Vnitřní magnetosféra

Vnitřní magnetosféra

Plazmasféra

Elektrické pole díky konvenkci (1) (Convection Electric Field) Vodivost σ, tj. ve vztažné soustavě pohybující se s plazmatem rychlostí v je elektrické pole rovno nule ( čárkovaná soustava ). Nicméně podle Lorentzovy transformace: γ 1 E ' = E + γ v B + v ( E v) 2 v v γ 1 B ' = B + γ E 2 + v (B v) 2 c v Pro v c : E ' = E + v B B' = B V zafixované ( nečárkované ) soustavě (spojené se Zemí): E = v B

Elektrické pole díky konvenkci (2)

Elektrické pole díky konvenkci (3) Tok plazmatu + zemské magnetické pole => konvektivní elektrické pole (orientované z ranní na večerní stranu) ~ 50-100 kv na ~30 RE, tj. ~ 0.2-0.5 mv/m V prvním přiblížení homogenní: E c = ϕc ϕc = E c L R E sin Ψ

Elektrické pole díky korotaci (Corotation Electric Field) Ionosférické plazma korotuje se Zemí: E cr = (Ω E r ) B S využitím B r 3 pak, v rovníkové rovině: E cr = ΩE BE RE L orientované radiálně směrem k Zemi 2 2 ϕcr kde ΩE B E R E = L 2 Ω E B E R E 92 kv

Hranice Plazmasféry Korotační elektrické pole klesá se vzdáleností, takže na větších vzdálenostech převládne konvekční elektrické pole. ϕc = E c L R E sin Ψ 2 ϕcr ΩE B E R E = L Celkový elektrický potenciál: ϕ = ϕc + ϕcr Šedivá oblast ( plazmasféra ): ekvipotenciály uzavřené studené (~1eV) částice z ionosféry ~103 částic v cm-3 Mimo šedivou oblast: ekvipotenciály otevřené, plazma uniká ~1 částice v cm-3

ϕc = E c L R E sin Ψ 2 ϕcr ΩE B E R E = L ΩE B E R E L sp = Ec (s rostoucí konvekcí poloměr plazmapauzy klesá)

L pp 5.6 0.46 Kp max D. L. Carpenter and R. R. Anderson, JGR, 1992

D. L. Carpenter and R. R. Anderson, JGR, 1992

Objev plazmasféry, hvizdy (whistlers) rušivé zvuky na telefonních linkách (Barkhausen, 1919) hvizdy často pozorovány těsně po sférikách; spekulace, že spolu souvisí + že sfériky pocházejí z blesků, ale nedaří se vysvětlit časová zpoždění a disperzi (Eckersley, 1935) (kvantitativní) teorie vysvětlující hvizdy (Storey, 1953) problém: vyžadovalo velkou hustotu plazmatu (~400 cm-3 na L=3) mapování magnetosféry a objev plazmapauzy (Carpenter, 1963) rozsáhlý výzkum hvizdů v letech 1950-1970 (Helliwell)

2 2 ω pe ω pe 2 n 1+ ω(ω ce ω) ω(ω ce ω) 1/2 3 /2 ω (ωce ω) vg 2 c ωce ω pe Aproximace nízkých frekvencí: ω 1 ω ce ω ω ce vg 2 c ω pe (někdy též Eckersley-Storey )

V aproximaci nízkých frekvencí: ω ω ce vg 2 c ω pe D T f T = ds v g ω pe 1 D ds ω ce 2c disperze D je konstanta související s parametry prostředí Jelikož ω ce je známá (dipólové magnetické pole), je jediným volným parametrem profil ω pe

IMAGE Mission, EUV Instrument Detekování rozptýleného slunečního záření na 30.4 nm Intenzita odpovídá integrované sloupcové koncentraci He+ podél směru pozorování. rozlišení ~0.1 RE, ~10 minut

U. S. Inan and T. F. Bell, JGR, 1977

Bortnik et al., Nature, 2008

Ionosféra

Ionosféra přechodová oblast mezi plně ionizovaným magnetosférickým plazmatem a neutrální atmosférou Jak se mění hustota plazmatu s výškou? Co je zdrojem ionizace? i) ultrafialové záření ze Slunce ii) vysypávání (precipitation) energetických částic z magnetosféry ve výškách < ~60 km je role nabitých částic zanedbatelná

i) Ultrafialové záření ze Slunce fotony musí mít energii větší než je ionizační energie předpokládáme jednosložkovou izotermální atmosféru: ( ) z n n ( z) = n 0 exp H kde H je scale height : ktn H = mn g... barometrický zákon

změna intenzity dopadajícího (monofrekvenčního) záření s výškou: dz di =σ ν n n I cos χ ν I ( z) I di = I σ ν n0 exp( z / H ) cos χ dz ν z [ σ ν n0 H I (z) = I exp exp( z / H ) cos χ ν ]

počet ionizací v jednotkovém objemu jako fce výšky: di q ν (z) = κ ν cos χ ν dz a po dosazení: [ z σ ν n0 H q ν (z) = κ ν σ ν n 0 I exp exp( z / H ) H cos χ ν Chapmanova produkční funkce (Chapman, 1931) ]

lze přepsat jako: [ q ν (ζ) = q ν 0 exp 1 ζ kde z z 0 ζ = H exp( ζ) cos χ ν ] z 0...výška maximální ionizace v subsolárním bodě maximum ionizace v subsolárním bodě: κ I qν 0 = ν eh z 0 = H ln (σ ν n0 H ) závislost na zenitním úhlu Slunce (solar zenith angle, SZA): q ν m = q ν 0 cos χ ν zm ( ) 1 = z 0+ H ln cos χ 1 chapman grazing incidence function cos χ ν

ii) Energetické částice ionizace nárazem energetických částic (primárně elektronů) částice se pohybují podél mag. pole => hlavně na vysokých šířkách rovněž podstatné během noci, kdy fotoionizace vymizí elektrony způsobují ionizaci v menších výškách než ionty elektrony větších energií způsobují ionizaci v menších výškách

Rekombinace + výsledná koncentrace rekombinace úměrná počtu elektronů a počtu iontů + je kvazineutrální: 2 rekombinace ne výsledná bilanční rovnice: dn e 2 = q ν, e α ne dt a v ekvilibriu: ne = qν,e α

Reálná situace v ionosféře 0 dopadající záření není monofrekvenční několik různých neutrálních prvků (N, O, O) 2 2 chemické reakce, dochází ke vzniku i jiných než primárních iontů ve výškách < 500 km je neutrální hustota větší než hustota iontů

Ionosondy vypouštíme vlnu o frekvenci f vlna se odrazí od ionosféry a vrátí se zpět měříme Δ t ( f ) + známe disperzní relaci můžeme spočítat ionosférický profil Bez magnetického pole by bylo: ( ) fp v g = c 1 f 2 f p n e z ( f p) Δ t ( f ) = 2 0 dz vg a k odrazu dojde v místě, kde f p= f

S magnetickým polem: existují dva různé vlnové módy řádný a mimořádný (ordinary, extraordinary), liší se polarizací frekvence, na kterých se odráží, jsou: fo = f fx f p p f ce + 2 (aproximace pro f p f ce )

Vlnovod Země-ionosféra

z=h z=0 σ ( z=0) = E t ( z=0) = 0 σ (z=h) = E t ( z=h) = 0 Použití zrcadlového dipólu

Zrcadlové dipóly ve výškách ±2h, ±4h, ±6h,... (všechny stejnou velikost + směr) Podmínka rezonance: 2 hc = n λ 2h λ f > c 1700 Hz 2h

(Píša et al., 2013)

Schumannovy rezonance