Monitor za spremljanje nenadnih ionosferskih motenj

Monitor za spremljanje nenadnih ionosferskih motenj (Sudden Ionospheric Disturbances), je naprava, ki zaznava spremembe v Zemljini ionosferi, ki jih povzročajo predvsem blišči na Soncu, v manjši meri pa tudi izbruhi sevanja gama, strele, kozmični delci, meteorski roji. Spremembe lahko opazimo, če spremljamo radijske signale zelo nizkih frekvenc (VLF), ko se ti odbijajo od Zemljine ionosfere. VLF radijski valovi prihajajo z oddajnikov, katerih glavni namen je komunikacija s podmornicami. Moč VLF signala se spremeni, ko Sonce vpliva na Zemljino ionosfero tako, da doda ionizacijo in s tem spremeni mesto odboja radijskega vala. Monitor za nenadne ionosferske izbruhe torej spremlja spremembe v moči signala, [1].

Uvod – Sončeva aktivnost

Sonce je zvezda s spremenljivim magnetnim poljem, ki fluktuira na časovnih skalah, od nekaj sekund pa do nekaj milijard let. Blišči na Soncu, koronalni masni izbruhi, visoko-energijski Sončev veter predstavljajo različne oblike aktivnosti Sonca. Za vse te pa je odgovorno Sončevo magnetno polje, [2]. Merjenje aktivnosti poteka na različne načine. Najbolj znano je zagotovo Wolfovo število, ki sledi aktivnosti Sonca, ima približno 11 letno periodo, izmerijo pa ga s pomočjo štetja Sončevih peg in skupin peg, ki se pojavijo v Sončevi fotosferi. Večje kot je Wolfovo število, bolj je Sonce magnetno aktivno. V obdobju Sončevega maksimuma znaša le-ta med 100 in 200, v minimumu pa velikostni red manj, [3]. Aktivnost se meri tudi preko opazovanja toka emisije 10.7 cm (2800 MHz) radijske črte, katere izvor je v kromosferi, ki leži nad Sončevo fotosfero. Kromosfera ima v primerjavi s fotosfero izredno nizko gostoto (\sim 10^{-4}\times manjša); dominantna je emisija H-\alpha (656.3 nm), ki ji daje rdečkasto barvo. To lahko opazimo tudi ob popolnih Sončevih mrkih. Pri emisiji 10.7 cm po navadi govorimo o F10.7 indeksu. Le-ta zelo dobro sledi številu Sončevih peg, navajamo pa ga v enotah s.f.u. (solar flux units, oziroma enote Sončevega toka), [4, 5]. Zanimivi pa so tudi t.i. blišči na Soncu, katerih vrh emisije leži v rentgenskem delu elektromagnetnega spektra. Blišč na Soncu je eksplozija, ki se zgodi, ko se magnetna energija shranjena v Sončevi atmosferi nenadoma sprosti. Blišči se pojavljajo v bližini Sončevih peg, po navadi vzdolž ločnice med območjema nasprotujočih si magnetnih polj. Za nastanek bliščev je ključna oblika magnetnega polja okoli peg. Pri zvijanju magnetnih silnic lahko pride do križanja le-teh in s tem do rekonenkcije, pri kateri se sprosti magnetna energija, tipično okoli 10^{20} J/s. Ta energija gre v pospeševanje in termalizacijo nabitih delcev, večinoma elektronov in protonov v Sončevi atmosferi, ki potem sevajo v širokem območju elektromagnetnega spektra. Energije teh delcev lahko presegajo 1 MeV, [6, 7]. Blišče klasificiramo glede na jakost rentgenskega sevanja pri valovnih dolžinah med 0.1 – 0.8 nm. Poznamo več kategorij rentgenskih bliščev, po naraščajoči jakosti: A, B, C, M in X. Blišči razreda X so najmočnejši in lahko povzročijo dolgotrajne sevalne nevihte po večjem delu Zemlje, poleg tega pa tudi neželene inducirane tokove v daljnovodih in transformatorjih, na območjih ob zemeljskih megnetnih polih, ki lahko vodijo do izpada električne energije. Blišči M so srednje močni, povzročijo lahko kratke radijske izpade predvsem v polarnih območjih Zemlje. Blišči C, B in A so šibki in nimajo znatnih posledic na Zemljo. Vsak od omenjenih razredov se deli na 9 podrazredov, od 1 do 9, [8]. Slednji so prikazani v tabeli 1.

