Hlavný VLF experiment

Abstrakt

Rádiové vlny veľmi nízkych frekvencií sú elektromagnetickým žiarením s frekvenciou od 3-30 kHz. Jeho zdrojom na nízkej orbite Zeme, kde bude umiestnený aj skCUBE, sú prevažne blesky, nabité častice v magnetosfére Zeme a samozrejme aj ľudská činnosť. Spektrum takéhoto žiarenia závisí od povahy samotného zdroja, pričom ak sa jedná o zdroj v blízkosti povrchu Zeme, jeho rádiový signál musí prejsť do vesmíru zemskou ionosférou. Plazma v ionosfére mení jeho pôvodné vlastnosti. Charakteristika takýchto signálov potom vypovedá o hustote nabitých častíc v ionosfére a prítomnom magnetickom poli. Medzi typické rádiové signály v pásme veľmi nízkych frekvencií patria takzvané hvizdy. Ich zdrojom sú blesky, ktorých rádiové signály podliehajú v ionosfére disperzii. V jej dôsledku sa vyššie frekvencie šíria rýchlejšie a nižsie pomalšie. Hvizd má preto v akustickej podobe zvuk klesavého tónu. Do pásma veľmi nízkych frekvencií zasahuje občas aj typ rádiového signálu s názvom chorus, ktorý vzniká pri geomagnetickom rovníku vo vzdielenosti od 3-10 polomerov Zeme od jej stredu. Typická dĺžka pozorovania chóru na nízkej polárnej dráhe je rádovo desiatky sekúnd. Trvanie hvizdov na nízkej orbite Zeme je typicky iba zlomok sekundy, niekedy aj sekunda až dva. Preto sme navrhli detektor, ktorý je schopný sledovať veľmi dlhé rádiové vlny nielen pomaly, ale keď príde intezívny signál, aj veľmi rýchlo. Jeho základom je cievka bez jadra, vlastný operačný zosilňovač a mikrokontrolér STM32F746. Zaznamenané dáta budú voľne dostupné pre všetkých, ktorý sa o túto problematiku zaujímajú.

Úvod

Rádiové vlny veľmi nízkych frekvencií (VLF) majú zákonite veľmi dlhú vlnovú dĺžku, rádovo kilometre. Pre detekciu takého signálu sa preto dá použiť anténa citlivá na magnetickú zložku elektromagnetickej vlny známa ako magnetická slučka, pričom jej rozmer nemusí presiahnuť pár centimetrov. Tento typ antény je spolu s ďalšou prijímacou elektronikou implementovaný aj do skCUBE. Principiálne podobnými detektormi na palubách satelitov sú zariadenia pozostávajúce z cievok s jadrom uložených v troch navzájom kolmých osiach. Nazývame ich anglicky search coil magnetometers a boli umiestnené napríklad na satelitoch DEMETER (Parrot, 2006) a THEMIS. Jednou z ich úloh bolo sledovať rádiové signály, ktorých zdrojom sú elektrické výboje v atmosfére Zeme. Tieto signály sú zaujímavé, pretože odrážajú vlastnosti samotného zdroja a charakteristiku prostredia cez ktoré sa smerom k satelitu šíria.  Zdrojom takýchto elektrických výbojov je búrková činnosť, ktorá spôsobuje nielen klasické blesky ale aj málo známe nadoblačné blesky, takzvané transient luminous events alebo v skratke TLE (pre viac informácii pozri web stránku Stanford VLF group). Detektor rádiových vĺn veľmi nízkych frekvencií na skCUBE by mohol obohatiť poznanie TLE fenoménu napríklad v spojení s projektom Atmosphere-Space Interactions Monitor, skrátene ASIM (Neubert, 2006). Jeho úlohou bude na Medzinárodnej vesmírnej stanici ISS cielene TLE pozorovať kamerami. Jeho začiatok sa plánuje na rok 2017 (ASIM project website), kedy by skCUBE mal štartovať tiež. Blesky ale nie sú jediným zdrojom takýchto rádiových signálov. Medzi ďalšie patrí aj samotná ionosféra a magnetosféra Zeme v dôsledku interakcie nabitých častíc slnečného vetra s jej magnetickým poľom. To vedie k vzniku cyklotrónového a synchrotrónového žiarenia (Ribicky and Lightman, 1979). V neposlednom rade patrí medzi zdroje rádiových vĺn vo vesmíre aj ľudská činnosť. Z povrchu Zeme sa vysiela nepretržite. V pásme veľmi nízkych frekvencií je v súčasnosti po celom svete aktívnych niekoľko desiatok vysielačov (pozri Wikipedia List of VLF transmitters), ktoré budú mať tiež nezanedbateľný vplyv na meranie našeho detektora.

Detektor

Našim hlavným vedeckým detektorom je prijímač, ktorý bude detegovať rádiové signály v rozsahu 3 – 30 kHz (pásmo veľmi nízkych frekvencií) a následne ich spracovávať. Skladá sa z detekčnej cievky, ktorú tvorí 1000 závitov s plochou 42 cm². Signál z cievky sa pomocou operačného zosilňovača zosilní a je privedený na interný AD-prevodník mikrokontroléra STM32F746, ktorý robí následné spracovanie tohto signálu. Priamo na palube sa realizuje digitálna filtrácia signálu, fourierova analýza spektra a detekcia udalostí na základe výkonovej hustoty spektra.

