Uniwersytet Warszawski

WydziaÃl Fizyki

Ewa SÃlomińskaNr albumu: 195984

Globalny obraz promieniowania VLFna podstawie danych

zarejestrowanych przez satelit ↪eDEMETER

Praca magisterska

na kierunku FIZYKAw zakresie FIZYKI LITOSFERY

Praca wykonana pod kierunkiem:dr. hab. Jana BÃl ↪eckiegoCentrum Badań Kosmicznych PANorazprof. dr. hab. Marka GradaZakÃlad Fizyki Litosfery, Instytut Geofizyki UW

Warszawa, lipiec 2007

Oświadczenie kieruj ↪acego prac ↪a

Potwierdzam, że niniejsza praca zostaÃla przygotowana pod moim kierunkiem i kwali-fikuje si ↪e do przedstawienia jej w post ↪epowaniu o nadanie tytuÃlu zawodowego.

Data Podpis kieruj ↪acego prac ↪a

Oświadczenie autora pracy

Świadom odpowiedzialności prawnej oświadczam, że niniejsza praca dyplomowa zo-staÃla napisana przeze mnie samodzielnie i nie zawiera treści uzyskanych w sposób nie-zgodny z obowi ↪azuj ↪acymi przepisami.

Oświadczam również, że przedstawiona praca nie byÃla wcześniej przedmiotem procedurzwi ↪azanych z uzyskaniem tytuÃlu zawodowego w wyższej uczelni.

Oświadczam ponadto, że niniejsza wersja pracy jest identyczna z zaÃl ↪aczon ↪a wersj ↪aelektroniczn ↪a.

Data Podpis autora pracy

Streszczenie

Niniejsza praca poświ ↪econa jest analizie danych z eksperymentu kosmicznego DEME-TER. Jednym z celów misji, jest znalezienie korelacji mi ↪edzy zjawiskami sejsmicznymi, azmianami zachodz ↪acymi w jonosferze.

W pierwszym rozdziale pracy przedstawiono kilka przykÃladów obserwacji, które uważasi ↪e za udokumentowane dowody na istnienie oddziaÃlywania sejsmiczno-jonosferycznego(cz ↪esto w literaturze określanego mianem seismo-ionospheric coupling). Na pocz ↪atkuprzybliżono histori ↪e badań nad tym zagadnieniem, opisano również zaÃlożenia misji DE-METER i krótko scharakteryzowano aparatur ↪e pomiarow ↪a, do mierzenia paramterówplazmy jonosferycznej.

Drugi i trzeci rozdziaÃl opisuje jonosfer ↪e, jako środowisko w którym odbywa si ↪e ekspery-ment.Jonosfera, jest ośrodkiem o bardzo zÃlożonej strukturze, podlegaj ↪acym wielu procesomdynamicznym, zatem cz ↪eść uwagi poświ ↪econo opisowi jej zmian i zaburzeń.

W kolejnych rozdziaÃlach zaj ↪eto si ↪e analiz ↪a danych dla pól: elektrycznego i magnetycz-nego w zakresie cz ↪estości 10 kHz - 20 kHz, a także sposobem ich przedstawienia. W tejcz ↪eści można znaleźć odwoÃlania do animacji wykonanych na podstawie zebranych danych.Wszystkie animacje s ↪a dost ↪epne na doÃlaczonej pÃlycie CD, a także na stronie:

www.cbk.waw.pl/ ∼ ewa/vlf/Ostatni rozdziaÃl zawiera wnioski i podsumowanie przeprowadzonej analizy.

SÃlowa kluczowe

jonosfera, trz ↪esienia ziemi, VLF, globalne mapy promieniowania VLF, zaburzenia, od-dziaÃlywanie sejsmiczno-jonosferyczne, pole elektryczne, emisje elektromagnetyczne

Dziedzina pracy (kody wg programu Socrates-Erasmus)

13.2 Fizyka

Klasyfikacja tematyczna

Fizyka litosfery

Podzi ↪ekowanie

Autorka pracy pragnie serdecznie podzi ↪ekować Panu Docentowi dr. hab. JanowiBÃl ↪eckiemu z Centrum Badań Kosmicznych PAN za przyj ↪ecie do zespoÃlu opracowuj ↪acegodane misji DEMETER w ramach grantu 4T12E01628, opiek ↪e i cenne uwagi w czasie pracynad materiaÃlami eksperymentalnymi.

Serdecznie dzi ↪ekuj ↪e Panu Profesorowi dr. hab. Markowi Gradowi z InstytutuGeofizyki Uniwersytetu Warszawskiego za życzliwość, pomoc i zaangażowanie w czasieopracowania wyników i redagowania tekstu niniejszej pracy.

Za udost ↪epnienie danych misji DEMETER i umożliwienie pracy nad nimi w Orleanie wInstytucie LPCE/CNRS (Laboratoire de Physique et Chimie de l’Environnement/CentreNational de Recherche Scientifique) dzi ↪ekuj ↪e Panu Profesorowi Michelowi Parrotoraz caÃlej grupie badawczej.

Spis treści

1 Misja DEMETER - wprowadzenie 51.1 WpÃlyw efektów sejsmicznych na jonosfer ↪e . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61.2 Próby tÃlumaczenia mechanizmów zjawisk. Hipotezy . . . . . . . . . . . . 91.3 Charakterystyka aparatury pomiarowej . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

2 Jonosfera - bliższe spojrzenie 132.1 Ogólna charakterystyka jonosfery . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132.2 Warstwowa struktura atmosfery . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132.3 Fale elektromagnetyczne w jonosferze . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

2.3.1 Propagacja w falowodzie Ziemia - jonosfera . . . . . . . . . . . . . 172.4 Propagacja równolegÃla do pola magnetycznego . . . . . . . . . . . . . . . 18

3 Zmiany g ↪estości elektronowej w jonosferze 203.1 Zaburzenia regularne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 213.2 Zaburzenia nieregularne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 223.3 Zaburzenia, a propagacja fal radiowych . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

4 Dane z eksperymentu DEMETER 244.1 Struktura zarejestrowanych danych . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 244.2 Wizualizacja zarejestrowanych danych . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

4.2.1 Szukanie odpowiedniego parametru . . . . . . . . . . . . . . . . . 254.3 Globalne mapy promieniowania . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 284.4 Uśrednianie pomiarów bezpośrednich . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

5 Analiza wybranych zjawisk 345.1 Wybór nadajników i trz ↪esień ziemi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 345.2 Trz ↪esienie na wyspie Macquarie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 365.3 Trz ↪esienia na wyspie Honsiu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 445.4 Trz ↪esienia kalifornijskie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

6 Wnioski i podsumowanie 62

A Wykaz nadajników VLF 64

B Oprogramowanie 67B.1 Program do czytania zbiorów zawieraj ↪acych peÃlne spektrum, przed filtro-

waniem. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67B.2 Struktura bloków w plikach z danymi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71

3

B.3 CD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71

Bibliografia 74

4

RozdziaÃl 1

Misja DEMETER - wprowadzenie

,,Trz ↪esienie ziemi, to gwaÃltowne zaburzenie stanu równowagi we wn ↪etrzuZiemi zwi ↪azane z wydzielaniem si ↪e dużych ilości energii w obszarze ogniska” -(Encyklopedia fizyki tom 3, s. 601, Warszawa, 1974)

Trz ↪esienie ziemi poprzedzone jest zjawiskami fizycznymi, które można potraktować jakojego prekursory. S ↪a to zmiany pól fizycznych w obszarze przyszÃlego ogniska w okresie po-przedzaj ↪acym trz ↪esienie, jednak problemem jest określenie skali czasowej i przestrzennejw której one zachodz ↪a. Aby móc pewnie stwierdzić, że zanotowane emisje elektroma-gnetyczne (np. zorze), czy też turbulencje i zjawiska plazmowe w jonosferze, wynikaj ↪az wyst ↪apienia trz ↪esienia, niezb ↪edne jest przeprowadzenie statystycznej analizy zebranychprzypadków.

Natura tych zjawisk nie jest dobrze poznana. Podejmowane s ↪a próby tÃlumaczeniatych procesów w oparciu o efekt piezoelektryczny i propagacj ↪e fal akustyczno-grawitacyj-nych. W niniejszej pracy skupiono si ↪e na poszukiwaniu odpowiedzi na pytanie o istnieniezwi ↪azków mi ↪edzy zaburzeniami jonosfery, a zjawiskami sejsmiczymi, pozyskaniu ewentu-alnych dowodów i określeniu charakteru tych zmian. Znajomość zjawisk poprzedzajacych,dotyczy gÃlownie badań naziemnych, a najbardziej powszechn ↪a metod ↪a badania jonosfery,jest jonosondowanie, gdzie za pomoc ↪a jonosondy, urz ↪adzenia o dziaÃlaniu zbliżonym doradaru wykonuje si ↪e pomiary. Sondowania, s ↪a metod ↪a, w gruncie rzeczy, naziemn ↪a, awi ↪ec dla uzyskania peÃlnego obrazu, potrzebna jest możliwie jak najbardziej rozbudowanasieć stacji pomiarowych.

Na pocz ↪atku lat osiemdziesiatych XX wieku prowadzono obserwacje satelitarne nadzwi ↪azkiem miedzy efektami sejsmicznymi a zaburzeniami w przestrzeni okoÃloziemskiej.Rozwój technik satelitarnych umożliwiÃl gÃl ↪ebsze poznanie tego problemu. Jednym z przy-kÃladów s ↪a pomiary prowadzone w ramach misji DEMETER. Instrumenty pomiaroweumieszczone na pokÃladzie satelity rejestruj ↪a w sposób ci ↪agÃly parametry fizyczne otoczeniaokoÃloziemskiego, nie ograniczaj ↪ac si ↪e do jednego obszaru, ale sukcesywnie ,,skanuj ↪a” caÃl ↪aprzestrzeń. Co prawda, po przeanalizowaniu znacznej cz ↪eści zebranych danych, możnazarzucić DEMETER zbyt maÃl ↪a g ↪estość pomiarów zbieranych w ci ↪agu doby, ale zważywszyna fakt, że DEMETER jest pierwszym satelit ↪a tego rodzaju, można stwierdzić, że zebranymateriaÃl jest wystarczaj ↪acy, aby podj ↪ać prób ↪e szukania korelacji mi ↪edzy perturbacjamijonosferycznymi, a efektami sejsmicznymi.

24 czerwca 2004 roku, z kosmodromu Bajkonur, satelita DEMETER zostaÃl wyniesionyna orbit ↪e okoÃloziemsk ↪a, a cele eksperymentu zaszyfrowano, w jego nazwie:

DEMETER - Detection of Electromagnetic Emissions Transmitted from

5

Earthquake Region.

