U Fyzika Zeme Prednáška pre poslucháčov geológie bakalárskeho štúdia Adriena Ondrášková 1. Určovanie veku hornín 2.- 3. Seizmológia (zemetrasenia a šírenie vĺn Zemou) 4.- 6. Tvar Zeme a slapy 7. Termika (zdroje tepla, teplota a tepelná história) 8.- 9. Magnetické pole Zeme 10. Rotácia Zeme 11.-12. Ionosféra a magnetosféra 1
Prednáška 11 Ionosféra a magnetosféra 1. Atmosféra Zeme a) Neutrálna atmosféra vysoká atmosféra b) Absorpcia žiarenia c) Teplota atmosféry 2. Ionosféra a) Sondovanie ionosféry Profil elektrónovej koncentrácie b) Ióny a vznik ionosféry c) Prúdy v ionosfére 3. Magnetosféra a) Pohyb nabitej častice v dipólovom magnetickom poli b) Druhy častíc v magnetosfére c) Deformovanie zemského magnetického poľa slnečným vetrom d) Rekonekcia v chvoste a polárne žiare e) Magnetické búrky 4. Schumanove rezonancie 2
Zloženie atmosféry pri povrchu 78 % N 2, 21 % O 2, 1% Ar Hustota ρ [kgm -3 ] (koncentrácia n [m -3 ]) exponenciálne klesá. Pomer sa zachováva asi do 100 km vďaka turbulencii. Disociácia molekúl kyslíka najrýchlejšia v 95 km Nad 110 km je * * viac O ako O 2 O 1. Neutrálna atmosféra 2 hv O O nh n0 e mg h kt 3
1. Neutrálna atmosféra Atomárny kyslík prevláda od 180 do takmer 1000 km Vyššie je atomárny vodík (aj He) 4
1. Neutrálna atmosféra Rýchlosť absorpcie slnečnej energie q(h) závisí od 1) koncentrácie n 2) intenzity žiarenia I H =kt/mg tzv. výška homogénnej atmosféry, (nad 100 km sa počíta pre konkrétny plyn). Atmosféra sa absorbovaným žiarením intenzívne ohrieva od hornej hranice atmosféry až po maximum absorpcie v 110 120 km. 5
1. Teplota v atmosfére Nízka aktivita Vysoká slneč. aktivita Hlavné plyny atmosféry (N 2, O, O 2 ) absorbujú energetické fotóny s vlnovými dĺžkami 0 až do 200 nm a atmosféra sa intenzívne ohrieva odvrchu až po maximum absorpcie v 110 120 km. Teplota v atmosfére je od 250 km nahor takmer konštantná ale závisí od podmienok. 6
7 Jedine atmosféra Zeme má ešte jednu vrstvu, ktorá sa ohrieva: je to ozónová vrstva absorbuje žiarenie 200 315 nm. Max. koncentrácie ozónu v 25 km, max. teploty v 50 km.
8
Čo je to ionosféra? Definícia: Ionosféra je ionizovaná časť atmosféry významne ovplyvňujúca šírenie elektromagnetických signálov. (ale Pozor! Ióny sa vyskytujú v omnoho širšej oblasti takmer všade.) Elektromagnetické signály (vlny) môžu byť odrazené, tlmené (t.j. ich energia je čiastočne absorbovaná), alebo ich dráha môže byť zakrivovaná (podobne ako svetlo). G. Marconi experimentálne dokázal prítomnosť atmosférickej odrážajúcej vrstvy, keď v roku 1901 zachytil v Kanade signál vyslaný z Cornwallu cez Atlantický oceán. Ionosféra sa nachádza vo výškach zhruba nad 60 km, v oblastiach mezosféry a termosféry. V dôsledku ionizácie neutrálneho plynu slnečným žiarením je prostredie elektricky vodivé. Pretože ionizovaný plyn v tejto oblasti spĺňa definíciu plazmy, tak o ňom tiež hovoríme ako o plazme. Slnečné žiarenie je pri svojom prechode atmosférou filtrované (niektoré časti spektra sú čiastočne iné úplne pohltené atmosférickými plynmi), s výškou sa mení i chemické zloženie plynov. Preto dochádza k vytvoreniu niekoľkých ionosférických vrstiev, smerom od zeme sú to vrstvy D, E, F1 a F2. Len vrstva F2 (a k veľkej radosti rádioamatérov i občasná tzv. Es vrstva, sporadická vrstva E) pretrváva i v noci, kým ostatné vrstvy kvôli rýchlej rekombináci v priebehu niekoľkých sekúnd až minút po západe slnka zanikajú. Prečo študujeme ionosféru? Predpoveď stavu ionosféry je dôležitá hlavne pre telekomunikácie: pre rádiové vysielanie, pre komunikáciu s družicami na obežnej dráhe či pre globálne navigačné systémy (napr. GPS alebo európsky projekt Galileo). Poruchy v ionosfére sa môžu prejaviť v znížení spoľahlivosti navigačných systémov či v zhoršení komunikácie s družicami na obežnej dráhe. Snahou preto je porozumieť chovaniu ionosféry a zdokonaľovať ionosférické predpovedné modely. Najdôležitejšou informáciou o stave ionosféry je elektrónová koncentrácia v danej výške profil elektrónovej koncentrácie. Tá sa zisťuje pomocou ionosond. Ionosonda je zariadenie, ktoré funguje na rovnakom princípe 9 ako radar.
