnych linii rezonansowych.

Dla określenia ∆f dostępne są więc tylko dyskretne wartości, których ilość zależy od długości badanego obszaru danych. Dla tej metody zaproponowano również miarę prawdopodobieństwa wystąpienia SRS IAR. W artykule Odzimek (2004a) przedstawiono inną procedurę estymacji skali

∆f SRS IAR. Metoda ta zakłada konkretny model rezonatora i dopasowuje parametr ∆f tak, by najlepiej odtwarzał rozkład obserwowanych linii zgodnie z przewidywaniami modelu. Algorytm ten jest metodą numeryczną i automatycznie szacuje parametr ∆f w oparciu o przyjęty model IAR. Obie metody jednak nie działają optymalnie dla struktur słabo czytelnych, szczególnie o małej wartości skali ∆f (Odzimek, 2004b). Być może zastosowanie do widm polaryzacyjnych zwiększa efektywność metod. Efektywna analiza zdarzeń SRS IAR, konstrukcja optymalnych i wiarygodnych metod wykrywania i analizy parametrów tych struktur nabiera szczególnego znaczenia, jeśli posłużyłoby to diagnozie jonosfery z powierzchni Ziemi.

4. Obserwacje IAR w Polsce.

4.1. Akwizycja i analiza danych.

Obserwacje jonosferycznego rezonansu Alfvéna w Polsce stały się możliwe dzięki pomiarom pola magnetycznego w zakresie do 55 Hz, prowadzonym przez Grupę Rezonansu Schumanna Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego. Rejestrowana jest jedna horyzontalna składowa pola magnetycznego w kierunku północ-południe. Głównym przeznaczeniem pomiarów jest obserwacja elektromagnetycznych rezonansów we wnęce Ziemia-jonosfera, zwanych rezonansami Schumanna, w składowej magnetycznej pola. Trzy pierwsze linie tego rezonansu przypadają na częstotliwości około 8, 14 i 21 Hz. Obserwowany fragment widma poniżej rezonansów Schumanna, stwarza możliwość badania efektu SRS IAR (Rys. 2).

Rys. 2. Widmo pola magnetycznego w zakresie częstotliwości 1–55 Hz rejestrowanego w Bieszczadach, wyznaczone na podstawie pieciominutowego przebiegu pola w porze nocnej

(przykład z dnia 3.10.2003, 1:55 UT). W zakresie częstotliwości widma można wyróżnić elementy:

1–5 Hz – przedział częstotliwości jonosferycznego rezonansu Alfvéna, 7–35 Hz – przedział częstotliwości rezonansu Schumanna (widoczne linie), 50 Hz – częstotliwość sieci energetycznej.

Fig. 2. A spectrum of magnetic field in the frequency range 1–55 Hz registered in the Bieszczady, calculated on the basis of 5-minute time series recorded during night-time (the example from 3.10.2003 data, 1:55 UT). In this frequency range of the spectrum the observed ranges can be distinguished: 1–5 Hz – the ionospheric Alfvén resonances frequency range, 7–35 Hz – the Schumann resonances frequency range (lines visible), 50 Hz – frequency of the electrical grid.

Lokalizacja stacji w południowo-wschodniej części Bieszczad (49°11' N, 22°33' E) i zastosowana aparatura spełnia w bardzo wysokim stopniu wymogi obserwacji, o których jest mowa w poprzednim rozdziale. Układ pomiarowy, składający się z anteny indukcyjnej i bloku analogowo-cyfrowego, zapisuje zarejestrowany sygnał magnetyczny na dysku twardym komputera, skąd dane łatwo mogą być przekopiowane i poddane dalszej analizie. Do analizy sygnału stosowana jest standardowa numeryczna analiza widmowa metodą szybkiej transformaty Fouriera (FFT). Dla wyeliminowania efektu gwałtownie narastającej amplitudy tła, analiza Fouriera stosowana jest do szeregu pochodnej sygnału. Z pięciominutowych szeregów czasowych, próbkowanych z częstotliwością 178 Hz, otrzymywane są kolejno pojedyncze, uśrednione widma mocy z 2048-punktowych FFT, z 50%-wym nałożeniem danych z szeregu czasowego. Rys. 3. pokazuje serię kolejnych widm w okresie około dwugodzinnym, gdy występuje bardzo czytelny efekt SRS IAR.

Rys. 3. Seria widm mocy pola magnetycznego w przedziale 1–5 Hz z dobrze widoczną rezonansową strukturą SRS IAR (przykład z dnia 3.10.2003, 19:05 – 21:15 UT).

Fig. 3. Series of magnetic field spectra in the frequency range 1–5 Hz with clear resonance structures SRS IAR (the examples from 3.10.2003 data, 19:05 – 21:15 UT).