RazredJakost med 0.1 – 0.8 nm (W/m^2)
BI < 10^{-6}
C10^{-6} \leq 10^{-5}
M10^{-5} \leq 10^{-4}
XI \geq 10^{-4}

Tabela 1: Razredi bliščev na Soncu in njihove pripadajoče jakosti, ki so merjene nad Zemljino atmosfero, [8].

Aktivnost Sonca je neločljivo povezana s svojim magnetnim poljem, ki je posledica dinamo efekta, kjer se kinetična energija v Soncu (konvekcijsko gibanje in diferencialna rotacija) pretvarja v električno in magnetno energijo. Magnetna polja ustvarijo tokovi ioniziranega plina v Sončevi notranjosti. Magnetne silnice (polje) v Soncu si lahko predstavljamo kot elastike, ki so navite na kroglo, nastanek peg pa tako, da te elastike vlečemo vzdolž vzporednikov krogle, da se začnejo vozlati. Drugače povedano, zaradi diferencialne rotacije Sonca se silnice raztegujejo in zvijajo okoli Sonca, pogledajo skozi njegovo površje in se občasno tudi pretrgajo. Tedaj lahko pride do rentgenskih bliščev. Čeprav je ta model privlačen, ni povsem pravilen. Tovrstni cikli so dosti krajši (nekaj let) od 11-letnega cikla aktivnosti, ki ga opazimo. Najbolj podprta ideja je danes t.i. meridianski tok materiala, ki teče vzdolž meridianov, od ekvatorja proti polom na površju in obratno pod površjem (do območja med sevalno in konvekcijsko ovojnico na globini okoli 200,000 km). Hitrost toka na površju znaša okoli \sim 20 m/s, v gostejši notranjosti pa 1 – 2 m/s. Počasni tok prenaša material iz notranjosti do površja približno 11 let, [9, 10, 11].

Uvod – Zemljina ionosfera

Zemljina ionosfera je najvišji del atmosfere in se začne na višini približno 60 km nad površjem. Sevanje s Sonca konstantno vpliva na Zemljino ionosfero, tako, da atome ionizira, molekule pa disociira. Zemljina ionosfera je sestavljena iz večih slojev, ki ležijo na različnih višinah in se med seboj ločijo po številskih gostotah elektronov in ionov ter po plinski sestavi. Obstoj in število slojev se zaradi vpliva Sonca tekom dneva spreminja. Čez dan je ionosfera močno ionizirana zaradi vpliva sevanja s Sonca, takrat so prisotni D, E in F sloji, glej sliko 1. Ponoči sevanja s Sonca ni, je pa prisotna ionizacija zaradi kozmičnih delcev, ki ustvari najvišji, F sloj. Tako obstaja dnevni cikel povezan z ionizacijo, [1]. Ionosfera se zaradi prisotnosti prostih elektronov in ionov obnaša kot električni prevodnik, ki odbija širok spekter radijskih valov. Obstoj ioniziranega sloja v zgornjem delu atmosfere so začeli ceniti že v začetku 20. stoletja. Marconi je prvi opisal, da se lahko radijski valovi širijo za obzorje, preko večkratnih odbojev med električno prevodnim slojem v atmosferi ter Zemljo. Obstoj ioniziranega sloja v atmosferi sta eksperimentalno dokazala Appleton in Barnett leta 1924, [12].

Slika 1: Slika prikazuje tipične vertikalne profile gostote elektronov v ionosferi, za kraje srednjih geografskih širin. S polno črto je prikazan profil ob Sončevem maksimumu, s črtkano črto pa profil ob Sončevem minimumu. Slika je povzeta iz [18].