2. Sondovanie ionosféry Rádiové vlny s frekvenciami väčšími ako maximálna plazmová frekvencia cez ionosféru prejdú (hoci sú čiastočne zoslabené, čo sa tiež využíva na výskum ionosféry. Napr. v polárnych oblastiach riometre merajú intenzitu (zoslabenie) kozmického rádiového šumu. zo zoslabenia signálu GPS družíc sa počíta obsah elektrónov v celom stĺpci ionosféry, tzv. total electron content TEC obr. nižšie) Z ionosférickej stanice sa vysielajú rádiové vlny do ionosféry. Najčastejšie kolmo nahor, potom sa odrazené vlny môžu zachytávať na tom istom mieste. Rádiové vlny sa odrážajú tam, kde ich frekvencia f sa práve rovná plazmovej frekvencii f p ~ n e v ionosfére. 2h A z času návratu t vlny zistíme, v akej výške sa vlna odrazila t 10 c
2. Sondovanie ionosféry 11
2. Profil elektrónovej koncentrácie Keď je Slnko ďaleko od zenitu a v noci existuje len jedno maximum e koncentrácie jedna vrstva F. Keď je Slnko vysoko nad obzorom (v lete, okolo poludnia) pozorujeme dve samostatné maximá e koncentrácie F1 a F2. 12
2. Profil elektrónovej koncentrácie Poznámka: Koncentrácia e v F-vrstve (250 km) 10 12 m -3 je omnoho menšia ako koncentrácia neutrálnych plynov (10 15 ). Ióny a e sú teda len prímesou. 13
2. Ionizácia O Ionizácia Ionovo-molekulárne reakcie Rekombinácia hv O e O N2 NO N O e pomalá O hv N N2 2 hv e N2 O2 N2 O2 O 2 Rýchlo prebiehajú: NO e e O N O O O2 hv O2 e O 2 e O O 14
2. Elektrónový obsah e (TEC) 15
2. Prúdy v ionosfére pohyb elektricky vodivej látky v geomagnetickom poli na základe Faradayovho zákona indukuje vo výške asi 110 km (E vrstva ionosféry) prúdový systém Prúdový systém Sq variácie v E-vrstve spôsobený pohybom ionosféry, ktorá je tepelne nahrievaná Slnkom na dennej strane Zeme. 16 V období slnovratu prúd v najväčšom víre má 89 ka. V dobe rovnodennosti 62 ka.