Satelita DEMETER jest pierwszym z serii mikrosatelitów Myriade, przeznaczonych domonitorowania pola elektromagnetycznego w otoczeniu Ziemi.

Francuskie Centrum Badań Kosmicznych CNES, za jeden z celów badawczych DEME-TER, wskazaÃlo szukanie korelacji mi ↪edzy zjawiskami tektonicznymi, takimi jak trz ↪esieniaziemi, czy też erupcje wulkanów, a zakÃlóceniami elektromagnetycznymi, w przestrzeniokoÃloziemskiej. ZÃlożoność procesów zachodz ↪acych w jonosferze jest tak duża, że wszel-kie dostarczone informacje, w postaci danych i pomiarów in situ, mog ↪a być przydatne wokreślaniu natury zjawisk, ich cech charakterystycznych, a także w badaniach powi ↪azanychz problematyk ↪a pogody kosmicznej.

Wykorzystanie satelity dla celów sejsmologicznych staÃlo si ↪e nowatorskie dla zgÃl ↪ebieniawiedzy o oddziaÃlywaniu sejsmiczno-jonosferycznym.

1.1 WpÃlyw efektów sejsmicznych na jonosfer ↪e

Trz ↪esienia ziemi s ↪a zdarzeniami nagÃlymi, lecz proces przygotowawczy trwa przez stosun-kowo dÃlugi okres czasu, liczony nawet w dziesi ↪atkach lat i przejawia si ↪e w różnych zjawi-skach fizycznych. Prognoza dÃlugoterminowa przewiduj ↪aca trz ↪esienie w danym rejonie wokresie kilku, kilkudziesi ↪eciu lat, możliwa jest poprzez analiz ↪e cykli (powtarzalności) sej-smicznych dla tego obszaru. Podej́scie statystyczne do prognozowania bazuje na czasowo-przestrzennej korelacji mi ↪edzy trz ↪esieniami dla oceny prawdopodobieństwa wyst ↪apieniakolejnego trz ↪esienia. Statystyka zdarzeń wykazuje, że nie s ↪a one zjawiskami caÃlkowicieniezależnymi.Jedna z metod predykcji trz ↪esień, opiera si ↪e na pomiarach zmian pr ↪edkości fal sejsmicz-nych. Pr ↪edkość fal podÃlużnych VP maleje w stosunku do pr ↪edkości fal poprzecznychVS, przy czym im dÃluższy jest odst ↪ep czasowy pomi ↪edzy zmian ↪a wzgl ↪ednej pr ↪edkości4V = VP−VS, a wstrz ↪asem, tym silniejsze jest kolejne trz ↪esienie ziemi. Teoria dylatacyjno-dyfuzyjna przypisuje duże znaczenia migracji wód podziemnych do świeżo otwartychporów skaÃly, co znacznie osÃlabia jej wytrzymaÃlość na napr ↪eżenia i przyspiesza trz ↪esienieziemi. Możliwe s ↪a obserwacje pośrednie: oddziaÃlywanie napr ↪eżenia na magnetyczne ielektryczne wÃlasności skaÃl i na pr ↪edkości fal spr ↪eżystych. Napr ↪eżenie modyfikuje bu-dow ↪e krystaliczn ↪a skaÃl i wÃlasności magnetyczne. Szacuje si ↪e, że oczekiwane anomaliemagnetyczne mog ↪a być rz ↪edu 10 nT, co jest wartości ↪a mierzaln ↪a dla magnetometrówprotonowych. W 1983 roku, Gokhbergowi za pomoc ↪a magnetometrycznych pomiarównaziemnych, udaÃlo si ↪e zaobserwować emisje elektromagnetyczne na cz ↪estości 81 kHz, cha-rakteryzuj ↪ace si ↪e nagÃlym wzrostem intensywności szumów elektromagnetycznych na dwiegodziny przed trz ↪esieniem i gwaÃltownym jej spadkiem, w chwili wstrz ↪asu. ObserwacjeGokhberga, można prześledzić na rysunku 1.1.

Anthony Fraser-Smith, z Uniwersytetu Stanford w Kalifornii, zaj ↪aÃl si ↪e naziemnymmonitorowaniem pola elektrycznego i magnetycznego, wokóÃl San Francisco. Podczastrz ↪esienia w Loma Prieta w październiku 1989 roku, jego system magnetometrów odno-towaÃl sukcesywny wzrost poziomu szumów w dwudziestodniowym okresie poprzedzaj ↪acymtrz ↪esienie, dodatkowo mocno spot ↪egowany na 3 godziny przed gÃlównym wstrz ↪asem. Narysunkach 1.2,1.3 przedstawiono wynik prowadzonych pomiarów. Podobne zachowanieintensywności mierzonego pola magnetycznego, odnotowano dla pomiarów w Armenii,przed trz ↪esieniem w Spitak, 7.12.1988 roku. Analogiczne badania zacz ↪eto prowadzić na

6

Rys. 1.1: Zarejestrowane przez magnetomatery, szumy magnetyczne, w okresie poprzedzaj ↪acym trz ↪esienieziemi. (Gokhberg, 1983)

Rys. 1.2: Pomiar nat ↪eżenia pola magnetycznego,w przedziale cz ↪estości 0.01-0.02 Hz, rejestrowanyprzez stacj ↪e Corralitos w Kaliforni, w okresie kil-kumiesi ↪ecznym. (Fraser-Smith,1991)

Rys. 1.3: Pomiar zmienności pola magnetycz-nego, rejestrowany przez stacj ↪e Corralitos w Ka-liforni, w październiku 1989. Przerwa na wy-kresie w rejestracji danych, wynikaÃla z awariipr ↪adu. (Fraser-Smith,1991)

7

wi ↪eksz ↪a skal ↪e również w innych ośrodkach, np. w Japonii i Rosji, jednak badania zapomoca magnetometrów wymagaj ↪a budowy rozlegÃlej i kosztownej sieci dla uzyskaniamożliwie bogatej bazy danych.

W literaturze można znaleźć również informacje o tym, że niektórym trz ↪esieniom ziemitowarzysz ↪a efekty świetlne takie jak poświata wokóÃl epicentrum, które tÃlumaczone s ↪a po-wstaniem silnych pól elektrycznych, wyzwalaj ↪acych lawinowe procesy jonizacji lub wzbu-dzenia metastabilnych stanów atomów. Wyst ↪epuj ↪ace w atmosferze promieniowanie elek-tromagnetyczne o szerokim paśmie cz ↪estości pochodzi od źródeÃl sztucznych (komunika-cja, przemysÃl) i naturalnych (burze magnetyczne, procesy w jonosferze i magnetosferze).Rejestrowana jest zmiana potencjaÃlu elektrycznego atmosfery - wariacje pola elektrotel-lurycznego w okresie od kilku godzin do kilku minut przed trz ↪esieniem ziemi w obszarzeo promieniu kilkudziesi ↪eciu kilometrów od epicentrum.

Poniżej przedstawiono kilka przykÃladów obserwacji zjawisk, których wyst ↪apienie sko-relowano z trz ↪esieniami ziemi. Historia badań nad istnieniem korelacji mi ↪edzy zjawi-skami sejsmicznymi a zmianami zachodz ↪acymi w ziemskim otoczeniu elektromagnetycz-nym si ↪ega 27 marca 1964 roku, kiedy to w Wielki Pi ↪atek miaÃlo miejsce trz ↪esienie ziemina Alasce. Od tego wydarzenia, ze szczególn ↪a uwag ↪a rozpatrywano zmiany zachodz ↪acew caÃlkowitej zawartości elektronów nad obszarem sejsmicznym, a jednymi, z pierwszych,którzy opublikowali swoje wyniki, bazuj ↪ac na danych z innego trz ↪esienia, w Taszkenciew 1966, byli Antselevich (1971) oraz Datchenko (1972). Powyższe badania, opieraÃly si ↪ena analizie danych z jonosondowania, ale punktem zwrotnym w prowadzonych badaniachmogÃlo okazać si ↪e wykorzystanie danych satelitarnych. Jonosondowania wskazywaÃly nazmiany w koncentracji elektronowej (TEC) nad obszarem trz ↪esienia. WedÃlug wyników ja-kie uzyskaÃl Pullinets (2000, Rys.1.4) analizuj ↪ac ponownie pomiary z satelity Alouette dlatrz ↪esienia z Alaski (28.III.1964) 6 godzin przed trz ↪esieniem, na obszarze wokóÃl epicentrumo promieniu prawie 15◦ g ↪estość elektronowa warstwy F2(f0F2) byÃla blisko o 30% wi ↪ekszaw stosunku do średniej g ↪estości na tym obszarze. Jednak bezpośredni ↪a korelacj ↪e mi ↪edzyefektami sejsmicznymi a zaburzeniami g ↪estości elektronów można uznać za najbardziejdyskusyjn ↪a, ponieważ wÃlaśnie ta wielkość naturalnie podlega najwi ↪ekszym fluktuacjom.I tak, dla 706 zjawisk sejsmicznych odnotowano 238 przypadków anomalii TEC, nato-miast dla 540 losowo wybranych przedziaÃlów czasowych podobnych zaburzeń byÃlo tylko85, co Ãl ↪acznie w przeliczeniu procentowym wynosi 34% dla pierwszego i 16% dla dru-giego przypadku. Dodatkowo powstaje pytanie jaki jest średni poziom zmian w g ↪estościelektronowej wynikaj ↪acych ze zjawisk sejsmicznych. Z jednej strony mamy informacjeo kilkunastoprocentowych wahaniach (Pullinets) z drugiej zaś, mówi si ↪e o fluktuacjachrz ↪edu 0.3% w stosunku do typowych zmian dobowych co Ãlatwo przyrównać do poziomuszumów. Taki wynik uzyskano również dla obszaru Alaski i silnego trz ↪esienia (7.9 stopniaw skali Richtera) w Denali Park oraz innego przypadku Northriridge (27.01.1994), tylkotym razem jonosondowania uzupeÃlniono badaniami GPS. Uwzgl ↪edniaj ↪ac fakt, że koncen-tracja elektronowa podlega tak wielu fluktuacjom warto byÃlo sprawdzić, czy możliwe jestzaobserwowanie zaburzeń w otoczeniu ziemskim o odmiennym charakterze. W 1983 rokuopublikowano wyniki analiz danych satelitarnych z satelitów GEOS i AUREOL-3 nadobszarem trz ↪esienia i na ich podstawie stwierdzono, że na kilkadziesi ↪at minut, do kilkugodzin przed trz ↪esieniem, odnotowano wi ↪eksz ↪a liczb ↪e fal o cz ↪estościach w zakresie VLF(very low frequency). Co ciekawe, wzmocnienie fal, ukÃlada si ↪e wzdÃluż równoleżników, awi ↪ec struktur ↪a wi ↪aże si ↪e z dryfem poprzecznym i anomali ↪a równikow ↪a.