Kot je bilo omenjeno prej, se ionosfera deli na tri sloje, glej sliko 1. Najvišji, F sloj, se razteza od 150 – 500 km nad površjem Zemlje. Proizvodnja elektronov preko ionizacije doseže vrh pri približno 150 km in ustreza ionizaciji O in N_2. Sloj E se razteza od 90 – 150 km nad površjem Zemlje. Tukaj poteka ionizacija molekularnega kisika O_2 zaradi mehkih X-žarkov (1 – 10 nm) in ultravijoličnega (UV) sevanja s Sonca. Tretji, ki je za nas najbolj zanimiv, je D sloj. Ta služi kot zrcalo za radijske valove zelo nizkih frekvenc (VLF), medtem ko prepušča radijske valove višjih frekvenc. Tozadevno je ta sloj mogoče proučevati s pomočjo VLF valov, o tem pa nekoliko kasneje. Ionosferski D sloj je najnižji od omenjenih in se razteza od 60 – 90 km nad površjem Zemlje. Ionizacija (ponavadi enkratna) poteka tu predvsem zaradi relativno močnega Lyman alfa sevanja s Sonca pri valovni dolžini 121.5 nm. To sevanje je dovolj močno, da ionizira dušikov oksid (NO) in proizvede elektrone s tako mero, kot je prikazano na sliki 2. Ta prikazuje stopnjo proizvodnje elektronov v obdobju Sončevega minimuma, na različnih višinah, zaradi različnih sevanj. Ko Sončev cikel napreduje, se jakost Lyman alfa sevanja, rentgenskega sevanja in galaktičnih kozmičnih delcev spreminja na različne načine. Med Sončevim minimumom in maksimumom se jakost Lyman alfa sevanja poveča za polovico, rentgensko sevanje pa za faktor 10^3. Nasprotno pa velja za gostoto galaktičnih kozmičnih delcev, katerih jakost se razpolovi. Sloj D velja za najbolj težaven del ionosfere, v smislu opazovanja in modeliranja. Poleg plinov, ki so prisotni v E in F slojih (N_2, O_2, O, N), so v D sloju za ionizacijo pomembni tudi manj pogosti plini (NO, CO_2, H_2O, O_3, OH, NO_2, …), prihaja pa lahko tudi do večkratne ionizacije, kjer fotoni z valovnimi dolžinami med 102.7 in 111.8 nm ionizirajo vzbujeno molekulo kisika (v metastabilnem stanju) O_2(^1\Delta_\mathrm{g}), [12, 13, 14].

Slika 2: Slika prikazuje stopnjo proizvodnje elektronov v obdobju Sončevega minimuma, na različnih višinah, zaradi različnih sevanj. Ko Sončev cikel napreduje, se jakost Lyman alfa sevanja, rentgenskega sevanja in galaktičnih kozmičnih delcev spreminja na različne načine. Fotoni z valovnimi dolžinami med 102.7 in 111.8 nm ionizirajo vzbujeno molekulo kisika O_2(^1\Delta_\mathrm{g}), slika je povzeta iz [14].

Pri obravnavi kemijskih procesov v ionosferi, ki vsebuje tako elektrone kot ione, je potrebno razlikovati med primarnimi in sekundarnimi produkti. Primarne elektrone in pozitivne ione proizvede ionizirajoče sevanje, ki potuje skozi plin v ionosferi (\gamma + X \rightarrow X^+ + e^-). Primarni negativni ion nastane z zajetjem elektrona (e^- + Z \rightarrow Z^-). Ion ene vrste lahko proizvede ion druge vrste, preko prenosa naboja na nevtralni delec, če ima proizveden ion ionizacijsko energijo manjšo od prvotnega iona (za pozitivne ione) oziroma večjo elektronsko afiniteto (za negativne ione). V najnižjem delu ionosfere elektroni hitro izginjajo v reakcijah med tremi telesi, katerih produkti so negativni ioni. V enem izmed takih procesov se elektroni vežejo na molekulo kisika, v prisotnosti tretjega delca, s tem nastane negativni ion po reakciji

e^- + O_2 + M \rightarrow O_2^- + M,

ki se zgodi s stopnjo k_1. Nastali O_2^- ion izgine pri rekombinaciji s pozitivnim ionom ali preko odcepitve elektrona od iona O_2^-. Rekombinacija s pozitivnim ionom se zgodi pri reakciji

O_2^- + X^+ \rightarrow O_2 + X (rekombinacija)

s stopnjo \alpha_\mathrm{i}. Elektron se odcepi od O_2^- v enem izmed naslednjih procesov

  • preko trka z drugim delcem (M)

O_2^- + M \rightarrow e^- + O_2 + M (odcepitev zaradi trka),

s stopnjo k_2;

  • preko interakcije z atomskim kisikom, kjer pri reakciji nastane molekula ozona in prosti elektron

O_2^- + O \rightarrow O_3 + e^- (asociativna odcepitev),

s stopnjo k_3 ali

  • zaradi sevanja fotona z intenziteto I

O_2^- + \gamma \rightarrow O_2 + e^- (foto-odcepitev),

s stopnjo k_4I.

Večinoma se odcepitev in zajetje dogajata tako hitro, da se skoraj izenačujeta. Vpeljemo lahko razmerje \lambda med koncentracijo negativnih ionov in prostih elektronov. Izračunamo ga tako, da enačimo stopnjo proizvodnje negativnih ionov in stopnjo izgube ionov, potemtakem

k_1 = k_2 + k_3 + k_4I.