Experiment pracuje v 2 módoch. V prvom pomalom móde sa realizuje spektrogram, kde môžeme sledovať priebeh zmeny spektra počas celého obletu satelitu a hľadať prípadne anomálie. Druhý rýchly mód na základe udalosti prekročenia výkonovej hustoty veľmi rýchlo navzorkuje vstupný signál. Takto môžeme analyzovať rádiové signály z bleskov,  ktoré sa dokážu dostať cez ionosféru až k družici na orbite a ktoré nazývame hvizdy (pozri napríklad Helliwell, 1965). Zdroje takýchto hvizdov na nízkej orbite budú búrky, nad ktorými bude satelit prelietať a prídu na jeho detektor zospodu (Santolík et al.,2009). Do úvahy taktiež pripadá aj chorus, rádiové vlnenie, ktoré vzniká pri geomagnetickom rovníku interakciou rádiových vĺn s energetickými elektrónmi vo vzdialenosti od 3-10 polomerov Zeme od jej stredu. Na satelit bude prichádzať zhora na vyšších geomagnetických šírkach okolo 65 stupňov (Santolík et al., 2006, Parrot et al., 2016).

Detektorov veľmi nízkych frekvencií je a bolo vo vesmíre už niekoľko na palubách mnohých vedeckých misií s rôznymi cieľmi (napríklad OGO 1, OGO 3, ISEE, Hawkeye, Wind, IMP 6, IMP 8, FAST, CLUSTER, Firefly).  Náš detektor sa ale skladá z veľmi ľahkej detekčnej cievky bez jadra (26 gramov), ktorá  je napríklad v porovnaní s podobným zariadením (search coil magnetometer)  IMSC satelitu DEMETER [0.5 kg] alebo THEMIS SCM [2 kg] oveľa lahšia. Citlivosť detektoru je na úrovni približne 53 pT, čo zodpovedá minimálnej intenzite magnetickej zložky elektromagnetickej vlny o hodnote 4.2 x 10^-5 A/m.

Detekčná cievka je umiestnená vo vnútri družice, teda neobsahuje žiadny vysúvací mechanizmus. Avšak konštrukcia satelitu je nemagnetická, respektíve relatívna permeabilita materiálov je blízka 1. To znamená, že vplyv na detekčnú cievku nie je kritický. Ako príklad pre predstavu môžu poslúžiť magnetické slučkové antény určené na príjem veľmi nízkych frekvencií, ktoré sa bežne tienia elektricky vodivými materiálmi pre potlačenie elektrickej zložky elektromagnetickej vlny. Pre úplnosť, sme si vedomí, že cievka umiestená mimo konštrukcie samotnej družice by mala výhodu hlavne v nižšom rušení od elektroniky, ktorá sa stará o spracovanie signálu. Žiaľ priestorové obmedzenia nám túto možnosť neumožňovali. Preto značná časť vývoja bola venovaná práve eliminácií rušenia počas merania veľmi nízkych frekvencií.

Hvizdy

Hvizdy (anglicky whistlers) sú rádiové signály, ktorých zdrojom sú blesky v atmosfére Zeme a ktoré vznikajú pri prechode zemskou ionosférou. Ich vlastnosti sa dajú približne vysvetliť s pomocou Appletonovej rovnice, ktorá vyjadruje index lomu pre prechod elektromagnetických vĺn cez zmagnetizovanú plazmu (pozri napríklad Davies, 1965). V našom prípade ňou bude zemská ionosféra, ktorá vzniká prevažne pôsobením ultrafialového a rentgenového žiarenia zo Slnka (Davies, 1965). V Appletonovej rovnici sa berie do úvahy iba vplyv voľných elektrónov a pre presnejšie pochopenie hvizdov je treba brať do úvahy aj pôsobenie samotných iónov (Hines, 1957; Kimura, 1966; Bortnik, 2004). Charakteristika hvizdu odráža vlastnosti ionosféry cez ktorú sa jeho zdrojový signál šíri, pričom platí, že vyššie frekvencie prechádzajú rýchlejšie a na detektor vo vesmíre dorazia skôr. Študovať hvizdy teda znamená študovať zemskú ionosféru, čo je v konečnom dôsledku dôležité pre akúkoľvek rádiovú komunikáciu alebo pozičné merania medzi Zemou a satelitmi vo vesmíre.

Chorus

Chorus je rádiový signál vyskytujúci sa prevažne v pásme extrémne nízkych frekvencií od 3 Hz do 3 kHz. Pozostáva zo série stúpajúcich alebo klesajúcich tónov typicky oddelených intervalmi o dĺžke niekoľko desatín sekundy až pár sekúnd a ktoré občas zasahujú aj do pásma veľmi nízkych frekvencií nad 3 kHz. Zdrojom chorusu je interakcia rádiových vĺn s energetickými elektrónmi v oblasti geomagnetického rovníka a vzdialenosti približne od 3 až 10 polomerov Zeme od jej stredu (Santolík et al., 2006, Parrot et al., 2016).