Prowadzone badania, cz ↪esto w literaturze określane mianem case studies (czyli analizaprzypadku), polegaÃly na porównywaniu intensywności sygnaÃlu, na przykÃlad dla mierzo-

8

Rys. 1.4: Zmiany koncentracji elektronowej (wyrażone w procentach w stosunku do średniej g ↪estości w tymobszarze), przeliczone dla trz ↪esienia z Alaski (28.III.1964) przez Pullinetsa. Czarn ↪a kropk ↪a zaznaczonolokalizacj ↪e trz ↪esienia. ,,Ionospheric Precursors of Earthquakes”, S. Pulinets, K. Boyarchuk

nego pola elektrycznego, z rejestracji przed i po trz ↪esieniu o umiarkowanej sile. Dodat-kowo, powyższe rejestracje porównywano, z danymi uzyskanymi z okresów o zerowej ak-tywności sejsmicznej. Prowadzone badania uzupeÃlniono naziemnymi jonosodowaniami.Oto wyniki jakie uzyskano dla trz ↪esienia o wspóÃlrz ↪ednych 11.52

◦N, 42.83◦E, na tery-torium Dżibuti i satelity GEOS-2, którego wspóÃlrz ↪edne geograficzne wówczas wynosiÃly00.52◦N, 37.64◦E: odnotowano wzrost intensywności sygnaÃlu, przy jednoczesnym zareje-strowaniu przez jonosondy, niestabilności w g ↪estości elektronowej warstwy Es. Natomiastdane zebrane przez Aureol-3 nad obszarem sejsmicznym, wskazywaÃly na skoki amplitudypola elektrycznego, w paśmie cz ↪estości od 10 Hz do 15 kHz. PrzykÃladowe rejestracje zAureol-3, wraz uÃlożeniem orbity i epicentrum pokazano na rysunku 1.5. Widać stopniowenarastanie amplitudy sygnaÃlu, pomi ↪edzy 20:48 a 21:12.

Innego rodzaju anomalie, zarejestrowano dzi ↪eki satelitarnym badaniom w podczer-wieni. Dzi ↪eki zastosowaniu tej techniki, uzyskano termiczny obraz terenu wokóÃl mia-sta Kobe [Rys.1.6], z godziny 23:09:08, 8 stycznia 1995 roku, 8 dni później, miejsce tonawiedziÃlo trz ↪esieni o magnitudzie 6.9 stopni w skali Richtera. Uwag ↪e zwrócono, napodwyższon ↪a temperatur ↪e wokóÃl ogniska oraz dodatkowo odnotowano wzmożon ↪a emisj ↪eradonu.

1.2 Próby tÃlumaczenia mechanizmów zjawisk. Hipotezy

Opisane powyżej obserwacje, w literaturze s ↪a przedstawiane jako efekty oddziaÃlywaniasejsmiczno-jonosferycznego, poniżej, w skrócie przedstawiono mechanizmy nimi rz ↪adz ↪ace.

Impulsem daj ↪acym pocz ↪atek wszelkim niestabilnościom, s ↪a emisje gazów szlachetnych,

9

Rys. 1.5: Rejestracje z satelity Aureol-3. Wa-riacje nat ↪eżenia pola elektrycznego, mierzonegoprzy cz ↪estości 72 Hz. Na osi poziomej zazna-czono czas, na osi pionowej nat ↪eżenie pola elek-trycznego [V/m].

Rys. 1.6: Obraz w podczerwieni wokóÃl Kobe.Zarejestrowany przez satelit ↪e NOOA-12, 8 Jan.1995, 23:09:08 GMT. BiaÃlym krzyżykiem zazn-czono lokalizacj ↪e trz ↪esienia, a strzaÃlkami wska-zano miejsca o podwyższonej temperaturze.

Rysunek 1.7: Instrument pomiarowy ICE Rysunek 1.8: Instrument pomiarowy IMSC

10

takich jak na przykÃlad radon, w obszarze ogniska trz ↪esienia. Wyróżnia si ↪e trzy odr ↪ebnekanaÃly, które mog ↪a prowadzić do anomalii w jonosferze:

• chemiczny,• akustyczny - mechaniczny,• elektromagnetyczny - elektrodynamiczny.• bezpośrednia emisja do jonosfery.

Jednak cech ↪a wspóln ↪a, jest fakt, że zaburzona zostaje równowaga chemiczna - zmianomulega skÃlad powietrza, i fizyczna - zwi ↪eksza si ↪e przewodnictwo elektryczne, co jedno-cześnie oddziaÃlywuje na procesy jonizacyjne. Uwalniane gazy, odpowiadaj ↪a za zmianycísnienia, co wywoÃluje drobne ruchy powietrza i turbulencje, które mog ↪a wzbudzić faleakustyczno-grawitacyjne. Koncepcja dotycz ↪aca emisji elektromagnetycznych, może miećpodwójn ↪a natur ↪e. Z jednej strony badania laboratoryjne wykazaÃly, że gdy skaÃly podda-wano silnemu ściskaniu i napr ↪eżeniom podobnym do tych które maj ↪a miejsce w strefachsejsmicznych, obserwowano bÃlyski. Z drugiej strony gdy równowaga w atmosferze nadobszarem trz ↪esienia ulega zaburzeniu, wówczas zmiany w przewodnictwie elektrycznymmog ↪a także prowadzić do emisji elektromagnetycznych.

1.3 Charakterystyka aparatury pomiarowej

W niniejszej pracy, do analizy wykorzystano dane zarejestrowane przez dwa, z pi ↪eciuzamontowanych na pokÃladzie DEMETER, instrumentów pomiarowych: ICE - ukÃladudo pomiaru pola elektrycznego [Rys.1.7], IMSC - magnetomteru do badania zmiennegopola magnetycznego [Rys.1.8]. ICE skÃlada si ↪e z czterech sferycznych sensorów, umo-cowanych na końcach anten. Przez odpowiednie ustawienie anten wyznacza si ↪e ukÃladwspóÃlrz ↪ednych, w którym mierzone s ↪a skÃladowe pola elektrycznego. Pomiar polega nazmierzeniu, różnicy potencjaÃlów pomi ↪edzy dwoma czujnikami, przy czym każda dowolnapara, może być wybrana do ustawienia osi ukÃladu wspóÃlrz ↪ednych. Magnetometr IMSCzbudowano z trzech solenoidów, o ortogonalnych osiach. W tabeli (1.1), zestawiono prze-dziaÃly mierzalności podstawowych parametrów plazmy.

zakres cz ↪estości, pole B 10Hz ÷ 20kHzzakres cz ↪estości, pole E DC ÷ 20 MHzczuÃlość IMSC 10−5nT/

√Hz dla 1 kHz

czuÃlość ICE 0.2µV/√

Hz dla 500 kHzkoncentracja jonów 5 · 102 ÷ 5 · 106[j/cm3]temperatura jonów 1000K ÷ 5000Kkoncentracja elektronów 102 ÷ 5 · 106[e/cm3]temperatura elektronów 500K ÷ 3000K

Tablica 1.1: Zestawienie zakresów mierzonych charakterystycznych parametrów plazmy kosmicznej.

Należy wspomnieć, że przeprowadzona dalej analiza, nie obejmuje peÃlnych zakresówcz ↪estości, a stanowi jedynie ich cz ↪eść, tzn. dane zawieraj ↪a spektrum z przedziaÃlu 10 kHz -20 kHz. TÃlumaczy si ↪e to faktem, że szereg zjawisk, jakich dotycz ↪a obserwacje, zachodzi wpewnych charakterystycznych zakresach. Dlatego też dla Ãlatwiejszej klasyfikacji i dalszejobróbki technicznej, dane zostaÃly podzielone. Proces zbierania danych, odbywa si ↪e w

11

dwóch modach: tzw. ,,survey” oraz ,,burst”. Różni ↪a si ↪e one mi ↪edzy sob ↪a próbkowaniem,w przypadku pierwszym wynosi ono 21 kb/s, natomiast w drugim 1.7 Mb/s. Jak jużwspomniano, analiza dotyczy spektrum, dla jednej ze skÃladowych pola, ale zainstalowanaaparatura dostarcza również dane w postaci:

• 2 mody pracy:– formy falowe 3 skÃladowych pola elektrycznego, w przedziale cz ↪estości do 15 Hz;

– formy falowe 2 skÃladowych pola elektrycznego i magnetycznego, w przedzialecz ↪estości do 17 kHz;

– spektrum jednej skÃladowej pola elektrycznego, w przedziale cz ↪estości do 3.5MHz;

• wolny mod pracy:– formy falowe 6 skÃladowych pola elektrycznego i magnetycznego, w przedziale

cz ↪estości do 1 kHz - wolny mod.

12

RozdziaÃl 2

Jonosfera - bliższe spojrzenie

Jonosfera jest tym obszarem, w którym przeprowadzany jest eksperyment DEMETER,zatem na pocz ↪atku należy podać jej ogóln ↪a charakterystyk ↪e i zdefiniować procesy fizycznetam zachodz ↪ace.

2.1 Ogólna charakterystyka jonosfery

Zgodnie z definicj ↪a, jonosfera to obszar atmosfery, gdzie wskutek procesów jonizacyjnych,istnieje znacz ↪aca liczba wolnych elektronów i dodatnio naÃladowanych jonów, b ↪ed ↪acych wrównowadze, co w efekcie daje neutralność elektryczn ↪a. Dzi ↪eki obecności jonów i elek-tronów, jonosfera jest ośrodkiem przewodz ↪acym, odbijaj ↪acym fale radiowe, propaguj ↪acesi ↪e w falowodzie Ziemia-jonosfera. Historia badań jonosfery, ma swój ścisÃly zwi ↪azek z roz-wojem komunikacji radiowej. Pierwsz ↪e wzmianki, o tym, że w jonosferze można wyróżnićwarstwy o różnym przewodnictwie elektrycznym, pochodz ↪a z XIX wieku, ale prawdziwyrozwój tej teorii, zawdzi ↪ecza si ↪e Marconiemu. W 1901 roku przeprowadziÃl on trans-atlantycki eksperyment, w którym drog ↪a radiow ↪a poÃl ↪aczyÃl Kornwali ↪e, z kanadyjsk ↪a pro-wincj ↪a Now ↪a Fundlandi ↪a. Po tym eksperymencie Kennelly i Heaviside, zasugerowali, że zewzgl ↪edu na krzywizn ↪e Ziemi, fale nie mogÃly propagować si ↪e bezpośrednio przez Atlantyk,ale musiaÃly zostać odbite. Termin ,,jonosfera”, autorstwa Sir Roberta Watsona, zostaÃlwprowadzony do użytku w 1932. Dla lepszego zrozumienia struktury jonosfery, należybliżej przyjrzeć si ↪e procesom chemicznym i fizycznym, w niej zachodz ↪acym.