Če enačaj ne velja natanko, dobimo splošnejši izraz

(1)   \begin{equation*}\lambda = \frac{k_1}{k_2 + k_3 + k_4I}.\end{equation*}

Vrednost \lambda je manjša od 1, če je število elektronov večje od števila negativnih ionov. Zaradi odcepitve in zajetja elektronov je potrebno prilagoditi kontinuitetno enačbo, ki povezuje koncentracijo elektronov s stopnjami nastajanja in izginjanja elektronov. Naj bo L stopnja s katero so elektroni na enoto volumna izgubljeni zaradi "pretvorbe" v ione. Potem je, če predpostavimo, da elektroni izginjajo pri rekombinaciji s pozitivnimi ioni (X^+) z rekombinacijskim koeficientom \alpha_\mathrm{e}, kontinuitetna enačba ze elektrone

(2)   \begin{equation*}\frac{\mathrm{d} [e]}{\mathrm{d} t} = +q - \alpha_\mathrm{e} [e][X^+] - L,\end{equation*}

kjer je [e] koncentracija elektronov, [X^+] koncentracija pozitivnih ionov in q stopnja proizvodnje elektronov na enoto volumna. Ustrezna kontinuitetna enačba za negativne ione je

(3)   \begin{equation*}\frac{\mathrm{d}[O_2^-]}{\mathrm{d}t} = -\alpha_\mathrm{i} [O_2^-][X^+] + L.\end{equation*}


Električna nevtralnost ionosfere zahteva, da je

(4)   \begin{equation*}[X^+] = [O_2^-]+[e] = (1+ \lambda)[e].\end{equation*}


Če vstavimo to enačbo v enačbi 2 in 3 ter ju seštejemo, dobimo

(5)   \begin{equation*}\frac{\mathrm{d}[e]}{\mathrm{d}t} = \frac{q}{1+\lambda}-(\alpha_\mathrm{e} + \lambda \alpha_\mathrm{i})[e]^2.\end{equation*}


Pri obravnavi prehodnih pojavov, ki so povezani z nenadno spremembo stopnje proizvodnje elektronov na enoto volumna q (tekom bliščev na Soncu, Sončevih mrkov, izginjanju elektronov ponoči), je uporabno vzeti enačbo 5 s q=0. Tedaj dobimo

(6)   \begin{equation*}\frac{\mathrm{d}[e]}{\mathrm{d}t} = -\alpha_{\mathrm{eff}}[e]^2\end{equation*}


z

\alpha_{\mathrm{eff}} = (\alpha_\mathrm{e} + \lambda \alpha_\mathrm{i}).

V D sloju ima elektronsko-ionski rekombinacijski koeficient \alpha_\mathrm{e} magnitudo okoli 10^{-13} m^3 s^{-1}. Ionsko-ionski rekombinacijski koeficient \alpha_\mathrm{i} je enakega reda velikosti. V delih ionosfere, kjer je \lambda reda velikosti \geq1, je koeficient \alpha_\mathrm{i} pomemben. Poglejmo si še situacijo kvazi-ravnovesja (\mathrm{d}[e]/\mathrm{d}t = 0). Tedaj lahko enačbo 5 pišemo v obliki

[e] = (\frac{q}{\Psi})^{1/2},

kjer je

\Psi = (\alpha_\mathrm{e} + \lambda \alpha_\mathrm{i})(1+\lambda).

Zdi se, kot da se koncentracija elektronov [e], dana z ravnovesno vrednostjo, ne spreminja veliko med dnevom in nočjo. Potrebno pa se je zavedati, da lahko sevanje s Sonca odcepi elektrone od negativnih ionov, zato je \lambda tekom dneva sorazmerno majhen in koncentracija elektronov sorazmerno visoka. Sledi, da ima koncentracija elektronov v spodnjem delu ionosfere dnevno variacijo, ki je prikazana na sliki 3. Koncentracija elektronov je večja podnevi in se nenadno spremeni ob Sončevem vzhodu in zahodu. Groba ocena za \lambda podnevi se giblje okoli 1, na višini 70 km nad površjem Zemlje ter okoli 10 na višini 60 km. Ponoči je \lambda večja za en velikostni red, [14].

Slika 3: Slika prikazuje tipičen primer, kako se koncentracija elektronov, v najnižjem delu D sloja ionosfere, spreminja tekom dneva. R in S predstavljata čas Sončnega vzhoda in zahoda, [14].

