5.0 EMISE BUZENÉ HVIZDY A PŘÍKLADY JINÝCH TYPŮ VLN V zemské magnetosféře, se kromě klasických hvizdů generovanými bleskovými výboji a chorových emisí, vyskytuje i celá řada dalších typů vln. V této kapitole uvedeme některé příklady jejich pozorování. Jedním z jevů, který plynule navazuje na již dříve popsané hvizdy a chorové emise, jsou situace, kdy vlny vybuzené bleskovými výboji působí jako jakýsi spouštěcí mechanismus dalších emisí. Příklad takového pozorování je uveden na spektrogramech pořízených během obletu 6641 dne 16.1.2001 na obrázku 5.1. Na horním přehledovém spektrogramu jsou, stejně jako u předešlých spektrogramů, pro představu o parametrech prostředí vyznačeny hodnoty maximálního možného kmitočtu lokální dolní hybridní resonance a čtvrtiny elektronové cyklotronní frekvence na rovníku. Dolní dva detailní spektrogramy potom dokumentují situace, kdy stopa hvizdu je s určitým zpožděním následována výraznými emisemi vln. Tento jev pravděpodobně souvisí s vysypáváním částic, které je indukováno bleskovými výboji (Lightning-induced Electron Precipitation). Vysypávání částic probíhá následovně: hvizdové vlny generované bleskovými výboji interagují v oblasti magnetického rovníku s energetickými elektrony radiačních pásů procesem cyklotronní resonance a mění jejich vrcholový úhel (pitch angle). Část elektronů se tak dostane do oblasti ztrátového kužele a zaniká v atmosféře či spodní ionosféře, zejména D vrstvě, kde způsobuje dodatečnou ionizaci. Tato dodatečná ionizace též umožňuje detekci vysypání energetických elektronů. Provádí se monitorováním signálu VLF (Very Low Frequency) vysílačů pracujících v pásmu 10 až 30 khz. Signál z těchto vysílačů je přijímán vzdáleným přijímačem, který je umístěn v takové vzdálenosti, aby se k němu signál šířil odrazem od ionosféry. Pokud však je ve spodní části ionosféry zvýšena ionizace, respektive hladina odrazu se posune do nižších výšek, dojde k perturbaci signálu, k jeho zvýšenému útlumu a fázovému posunu. Tato perturbace signálu VLF vysílače se nazývá Trimpi perturbace podle M.L.Trimpi, který si jí jako první povšiml při měření v Antarktidě, a byla poprvé popsána v práci Hellivell et al. (1973). Trimpi perturbace začíná zpravidla ~0.6 až ~ 1.5 s po příčinném bleskovém výboji. Tento čas je konsistentní s časem, který potřebují hvizdové vlny, aby se dostaly do oblasti rovníku, interagovaly s energetickými elektrony a tyto elektrony dospěly do D vrstvy (Rodger, 1999). Přesný čas pochopitelně závisí na magnetické šířce, ve které dojde k bleskovému výboji, přesněji řečeno, ve které hvizdy proniknou do magnetosféry a na parametrech plazmového prostředí. Vzhledem k tomu, že hvizdové vlny se zpočátku šíří zpravidla do oblastí vyšších silokřivek (viz např. obrázky v kapitole 2.5), a částice se pohybují podél silokřivky, pozoruje se Trimpi perturbace zpravidla v místě o něco posunutém směrem k pólu, než bylo místo, kde proběhl příčinný bleskový výboj (Lauben et al., 2001). Doba zpoždění přitom narůstá se zvětšující se šířkou. Je pravděpodobné, že hvizdové vlny přispívají významnou měrou ke ztrátě energetických elektronů (>100 kev) v radiačních pásech, zejména v oblastech 2.2 < L <3.5 (Lauben et al, 2001), tedy v oblastech jakési mezery v radiačních pásech. Poznamenejme pro úplnost, že byly pozorovány též perturbace VLF signálu, které se objevily řádově několik desítek milisekund po elektromagnetickém impulsu (sferic) příčinného bleskového výboje, zpravidla typu +CG. Tyto jsou spojovány s ionizací ve výškách 40-80 km v důsledku výbojů sprite (viz kapitola 3.1), a pro odlišení od klasických Trimpi perturbací jsou někdy nazývány Early Trimpi (Rodger, 1999). Vraťme se zpět k našemu pozorování. Je pravděpodobné, že emise za stopami hvizdů jsou způsobeny cyklotronní nestabilitou, ke které dochází v případě teplotní anizotropie, která se může vyvinout v důsledku úniku částic (jejich vysypáním) ztrátovým kuželem viz. kapitola 4.1. 101