Widma zestawione z widm mocy kolejnych pięciominutowych pomiarów w ciągu doby tworzą spektrogram dobowy. Spektrogram, zwykle lepiej niż pojedyncze widma, oddaje widmową strukturę pola z widoczną niekiedy, charakterystyczną strukturą rezonansową IAR, jak na Rys. 4a – c. Tak czytelne przykłady występowania struktur SRS IAR, jak pokazane na Rys. 3, czy spektrogramach z Rys. 4a – c należą do wyjątkowych w dotychczas zarejestrowanym materiale.

Rys. 4. Spektrogramy dobowe (od godziny 15 UT do 15 UT dnia następnego) w przedziale częstotliwości 1–10 Hz z wyraźnie czytelnymi strukturami SRS IAR w godzinach nocnych: a – 29/30.08.2002, b – 4/5.10.2003, c – 5/6.10.2003. Struktury rozwijają się w godzinach wieczornych, trwają przez noc i zwykle zanikają nagle nad ranem.

Fig. 4. Diurnal spectrograms (from 15 UT to 15 UT next day) in the frequency range of 1–10 Hz with clear SRS IAR structures in the night-time: a – 29/30.08.2002, b – 4/5.10.2003, c – 5/6.10.2003.

The structures develop in the evening hours, last during the night and usually disappear before morning.

4.2. Własności lokalnego IAR.

Z około 80 dobowych obserwacji pola magnetycznego w Bieszczadach z lat 1996 – 2003 wyłoniono i zanalizowano 15 przypadków struktur rezonansowych charakterystycznych dla jonosferycznego rezonatora Alfvéna. Szersze studium nad wyszukiwaniem i analizą przypadków SRS IAR w Bieszczadach zawiera praca Odzimek (2004b). Najważniejsze cechy SRS IAR obserwowanego w Bieszczadach mogą być podsumowane następująco:

1. SRS IAR pojawia się w porze wieczornej i trwa w ciągu nocy do wczesnych godzin rannych. Jest to szczególna charakterystyka SRS IAR na średnich szerokościach. Nie stwierdzono czytelnych, regularnych struktur w porze dziennej.

2. Wszystkie przypadki SRS IAR zaobserwowano przy niskim poziomie globalnej aktywności geomagnetycznej, większość w okresie malejącego poziomu aktywności Słońca (szczególnie w roku 2003), większość w miesiącach jesienno-zimowych.

3. Czas trwania przypadków SRS IAR przypada w przedziale czasu od 19 do 03 UT, jest dłuższy w miesiącach jesiennych i zimowych w porównaniu z letnimi.

4. Wartości skali ∆f SRS IAR dla przypadków bieszczadzkich wahają się w granicach około 0.4 – 0.8 Hz. Obserwowana struktura SRS IAR ewoluuje – skala struktury ∆f ulega (systematycznym) zmianom w cyklu dobowym, rocznym i słonecznym:

a) Dobowa ewolucja ∆f SRS IAR przybiera zwykle scenariusz powolnego narastania w godzinach wieczornych, dłuższego maksimum w środku nocy około godziny 00 – 02 UT i gwałtownego spadku badź nagłego zaniku nad ranem. Dobowo zmiany ∆f osiągały 0.1 – 0.2 Hz.

b) Oprócz systematycznego wzrostu ∆f w ciągu nocy, można zaobserwować systematyczne zmiany w okresie krótszym, rzędu 1 – 2 godzin.

c) Sezonowo ∆f SRS IAR jest większa jesienią i zimą niż latem. Sezonowo zmiany ∆f osiągały 0.2 – 0.3 Hz.

d) Długoterminowy wzrost ∆f SRS IAR postępuje ze spadkiem aktywności Słońca. Zmiana ∆f w okresie lat 2001 – 2003 przy malejącej aktywności cyklu 23. osiagnęła około 0.1 – 0.2 Hz, w zależności od pory roku (więcej jesienią i zimą).

5. Szybkość ewolucji struktury jest zmienna i różni się dla poszczególnych przypadków. Może ulec diametralnym zmianom z doby na dobę, chociaż wskaźniki solarno-geomagnetyczne nie zmieniają się w dużym stopniu.

Otrzymana charakterystyka SRS IAR obserwowanej w Bieszczadach jest zgodna z zaobserwowaną na innych stacjach obserwacyjnych na średniej szerokości geomagnetycznej (Belyaev et al., 2000;

Molczanov et al., 2004), szczególna zgodność występuje z obserwacjami na Kamczatce, w miejscu o podobnej szerokości geomagnetycznej (L ≅ 2), co może być testem wiarygodności otrzymanych wyników.