Širjenje radijskih valov

Ekstremno nizke frekvence (ELF, 30 Hz do 3 kHz) in zelo nizke frekvence (VLF, 3-30 kHz) predstavljajo uporaben način komunikacije na velike razdalje, zaradi majhnih izgub energije. Širjenje VLF valov karakterizira zelo nizka vrednost atenuacije, približno 2-3 dB/Mm, kar omogoča širjenje tega na zelo velikih razdaljah (5000 – 20000 km) znotraj t.i. valovnega vodnika Zemlja-ionosfera. Kot pove že ime samo, je ta valovni vodnik sestavljen iz površja Zemlje, ki predstavlja spodnjo mejo in D sloja ionosfere, ki predstavlja zgornjo mejo vodnika.

Elektromagnetni val se popolnoma odbije od sredstva s spremenljivo dielektričnostjo, na območju, kjer je lomni količnik enak 0. Za izotropno plazmo brez izgub, je ta pogoj zadoščen, ko je \omega \simeq \omega_\mathrm{p}, kjer je \omega_\mathrm{p} plazemska frekvenca medija in je podana kot

\omega_{\mathrm{p}}^2 = \frac{4\pi N_\mathrm{e} q_e^2}{\epsilon_0 m_\mathrm{e}},

kjer je N_\mathrm{e} številska gostota elektronov, q_\mathrm{e} naboj elektrona, \epsilon_0 dielektrična konstanta vakuuma in m_\mathrm{e} masa elektrona. Ta pogoj pa se ne nanaša nujno na VLF valove. Vrednost lomnega količnika za VLF valove je v ionosferi kompleksna, vsebuje tako odbojni kot absorptivni člen. Odvisna je od lokalnih lastnosti medija in smeri elektromagnetnega vala glede na zemeljsko magnetno polje, to pa je zelo zapleten problem. Zaradi efekta magnetnega polja in absorpcije zaradi trkov, lomni količnik v D sloju ionosfere nikoli ne doseže vrednosti 0, zato se popolni odboj nikoli ne zgodi, pride pa lahko do znatnega delnega odboja. Delni odboj se zgodi v območju, kjer se lomni količnik spreminja zelo drastično na razdalji, ki je primerljiva z valovno dolžino elektromagnetnega vala, območje se obnaša kot ostra meja med dvema različnima sredstvoma. To se zgodi v območju, za katerega velja

\omega \simeq \frac{\omega_{\mathrm{p}}^2}{\nu},

kjer je \omega_\mathrm{p} plazemska frekvenca, \omega frekvenca vala, \nu efektivna frekvenca trkov elektronov s težjimi delci. Glavno vlogo za odboj elektromagnetnega vala od ionosfere igra številska gostota elektronov v ionosferi. Tipični profil elektronske gostote v D sloju ionosfere je podan kot dvo-parametrski eksponentni profil,

(7)   \begin{equation*}  N_\mathrm{e}(h) = 1.43\times10^{13}e^{-0.15h'}e^{(\beta - 0.15)(h-h')}, \end{equation*}


kjer je N_\mathrm{e} številska gostota elektronov (\mathrm{cm^{-3}}), h' je efektivna odbojna višina, podana v km in \beta strmina profila v enotah \mathrm{km^{-1}}, [12]. Na splošno je širjenje radijskih valov znotraj ionosfere odvisno od frekvence vala, vpadnega kota, dela dneva, letnega časa, Zemljinega magnetnega polja in Sončeve aktivnosti. Tekom dneva se vrednosti za \omega_\mathrm{p} gibljejo med 8-15 MHz, [15].

Teorija širjenja VLF radijskih valov preko večkratnih odbojev med Zemljo in spodnjim delom ionosfere je bila uveljavljena po letu 1930. Obstajata dve teoretični računski metodi, ki sta sposobni napovedati moč VLF radijskih signalov. Prva je teorija žarkov (Ray Theory), ki odlično deluje za kratke razdalje širjenja in uporablja principe geometrijske optike. Kadar imamo opravka z daljšimi razdaljami širjenja, postane pomembnejša druga, Mode (način) teorija. Tedaj je uporabno predstaviti mehanizme širjenja v obliki valovnih načinov (waveguide modes), to sta spodnja in zgornja meja. Te načine dobimo z reševanjem Maxwellovih enačb z ustreznimi robnimi pogoji. Red načina pravzaprav predstavlja število maksimumov in minimumov v transverzalnem vertikalnem polju. Za širjenje VLF signalov na velike razdalje je zadovoljivo upoštevati le najnižje redove načinov, saj pri višjih redovih signali hitreje atenuirajo. Valovi močno atenuirajo znotraj valovnega vodnika, če je njihova frekvenca nižja od cut-off frekvence, podane z

f_{\mathrm{n}} = \frac{nc}{2h},

kjer je n red načina, c hitrost svetlobe v vakuumu, h pa širina valovnega vodnika Zemlja-ionosfera. Enačba je povzeta iz [12], stran 35. Načini (modes) s frekvenco večjo od f_{\mathrm{n}} se širijo z grupno hitrostjo. Tipična dnevna cut-off frekvenca prvega reda načina znaša \sim 2 kHz, [12].