Záver

Šírenie rádiových signálov vo vesmírnom prostredí ionosféry a magnetosféry Zeme je komplexný problém, ktorý zahŕňa fyziku zmagnetizovanej plazmy a elektromagnetických vĺn (pozri napríklad Stix, 1962). Ich dráhy a vlastnosti sa ale dajú opísať sústavou obyčajných diferenciálnych rovníc prvého rádu (Shawham, 1962 a referencie vo vnútri). Ich tvar vhodný pre numerické simulácie je známy už skoro 60 rokov (pozri napríklad Haselgrove, 1957). Jedným z našich cieĺov je vytvoriť open-source program, ktorý by tieto rovnice dokázal v zjednodušenej forme rýchlo vyriešiť na bežnom PC a tým pádom umožnil získané dáta z skCUBE VLF detektoru priamo interpretovať komukoľvek. Spontánne vytvorenie komunity študentov, vedcov a rádioamatérov v okolí tohto programu by bolo ideálne. Za účelom ďalšieho bádania v tejto oblasti začíname taktiež rozmýšlať o vylepšenom detektore veľmi nízkych frekvencií pre satelit skCUBE 2. Jedným z problémov súčasného detektora je blízkosť internej elektroniky, ktorá šumom ovplyvňuje jeho citlivosť. Jedno z potenciálnych technologických riešení je vysunutie detektora mimo skelet cubesatu.

Poďakovanie

Radi by sme sa poďakovali Ondřejovi Santolíkovi a Ivane Kolmašovej z Ústavu fyziky atmosféry Českej akadémie vied za hodnotné komenty a diskusiu ohľadne rôznych aspektov témy opísanej v tomto texte. Chceme sa takisto poďakovať všetkým partnerom, ktorí podporili vývoj a konštrukciu skCUBE uvedených na webstránke www.skcube.sk

Referencie

Davies, K. , 1965, Ionospheric radio propagation, NBS Monograph 80. US Government Printing Office, Washington, DC

Helliwell, R. A., 1965, Whistlers and related ionospheric phenomena. Vol. 1. No. 1. Stanford: Stanford University Press

Parrot, M., et al. , 2008, "DEMETER observations of EM emissions related to thunderstorms." Space Science Reviews 137.1-4 (2008): 511-519.

Hines, C. O., 1957, "Heavy-ion effects in audio-frequency radio propagation, "Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics 11.1 : 36-42.

Kimura, I., 1966, "Effects of ions on whistler‐mode ray tracing." Radio Science1.3 (1966): 269-284.

Bortnik, J., 2004, Precipitation of radiation belt electrons by lightning-generated magneto-spherically reflecting whistler waves. Diss. Stanford University

Stix, T. H., 1962,  "The theory of plasma waves." The Theory of Plasma Waves, New York: McGraw-Hill, 1962 1 .

Ratcliffe, J. A, 1959,. The magneto-ionic theory and its applications to the ionosphere. University Press, 1959

Shawhan, S. D., 1966,  VLF Ray Tracing in a Model Ionosphere. No. 66-33. IOWA UNIV IOWA CITY DEPT OF PHYSICS AND ASTRONOMY

Haselgrove, J., 1957, "Oblique ray paths in the ionosphere." Proceedings of the Physical Society. Section B 70.7: 653.

Parrot, M., et al. 2006, "The magnetic field experiment IMSC and its data processing onboard DEMETER: Scientific objectives, description and first results." Planetary and Space Science 54.5 (2006): 441-455.

WLF Stanford group; Terrestrial Luminous Events http://vlf.stanford.edu/research/transient-luminous-events ; Last accessed: 16/06/2016

Neubert, Torsten, et al., 2006, "The atmosphere-space interactions monitor (ASIM) for the international space station." ILWS (International Living With a Star) Workshop. 2006.

ASIM (Atmosphere-Space Interactions Monitor) Project website, http://asim.dk, Last accessed” 16/06/2016

Rybicki, George B., and Alan P. Lightman. 1979, Radiative processes in astrophysics. John Wiley & Sons,

List of VLF trasmitters - https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_VLF-transmitters

Fiser, J., et al., 2010, "Whistler intensities above thunderstorms." Annales Geophysicae. Vol. 28. No. 1. Copernicus GmbH

Parrot, Michel, Ondřej Santolík, and František Nĕmec. 2016, "Chorus and chorus‐like emissions seen by the ionospheric satellite DEMETER." Journal of Geophysical Research: Space Physics 121.4 (2016): 3781-3792.

Santolík, O., et al. , 2006, "Propagation of whistler mode chorus to low altitudes: Spacecraft observations of structured ELF hiss." Journal of Geophysical Research: Space Physics 111.A10 .

Santolík, O., M. Parrot, U. S. Inan, D. Buresova, D. A. Gurnett and J. Chum, Propagation of unducted whistlers from their source lightning: a case study, J. Geophys. Res., 114, A03212, doi:10.1029/2008JA013776., 2009.

Blesky sú elektrické výboje spájané s búrkovou činnosťou v atmosfére Zeme spôsobené silným elektrickým poľom mraku a charakteristickým rádiovým spektrom vyžiareným s maximálnou intenzitou v oblasti veľmi nízkych frekvencií od 3 do 30 kHz (v skratke VLF z angl. very low frequency). Práve na tieto frekvencie je naladený hlavný vedecký detektor skCUBE, pre ktorý budú signály z bleskov jedným z primárnych zdrojov. Takéto rádiové signály budú pri prechode do vesmíru cez ionosféru Zeme podliehať disperzii, ktorá spôsobí že vyššie frekvencie dorazia na detektor skôr. Typ signálu s takouto charakteristikou sa nazýva hvizd a v akustickej forme má tvar klesavého tónu. Vlastnosti hvizdu odrážajú vlastnosti ionosféry cez ktorú sa šíri a charakterisktiku blesku, ktorý je jeho zdrojom.