2. Prúdy v ionosfére denná variácia pravidelná zmiena v geomagnetickom zázname spôsobená je rôznym nahrievaním ionosféry na dennej a nočnej strane gravitačné účinky Mesiaca a Slnka spôsobujú slapy atmosféry, ale dávajú omnoho menšie prúdové systémy. denná variácia nie je porucha magnetického poľa, ale jeho pravidelný chod neporušený deň - Sq variácia (solar quiet), pre porušený deň, Sd variácia (solar disturbed) amplitúda je asi 10 20 nt porušenosť záznamu sa vyhodnocuje a kvantifikuje pomocou tzv. K-indexov K indexy sú trojhodinové indexy magnetického poľa na vybraných 12 observatóriach určujú Kp planetárne 17 indexy
Magnetosféra Pri skúmaní tvaru a vlastností magnetosféry môžeme magnetické pole Zeme považovať za dipólové 18
3. Pohyb nabitých častíc v magnetickom poli Zložitý pohyb nabitej častice v magnetickom poli možno rozdeliť na 3 pohyby: 1) Gyračný (cyklotrónový) pohyb (krúženie okolo siločiary) 2) Pohyb (stredu gyračnej kružnice) pozdĺž siločiary 3) Drift kolmo na siločiaru 1. Gyrácia Lorentzova sila F Q( v B) Núti náboj k pohybu po (gyro-)kružnici okolo siločiary polomer kružnice závisí od rýchlosti v od hmotnosti m od veľkosti poľa B výsledkom je pohyb po špirále 19
2. Pohyb pozdĺž siločiar medzi zrkadlovými bodmi Trajektória častice V dipólovom poli sa intenzita poľa mení pozdĺž siločiary, preto stúpanie špirály sa zmenšuje až na nulu v bode odrazu zrkadlo a častica začne pohybovať späť Poloha zrkadla nezávisí od energie častice 20
2. Drift kolmo na siločiary Ďalšie sily v magnetickom poli spôsobujú pomalý drift kolmo na siločiary, sú to napr. sily vznikajúce z toho, že siločiary sa smerom k Zemi zbiehajú (gradient magnetického poľa), z toho, že siločiary sú zakrivené (nie sú to priamky) 21
Oblasti výskytu energetických častíc v magnetosfére Pôvodné radiačné pásy zistené na družici Explorer 1 Geigerovými počítačmi, ktoré hľadali častice nad 1.6 MeV (elektróny) a 30 MeV (protóny). Vyslala ich do vesmíru skupina pod vedením Van Allena : 22
Poloha prstencového prúdu (častice pôvodne zo slnečného vetra energia ~ 1 kev) Plazmosféru tvoria chladné častice s energiou ~ 1 ev, ktoré difúziou opustili ionosféru. 23
Tvar magnetosféry 24
3. Deformácia magnetického poľa Zo Slnka neustále plynule uniká plazma protóny a elektróny stláčajú magnetické pole Zeme a deformujú ho e P + Na strane Slnka je magnetické pole dipólu stlačené tak, že na hranici magnetické pole plazma je dipólové pole dvojnásobné na dvoch miestach sú siločiary kolmo na rozhranie a keďže ďalej nepokračujú intenzita poľa je v nich nulová neutrálne body N. 25
3. Deformácia magnetického poľa 26
Slnečný vietor 3. Slnečný vietor a magnetické pole Zeme Magnetosféra Častice slnečného vetra vlietajú do magnetického poľa Zeme (do priestoru, kde je magnetické pole zemského pôvodu teda do magnetosféry). Lorentzova sila ich prinúti urobiť polkruh a vylietajú späť von do slnečného vetra 27
Slnečný vietor 3. Slnečný vietor a magnetické pole Zeme Magnetosféra 150 km Častice slnečného vetra vlietajú do magnetického poľa Zeme (do priestoru, kde je magnetické pole zemského pôvodu teda do magnetosféry). Lorentzova sila ich prinúti urobiť polkruh a vylietujú späť von do slnečného vetra 28
3. Slnečný vietor a magnetické pole Zeme Zjednodušený model 29
3. Slnečný vietor a magnetické pole Zeme 30
31
Podľa meraní Ulyssess, štart 6.10.1990 32
3. Slnečný vietor a magnetické pole Zeme 33
3. Rekonekcia siločiar v chvoste magnetosféry 34
3. Rekonekcia siločiar v chvoste magnetosféry 79 67 35