Obr. 5.1.: Emise vln spouštěné hvizdy, které jsou generovány bleskovými výboji. Pozorování na družici Magion 5 dne 16.1.2001 102
Podpořme tuto domněnku následujícím rozborem. Podíváme-li se na spektrogramy na obrázku 5.1, vidíme, že u prostředního spektrogramu je střední kmitočet emisí ~2.5 khz, emise jsou pozorovány na L=3, a doba zpoždění mezi stopou hvizdu a počátkem emise činí ~1.1 s. V případě dolního spektrogramu je střední kmitočet emisí ~3 khz, emise jsou pozorovány na L=2.83, a doba zpoždění mezi stopou hvizdu a počátkem emise činí ~0.8 s. K tomuto obletu bohužel nemáme k dispozici měření plazmové hustoty, ale z měření prezentovaného na obrázku 4.6, a vzhledem k tomu, že záznam byl pořízen za relativně klidných geomagnetických podmínek (Kp~2, Dst~-10), lze usuzovat, že plazmová hustota může být v rozmezí 10 9 až 10 10 m -3. S využitím vztahů uvedených v kapitole 4.1 pak můžeme spočítat polovinu bounce periody, tedy dobu, kterou potřebují resonující elektrony k tomu, aby se z místa odrazu vrátily zpět k magnetickému rovníku, tedy dobu, která by měla odpovídat zpoždění mezi stopou hvizdu a počátkem emise v případě, že část elektronů v oblasti odrazu zanikne a vznikne anizotropní, nestabilní situace vedoucí ke vzniku emise. Výsledky výpočtu jsou na obrázku 5.2. Výška odrazu částic byla zvolena 500 km, což je výška, při které se část elektronů snadno dostane do únikového kuželu v případě difuze vrcholového úhlu (pitch angle diffusion), způsobené interakcí s hvizdovou vlnou. Poznamenejme, že závislost bounce periody na výšce odrazu částic je v v případě malých výšek odrazu poměrně malá viz obrázek 4.5. Spočtená polovina bounce periody je na obrázku 5.2 vynesena v závislosti na úhlu vlnového vektoru θ, ten se v případě čistě nevedeného šíření může pohybovat v rozmezí ~ 50 až 60, v případě přítomnosti více či Obr. 5.2.: Doba, kterou potřebují částice resonující na rovníku s vlnami o kmitočtu 2.5 khz (fialově) a 3 khz (tyrkysově) mezi dvěma průchody magnetickým rovníkem (polovina bounce periody) v závislosti na úhlu vlnového vektoru θ. Plazmová hustota a výška (L parametr) jsou uvedeny v grafu. 103
méně výrazné plasmapausy by byl tento úhel menší, a může být i blízký 0. Vzhledem k tomu, že stopy hvizdů nemají charakter MR hvizdů, je pravděpodobné, že vlny jsou alespoň částečně vedeny. Vidíme, že spočtené časy jsou v přibližném souladu se zpožděními odečtenými z našich spektrogramů. Dobrý soulad je zejména ve skutečnosti, že pro situaci na spodním spektrogramu, ukazuje výpočet kratší čas, než pro situaci na spektrogramu prostředním. Obrázek 5.3 ukazuje pro úplnost energii resonujících částic. Vlastnosti a význam těchto emisí si zaslouží další, hlubší analýzu, viz kapitola 6. Vzhledem k tomu, že nemáme k dispozici záznam o pozemním pozorování Trimpi disturbace signálu VLF vysílače, nemůžeme totiž zcela vyloučit možnost, že emise pozorované za stopami hvizdů na obrázku 5.1 jsou ve skutečnosti pouze difuzní stopy odražených hvizdů. Perioda odrazu hvizdů v zemské magnetosféře je totiž blízká bounce periodě resonujících elektronů. Obr. 5.3.: Kinetická energie částic resonujících na rovníku s vlnami o kmitočtu 2.5 khz (fialově) a 3 khz (tyrkysově) v závislosti na úhlu vlnového vektoru θ. Plazmová hustota a výška (L parametr) jsou uvedeny v grafu. Maximum energie odpovídá Gendrinovu úhlu, pro větší úhly než je Gendrinův úhel energie klesá (resonanční kužel). Jiný typ emisí, tentokráte pozorovaných přímo na stopách MR hvizdů, ukazuje obrázek 5.4. Bohužel měření