Notoricky známe svetelné blískanie je spôsobené elektrickými výbojmi v rámci mraku, medzi oblakmi navzájom alebo Zemou (Obr.1). K podobným svetelným zábleskom môže ale dôjsť aj medzi mračnom a stratosférou až do spodnej ionosféry. Vtedy hovoríme o málo známych nadoblačných bleskoch (angl. transient luminous events, v skratke TLE), medzi ktoré patria takzvané gigantické výtrysky, modré výtrysky, sprity, elfovia a halá (angl. gigantic jets, blue jets, sprites, elves, halos). Na obrázku 2 sú reprezentatívne TLE nasnímané satelitom FORMOSAT-2 v rámci experimetu ISUAL (Chen et al, 2010).

Za 3 roky pozorovania FORMOSAT-u 2 sa zistilo, že najčastejsie TLE sú elfovia (3,2 za minútu), sprity  (0,5 za minútu), halá (0.4 za minútu) a najmenej vyskytujúce sú gigantické výtrysky (0.01 za minútu) – odhady neberú v úvahu limitujúcu citlivosť detektora a obmedzenú zornú plochu satelitu. Pre porovnanie, globálna frekvencia výskytu klasických bleskov medzi mrakmi navzájom a mrakmi a Zemou je do 3000 za minútu (Christian et al., 2003).

TLE boli teoreticky predpovedané už v roku 1925 (Wilson, 1925).  Wilson sa domieval, že silné elektrické pole v okolí mračna dokáže spôsobiť blískanie aj od mraku smerom hore do stratosféry a ionosféry. Ich prvý fotografický dôkaz bol ale urobený až relatívne nedávno v roku 1989 (Franz, 1990). Teórie o týchto fenoménoch sa vnímajú v kontexte mechanizmu, pri ktorom môže dôjsť k vzniku elektrónovej lavíny. K elektrónovej lavíne môže dôjsť, ak elektrické pole mraku presahuje kritickú hodnotu a urýchli voľné elektróny v atmosfére na energie,  ktoré pri impakte do prítomných atómov spôsobia ich ionizáciu a akýsi vodivý kanál alebo filament samo-propagujucej sa plazmy (angl. streamer). Vedci sa domievajú, že vlastnosti TLE sú určené práve kombináciou kritickej hodnoty elektrického poľa pre elektrónovú lavínu a elektrického poľa búrkového mračna (Surkov and Hayakawa, 2012).

 

Na základe týchto poznatkov sa modré výtrysky interpretujú ako hore smerujúci prúd kladne nabitých častíc vznikajúci v hornej časti mračna siahajúci do výšok až niekoľko desiatok kilometrov (Obr.3,4). Na druhej strane “podobný” gigantický výtrysk je prúd záporne nabitých častíc, ktorý sa môže vyvinúť z medzi-mračnového výboja a ktorý je schopný dosiahnuť až do spodnej ionosféry.

Sprity (Obr.5, 6) sú červená svetielkujúca žiara vo výškach od 90 do 50 km, ktorá nižšie prechádza postupne do modrej. Skoro bez výnimky sú sprity spájané s pomerne zriedkavými bleskami, pri ktorých dochádza k prenosu kladného náboja z mraku na povrch Zeme - v skutočnosti sa ale prenášajú záporne nabité elektróny zo Zeme do mraku (Marshall, 2009). Po takomto “kladnom“ výboji ostáva v mračne kopec nevykompenzovaného záporného náboja, ktorý spôsobí nad mračnom silné elektrické pole s hodnotou presahujúcou kritickú v mezosfére a následne elektrónové lavíny.

Zvyšným TLE, elfom a halám sa v tomto článku už detailnejšie venovať nebudeme, ale čitateľ sa o elfoch môže viac dozvedieť z článkov od Fukunishi et al., (1996); Mende et al. (2005); Frey et al., (2005) a o halách z Barrington-Leigh et al., (2001) Moudry et al. (2003) Miyasato et al., (2002).

Existujú indikácie, že nadoblačné blesky dokážu spôsobiť poruchy v elektronike letiacej v stratosfére. V roku 1989 pri experimente NASA v štáte Texas (USA) sa gondola pripevnená na stratosférickom balóne nad búrkou nesprávne oddelila a spadla z výšky 40 km (stratocat.com). Spätná analýza rozbitej elektroniky naznačovala, že poruchu spôsobil indukovaný prúd v obvodoch gondoly v dôsledku silného elektromagnetického poľa v blízkosti, ktoré spôsobil blesk.

Vid. 1 ESA astronaut Andreas Mogensen rozpráva o spritoch a modrých výtryskoch.