AGO 24.11.2003 36
15.9.1998, NASA Dynamics Explorer 1. Kompletný aurorálny ovál pri severnom póle Zeme Modrá aurora v atmosfére Jupitera (Hubble Space Telescope, 14.12 2000) okolo severného magnetického pólu Jupitera. Vedĺa je aurorálny ovál na Saturne. Pozorované boli aj na Uráne a Neptúne. Záver všetky tieto planéty majú magnetosféru a nejakú atmosféru 37
Magnetická búrka z nepravidelných zmien je najzaujímavejšia vyvolaná je fluktuáciou v rýchlosti slnečného vetra (400 km/s 1000 km/s) družice (napr. GOES) kontinuálne merajú stav slnečného vetra, dôležité je to najmä v slnečnom maxime; veľmi silné búrky boli v r. 2003 na jeseň (po maxime), keď na Slnku vznikali obrovské a možno najsilnejšie erupcie v histórii, odkedy sa kontinuálne Slnko a jeho slnečný vietor pozoruje Priebeh magnetickej búrky sa najlepšie sleduje na horizontálnej zložke magnetického poľa: začiatočná fáza po náraze anomálneho slnečného vetra sa magnetosféra zmrští a súčasne sa pole zosilní (ssc - sudden storm commencement) hlavná fáza horizontálna zložka klesá (10-ky hodín) (častice z chvosta zosilňujú prstencový prúd) a nasleduje fáza návratu častice z prstenca sa strácajú (až niekoľko dní) 38
39
Magnetické pole Zeme a geodynamo Variácie a poruchy vonkajšieho pôvodu Ring current prstencový prúd prstencový prúd neustále tečie nad rovníkom vo vzdialenosti asi 3.5 R 0 protóny driftujú na západ a elektróny na východ pri anomálii v slnečnom vetre sa porušia rovnováhy v magnetosfére prstencový prúd sa zosilní a svojím magnetickým poľom zníži horizontálnu zložku geomagnetického poľa generovaného v jadre silné magnetické búrky ohrozujú elektrifikačnú sieť, satelity, geostacionárne družice,... 40
Model magnetosféry vypočítaný na základe magneto-hydro-dynamických rovníc. V oblasti hrotov (tzv. kaspov z angl. cusp) preniká plazma slnečného vetra do magnetosféry a ionosféry (atmosféry). 41
Vzdialenosť v polomeroch Zeme Vzdialenosť v polomeroch Zeme Simulácie interakcie slnečného vetra a magnetosféry. 42
Magnetické pole Zeme a geodynamo Variácie a poruchy vonkajšieho pôvodu Rýchle časové variácie MPZ periódy zlomky sekúnd, sekundy, 24 hodín, niekoľko dní, magnetické búrky rýchle zmeny súvisia s procesmi v ionosfére a magnetosfére iniciované sú procesami na Slnku, najmä v jeho aktívnych obdobiach 11 ročného cyklu a nemajú vzťah k procesom v jadre Zeme Mikropulzácie najrýchlejšie zmeny: periódy Pc1 (0.2 5 s) Pc2,3 (5 45 s) Pc4 (45 150s) Pc5 (150 600s) zmeny magnetického poľa sú v amplitúde 0.1 100 nt, pulzácie sú Alfvénove vlny, ktoré sa šíria pozdĺž magnetických indukčných čiar k meracím prístrojom, Alfvénove vlny sú priečne nedisperzné vlny, fázové rýchlosti závisia od veľkosti poľa typ pulzácie závisí od zemepisnej šírky sú diagnostickým prostriedkom magnetosféry 43
Čo sú to Schumannove rezonancie (SchR) Zemský povrch a ionosféra tvoria dutinu, v ktorej sa môžu šíriť elektromagnetické vlny) Schumannova frekvencia vznikne, keď vlna postupujúca pozdĺž povrchu má pri každom obehu fázový posun rovný násobku 2π. To vedie na rezonančné frekvencie (Schumann, 1952) f n 2 c R E n( n 1) c rýchlosť svetla, R E polomer Zeme n číslo módu
Najjednoduchší Čo sú to Schumannove model: rezonancie (SchR) nekonečne vodivé hranice potom elektrické pole na povrchu má len radiálnu zložku E r a magnetické pole len horizontálnu H φ zložku. vzduch medzi hranicami dokonalý izolátor rezonátor hrúbka dutiny << polomer Zeme ε = 1 bezstratový