Od kod pridejo radijski valovi?

Nekatere države uporabljajo VLF valove za komunikacijo s svojimi podmornicami, saj valovi s takimi frekvencami prodrejo dovolj globoko v vodo. Na svetu najdemo kar precej tovrstnih oddajnikov. Ti so tipično zelo veliki, antene so dolge tudi nekaj kilometrov, valovne dolžine oddanih valov pa ponavadi znašajo okoli 10 km, [1]. V spodnji tabeli 2 so navedeni VLF oddajniki, z njihovimi oddajnimi frekvencami in oddaljenostmi od sprejemnika na Golovcu (AGO), katerih signale merimo. Več o sprejemniku sledi v nadaljevanju.

LokacijaImeFrekvenca (kHz)D (km)
Rhauderfehn, NemčijaDHO23.4926.55
Anthorn, VB (NATO)GQD22.11559.97
Rosnay, FrancijaHWU20.91020.25
Tavolara, ItalijaICV20.27688.03
Anthorn, VBGBZ19.61591.97
Katabomman, IndijaVTX318.2/

Tabela 2: Tabela prikazuje lokacijo, ime in frekvenco VLF oddajnika ter oddaljenost od sprejemnika AGO v Ljubljani, [1].

Nenadne ionosferske motnje

V uvodu ste spoznali rentgenske blišče s Sonca, ki jih klasificiramo glede na jakost rentgenskega sevanja pri valovnih dolžinah med 0.1 – 0.8 nm, glej tabelo 1. Ko pride do blišča na Soncu, jakost rentgenskega sevanja z valovnimi dolžinami pod 1 nm naraste in povzroči porast ionizacije v D sloju ionosfere, na višini okoli 80 km nad površjem Zemlje, glej sliko 2. Prirastek koncentracije elektronov vodi do večih pojavov, ki jih pod skupnim imenom uvrščamo med nenadne ionosferske motnje (SIDs). Kot je bilo opisano v prejšnjem poglavju, imajo te motnje močen efekt na potovanje radijskih valov. Ker nenadne ionosferske motnje (SIDs) povzroča predvsem sevanje s Sonca, so te v večini prisotne le na osvetljenem delu Zemlje, njihov efekt je najmočnejši, kadar je Sonce za danega opazovalca v zenitu. Tekom SID-ov se koncentracija elektronov v D sloju nenadno, v roku nekaj minut, poveča in se počasi vrne na začetno magnitudo znotraj 0.75 – 1.5 ure, [14].

Montaža in delovanje antene

Vrsta antene, ki lahko lovi VLF radijske signale, je oblike zanke. V osnovi je antena v obliki zanke LC (tuljava kondenzator) vezje, ki resonira pri neki frekvenci. Tuljava zbira magnetno energijo, medtem ko kondenzator shranjuje naboj in s tem električno energijo. Indukcija nastane zaradi žičnate zanke, kapaciteto pa ustvari kovinska površina žice, ki teče vdolž zanke. Upor žice je majhen, vendar vedno prisoten in se veča z naraščajočo dolžino žice. Ko elektromagnetni val, ki pride iz VLF oddajnika, prečka zanko, nastane v žici zelo majhna (\sim0.1 mV) inducirana napetost. Da dosežemo boljši signal, povečamo število navojev zanke ali pa povečamo površino antene. Ko število navojev narašča, kapaciteta narašča, kar pa zmanjšuje resonančno frekvenco. Pravtako narašča tudi upor žice, kar pa zmanjšuje amplitudo signala. Na srečo obstajajo elektronski ojačevalci, ki lahko signale povečajo za 100 ali več 1000-krat, [1].