V súvislosti s skCUBE a VLF detektorom očakávame, že primárne budeme detekovať hvizdy z klasických bleskov, no našim ďalším cieľom budú práve aj rádiové signály zo spritov a zriedkavejších modrých a gigantických výtryskov.  Sme si vedomí, že pri pozorovanom výskyte gigantických výtryskov  približne 0.01 za minútu (Chen et al, 2010), je pravdepodobnosť detekcie signálu minimálne až 300000-krát nižsia ako v prípade hvizdu z normálnych bleskov (odhad pre výskyt modrých výtryskov sa nám zatiaľ nepodarilo vypátrať). V prípade spritov (Chen et al, 2010) je to lepšie a pravdepodobnosť tam klesá  6000-násobne.

Pre lepšiu predstavu, ak bude skCUBE detekovať hypoteticky 1 hvizd za 1 orbitu, tak počas 2 rokov je pravdepodobnosť detekcie hvizdu z gigantického výtrysku iba 4%. V absolútnych číslach to môže znamenať aj nulu. V prípade spritov je tam za horeuvedených predpokladov šanca detekovať za 2 roky 2 sprity (program s výpočtom tohto odhadu TLE_detection_prob.py nájdete tu https://github.com/protoplanet/random).

Ale, ak sa nám takýto signál podarí identifikovať, napríklad v spolupráci s misiou ASIM (Atmosphere-Space Interaction Monitor) na ISS, budeme skúmať či napozorované dáta odpovedajú súčasnému pochopeniu TLE a ionosféry Zeme. Medzi hlavné otázky, na ktoré sa chceme zamerať je elektromagnetické spektrum klasických bleskov, spritov a výtryskov v oblasti veľmi nízkych frekvencií a štruktúra ionosféry.

Elektromagnetické spektrum blesku

Klasické blesky medzi mrakom a Zemou sa dajú predstaviť ako pomyselný vodič, cez ktorý rýchlo pretečie elektrický prúd, zhruba exponenciálne klesajúci v čase (Lauben, 2011). Svetelný záblesk, ktorý pri tom vzniká, je dôsledkom ionizovaných a excitovaných atómov stĺpca vzduchu, cez ktorý sa blesk dostal k Zemi. Blesky pritom vyžarujú  elektromagnetické žiarenie s maximom energie v oblasti VLF medzi 3-30 kHz. Typické spektrum sme pre vás vypočitali a zobrazili na obrázku dole (Obr.7).

V našom príklade na Obrázku 7 je maximum pri 3 kHz za predpokladu modelových parametrov „a“, „b“ a pretekajúceho prúdu v kiloAmpéroch (kA). Poznanie takéhoto spektra je dôležité z hľadiska interpretácie hvizdov, ktorých frekvenčná intenzita signálu odráža distribúciu množstva energie vyžiarenej bleskom.

Predpokladáme, že v prípade gigantických výtryskov je spektrum podobné, kedže by sa tiež malo jednať o podobný elektrický výboj. Totiž, počiatočný streamer gigantického vytrysku je schopný vytvoriť vodivý kanál siahajúci až do spodnej ionosféry a spôsobiť výboj ako medzi dvomi vodivými platňami, kde jednou platňou je ionosféra a druhou vrchná nabitá časť mračna. Sprity a modré výtrysky  sú eletrónovými lavínami a produkované elektromagnetické žiarenie môže mať iné charakteristiky.

Množstvo a spekrum elektromagnetického žiarenia, ktoré sa vyžiari z blesku je teda parametrizované a jedným z našich cieľov je ohraničiť priestor týchto parametrov minimálne pre gigantické výtrysky, prípadne zistiť aký prúd zodpovedá pozorovanej TLE udalosti. Podobne sa zameriame aj na akýkoľvek iný rádiový signál z normálneho blesku ktorý zaznamenáme, a ktorý sa bude dať identifikovať napríklad s pomocou siete blitzortnung.org

Praktické využitie štúdia nadoblačných bleskov je  pri ochrane elektroniky počas stratosférických letoch respektíve preletoch cez stratosféru a mezosféru (stratosférické sondy, suborbitálne lety, rakety).

Ionosféra

Ionosféra je vrstva plazmy (ionizovaného plynu), ktorá obklopuje Zem a ktorá začína približne vo výške 60 km nad Zemou (Obr.8). Vzniká prevažne v dôsledku ultrafialového a rentgenového žiarenia zo Slnka (Davies, 1965). V tejto oblasti začína byť atmosféra dostatočne riedka na to, aby vznikajúce elektróny a ióny hneď nezanikli (nerekombinovali, teda nezachytili nejaký blízky voľný elektrón a nestali sa tak opäť elektricky neutrálnymi atómami).

Ionosféra má svoju špecifickú štruktúru a vrstvy, ktoré vznikajú v dôsledku jej špecifického zloženia a distribúcie ionizujúceho žiarenia zo Slnka. Mení sa hlavne v dôsledku prítomnosti dňa a noci a slnečnej aktivity.

Ionosféra spolu s všadeprítomným magnetickým poľom Zeme významne vplýva na prechol rádiových vĺn zo Zeme do vesmíru a opačne.  To napríklad vedie k zhoršeniu presnosti globálnych navigačných systémov (e.g. IERS, 2013), ktoré musia efekty ionosféry brať v úvahu. Aj preto je jej výskum veľmi dôležitý.