2.2 Warstwowa struktura atmosfery

Jonosfera, stanowi ↪aca górn ↪a cz ↪eść atmosfery, wykazuje pionow ↪a struktur ↪e. KoncentracjaskÃladników atmosfery ksztaÃltuje si ↪e lokalnie w wyniku dziaÃlania procsów dwóch typów- produkcji i transportu. Za produkcj ↪e odpowiadaj ↪a reakcje chemiczne i przemiany fa-zowe, za transport - unoszenie przez uporz ↪adkowane ruchy powietrza, mieszanie wyni-kaj ↪ace z różnoskalowych chaotycznych ruchów oraz dyfuzja molekularna. Do wysokości50-60 kilometrów, otoczenie jest dość jednorodne pod wzgl ↪edem gÃlównych skÃladników(N2, O2, Ar), co świadczy o dominacji mechanizmu mieszania, powyżej tej wysokości,rol ↪e zaczynaj ↪a odgrywać procesy dysocjacji i rekombinacji. Promieniowanie sÃloneczne,promieniowanie kosmiczne i pyÃl kosmiczny powoduj ↪a cz ↪eściow ↪a jonizacj ↪e wyst ↪epuj ↪acychtam cz ↪astek, gÃlównie N2, O2, O. Wskutek czego, znajduj ↪acy si ↪e tam gaz jest miesza-nin ↪a jonów, elektronów oraz cz ↪astek neutralnych. Zderzenia mi ↪edzy jonami prowadz ↪a do

13

rekombinacji i powrotu w neutralne cz ↪astki. W wyniku oddziaÃlywań ilość elektronów wjednostce obj ↪etości nie ulega zmianie, pod warunkiem, że wydajność procesów fotojoniza-cji i rekombinacji jest taka sama. Gdy równość taka nie zachodzi, tworz ↪a si ↪e charaktery-styczne warstwy o różnej zawartości jonów. Rysunek 2.2 przedstawia charakterystycznypionowy profil z wyszczególnionymi czterema ważnymi regionami (Tablica:2.1). Stopień

Region Wysokość [km] G ↪estość elektronów[cz.m3 ]

D 60-90 108 − 1010E 105 - 160 1011

F1 160 - 180 1011 − 1012F2 maksimum osi ↪aga dla okoÃlo 300 10

12

Tablica 2.1: Charakterystyka warstw jonosfery

jonizacji zależy zarówno, od intensywności i dÃlugości fali padaj ↪acego promieniowania, atakże od skÃladu atmosfery. Należy też podkreślić, że struktura, rejestrowana w ci ↪agudnia, jest inna od tej rejestrowanej noc ↪a. Na rysunku 2.1 przedstawiono uśrednionyprofil koncentracji elektronowej i porównano go z wykresem, obrazuj ↪acym koncentracj ↪e,przy różnych porach doby, a także przy różnej aktywności SÃlońca [Rys.2.2]. Wniosek jestnast ↪epuj ↪acy: różnica mi ↪edzy g ↪estości ↪a w dzień i w nocy, rośnie wraz z wysokości ↪a, i takna wysokości 200 kilometrów, g ↪estość dzienna jest póÃltora raza wi ↪eksza od nocnej, alena wysokości 600 kilometrów, jest 8-10 razy wi ↪eksza. Podobnie zmienia si ↪e temperatura,ale tu różnice nie s ↪a już tak znacz ↪ace, maksymalnie do 50% wartości. Ze wzgl ↪edu nawysokość na której kr ↪aży DEMETER, bardziej istotne jest zachowanie jonosfery na wy-sokości powyżej 300 kilometrów. Tam temperatura w niewielkim stopniu zależy od porydnia, a bardziej od aktywności SÃlońca. Jonizuj ↪ace promieniowanie sÃloneczne dociera docoraz gÃl ↪ebszych warstw atmosfery, napotykaj ↪ac na swojej drodze coraz wi ↪eksz ↪a liczb ↪ecz ↪astek i atomów neutralnych zdolnych do jonizacji, zatem liczba utworzonych jonówi uwolnionych elektronów, rośnie z gÃl ↪ebokości ↪a wnikania. Jednocześnie promieniowaniejest absorbowane, ponieważ energia w czasie jonizacji jest tracona przy pokonywaniu siÃlwi ↪aż ↪acych elektrony w powÃlokach.

W chemicznym skÃladzie jonosfery, do wysokości 200 km dominuje molekularny tlen(O2) oraz azot (N2), powyżej 200 kilometrów wyst ↪epuje tlen atomowy (O), a od 600kilometrów dominuj ↪acymi skÃladnikami s ↪a: wodór (H) oraz hel (He).

Na rysunku 2.2 dodatkowo uwzgl ↪edniono profil temperaturowy, z którego widać, że nadolnej granicy jonosfery wyst ↪epuje lokalne maksimum temperatury - okoÃlo 400 K. Wyżejtemperatura spada, osi ↪agaj ↪ac na wysokości 80 km 200 K, po czym znów zaczyna rosn ↪aćdo ponad tysi ↪aca kelwinów. W 1931 roku, S. Chapman scharakteryzowaÃl jonosfer ↪e jakoośrodek, którego skÃlad różni si ↪e w ci ↪agu doby, dodatkowo ma budow ↪e warstwow ↪a, którawynika z różnej g ↪estości elektronów. ZaproponowaÃl, aby liczb ↪e swobodnych elektronówpowstaj ↪acych w ci ↪agu jednej sekundy w jednostkowym elemencie obj ↪etości wyrazić wzo-rem:

q = σn(A)I, (2.1)

gdzie I wyraża malej ↪ace z gÃl ↪ebokości ↪a nat ↪eżenie promieniowania, n(A) - g ↪estość cz ↪astekzdolnych do jonizacji, σ - wspóÃlczynnik proporcjonalności. Najwydajniejszymi mechani-zmami odpowiedzialnymi za utrat ↪e swobodnych elektronów s ↪a:

• rekombinacja z jednoczesnym wypromieniowaniem kwantu energii:A+ + e− −→ A + hν, (2.2)

14

Rysunek 2.1: Pionowy profil jonosfery dlag ↪estości elektronowej. Na wykresie pokazane s ↪aróżnice mi ↪edzy profilami, w zależności od ak-tywności sÃlonecznej i pory dnia.

Rysunek 2.2: Pionowy profil jonosfery. Profil tempe-ratury - czerwona krzywa. Średni profil koncentracjielektronów - niebieska krzywa.

• wi ↪azanie elektronów z neutralnymi atomami lub cz ↪asteczkami w ujemne jony.O2 + e

− −→ O−2 + hν, (2.3)O + e− −→ O− + hν, (2.4)

• rekombinacja z udziaÃlem cz ↪astek neutralnych:O+ + O2 −→ O+2 + O, (2.5)O+2 + e

− −→ O + O. (2.6)Jonosfera jest obszarem podlegaj ↪acym dość dynamicznym zmianom, które s ↪a na przykÃladkonsekwencj ↪a zmian dobowych. Warstwy D i F1 noc ↪a zanikaj ↪a, warstwa E ulega silnemuosÃlabieniu, natomiast F2 doznaje mocnego zredukowania g ↪estości. Interesuj ↪acym jestfakt, że warstwa F1 wyst ↪epuje tylko latem.

Warstwa D

Najniżej poÃlożona warstwa jonosfery, rozci ↪agaj ↪aca si ↪e na wysokości 60-90 km, z maksi-mum g ↪estości na wysokości okoÃlo 75 km. Warstwa ta powstaje na skutek fotojonizacjitlenku azotu(II) NO przez promieniowanie ultrafioletowe o dÃlugości fali 121,5 nm. Do-datkowo, gdy SÃlońce ma duż ↪a aktywność (ponad 50 plam sÃlonecznych) twarde promie-niowanie X (o dÃlugości fali poniżej 1 nm) jonizuje skÃladniki powietrza (N2, O2). G ↪estośćelektronowa jest wzgl ↪ednie niska i wynosi od 2 · 108e−/m3 do 7 · 108e−/m3, przy czym,analizuj ↪ac wykres 2.2 można zauważyć, że noc ↪a g ↪estość maleje o jeden rz ↪ad wielkości, jak

15

widać najwi ↪eksza jest w poÃludnie. Po zachodzie SÃlońca warstwa znacznie si ↪e zmniejsza iistnieje tylko dzi ↪eki obecności galaktycznego promieniowania kosmicznego. Niska wartośćjonizacji powoduje, że warstwa ta nie odbija fal radiowych. Warstwa D jest gÃlównie od-powiedzialna za absorpcj ↪e fal krótkich, szczególnie poniżej 10 MHz, z coraz mniejszympochÃlanianiem przy wzroście cz ↪estości. Absorpcja jest niewielka w nocy i najwi ↪ekszaokoÃlo poÃludnia. Typowym przykÃladem dziaÃlania warstwy D jest zanik odbioru dalekichradiowych stacji średniofalowych w ci ↪agu dnia.

Warstwa E

Warstwa ta poÃlożona jest na wysokości od 90 do 120 km i charakteryzuje j ↪a maksymalnag ↪estość elektronowa od 4 · 1010e−/m3 do 1, 2 · 1011e−/m3. Jonizacj ↪e, gÃlównie cz ↪asteczektlenu, powoduje tutaj mi ↪ekkie promieniowanie X (1-10 nm) i daleki ultrafiolet promienio-wania sÃlonecznego. Warstwa ta odbija jedynie fale radiowe o cz ↪estości mniejszej niż10 MHz. Jej negatywny wpÃlyw na cz ↪estości powyżej 10 MHz wynika z cz ↪eściowegopochÃlaniania krótszych fal w tej warstwie. Zjawiskiem zwi ↪azanym z zakÃlóceniami war-stwy E jest powstawanie sporadycznej warstwy Es. Bliższe omówienie tego zagadnienia,znajduje si ↪e w rozdziale poświ ↪econym zaburzeniom jonosfery.

Warstwa F

Warstwa ta wyst ↪epuje na wysokości od 120 do 400 km, gdzie promieniowanie ultrafio-letowe SÃlońca z zakresu 10-100 nm jonizuje tlen atomowy (O). Warstwa F ma dużeznaczenie w propagacji fal radiowych i umożliwia dalekie Ãl ↪aczności w paśmie fal krótkich.W ci ↪agu dnia wyróżnia si ↪e w niej dwie warstwy o różnej g ↪estości elektronowej nazwaneF1 i F2. Warstwa F1 w mniejszym stopniu zależy od pory roku, ale podobnie jak warstwaE zanika po zachodzie sÃlońca. Warstwa F2 jest trwaÃla i w nocy nie zanika, zmienia si ↪ejedynie wysokość jej poÃlożenia, a także maleje g ↪estość elektronowa, przy czym dla F1maksimum osi ↪aga przy 4 · 10e−/m3, natomiast F2 przy 2 · 1012e−/m3.