Magionu 5 neumožňují studovat vlastnosti těchto vln, jako polarizaci, poměr E a B složky atd. Z charakteru těchto emisí a z porovnání se šikmými šumovými pásmy lze spekulovat, že mají quasi-elektrostatickou podstatu a že mohou být buzeny na resonančním kuželu či okolo kmitočtu dolní hybridní resonance poblíž místa odrazu. Povšimněme si rovněž výrazných spektrálních čar na kmitočtech 16 khz a 18.3 khz. To jsou signály pozemních VLF vysílačů, jejichž energie též částečně proniká ionosférou, a o nichž jsme se zmínili v souvislosti s emisemi buzenými v důsledku úniku částic ztrátovým kuželem. 104
Obr. 5.4.: Emise vln na stopách MR hvizdů. Pozorování na družici Magion 5 dne 16.1.2001 Zmiňme se stručně na závěr o několika dalších typech vln pozorovaných v zemské magnetosféře. Na obrázku 5.5 je příklad dalšího typu emise, takzvaného rovníkového šumu (Equatorial noise). Na spektrogramu jsou v kmitočtovém pásmu od ~ 50 do necelých 500 Hz dobře patrné výrazné spektrální čáry. Tyto spektrální čáry lze přitom pozorovat pouze poblíž roviny magnetického rovníku, v našem případě přibližně od 3 do +3 magnetické šířky MLAT. Předpokládá se, že tyto spektrální čáry vznikají resonanční interakcí na kmitočtu cyklotronní resonance jednotlivých iontů a jejich harmonických v horkém plazmatu, tedy 105
interakcí vln s energetickými ionty radiačních pásů (Gurnett, 1976). Podmínkou vzniku vyšších harmonických přitom je R L k >>1, kde R L je poloměr gyračního pohybu částice a k je velikost vlnového vektoru v kolmém směru. Perraut et al. (1982) ukázali, že tyto vlny se šíří téměř kolmo k magnetickým silokřivkám a poukázali na možnost nelineární interakce jednotlivých harmonických cyklotronních frekvencí a tím vznik dalších čar v pozorovaném spektru. Santolík et al. (2002) na základě měření skupinou družic CLUSTER a analýzy polarizace vln a Poyntingova vektoru ukázali, že vlny mají významnou radiální složku grupové rychlosti a mohou se tak do místa pozorování dostávat z celé řady různých výšek, tedy z oblastí rozdílných hodnot cyklotronních frekvencí jednotlivých iontů. Obr. 5.5.: Rovníkový šum. Pozorování na družici Magion 5 dne 1.3.1999 Krátký, částečný přehled různých typů vln v magnetosféře uzavřeme ukázkou aurorálního sykotu (Auroral hiss) na obrázku 5.6. Přerušovaná struktura emisí na obrázku je dána technickými problémy. Z polohy emisního pásma ve spektrogramu vzhledem ke žlutým křivkám znázorňujícím hodnoty poloviny a čtvrtiny elektronové cyklotronní frekvence na rovníku je zřejmé, že se jedná opravdu o emise jiného typu, než byl případ chorových emisí diskutovaných v předešlé kapitole. Poznamenejme, že údaj o L parametru, uvedený pod spektrogramem, je pro hodnoty L > ~6 je spíše symbolický a nemá vzhledem k deformaci magnetického pole vlivem slunečního větru valný smysl. Předpokládá se, že emise aurorálního sykotu se šíří ve hvizdovém módu směrem od Země podél resonančního kuželu. Mají tedy výraznou quasi-elektrostatickou povahu. Nejznámějším a velmi intenzivním typem vln v aurorálních oblastech je takzvané aurorální kilometrové záření AKR (Auroral Kilometric Radiation), jehož výskyt koreluje s výskytem polárních září. AKR se šíří rovněž od Země, jeho typická vlnová délka v zemské magnetosféře je řádu kilometrů (odtud název), a je pozorováno v kmitočtovém pásmu ~50 až ~500 khz, tedy mimo frekvenční pásmo měření družice MAGION 5. AKR je generováno v pravotočivém módu poblíž lokální cyklotronní frekvence elektronů a má výraznou diskrétní strukturu. Obdobné intenzivní radiové emise jsou pozorovány i u ostatních planet s výrazným magnetickým polem jako Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. 106
Obr. 5.6.: Aurorální sykot. Pozorování na družici Magion 5 dne 6.1.1999 107