Hvizdy

Hvizdy (angl. whistlers) sú rádiové signály pochádzajúce z bleskov, ktoré dokážu vniknúť do ionosféry (Obr.9) približne pozdĺž siločiar zemského magnetického poľa (Fiser et al. 2010). Hvizd je výsledkom oneskorenia frekvenčných komponetov rádiového signálu blesku v ionosofére (Obr.10), ktoré priamo odráža jej vlastnosti (Obr.11). Z hvizdu budeme teda vedieť odvodiť vlastnosti ionosféry.

Detekčný limit VLF detektora skCUBE

Na základe meraní citlivosti detektora mimo uzavretého skeletu skCUBE sa zistilo, že detekovateľné budú rádiové vlny s amplitúdou magnetickej zložky B_m približne 53 pT (Musilova et al, 2016). To je hodnota blízka tým naintenzívnejším hvizdom detekovaných satelitom DEMETER nad Európou s amplitúdou intenzity elektrického poľa E_m od 0.01 do 0.3 mV/m (Fiser et al., 2010). To sa dá prepočítať na amplitúdu magnetickej zložky rádiovej vlny s pomocou vzťahu B_m = (n/c) E_m (e.g. Yeomans lectures, Oxford), kde c je rýchlosť svetla (3e8 m/s) a n je fázový index lomu prostredia, v ktorom sa rádiová vlna nachádza. DEMETER obiehal vo výškej približne 700 km, kde sme maximálnu hodnotu n odhadli počas dňa a zemepisnú širku 45 stupňov na 60 (Obr.12). To nám dáva hodnotu amplitúdy magnetickej zložky od 2 do 60 pT.

Bude teda skCUBE detekovať iba tie najintezívnejšie hvizdy? Skúsme si to približne rádovo overiť jednoduchým výpočtom so započítaním útlmu v dôsledku duralových stien skCUBE, ktoré VLF experiment obklopujú a ktorý predpokladáme na úrovni maximálne 11 dB. Tento odhad je pre hliníkový materiál s permeabilitou blízkou 1 a maximálne preto, lebo 11 dB je pre tienenie platne o hrúbke 0,5 cm (Zbojovský et al., 2013). Steny skCUBE, ktoré VLF detektor obklopujú sú ale hrubé približne iba 1 mm. Poďme teda teraz zistiť, aký útlm signálu z blesku náš detektor ešte zvládne, aby niečo z hvizdu počul.

Výkon vyžiarený bleskom (označme P_lig) vo forme elektromagnetického žiarenia je približne 10 percent z jeho celkového výkonu a pohybuje sa od 0,1 do 1 GW (Bianchi et al. ,2007). Za predpokladu, že vyžarovanie je do všetkých strán rovnaké (izotropné), ionosféra neexistuje (predpokladáme vákuum), vieme vypočíťať velkosť magnetickej zložky vlny zo vzťahov 1, 2 a 3 (Lindgren lectures).

 

I_avg je priemerná intenzita elektrického poľa elektromagnetickej vlny (W/m^2) vo vzdialesnoti R od zdroja (v metroch), ktorý vyžaruje izotropne. E_m je amplitúda elektrickej zložky elektromagnetickej vlny (V/m), mu je permeabilita vákua (4 pi 10^-7 T . m/A), c je rýchlosť svetla (v 3e8 m/s), B_m je amplitúda magnetickej zložky elektromagnetickej vlny (Tesla), n je fázový index lomu prostredia (pre vákuum 1).  Pre rôzne frekvencie, polohu v dennej/nočnej ionosfére Zeme a vlnu šíriacu sa pozdlž siločiar magnetického poľa je n vykreslený na Obrázku 12 a môže dosiahnuť hodnôť až do 150.

S použitím vzťahov 1, 2 a 3 a P_lig = <0,1-1 GW> nám vychádza, že za predpokladu vákua pri očakávanom perigeu skCUBE približne 450 km (Šagátova et al., 2015) je B_m v intervale približne <100-1000> pT.  Pre apogeum 720 km je tento interval približne <40-400> pT. Ionosféra Zeme ale vákuum rozhodne nie je a amplitúda magnetickej zložky elektromagnetickej vlny tam závisí na lokálnom fázovom indexe lomu (vztah 3), integrovanom ionosférickom útlme, vybranej polarizácii a uhle dopadu vlny na ionosféru (Graf et al., 2013).

Odhad maximálneho útlmu z rádiových vĺn z bleskov za predpokladov uvedených vyššie, pod ktorým bude skCUBE VLF detektor ešte niečo detekovať, teda keď magnetická zložka po útlme klesne na 53 pT je znázornený na Obrázku  13. Frekvenčná závislosť vzniká v dôsledku rôznej hodnoty fázového indexu lomu pre rôzne frekvencie.

Hvizdy z tých najsilnejších bleskov (predpokladaný vyžiarený výkon 1 GW) by sme mali detekovať aj tam, kde celkový útlm B_m  medzi bleskom a skCUBE v perigeu nepresahuje 50-60 dB (rozsah je daný frekvenčnou závislosťou a rozdielom medzi nocou a dňom).  Pre skCUBE v apogeu tento limit klesá na 30-40 dB.

Hvizdy z tých najslabších bleskov (predpokladaný vyžiarený výkon 0.1 GW) by sme mali detekovať aj tam, kde celkový útlm B_m  medzi bleskom a skCUBE v perigeu nepresahuje 20-40 dB.  Pre skCUBE v apogeu tento limit klesá na 2-20 dB.