2.3 Fale elektromagnetyczne w jonosferze

WÃlaściwości fizyczne i procesy zachodz ↪ace w przestrzeni okoÃloziemskiej, maj ↪a niew ↪atpliwiewpÃlyw na rozchodzenie si ↪e fal elektromagnetycznych, w tym fal radiowych. Promieniowa-nie elektromagnetyczne emitowane w przestrzeni okoÃloziemskiej, niezależnie od tego, czyjest pochodzenia naturalnego, (np. bÃlyskawice w czasie burz), czy też sztucznie wygene-rowane przez czÃlowieka za pomoc ↪a nadajników, propaguje si ↪e w bardzo różnoraki sposóbulegaj ↪ac:

• odbiciu,• refrakcji,• dyfrakcji,• interferencji.

Na sposób propagacji, wpÃlyw maj ↪a cz ↪estości emitowanych sygnaÃlów. Uogólniaj ↪ac, faleradiowe mog ↪a być tÃlumione i rozpraszane, w stopniu zależnym od zakresu. Badaj ↪acpropagacj ↪e fal elektromagnetycznych w obszarze do wysokości 300 km, cz ↪esto mówi si ↪e opropagacji w falowodzie Ziemia - jonosfera.

16

Rysunek 2.3: Model falowodu Ziemia-jonosfera i charakterystyczne fale elektromagnetyczne.

2.3.1 Propagacja w falowodzie Ziemia - jonosfera

Ze wzgl ↪edu na niewielk ↪a mas ↪e, jedynie swobodne elektrony wpÃlywaj ↪a na propagacj ↪e falelektromagnetycznych. W ośrodku zjonizowanym, fala może si ↪e rozchodzić pod warun-kiem, że jej cz ↪estość przekracza cz ↪estość krytyczn ↪a:

fkr[MHz] = 8.98 · 10−3√

N, (2.7)

gdzie N jest koncentracj ↪a elektronów wyrażon ↪a w 1/cm3. Fale o cz ↪estości, niższej niż

fkr w takim ośrodku zostan ↪a odbite w kierunku Ziemi. Na rysunku 2.3 przedstawionoschematycznie propagacj ↪e w falowodzie Ziemia-jonosfera.

Można zadać pytanie, dlaczego mówi si ↪e o falowodzie. Otóż doln ↪a warstw ↪e atmos-fery w przybliżeniu można uznać za dielektryk bez strat, natomiast górna, jonosfera,posiada wÃlaściwości ośrodka póÃlprzewodnikowego. Fala radiowa, dobiegaj ↪ac do cz ↪astkinaÃladowanej, wzbudza oscylacje, które przez ruch absorbuj ↪a energi ↪e elektromagnetyczn ↪az fali i wypromieniowuj ↪a j ↪a. Zgodnie z pokazanym schematem [Rys.2.3] sygnaÃl wyemito-wany z nadajnika naziemnego, przechodzi przez atmosfer ↪e i zaczyna penetrować wyższepartie przestrzeni okoÃloziemskiej. W zależności od k ↪ata pod jakim zostaÃl wyemitowanysygnaÃl, b ↪edzie docieraÃl na różne odlegÃlości. K ↪at wypromieniowania, osi ↪aga wartość kry-tyczn ↪a, gdyż fala po wyemitowaniu odbiÃla si ↪e od jonosfery i wróciÃla w najbliższej, możliwejodlegÃlości, przy przekroczeniu wartości k ↪ata krytycznego, fala przenika prze jonosfer ↪e ipentruje jej warstwy. Propagacja dÃlugozasi ↪egowa jest możliwa dla k ↪atów mniejszych odkrytycznego. Jednak przy bardzo maÃlym k ↪acie emisji, powstaje fala przyziemna, a jejzasi ↪eg jest najmniejszy.

Propagacja odbywa si ↪e po różnych trajektoriach. SygnaÃl ulegaj ↪acy jednokrotnemuodbiciu, nazywany jest one-hop, podwójnemu two-hop, przy wielokrotnym odbiciu mówisi ↪e o multihop. Fale dÃlugie, w paśmie VLF (Very Low Frequency, (10-30) kHz), w wy-niku bardzo maÃlego tÃlumienia Ziemi oraz dużej dyfrakcji, rozchodz ↪a si ↪e w postaci falpowierzchniowych na duże odlegÃlości w sferycznym falowodzie, jednak już w odlegÃlości1000-2000 km od nadajnika nat ↪eżenie pola fali jonosferycznej przewyższa nat ↪eżenie polafali powierzchniowej. Fale tego typu s ↪a odbijane od warstw jonosfery o bardzo niskimpoziomie g ↪estości elektronowej, nawet burze magnetyczne nie maj ↪a wielkiego wpÃlywu izdarza si ↪e, że w czasie wzmożonej aktywności sÃlonecznej, stanowi ↪a gÃlówne pasmo dlakomunikacji radiowej. Czynnikami wpÃlywaj ↪acymi na fale dÃlugie s ↪a wszelkiego rodzajuzaburzenia atmosferyczne, które mog ↪a zakÃlócać i modulować propaguj ↪ace si ↪e fale.

17

Rysunek 2.4: Zależność n2 = L od cz ↪estości. Po-laryzacja lewoskr ↪etna. ,,Introduction to PlasmaPhysics” D.A. Gurnett, A. Bhattacharjee, Cam-bridge University Press, 2005. str.101

Rysunek 2.5: Zależność n2 = R od cz ↪estości.Polaryzacja prawoskr ↪etna. ,,Introduction to Pla-sma Physics” D.A. Gurnett, A. Bhattacharjee,Cambridge University Press, 2005. str.99

2.4 Propagacja równolegÃla do pola magnetycznego

Jonosfera, jako ośrodek zjonizowany, wykazuje takie same wÃlaściwości jak plazma, do-datkowo podlega dziaÃlaniu ziemskiego pola magnetycznego. Można zatem rozważyćpropagacj ↪e fali elektromagnetycznej, w plazmie o jednorodnej g ↪estości, umieszczonej wzewn ↪etrznym polu o indukcji magnetycznej B. Tematem pracy nie jest jednak analizarozwi ↪azań równań opisuj ↪acych zachowanie plazmy jonosferycznej, dlatego też skoncen-trujemy si ↪e na istotnych wynikach. Fale elektromagnetyczne, mog ↪a wzbudzać drgania ocharakterystycznych cz ↪estościach, propaguj ↪ace si ↪e wdzÃluż linii pola magnetycznego. Gdyfala spolaryzowana jest lewoskr ↪etnie (L), cz ↪estość drgań wyraża si ↪e nast ↪epuj ↪aco:

ωL=0 = −| ωc |2

+

√(ωc2

)2 + ω2p, (2.8)

natomiast przy polazryzacji prawoskr ↪etnej (R):

ωR=0 =| ωc |

2+

√(ωc2

)2 + ω2p. (2.9)

Cz ↪estości wzbudzanych drgań wyrażono, przez podstawowe cz ↪estości oscylacji, plazmow ↪aωp :

ω2p =n0e

2

²0m(2.10)

i cyklotronow ↪a ωce :

ωce =eB

m, (2.11)

(we wzorach na cz ↪estość plazmow ↪a i elektronow ↪a, w zależności od rodzaju cz ↪astek - jonówlub elektronów, wstawia si ↪e odpowiednie m, e i n). Graficzne rozwi ↪azanie równań pla-zmowych, zestawiono na rysunkach [2.4, 2.5] Szczególnie interesuj ↪ace zjawisko, możnazaobserwować w jonosferze, gdy spolaryzowana prawoskr ↪etnie fala, wzbudza drgania ocz ↪estościach dostatecznie maÃlych w porównaniu z elektronow ↪a cz ↪estości ↪a cyklotronow ↪a.Ten niskocz ↪estościowy mod, na rysunku 2.5 podpisany jako whistler mode, odpowiedzialnyjest za świsty jonosferyczne. Zjawisko to po raz pierwszy zaobserwowali telegrafiści w

18

Rys. 2.6: Schemat propagacji fal wzdÃluż pola linipola magnetycznego. Na rysunku uwzgl ↪ednionopunkt sprz ↪eżony do punktu, w którym nast ↪apiÃlowyÃladowanie atmosferyczne.

Rys. 2.7: Spektrogram pzedstawiaj ↪acy świsty za-rejestrowane przez satelit ↪e DEMETER. Poziomelinie przedstawiaj ↪a sygnaÃl emitowany przez na-dajnik naziemny, natomiast zakrzywione pio-nowe struktury, to świsty. Orbita: 015471,czas: 16.10.2004.20:55:16 UT, wspóÃlrz ↪edne geo-graficzne: 43.2 N, 11.8 E. (Ferencz, 2006)

czasie I wojny światowej, kiedy posÃlugiwano si ↪e systemami Ãl ↪aczności pracuj ↪acymi nacz ↪estościach okoÃlo 10 kHz. ZdarzaÃlo im si ↪e sÃlyszeć krótkotrwaÃle sygnaÃly na wysokiejcz ↪estości, która z czasem malaÃla. Wówczas s ↪adzono, że to modyfikowane odgÃlosy, przela-tuj ↪acych pocisków artyleryjskich, zmodyfikowane efektem Dopplera. Z czasem, okazaÃlosi ↪e, że za przyczyn ↪e ich powstawania, odpowiedzialny jest piorun, który uderzaj ↪ac wziemi ↪e generuje impuls fal elektromagnetycznych o szerokim widmie cz ↪estości, który podotarciu do jonosfery wzbudza tam opisywany mod.

Mod ten propaguje si ↪e wzdÃluż linii pola magnetycznego, do punktu na drugiej póÃlkuli,w którym linia pola wyÃlania si ↪e z jonosfery, jest to tak zwany punkt sprz ↪eżony. Sche-mat propagacji, wzdÃluż linii pola magnetycznego pokazano na rysunku 2.6. Cz ↪eść energiimodu przenika przez granic ↪e jonosfery i dociera do Ziemi w postaci fali elektromagne-tycznej, gdzie obserwowana jest jako świst. Równocześnie cz ↪eść impulsu ulega odbiciuod jonosfery i b ↪edzie rozchodzić si ↪e wstecz do punktu startowego, gdzie ponownie ulegniecz ↪eściowemu odbiciu i ponownie pojawi si ↪e w rejonie odbiornika, tam zostanie zareje-strowana jako drugi impuls. Czasami, z jednego pocz ↪atkowego impulsu, możliwe jestodebranie nawet pi ↪eciu świstów o coraz mniejszych amplitudach. Także za pomoc ↪a sa-telity DEMETER udaÃlo si ↪e zarejestrować świsty jonosferyczne, a przykÃlad spektrogramuprzedstawiony na jest rysunku 2.7.