Čo sú to Schumannove rezonancie (SchR) Reálnejší model: uvažuje hrúbku dutiny, t.j. výšku ionosféry, Bliokh et al. (1980) c fn n( n 1) 1 2 R E h a
Čo sú to Schumannove rezonancie (SchR) Vlnové dĺžky sú porovnateľné s obvodom Zeme Frekvencie spadajú do ELF pásma Reálne frekvencie sú trochu nižšie než teoretické vodivosť povrchu nie je nekonečná vodivosť ionosféry tiež nie Polia postupujúcej vlny prenikajú do ionosféry (10 15 km ) aj do Zeme (do morskej vody 80 100 m, do pevnej skaly 3 5 km) Hĺbku preniku určuje vzťah 2 ω frekvencia vlny, σ elektrická vodivosť μ magnetická permeabilita
Čo sú to Schumannove rezonancie (SchR) Electric Field Amplitude [1] Prvá rezonančná frekvencia je 7.8 Hz, ďalšie vyššie harmonické približne 14.1, 20.6, 26.0, 33.0 Hz, atď. Balser and Wagner, Nature (1960) prví pozorovali také vlny. 2.8 2.6 x 10 8 2.4 2.2 7.8 14.1 20.6 26.0 33 38 44 Hz Schumannovské spektrum pozorované vo výške 20 km (na balóne) 7 píkov 2 1.8 1.6 1.4 1.2 1 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 Frequency [Hz]
Čo sú to Schumannove rezonancie (SchR) Dutina sa môže správať ako rezonátor, pretože vlny v ELF pásme majú veľmi malý útlm. Napr. vlna o frekvencii 10 Hz sa zoslabí o 0.2 0.3 db na 1000 km. Po prebehnutí celého obvodu Zeme sa zoslabí o 8 db, teda na 40% pôvodnej amplitúdy.
Budenie SchR SchR spôsobujú elektromagnetické impulzy vyžarované atmosférickými výbojmi bleskami, ktoré vyžarujú v pásme VLF, ale aj v pásme ELF. Výboje elektromagneticky rozozvučia vzduchovú dutinu medzi povrchom Zeme a elektricky vodivými vrstvami ionosféry, ktoré sú od výšok 50 60 km. Mapka ukazuje rozloženie bleskových výbojov zo satelitných meraní. Farebná stupnica udáva počet výbojov na km 2 za rok. Búrková aktivita sa sústreďuje do troch tropických ohnísk rovníková Afrika, južná Amerika a indonézské súostrovie. Nad celou Zemou nastane každú sekundu v priemere 50-100 bleskových výbojov.
SchR malý signál : E ~ 300mV m -1 Meranie SchR B ~ pt (piko tesla) Guľová anténa je na 5 m stĺpe z izolátora, pod ňou je predzosilňovač, nasledujú analógové filtre a 16-bit ADC. Vzorkovacia frekvencia je 200 Hz. Anténa na meranie elektrickej zložky SchR na Astronomickom a geofyzikálnom observatóriu (AGO) v Modre-Piesok od októbra 2001 do augusta 2009.
Meranie SchR Konštrukcia cievok na meranie horizontálnych zložiek magnetického poľa jedna z indukčných cievok (25 000 závitov) zosilňovač pre magnetické meranie
Spektrum SchR Obrázok DFT spektra z meraní vertikálnej elektrickej zložky SchR na AGO zreteľne ukazuje základnú frekvenciu okolo 7.8 Hz a ďalšie vyššie tóny (približne 14.1,20.6, 26.0 Hz) s postupne klesajúcou amplitúdou. Takéto spektrá sú obrazom tzv. schumannovského pozadia, čiže súhrnného účinku veľkého počtu výbojov rozložených chaoticky v čase a priestore. Nad celou Zemou nastane každú sekundu v priemere 100 bleskových výbojov.
Surové spektrum je následne fitované Lorentzovými funkciami metódou najmenších štvorcov. Výsledkom sú píkové frekvencie, relatívne amplitúdy a faktory kvality prvých 5 SchR modov. L i Spektrum SchR ( f ) 1 Q 2 i A i f F i F i f 2 Z vypočítaných parametrov sa určujú denná, mesačná a sezónna variácia SR módov. Vyhladené surové spektrum (červená čiara) je fitované sumou 5 Lorentzových funkcií (zelená čiara). Program automaticky vyraďuje údaje a výsledky skreslené nepriaznivými poveternostnými podmienkami.
Mesačné priemery jednotlivých módov Schumannových rezonancií v období posledného cyklu slnečnej aktivity (Ondrášková et al. 2011).