V konečnom dôsledku to znamená, že detekovať by sme mali hvizdy zo všetkých bleskov všade okrem rovníkovej oblasti, kde ionosférický útlm môže dosiahnuť hodnôt až okolo 150 dB (Obr.14).

Náš odhad je ale limitovaný našimi predpokladmi, ako je napríklad to, že vyžarovanie blesku nie je izotropné ale smerom k zenitu klesá ako cos^2(theta), kde theta je uhol medzi zenitom a pozorovateľom (Bortnik, 2004 a referencie vo vnútri). Ďalšie zníženie citlivosti detektora bude spôsobovať jeho orientácia v priestore. Tá spôsobí, že uhol medzi smerom propagácie elektromagnetickej vlny a orientáciou roviny magnetickej slučky, teda našej antény, ktorá bude hvizdy detekovať nebude ideálny. Ideálny prípad a najvačšia indukcia signálu v anténe nastane iba ak vektor magnetickej zložky vlny bude paralelný s kolmicou na rovinu magnetickej slučky, pretože indukované napatie závisí na tom uhle ako cos toho uhla (Musilová et al, 2016) .

Čiže, v konečnom dôsledku budeme pravdepodobne detekovať ozaj iba najintenzívnejšie hvizdy, ako sme odhadli s pomocou dát zo satelitu DEMETER.

Misia ASIM (Atmosphere-Space Interaction Monitor)

Ako sme spomínali, jedným z našich cieľov je zaznamenať TLE a identifikovať ho s pomocou projektu ASIM. ASIM je projekt ESA, ktorého jedna z úloh bude pozorovanie TLE z Medzinárodnej vesmírnej stanice ISS špeciálnou kamerou. Jeho štart sa plánuje v roku 2017, tak ako aj skCUBE. Životnosť obidvoch projektov sa odhaduje na 2 roky.

Koreláciou polohy pozorovaných TLE, búrok a polohy skCUBE sa pokúsime o identifikáciu hvizdov, ktoré z nich pochádzajú. Pozorované hvizdy totiž na nízkej orbite, kde bude obiehať aj skCUBE, budú prichádzať spod búrky (Santolik et al, 2008), čo identifikáciu s búrkou veľmi uľahčuje. Spoluprácu s ESA/ASIM  sa pokúsime nadviazať v blízkej budúcnosti.

Záver

Analýzou napozorovaných hvizdov a  simulácií s pomocou našeho vlastného počítačového programu sa pokúsime zistiť charakteristiky zdrojových bleskov (klasických a nadoblačných). Ako ionosféru dokážeme použiť International Reference Ionosphere IRI model. Nameraná citlivosť detektora naznačuje, že detekovať budeme iba tie najintenzívnejšie hvizdy.

Štart skCUBE je najnovšie naplanovaný na prvý štvrťrok 2017, teda ak náhodou nedôjde k ďalšiemu výbuchu rakety Falcon 9 alebo SpaceX kozmodróm v Kalifornii nezhorí v dôsledku pravidelne sa opakujucich požiarov.

Držte nám palce.

Poďakovanie

Autori by sa radi poďakovali Ivane Kolmašovej a Ondřejovi Santolíkovi z Ústavu fyziky atmosféry Českej akadémie vied za hodnotné komenty a diskusiu ohľadne rôznych aspektov témy opísanej v tomto článku. Chceme sa takisto poďakovať všetkým partnerom, ktorí podporili vývoj a konštrukciu skCUBE uvedených na webstránke www.skcube.sk

Zdroje:

Surkov, V. V., and M. Hayakawa. "Underlying mechanisms of transient luminous events: a review." Annales Geophysicae-Atmospheres Hydrospheresand Space Sciences 30.8 (2012): 1185.

Volland, H. (1984), Atmospheric Electrodynamics, Berlin: Springer

Davies, Kenneth. "Ionospheric radio propagation, NBS Monograph 80." US Government Printing Office, Washington, DC (1965).

Chen, A. B., et al., Global distributions and occurrence rates of transient luminous events, J. Geophys. Res., 113, A08306, doi: rm10.1029/2008JA013101, 2008.

Fiser, J., et al., 2010, "Whistler intensities above thunderstorms." Annales Geophysicae. Vol. 28. No. 1. Copernicus GmbH

Davies, K. , 1965, Ionospheric radio propagation, NBS Monograph 80. US Government Printing Office, Washington, DC

Helliwell, R. A., 1965, Whistlers and related ionospheric phenomena. Vol. 1. No. 1. Stanford: Stanford University Press

Bortnik, J., 2004, Precipitation of radiation belt electrons by lightning-generated magneto-spherically reflecting whistler waves. Diss. Stanford

Marshall R., 2009, VERY LOW FREQUENCY RADIO SIGNATURES OF TRANSIENT LUMINOUS EVENTS ABOVE THUNDERSTORMS, Dissertation, Stanford

Rice, W. K. ,1993, Ray tracing study of VLF phenomena, PhD Thesis, Space Physics Research Institute,  Department of Physics, University of Natal

Christian, Hugh J., et al. , 2003 , "Global frequency and distribution of lightning as observed from space by the Optical Transient Detector." Journal of Geophysical Research: Atmospheres 108.D1.