19

RozdziaÃl 3

Zmiany g ↪estości elektronowej wjonosferze

Istnienie jonosfery jest ścísle zwi ↪azane ze SÃlońcem, natomiast zmiany jakie można w niejobserwować, wynikaj ↪a bezpośrednio z istnienia cyklu sÃlonecznego i aktywności SÃlońca. Zewzgl ↪edu na zÃlożoność warstw jonosferycznych, dla peÃlnego opisu można byÃloby wykorzy-stać wiele parametrów, jednak tym najważniejszym jest g ↪estość elektronowa. Wahaniawartości g ↪estości elektronowej rzutuj ↪a na dalszy przebieg procesów zachodz ↪acych w jonos-ferze, wskazuj ↪ac na szereg zmian i zaburzeń. Generalnie zaburzenia jonosferyczne możnapodzielić na dwie grupy:

• te, które s ↪a mniej lub bardziej regularne, uporz ↪adkowane, pojawiaj ↪ace si ↪e cyklicznie,możliwe do przewidzenia,

• te nieregularne, jak bańki plazmowe, czy też rozszerzanie si ↪e i scyntylacje warstwyF , b ↪ed ↪ace konsekwencj ↪a niestabilności plazmowych.

Dodatkowo możliwa jest ich klasyfikacja ze wzgl ↪edu na rozkÃlad geograficzny. Na maÃlychszerokościach geograficznych wartość nmax jest wi ↪eksza niż na dużych, co jest zrozu-miaÃle, jeżeli weźmiemy pod uwag ↪e fakt, że za stan jonosfery odpowiada energia emito-wana przez SÃlońce. W strefie równikowej można wyróżnić dwa rozci ↪agaj ↪ace si ↪e wzdÃlużrównoleżników, pofalowane pasy o podwyższonej g ↪estości elektronowej, które odpowia-daj ↪a anomalii równikowej. Uśrednion ↪a map ↪e rozkÃladu g ↪estości elektronowej z wyraźniezaznaczon ↪a anomali ↪a równikow ↪a, przedstawia rysunek 3.1. Aby zrozumieć proces gene-racji zaburzeń jonosferycznych i rozkÃlad g ↪estości elektronów, należy pami ↪etać o pr ↪adachgenerowanych w jonosferze. Ruch cz ↪astek naÃladowanych zależy od rodzaju tych cz ↪astek,ale także od wiatrów w neutralnej atmosferze, wynikaj ↪acych z pÃlywów atmosferycznych.W poprzek linii siÃl, wraz z wiatrem neutralnym poruszaj ↪a si ↪e jony, natomiast elektronyprawie wcale nie oddziaÃlywuj ↪a z atmosfer ↪a neutraln ↪a. Taka sytuacja prowadzi do po-wstania pola elektrycznego polaryzacji i w konsekwencji, pr ↪adu elektrycznego. Efekt ten,określany jest mianem dynama jonosferycznego. Kierunek pr ↪adów jonosferycznych, naobu póÃlkulach jest przeciwny, a pr ↪ad pÃlyn ↪acy wzdÃluż równika, zwany elektrostrug ↪a, jestbardzo silny.

20

Rysunek 3.1: Globalna mapa średniej g ↪estości elektronowej (TEC). Dwa pasy o znacznie podwyższonejg ↪estości elektronowej to anomalia równikowa. http://iono.jpl.nasa.gov/gim-demo.html.

3.1 Zaburzenia regularne

Można wyróżnić kilka rodzajów zaburzeń o charakterze powtarzalnym i pogrupować jewedÃlug cykli w jakich wyst ↪epuj ↪a: zaburzenia dobowe, sezonowe, dwudziestosiedmio-dniowe i jedenastoletnie. DÃlugookresowe zmiany, jako konsekwencja zmian źródÃla jo-nizacji, powi ↪azane s ↪a cyklem sÃlonecznym i zmianami w polu magnetycznym SÃlońca.Cykliczność roczna, a także krótsza jest cech ↪a charakterystyczn ↪a zaburzeń sezonowych.Wśród zmian sezonowych, wyodr ↪ebniono: Ãlagodne, wynikaj ↪ace z równowagi mi ↪edzy pro-dukcj ↪a i ubytkiem plazmy oraz z wiatrów termosferycznych i pola elektrycznego, a takżete bardziej gwaÃltowne. Do nich przyczyniaj ↪a si ↪e zmiany skÃladu chemicznego termosferyw czasie burz jonosferycznych, lub w ↪edruj ↪ace, w postaci fali lub ,,zmarszczki” w g ↪estościelektronów, zaburzenia jonosferyczne TID (traveling ionospheric disturbances), propa-guj ↪ace si ↪e horyzontalnie. Zaburzenia TID maj ↪a okres okoÃlo 2 godzin, powstaÃle w wynikuoddziaÃlywania na skÃladow ↪a zjonizowan ↪a fal akustyczno-grawitacyjnych wyst ↪epuj ↪acych wneutralnej atmosferze. Wyróżnia si ↪e dwa typy tego rodzaju zaburzeń:

• wielkoskalowe - przesuwaj ↪ace si ↪e od bieguna w stron ↪e równika; tworz ↪ace si ↪e dzi ↪ekipr ↪adom w strefie zorzowej, odlegÃlość mi ↪edzy dwoma s ↪asiednimi grzbietami ,,zmarszczki”wynosi blisko 1000 kilometrów;

• średnioskalowe - o dÃlugości fali rz ↪edu kilkuset kilometrów, wynikaj ↪ace z aktywnościburzowej.

Najkrótsz ↪a okresowość wykazuj ↪a zmiany dobowe, jednak nie s ↪a one spowodowanewyÃl ↪acznie zmiennym skÃladem chemicznym w ci ↪agu dnia i nocy, ale również wynikaj ↪a zprocesów dynamicznych. Zasadniczo dzienna g ↪estość elektronowa jest wi ↪eksza niż nocna,ale nawet po zachodzie SÃlońca, mimo, że nie zachodz ↪a juz procesy jonizacyjne, nie spadaona gwaÃltownie.

21

3.2 Zaburzenia nieregularne

Problem z zaburzeniami nieregularnymi to przede wszystkim brak możliwości ich prze-widywania. Cz ↪esto za nieregularności odpowiedzialne s ↪a niestabilności plazmowe, któredzi ↪eki obecności pr ↪adów pÃlyn ↪acych w poprzek linii siÃl pola magnetycznego, wytwarzaj ↪aspolaryzowane pole elektromagnetyczne. Prowadzi to do wzmacnienia już istniej ↪acychfluktuacji g ↪estości, a w konsekwencji do narastania niestabilności. Do zaburzeń nieregu-larnych należy równikowa rozproszona warstwa F . W warstwie tej, w wyniku odmiennychruchów elektronów i jonów, powstaje pr ↪ad elektryczny prostopadÃly do linii pola magne-tycznego:

j⊥ =en

κiBE +

en

νing⊥ × ẑ. (3.1)

Zjawisko to wyst ↪epuje po zachodzie SÃlońca, gdy jonosfera wyniesiona jest do dużychwysokości w pasie okoÃlorównikowym, do (10-15)◦ szerokości póÃlnocnej i poÃludniowej wewspóÃlrz ↪ednych geomagnetycznych. Na szerokościach (45-50)

◦ i wyższych zależność odczasu nie jest istotna. Na średnich szerokościach, mi ↪edzy tymi dwoma obszarami, rozpro-szona warstwa F wyst ↪epuje wzgl ↪ednie rzadko. W pewnych dÃlugościach geograficznych,rozproszona warstwa F jest zjawiskiem sezonowym. Na przykÃlad, na dÃlugościach odpo-wiadaj ↪acych oceanowi Atlantyckiemu zjawisko to obserwowane jest gÃlównie gdy na póÃlkulipóÃlnocnej jest zima. Nad Pacyfikiem wyst ↪epuje w czasie lata na póÃlkuli póÃlnocnej, a wIndiach i na poÃludnie od Japonii jest zjawiskiem wiosennym i jesiennym. Fluktuacjeg ↪estości s ↪a ścísle zwi ↪azane z polem elektrycznym polaryzacji i wyrażaj ↪a si ↪e nast ↪epuj ↪aco:

∂ni∂t

+5ni E × zB

= 0. (3.2)

(3.2) wynika z równania ci ↪agÃlości dla jonów:

∂ni∂t

+5 · (niv) = 0, (3.3)

oraz równania ci ↪agÃlości dla pr ↪adów:

5 · j = 0. (3.4)Wymieniane, dotychczas niestabilności maj ↪a charakter liniowy i zwykle rozwijaj ↪a si ↪e

poniżej maksimum g ↪estości elektronowej. Jednak przy omawianiu zaburzeń jonosfery,należy również pami ↪etać, że cz ↪eść niestabilności pocz ↪atkowo generowanych w dolnychpartiach jonosfery, ma tendencj ↪e do przemieszczania si ↪e ku jej górnym partiom i jakpotwierdzaj ↪a badania satelitarne, mog ↪a osi ↪agać wysokość nawet 1000 kilometrów, po-woduj ↪ac lokalne spadki g ↪estości elektronowej nawet o dwa rz ↪edy wielkości. Ponieważzjawisko to przypomina ruch b ↪abelków gazu w cieczy, określa si ↪e je mianem b ↪abli pla-zmowych.

3.3 Zaburzenia, a propagacja fal radiowych

Omawiane nieregularności jonosfery, maj ↪a charekter przestrzenny, a ich rozmiary wynosz ↪aod kilku centymetrów do kilkudziesi ↪eciu kilometrów. Takie nieregularności s ↪a przyczyn ↪adyfrakcji i rozpraszania fal, co prowadzi do fluktuacji amplitudy i fazy. PrzykÃladowo:pojawianie si ↪e rozproszonej warstwy F , zmienia moc fali radiowej przechodz ↪acej przez

22

jonosfer ↪e. Gdy fala radiowa, napotyka na swojej drodze obszar o podwyższonej g ↪estościelektronowej, wówczas pr ↪edkość fazowa fali zwi ↪eksza si ↪e. Scyntylacje, którym ulegaj ↪afale s ↪a odwrotnie proporcjonalne do cz ↪estości fali, a wi ↪ec im wyższa cz ↪estość, tym s ↪a onesÃlabsze. Najsilniej na zaburzenia jonosferyczne reaguj ↪a fale krótkie i ultrakrótkie (25-250MHz). NagÃle zaburzenia jonosferyczne SID (sudden ionospheric disturbances) oraz burzejonosferyczne mog ↪a doprowadzić nawet do caÃlkowitego wytÃlumienia sygnaÃlów radiowych,zwykle jednak przejawia si ↪e to zmniejszeniem zakresu cz ↪estości komunikacji radiowej nakorzyść najniższych wartości.