5. Podsumowanie.

Jonosferyczny rezonans Alfvéna od czasu odkrycia w 1985 roku stał się znanym i nabierającym znaczenia elementem widma pola naturalnego obserwowanego z powierzchni Ziemi. Sprzężenie między atmosefrą, jonosferą i magnetosferą powoduje, że jonosferyczny rezonator Afvéna ma ścisłe związki z całym bogactwem zjawisk występujących w tym środowisku. W tym kontekście obserwacje rezonansu na powierzchni Zimi w postaci struktur SRS IAR stają się ważnym przedsięwzieciem badawczym. Naziemne obserwacje SRS IAR dają również możliwość dodatkowej, uzupełniającej metody diagnozy jonosfery, jednak najpierw powinny być wypracowane efektywne i wiarygodne metody analizy tych struktur. Obserwacje pola magnetycznego w Bieszczadach potwierdzają zgodność charakterystyki obserwowanych struktur z innymi obserwowanymi na średnich szerokościach geomagnetycznych. W pomiarach bieszczadzkich nowe perspektywy w obserwacjach i analizie SRS IAR powinny otworzyć ciągłe pomiary dwóch niezależnych składowych horyzontalnych pola magnetycznego, które w bieżącym, 2005 roku są w stanie zaawansowanych prób.

Podziękowania:

Niniejsza publikacja powstała dzięki grantowi Komisji Badań Naukowych Nr 3PO4D 018 24.

Bibliografia:

Belyaev P. P., Polyakov S. V., Rapoport V. O., Trakhtengerts V. Yu., 1987. Obnaruzhenie rezonansnoy strukturi spectra atmosfernogo elektromagnitnogo szumovogo fona v diapazonie korotkoperiodnih geomagnitnih pulsaciy, Doklady Akad. Nauk SSSR, 297, 840 – 843.

Belyaev P. P., Polyakov S. V., Rapoport V. O., Trakhtengerts V. Yu., 1989a. Experimental study of the resonant structure of the atmospheric electromagnetic noise spectrum at short-period geomagnetic pulsations, Radiofizika, 32(6), 663 – 672 (po rosyjsku).

Belyaev P. P., Polyakov S. V., Rapoport V. O., Trakhtengerts V. Yu., 1989b. The theory of formation of the resonance spectrum structure of the atmospheric electromagnetic noise background in the range of short-period geomagnetic pulsations, Radiofizika, 32(7), 802 – 808 (po rosyjsku).

Belyaev P. P., Polyakov S. V., Rapoport V. O., Trakhtengerts V. Yu., 1990. The ionospheric Alfvén resonator, J. Atmos. Terr. Phys., 52(9), 781 – 788.

Belyaev P. P., Bösinger T., Isaev S. V., Kangas J., 1999. First evidence at high latitudes for the ionospheric Alfvén resonator, J. Geophys. Res., 104(A3), 4305 – 4317.

Belyaev P. P., Polyakov S. V., Ermakova E. N., Isaev S. V., 2000. Solar cycle variations in the ionospheric Alfvén resonator 1985 – 1995, J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 62(4), 239 – 248.

Bösinger T., Haldoupis C., Belyaev P. P., Yakunin M. N., Semenova, N. V., Demekhov A. G., Angelopoulos V., 2002. Spectral properties of the ionospheric Alfvén resonator observed at a low- latitude station (L=1.3), J. Geophys. Res., 107(A10), 1281 – 1289.

Bösinger T., Demekhov, A. G., Trakhtengerts, V. Y., 2004. Fine structure in ionospheric Alfvén resonator spectra observed at low latitude (L = 1.3), Geophys. Res. Lett., 31, L18802, doi:10.1029/2004GL020777.

Demekhov A. G., Belyaev P. P., Isaev S. V., Manninen J., Turunen T., Kangas J., 2000. Modelling the diurnal evolution of the resonance spectral structure of the atmospheric noise background in the Pc 1 frequency range, J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 62(4), 257 – 265.

Feygin F. Z., Nekrasov A. K., Mursula K., Kangas J., Pikkarainen T., 1994. Coherent multiple Pc1 pulsation bands: possible evidence for the ionospheric Alfvén resonator, Ann. Geophys., 12, 147 – 151.

Füllekrug M., Fraser-Smith A. C., Reising S. C., 1998. Ultra-slow tails of sprite-associated lightning flashes, Geophys. Res. Lett., 25(18), 3497 – 3500 (98GL02590).

Grzesiak M., 2000. Ionospheric Alfvén resonator as seen by Freja satellite, Geophys. Res. Lett., 27(7), 923 – 926 (1999GL010747).

Hickey K., Sentman D. D., Heavner M. J., 1996. Ground Based Observations of Ionospheric Resonator Bands, EOS Trans. Am. Geophys. Union, 77(46), Fall Meeting Suppl., F92.