Sprejemnik AGO

Za proučevanje nenadnih ionosferskih motenj (SIDs) uporabljamo sprejemnik z anteno, z imenom AGO, ki se nahaja na astronomskem geofizikalnem observatoriju Golovec v Ljubljani. Antena je sestavljena iz izolirane bakrene žice in je navita okoli 2 m širokega lesenega okvirja ter ima 30 navojev. Okvir, ki je privit na leseno steno, zagotavlja oporo za žico. Konca žice sta preko vijačne sponke povezana z 9 m dolgim koaksialnim kablom RG-58, ki potuje v kontrolno sobo, glej sliko 4. Konec koaksialnega kabla je povezan s predojačevalnikom. Ta dvigne signal do take mere, da ga lahko zajamemo s PC zvočno kartico, na katero je povezan preko Line-in vhoda. Zvočna kartica pretvarja signal iz analognega v digitalni, ki pa je pozneje računalniško obdelan s Stanford Solar Center SuperSID 1.2.2 programsko opremo, [1].

Slika 4: Antena AGO na astronomskem geofizikalnem observatoriju Golovec v Ljubljani. Navita je okoli 2 m širokega lesenega okvirja ter ima 30 navojev. Konca žice sta preko vijačne sponke (na sliki levo) povezana z 9 m dolgim koaksialnim kablom, ki potuje v kontrolno sobo.

Zbiranje podatkov in interpretacija

Sprejemnik AGO (SID monitor) se prebudi vsakih 5 sekund, zajame 1 sekundo podatkov o moči signala za vsak VLF oddajnik, izračuna spektralno gostoto (Power Spectral Density oz. PSD) z uporabo Welchove metode in prikaže zajeti spekter. Na spektru zlahka opazimo frekvence, ki pripadajo VLF oddajnikom (glej tabelo 2), saj imajo te ostro definirane vrhove (oblika špice), ki se dvigajo nad ozadjem, glej sliko 5. Iz spektra dobimo preko inverzne hitre Fourierove transformacije (IFFT) moč signala v odvisnosti od časa. Moč signala dobimo iz vrednosti ekstrema posameznega vrha v spektru. Po 24-ih urah dobimo dnevni graf moči signala v odvisnosti od časa, ki je pripravljen na nadaljno analizo. Če je razmerje signal-šum veliko, je dnevni graf čistejši. Spodnji graf na sliki 5 prikazuje, da doseže dnevni signal vrh okoli poldneva, ko je Sonce na najvišjem višinskem kotu nad obzorjem. Ponoči je moč signala primerno večja od dnevne, zaradi višjega odbojnega koeficienta ionosfere. Na širjenje VLF valov vplivajo karakteristike ionosfere, ki vodijo do močnih variacij nočnega signala, ki preprečuje opazovanje SID-ov, [1]. Naslednji korak je identifikacija Sončevih bliščev. Ti so ponavadi na grafu vidni kot velike špice (odvisno od moči blišča). Dvigajo se zelo hitro, pridejo do vrha in počasi padajo ter se sklopijo s signalom iz ozadja. Ker pa Sonce ni edini izvor omenjenih motenj, lahko občasno pride do pomote pri identifikaciji izvora, [1]. V naslednjem podpoglavju je opisan način, s katerim si tovrstni problem zagotovo olajšamo.

Slika 5: Zgornji graf prikazuje spektralno gostoto v odvisnosti od frekvence. Vrhovi, ki so označeni se skladajo s tabelo 2. Neoznačene vrhove lahko najdete v [16]. Spodnji graf prikazuje moč signala skozi čas (UTC) za dva oddajnika (ICV in GQD), dne 9.5.2016, pridobljenega s sprejemnikom AGO. Oba signala imata značilen vzorec Sončnega vzhoda in zahoda. Območje med njima je tisto, kjer se lahko pojavijo iskani blišči. Dnevni signal doseže vrh okoli lokalnega poldneva, ko je Sonce za opazovalca na najvišjem višinskem kotu nad obzorjem. Vodoravna zelena črta prikazuje, da je bil oddajnik, verjetno zaradi vzdrževalnih del, takrat ugasnjen. Ponoči je moč signala primerno večja od dnevne, zaradi višjega odbojnega koeficienta ter zaradi odsotnosti D sloja ionosfere. Na širjenje VLF valov močno vplivajo karakteristike ionosfere, ki vodijo do močnih variacij signala, ki preprečuje nočno opazovanje SID-ov, [1].