Ze wzgl ↪edu na istotny wpÃlyw burz magnetycznych, na propagacj ↪e fal elektromagne-tycznych, istotne jest obserwowanie ziemskiego otoczenia elektromagnetycznego. Do jegoopisu, stosuje si ↪e kilka parametrów, najbardziej rozpowszechnionymi w użyciu miaramidla ilościowej oceny zaburzeń geomagnetycznych w skali globalnej lub zaburzeń caÃlej ma-gnetosfery s ↪a indeksy Kp i Ap. W niniejszej pracy, znajduj ↪a si ↪e odwoÃlania do wartościindeksu Kp, który jest standaryzowanym indeksem K, uśrednionym z pomiarów dla 12lub 13 obserwatoriów geomagnetycznych, leż ↪acych pomi ↪edzy 44

◦ i 60◦ szerokości geogra-ficznej na póÃlkuli póÃlnocnej i poÃludniowej. Indeks K wyraża zmiany nat ↪eżenia ziemskiegopola magnetycznego odnotowane lokalnie i uśrednione dla czasu trzech godzin, odnoto-wanego w tzw. dniach spokojnych. Kp przyjmuje wartości od 0 do 9, przy czym Kpwi ↪eksze od 3

+ wskazuje na wzrost aktywności magnetycznej i możliwość wyst ↪apieniaburz jonosferycznych.

23

RozdziaÃl 4

Dane z eksperymentu DEMETER

4.1 Struktura zarejestrowanych danych

Do analiz wykorzystano dane z przedziaÃlu cz ↪estości od 10 kHz do 20 kHz, zawieraj ↪ace203 pr ↪ażki spektralne. Zwykle różnica cz ↪estości mi ↪edzy kolejnymi pr ↪ażkami spektrumwynosi 19.5 Hz, jednak ze wzgl ↪edu na luki w bazie danych, zamiast 512, dysponujemy203 elementami spektrum. Należy zaznaczyć, że luki nie s ↪a wynikiem dziaÃlania aparaturypomiarowej, ale konstrukcji bazy danych, któr ↪a utworzono pod k ↪atem listy nadajnikównaziemnych. Wykaz wszystkich nadajników znajduje si ↪e w Dodatku A.

Analiz ↪e prowadzono osobno dla póÃlorbit ,,dziennych” i ,,nocnych”. Tu należy uścíslićokreślenia umieszczone w cudzysÃlowach. Termin ,,orbita dzienna” dotyczy czasu uni-wersalnego (UT) i zgodnie z nim wszystkie rejestracje z tego typu orbit charakteryzuj ↪asi ↪e wi ↪ekszym poziomem szumów. W niniejszej pracy wi ↪ecej uwagi poświ ↪econo pomia-rom nocnym, gdyż maj ↪a naturalnie niższy poziom ,,smogu elektromagnetycznego”, comoże uÃlatwić wykrycie drobnych zaburzeń i anomalii pola elektromagnetycznego, którychźródÃla nie s ↪a zwi ↪azane ze SÃlońcem. Jednak żeby nazewnictwo orbit byÃlo zgodne z do-kumentacj ↪a do uzyskiwanych danych, powinno si ↪e mówić, że orbity ,,dzienne” to orbity,,skierowane ku górze”, a orbity ,,nocne” to orbity ,,skierowane w dóÃl”.

Zebrane pomiary dostarczyÃly informacji o globalnym obrazie promieniowania elektro-magnetycznego w zakresie 10 kHz - 20 kHz, dlatego odpowiednim sposobem do wizualiza-cji danych byÃlo stworzenie zbioru map dla wszystkich dost ↪epnych cz ↪estości i dla różnychprzedziaÃlów czasowych.

4.2 Wizualizacja zarejestrowanych danych

Sposób przedstawienia zarejestrowanych danych jest kluczowym punktem dla dalszychanaliz, jednak należy pami ↪etać, że ze wzgl ↪edu na zÃlożoność problemu trudno jest wprostokreślić jaka mierzalna wartość pozwoli na zdefiniowanie zwi ↪azku pomi ↪edzy zmianamirejestrowanymi w jonosferze, a efektami sejsmicznymi wyst ↪epuj ↪acymi na Ziemi. Zatemw pierwszym kroku należy zastanowić si ↪e nad zdefiniowaniem takiego parametru, którypomógÃlby w potwierdzeniu istnienia szukanej korelacji.

24

Rys. 4.1: Uniwersalna skala kolorystyczna dla map przedstawiaj ↪acych globalny rozkÃlad promieniowanialiczony wedÃlug paramteru S.

Rys. 4.2: Skala kolorystyczna dla map przedstawiaj ↪acych globalny rozkÃlad promieniowania dla mierzonejamplitudy pola elektrycznego. Obowi ↪azuje dla map w lewej kolumnie rysunków: 4.3, 4.4

4.2.1 Szukanie odpowiedniego parametru

W publikacji [Molchanov, 2006] zaproponowano formuÃl ↪e SNR (Signal to Noise Ratio)wyrażon ↪a wzorem:

SNR =2A(Fn)

A(Fn+1) + A(Fn−1), (4.1)

gdzie A(Fn) jest amplitud ↪a pr ↪ażka spektralnego o cz ↪estości Fn, natomiast A(Fn+1), A(Fn−1)to amplitudy s ↪asiednie. Taka metoda pozwala na pokazanie pewnego uśrednienia wobr ↪ebie wybranej cz ↪estości. Istotne jest, że zarejestrowane pomiary, wyrażaj ↪a zloga-rytmowane wartości, dlatego też w niniejszej pracy zaproponowano inn ↪a formuÃl ↪e, b ↪ed ↪ac ↪aróżnic ↪a dwóch s ↪asiednich amplitud, co odpowiada stosunkowi dwóch s ↪asiednich g ↪estościspektralnych A(Fn), A(Fn+1):

S =A(Fn)

A(Fn+1). (4.2)

SygnaÃl z nadajników naziemnych o maksymalnej intensywności jest oczywíscie widzianyna cz ↪estości charakterystycznej dla stacji, ale dodatkowo na cz ↪estościach pobocznych,mimo sÃlabszej intensywności też może być rejestrowany. Zatem gdyby wykreślono zależnośćamplitudy sygnaÃlu, w funkcji cz ↪estości, funkcja S w przybliżeniu powinna być opisanarozkÃladem Gaussa. Tak wi ↪ec zdefiniowanie parametru, wedle wzoru (4.2) pozwala znaleźćprzedziaÃly kiedy sygnaÃl narasta i kiedy maleje, a rozkÃlad kolorów (4.3) zgodny z uiwer-saln ↪a legend ↪a na rysunku 4.1, uÃlatwia czytelnikowi analiz ↪e:

A(Fn+1)

A(Fn)=

{A(Fn+1) < A(Fn) barwy od granatowej do jasnozielonejA(Fn+1) > A(Fn) barwy od jasnozielonej do czerwonej.

}(4.3)

Żeby zaprezentować różnic ↪e mi ↪edzy map ↪a wykreślan ↪a na podstawie amplitudy sygnaÃlu,a map ↪a wykreślan ↪a dla parametru S, zestawiono kolejne klatki z animacji cz ↪estościowych(animacje cz ↪estościowe pokazuj ↪a, jak ewoluuje amplituda sygnaÃlu lub wartość parametruS wraz ze zmian ↪a cz ↪estości). Tu jednak trzeba podkreślić, że w przypadku globalnych mappromieniowania przedstawiaj ↪acych bezpośrednio amplitud ↪e sygn ↪aÃlu, obowi ↪azuje inna skalakolorystyczna, któr ↪a umieszczono na rysunku 4.2

Po obejrzeniu rysunków [4.3, 4.4] nasuwa si ↪e pierwszy wniosek dotycz ↪acy czuÃlości mapna zmiany intensywności emitowanego sygnaÃlu. Na podstawie rysunków w lewej kolumniemożemy powiedzieć, że nast ↪epuje stopniowy wzrost amplitudy, ale nie jesteśmy w staniejednoznacznie stwierdzić, kiedy osi ↪agni ↪ete zostaje maksimum. Jeżeli dalej porównamy

25

Rysunek 4.3: Zestawienie porównawcze map promieniowania na podstwie parametru S - prawa ko-lumna, i amplitudy - lewa kolumna, dla nadajników Komsomolsk, Novosybirsk, Krasnodar. Cz ↪estościpomiarowe map w lewej kolumnie wynosz ↪a odpowiednio (od góry): f = 14804.7 [Hz], f = 14824.2[Hz], f = 14843.8[Hz]. Mapy w prawej kolumnie odpowiadaj ↪a stosunkom nast ↪epuj ↪acych cz ↪estości:fn+1/fn = 14804.7/14824.2, fn+1/fn = 14824.2/14843.8, fn+1/fn = 14843.8/14863.3 - maksimumintensywności sygnaÃlu. Rejestracje dla pola elektrycznego, dane z okresu: 2004.07.05-2006.04.24

26

Rysunek 4.4: Zestawienie porównawcze map promieniowania na podstwie parametru S - prawa ko-lumna, i amplitudy - lewa kolumna, dla nadajników Komsomolsk, Novosybirsk, Krasnodar. Cz ↪estościpomiarowe map w lewej kolumnie wynosz ↪a odpowiednio (od góry): f = 14863.3 [Hz], f = 14882.8[Hz], f = 14902.3[Hz]. Mapy w prawej kolumnie odpowiadaj ↪a stosunkom nast ↪epuj ↪acych cz ↪estości:fn+1/fn = 14863.3/14882.8, fn+1/fn = 14882.8/14902.3, fn+1/fn = 14902.3/14921.9. Rejestracje dlapola elektrycznego, dane z okresu: 2004.07.05-2006.04.24

27

Rys. 4.5: Proponowany schematyczny model rozpraszania sygnaÃlu emitowanego przez nadjanikVLF, zaburzanego fal ↪a akustyczno-grawitacyjn ↪a (AGW) generowan ↪a w obszarze ognisk trz ↪esienia.[Molchanov, 2006]

omawiane slajdy z ich odpowiednikami przedstawiaj ↪acymi zmiany S (mapy w prawejkolumnie) natychmiast stwierdzimy, że przej́scie przez maksimum jest na najniższej mapiew zestawie 4.3.