Wilson, C. T. R.: 1925,  The electric field of a thundercloud and some of its effects, Proc. Phys. Soc. London, 37, 32D–37D, 1925.

Franz, R. C., et al. 1990, Television image of a large upward electrical discharge above a thunderstorm system, Science, 249, 48–51,

Santolik, O., et al. , 2008, "Propagation of unducted whistlers from their source lightning: A case study." Journal of Geophysical Research: Space Physics 114.A3 (2009).

Lauben, D., U. Inan, and T. Bell. "Precipitation of radiation belt electrons induced by obliquely propagating lightning-generated whistlers." Journal of Geophysical Research. A. Space Physics 106 (2001): 29.

Fukunishi, H., et al. (1996), Elves: Lightning-induced transient luminous events in the lower ionosphere, Geophys. Res. Lett., 23, 2157–2160.

Mende, S. B., et al. (2005), D region ionization by lightning-induced electromagnetic pulses, J. Geophys. Res., 110, A11312, doi:10.1029/ 2005JA011064.

Frey, H. U., et al. (2005), Beta-type stepped leader of elve-producing lightning, Geophys. Res. Lett., 32, L13824, doi:10.1029/2005GL023080.

Barrington-Leigh, C. P., U. S. Inan, and M. Stanley (2001), Identification of sprites and elves with intensified video and broadband array photometry, J. Geophys. Res., 106, 1741– 1750.

Moudry, D., H. Stenbaek-Nielsen, D. Sentman, and E. Wescott (2003), Imaging of elves, halos and sprite initiation at 1 ms time resolution, J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 65, 509–518.

Miyasato, R., M. J. Taylor, H. Fukunishi, and H. C. Stenbaek-Nielsen (2002), Statistical characteristics of sprite halo events using coincident photometric and imaging data, Geophys. Res. Lett., 29(21), 2033,

doi:10.1029/2001GL014480.

STRATOCAT (2009). "Data of the stratospheric balloon launched on 6/5/1989 from Columbia Scientific Balloon Facility, Palestine, Texas, US for Molecules observation made fluorescent with a Laser". Retrieved 2009-02-18.

https://www.youtube.com/watch?v=QZSfe41W3XQ

IERS, 2013 ftp://tai.bipm.org/iers/convupdt/chapter9/icc9.pdf IERS http://62.161.69.131/iers/ International Earth Rotation and Reference Frames Service (IERS)

Neubert, Torsten, et al., 2006, "The atmosphere-space interactions monitor (ASIM) for the international space station." ILWS (International Living With a Star) Workshop. 2006.

International reference ionosphere IRI http://omniweb.gsfc.nasa.gov/vitmo/iri2012_vitmo.html

Cesidio Bianchi and Antonio Meloni. Natural and man-made terrestrial electromagnetic

noise: an outlook. Annals of Geophysics, 2007.

Zbojovsky et al, 2013 , Účinky a modelovanie elektromagnetických polí pri použití tieniacej bariéry , Electrical Engineering and Informatics IV Proceeding of the Faculty of Electrical Engineering and Informatics of the Technical University of Košice http://people.tuke.sk/dusan.medved/26220220145/clanky/Zbojovsky6.pdf

Andrea Sagatova, Martin Magyar, Marko Fulop, Vladim__r Ne_cas, and Michal Rafaj.

Radiation hardness of commercial semiconductor devices for first slovak cubesat. 2015.

Musilova et al, 2016, Very low frequency radio waves detector of the first Slovak satellite skCUBE, Proceedings of the 67^th International Astronautical Congress (IAC) by the International Astronautical Federation (IAF), 20-30 September 2016, Mexico, Paper IAC-16.B1.3.9 34001

Greninger, Paul. Seasonality of VLF attenuation through the ionosphere. Diss. 2016.

Graf, K. L., et al. "Analysis of experimentally validated trans‐ionospheric attenuation estimates of VLF signals." Journal of Geophysical Research: Space Physics 118.5 (2013): 2708-2720.

Projekt ASIM http://asim.dk/

Richard A. Lindgren. Lecture 13 electromagnetic waves ch 33 university of virginia.

http://people.virginia.edu/~ral5q/classes/phys632/summer08/

Lecture1-16_Powerpoints/lecture_13_mat/PHYS632_C13_33_Ele_Waves.pdf.

Accessed: 2016-01-10.

http://asim.dk ASIM (Atmosphere-Space Interactions Monitor) Project website, Last accessed”

http://vlf.stanford.edu/research/transient-luminous-events ; Last accessed: 16/06/2016 VLF Stanford group; Terrestrial Luminous Events

Julia Yeomans lectures, Oxford https://www-thphys.physics.ox.ac.uk/people/JuliaYeomans/3ElectromagneticWaves.pdf

http://stratocat.com.ar/fichas-e/1989/PAL-19890605.htm

https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_atmospheric

https://en.wikipedia.org/wiki/Lightning

https://en.wikipedia.org/wiki/Formosat-2

https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/f/formosat-2

https://en.wikipedia.org/wiki/Demeter_(satellite)

http://demeter.cnrs-orleans.fr/

http://vlf.stanford.edu/research/transient-luminous-events

http://wdtinc.com/wp-content/uploads/2014/09/lightning3.jpg

https://apod.nasa.gov/apod/ap160823.html

https://www.youtube.com/watch?v=QZSfe41W3XQ