Satelit GOES

Sončeve blišče lahko merimo indirektno, preko opazovanja nenadnih ionosferskih motenj (SIDs) ali pa direktno, z opazovanjem Sonca. Prav to počnejo sateliti GOES (G13, G14, G15), ki se nahajajo v geostacionarni orbiti okoli Zemlje, dovolj visoko, da lahko spremljajo celotno ploskev Zemlje in obenem opazujejo tudi rentgenske blišče na Soncu. Za razliko od SID monitorja, merijo GOES sateliti emisijo direktno s Sonca. Oblika bliščev je precej podobna tistim, ki jih pridobimo na Zemlji, vendar trajajo ti le nekaj minut. Graf (glej sliko 6) prikazuje jakost rentgenskega sevanja s Sonca (0.1 – 0.8 nm) skozi čas. Vrhovi ustrezajo močnim Sončevim bliščem, ki vplivajo na Zemljino ionosfero tako, da jo dodatno ionizirajo. Preko primerjave podatkov s satelitov GOES in podatkov pridobljenih na lokaciji AGO, je blišče enostavno razkriti, [1, 16]. Uporabnost tega vidimo na spodnjem primeru, glej sliko 7, ki prikazuje dnevni potek moči signala v odvisnosti od časa, za 14.5.2016. Na ta dan je SID monitor AGO detektiral 3 močnejše Sončeve blišče razredov C2.5, C7.4 in C4.8. Če primerjamo ta graf s sliko 6, ki predstavlja meritve satelita GOES, vidimo dobro ujemanje z blišči detektiranimi preko direktne emisije s Sonca.

Slika 6: Graf prikazuje jakost rentgenskega sevanja s Sonca (0.1 – 0.8 nm) skozi čas. Vrhovi ustrezajo močnim Sončevim bliščem, ki vplivajo na Zemljino ionosfero tako, da jo dodatno ionizirajo. Graf prikazuje podatke pridobljene med 13.5. – 16.5.2016, [17].
Slika 7: Slika prikazuje Sončeve blišče detektirane s SID monitorjem AGO, dne 14.5.2016. Črni pravokotniki predstavljajo območja bliščev, ki sovpadajo s tistimi s satelita GOES, za različne signale VLF oddajnikov. Moč signala z nekaterih oddajnikov pravzaprav pade, kar je posledica destruktivne interference valov. Ti tipično strmo narastejo, pridejo do vrha in se potem počasi zmanjšajo na raven ozadja. Rdeči krogi označujejo Sončni vzhod in zahod, ko moč signala nenadno naraste ali pade.

Viri

[1] SID monitor, dostopno na: http://solar-center.stanford.edu/SID/sidmonitor/ (2.9.2019)
[2] Aktivnost Sonca, dostopno na:
https://www.nasa.gov/content/goddard/what-is-solar-activity (2.9.2019)
[3] Wolfovo število, dostopno na: https://en.wikipedia.org/wiki/Wolf_number (2.9.2019)
[4] Emisija 10.7 cm, dostopno na: https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/f107-cm-radio-emissions (2.9.2019)
[5] Kromosfera, dostopno na: https://en.wikipedia.org/wiki/Chromosphere (2.9.2019)
[6] Blišči, dostopno na: https://solarscience.msfc.nasa.gov/flares.shtml (2.9.2019)
[7] Teorija bliščev, dostopno na: https://hesperia.gsfc.nasa.gov/sftheory/flare.htm (2.9.2019)
[8] Razredi bliščev, dostopno na: http://spaceweather.com/glossary/flareclasses.html (2.9.2019)
[9] Sončev dinamo, dostopno na: https://solarscience.msfc.nasa.gov/dynamo.shtml (2.9.2019)
[10] Sonce, dostopno na: http://curious.astro.cornell.edu/our-solar-system/the-sun (2.9.2019)
[11] Notranjost Sonca, : https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml#InterfaceLayer (2.9.2019)
[12] Pal Sujay (2015). Numerical modelling of VLF radio wave propagation through Earth-ionosphere waveguide and its application to sudden ionospheric disturbances. 150pp, arXiv:1503.05789.
[13] Ionosferski sloji, dostopno na: https://en.wikipedia.org/wiki/Ionosphere#The_ionospheric_layers (2.9.2019)
[14] Ratcliffe J.A. (1972). An introduction to the ionosphere and magnetosphere. Cambridge University Press, ISBN 0-521-08341-9.
[15] Valovni vodnik Zemlja-ionosfera, dostopno na: https://en.wikipedia.org/wiki/Earth%E2%80%93ionosphere_waveguide (2.9.2019)
[16] Seznam VLF oddajnikov, dostopno na: http://sidstation.loudet.org/stations-list-en.xhtml (2.9.2019)
[17] Satelit GOES, dostopno na: http://services.swpc.noaa.gov/images/goes-xray-flux.gif (2.9.2019)
[18] Hunsucker R. D., Hargreaves J. K. (2003). The High-Latitude Ionosphere and its Effects on Radio Propagation. Cambridge University Press, 2003.

Avtor: Rok Vogrinčič