Kulak A., Maslanka K., Michalec A., Zieba S., 1999. Observations of Alfven ionospheric resonances on the Earth's surface, Stud. Geophys. Geod., 43(4), 399 – 406, 1999.

Lysak R. L., 1988. Theory of auroral zone PiB pulsation spectra, J. Geophys. Res., 93(A6), 5942 – 5946.

Lysak R. L., 1991, Feedback instability of the Ionospheric Resonant Cavity, J. Geophys. Res., 96(A2), 1553 – 1568.

Mende S. B., Sentman D. D., Wescott E. M., tłumaczenie: Mirosław Łukaszewski, 1997.

Wyładowania atmosferyczne ponad chmurami, Świat Nauki, 10.

Molchanov O. A., Schekotov A. Yu., Fedorov E. N., Hayakawa M., 2004. Ionospheric Alfven resonance at middle latitudes: results of observations at Kamchatka, Phys. Chem. Earth, 29(4–9), 649 – 655.

Odzimek A., 2004a. Numerical estimate of the spectral resonance structure frequency scale of natural ULF magnetic field, Stud. Geophys. Geod., 48(3), 647 – 660.

Odzimek A., 2004b. Analiza struktury jonosferycznego rezonansu Alfvéna w obserwacjach zmiennego naturalnego pola magnetycznego na Ziemi, praca doktorska, Kraków.

Ovchinnikov A. O., 1999. An ionospheric Alfvén resonator for the spherical model of the Earth's surface, Geomagn. Aeron., 39(1), 67 – 71.

Pokhotelov O. A., Pokhotelov D., Streltsov A., Khruschev V., Parrot M., 2000a. Dispersive ionospheric Alfvén resonator, J. Geophys. Res., 105(A4), 7737 – 7746.

Pokhotelov O. A., Khruschev V., Parrot, M., Senchenkov S., Pavlenko V. P., 2000b. Ionospheric Alfvén resonator revisited: Feedback instability, J. Geophys. Res., 106(A11), 25813 – 25824.

Pokhotelov O. A., Feygin F. Z., Khruschev V. V., Khabazin Yu. G., Bösinger T., Kangas J., Prikner K., 2003. Observation of IAR spectral resonance structures at a large triangle of geophysical observatories, Physics of Auroral Phenomena, Proceedings of the 26th Annual Seminar, Apatity, 123 – 126.

Polyakov S. V., 1976. Symposium KAPG on Solar-Terrestrial Physics., Theses of Reports – part III, Nauka, Moscow, 72 – 73.

Polyakov S. V., Rapoport, V. O., 1981. Ionospheric Alfvén Resonator, Geomagn. Aeron., 21(5), 816 – 822.

Sukhorukov A. I., Stubbe P., 1997. Excitation of the ionospheric Alfvén resonator by strong lightning discharges, Geophys. Res. Lett., 24(8), 829 – 832.

Semenova N. V., Yahnin A. G., Vasilyev A. N., Noskov S. P., Voronin A. I., 2005. First SRS observations in the polar cap region, Book of Abstract, Physics of Auroral Phenomena, Proc. XXVIII Annual Seminar, Apatity, p. 61.

Surkov V. V., Pokhotelov O. A., Parrot M., Fedorov E. N., Hayakawa M., 2004. Excitation of the ionospheric resonance cavity by neutral winds at middle latitudes, Ann. Geophys., 22(8), 2877 – 2889.

Surkov V. V., Molchanov O. A., Hayakawa M., Federov E. N., 2005. Excitation of the ionospheric resonance cavity by thunderstorms, J. Geophys. Res., 110, A04308, doi:10.1029/2004JA010850.

Trakhtengerts V. Yu., Feldstein Ya., 1981. Effect of irregular profile of velocity on magnetospheric convection stratification, Geomagn. Aeron., 21, 951 – 953.

Trakhtengerts V. Yu., Demekhov A. G., Polyakov S. V., Belyaev P. P., Rapoport V. O., 2000a. A mechanism of Pc1 pearl formation based on the Alfvén sweep maser, J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 62(4), 231 – 238.

Trakhtengerts V. Yu., Demekhov A. G., Belyaev P. P., Polyakov S. V., Ermakova E. N., Isaev S. V., 2000b. A mechanism of anticorrelation in the occurrence of ULF electromagnetic noise resonance structure and Pc 1 magnetic pulsations through the solar activity cycle, J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 62(4), 253 – 256.

Yahnin A. G., Semenova N. V., Ostapenko A. A., Kangas J., Manninen J., Turunen T., 2003.

Morphology of the spectral resonance structure of the electromagnetic background noise in the range of 0.1–4 Hz at L=5.2, Ann. Geophys., 21(5), 779 – 786.