ZakÃladaj ↪ac, istnienie korelacji pomi ↪edzy zjawiskami sejsmicznymi, a zaburzeniami welektromagnetycznym otoczeniu Ziemi, spodziewamy si ↪e zarejestrować modyfikacj ↪e sy-gnaÃlu, przejawiaj ↪ac ↪a si ↪e rozmyciem z cz ↪estości gÃlównej na cz ↪estości poboczne. Jest praw-dopodobne, że wtedy w obszarze gdzie powinno być maksimu, b ↪edziemy mogli na ma-pach rozkÃladu S zaobserwować zerow ↪a wartość parametru. Podj ↪ete próby tÃlumaczeniazjawiska, Molchanov [Molchanov, 2006] ilustruje schematem [Rys.4.5]. Zgodnie z jegozaÃlożeniami, nad ogniskiem trz ↪esienia tworzy si ↪e fala akustyczno-grawitacyjna (AGW),która propaguj ↪ac si ↪e, niesie ku górze strumień energii i powoduje modyfikacj ↪e ,,natural-nych turbulencji jonosferycznych” o skali przestrzennej 1 ∼ 3 km. WedÃlug Molchanova,zachodzi prosty zwi ↪azek mi ↪edzy cz ↪estościami fal: rozproszonej ωS, padaj ↪acej ω0, a takżecz ↪estości ↪a turbulencji ωT

ωS = ω0 ± ωT , (4.4)gdzie ωT ¿ ω0, ωS. Zgodnie z teori ↪a proponowan ↪a przez Molchanowa, przy braku dodat-kowych czynników zakÃlócaj ↪acych, cz ↪estość sygnaÃlu rejestrowana przez satelit ↪e powinnabyć taka sama jak cz ↪estość emisji nadajnika, a ewentualne rozmycia sygnaÃlu s ↪a konse-kwencj ↪a zaburzeń.

4.3 Globalne mapy promieniowania

Rozdzielczość globalnych map promieniowania zależy od przedziaÃlu czasowego dla ja-kiego s ↪a one tworzone, jednak wzdÃluż szerokości zawsze wynosi póÃl stopnia. Dla okresówdÃluższych niż jeden miesi ↪ac, rozdzielczość wynosi 1 stopień wzdÃluż dÃlugości geograficznej,natomiast w przypadku krótszych przedziaÃlów czasowych - 3 stopnie. Wykreślaj ↪ac map ↪edeklaruje si ↪e tablic ↪e o wymiarach 360 × 360 lub 120 × 360 w przypadku map o mniej-szej rozdzielczości, wartości pomiaru z orbity zapisywane s ↪a w odpowiedniej komórce, anast ↪epnie uśrednione przez liczb ↪e pomiarów w tym miejscu, procedur ↪e powtarza si ↪e dla

28

Rys. 4.6: Globalny obraz promieniowania dla cz ↪estości 19.7266 kHz. Pomiar jednodniowy - 2006.05.26.Orbity dzienne.

Numer bloku Opis1 NagÃlówek2 Parametry geomagnetyczne, parametry orbit3 Parametry poÃlożenia satelity4 Dane eksperymentalne

Tabela 4.1: Opis blokowej struktury pliku z danymi

203 dost ↪epnych cz ↪estości spektrum. Dziennie DEMETER rejestruje dane z 30 póÃlorbit(15 od strony dziennej i 15 od strony nocnej), jednak jednodniowe mapy nie dadz ↪a satys-fakcjonuj ↪acego obrazu, st ↪ad konieczne s ↪a zestawienia dÃlugoterminowe. Dla porównania,przedstawiono przykÃladowy pomiar jednodniowy [Rys.4.6] i jednomiesi ↪eczny [Rys.4.7].Obie mapy wykonano w tej samej rozdzielczości, 3 stopnie wzdÃluż dÃlugości geograficzneji co póÃl stopnia wzdÃluż szerokości geograficznej.

Pomiary zarejestrowane w czasie jednego miesi ↪aca daj ↪a obraz peÃlniejszy, dlatego wprzypadku przedziaÃlów czasowych dÃluższych niż miesi ↪ac, rozdzielczość map wzdÃluż dÃlugościgeograficznej zwi ↪ekszona jest do 1 stopnia.

4.4 Uśrednianie pomiarów bezpośrednich

Poza prezentowaniem danych na uśrednionych globalnych mapach, niezb ↪edne jest bliższespojrzenie na to, co satelita zarejestrowaÃl jednorazowo podczas przelotu. Każdy pomiarz orbity, dla wybranego instrumentu, zapisywany jest w formacie binarnym w plikach oścísle określonej strukturze. Każdy zbiór z danymi skÃlada si ↪e z czterech bloków opisanychtabeli 4.1.

SzczegóÃlowy opis struktury plików można znaleźć w kodach źródÃlowych doÃl ↪aczonych

29

Rys. 4.7: Globalny obraz promieniowania dla cz ↪estości 11.8555 kHz. Pomiar miesi ↪eczny - 2004.09.01 -2004.09.30 - orbity nocne.

Rys. 4.8: Globalny obraz promieniowania dla cz ↪estości 19.6289 kHz. Pomiary: 2004.07.15-2006.04.24 -orbity nocne.

30

programów, a także w Dodatku B.2, gdzie zamieszczono fragmenty opisu danych z doku-mentacji ekspermentu DEMETER [Lagoutte, Brochot, Parrot, 2006].

Przed omówieniem zamieszczonych w niniejszej pracy wykresów, warto zaprezentowaćniewielki fragment zebranych danych:

# orb | YY MM DD HH MM SS | G.Lat. G.Lon.... .... Spectrum....

------------------------------------------------...-------------------------

5975 0 2005 08 17 01 44 8.918 59.96 142.39 ... -2.2622 -2.3005 -2.4172 ...

5975 0 2005 08 17 01 44 10.966 59.72 142.23 ... -2.3015 -2.3005 -2.3779 ...

5975 0 2005 08 17 01 44 13.014 59.72 142.23 ... -2.3407 -2.2613 -2.2995 ...

5975 0 2005 08 17 01 44 15.062 59.48 142.08 ... -2.3799 -2.4574 -2.4956 ...

5975 0 2005 08 17 01 44 17.110 59.48 142.08 ... -2.5760 -2.5750 -2.5740 ...

5975 0 2005 08 17 01 44 19.158 59.24 141.92 ... -2.5760 -2.5750 -2.5740 ...

5975 0 2005 08 17 01 44 21.206 59.24 141.92 ... -2.6544 -2.5750 -2.5740 ....

....

.....

......

Przez wybór odpowiednich kolumn, przygotowywano zbiory dla wykresów amplitudo-wych, których struktura jest zgodna ze schematem w tabeli 4.2:

... ... f0 f−2 f−1 f+1 f+2︷ ︸︸ ︷dlugość geog..

︷ ︸︸ ︷szerokość geog.

︷ ︸︸ ︷zmierzona intensywność

Tabela 4.2: Struktura pliku

Wykonuj ↪ac wykresy na podstawie pojedynczych pomiarów trzeba korzystać z funk-cji wygÃladzania, aby móc wyodr ↪ebnić tendencj ↪e zmian mierzonych parametrów. Przed-stawione w niniejszej pracy wykresy sporz ↪adzono z użyciem pakietu GNUPLOT, korzy-staj ↪ac ze standardowych funkcji wygÃladzania: dla zależności wzdÃluż dÃlugości geograficznej,,csplines” (punkty o tej samych wartościach X, maj ↪a uśredniane Y, a nast ↪epnie s ↪a Ãl ↪aczoneprost ↪a), dla zależności wzdÃluż szerokości geograficznej ,,bezier” (aproksymacja danych,krzyw ↪a Beziera). Szukaj ↪ac anomalii w zarejestrowanych danych z jednego przelotu, mu-simy dysponować sygnaÃlem odniesienia, dla każdej z analizowanych orbit. Korzystaj ↪acze wspóÃlrz ↪ednych charakteryzuj ↪acych każdy z przelotów, wybrano odpowiednie pomiaryz caÃlej bazy danych i policzono sygnaÃl referencyjny. Na rysunku 4.9, zestawiono dane po-miarowe i sygnaÃl referencyjny, dla jednego z przelotów. Na przedstawionym przykÃladzie,widać, że sygnaÃl referencyjny i pomiary wykazuj ↪a ten sam trend, jednak wartości różni ↪asi ↪e od siebie.

Aby z zebranych danych uzyskać możliwie dużo informacji, wykonano jeszcze jeden za-bieg. Nawi ↪azuj ↪ac do definicji (4.2), zdecydowano si ↪e na pewne modyfikacje i wykreślaniewartości parametru S dla poszczególnych orbit. Globalne mapy promieniowania pozwoliÃlyna dokÃladne określenie cz ↪estości, dla których emitowane promieniowanie z nadajników na-ziemnych, osi ↪aga maksimum, uznaj ↪ac je za cz ↪estości charakterystyczne f0. W ostatnimkroku, sporz ↪adzono wykresy dla nast ↪epuj ↪acych wartości:

Smod1 =f0 ±4f

f0, (4.5)

Smod2 =f0 ± 24f

f0, (4.6)

31

Rys. 4.9: PrzykÃladowe dane pomiarowe. Na wykresie pokazano odst ↪epstwo bezpośrednio zaznaczonychpunktów pomiarowych od danych wygÃladzonych. Dla wybranego pomiaru wykreślono sygnaÃl referencyjny.Na poziomej osi odÃlożono dÃlugość geograficzn ↪a, a na pionowej amplitud ↪e mirzonego sygnaÃlu dla polaelektrycznego [µV 2m−1Hz−1]

gdzie n · 4f oznacza odst ↪ep mi ↪edzy pr ↪ażkiem o cz ↪estości charakterystycznej, a jego,,s ↪asiadami”. Taka operacja, może być przydatna, gdy stwierdzimy wyst ↪apienie roz-mycia na cz ↪estości charakterystycznej i b ↪edziemy chcieli określić jego skal ↪e. Analizuj ↪aczmienność wartości S, Smod1, Smod2 oraz samej amplitudy, oddzielnie badano zachowaniefunkcji wzdÃluż dÃlugości i oddzielnie wzdÃluż szerokości geograficznej.

Objaśnienie legendy wykresów

Aby uÃlatwić czytanie wykresów, w dalszej cz ↪eści pracy, w legendzie do danych przyj ↪etonast ↪epuj ↪ac ↪a reguÃl ↪e: zarejestrowane dane oznaczono ??????.p???, gdzie pierwsze 6 cyfroznacza numer orbity, p??? jest numerem pr ↪ażka spektralnego, natomiast dla ozna-czenia sygnaÃlu referencyjnego, wprowadzono rozszerzenie .ref. Na wykresach przedsta-wiaj ↪acych amplitud ↪e sygnaÃlu w zależności od dÃlugości geograficznej, w legendzie widniej ↪anast ↪epuj ↪ace podpisy:

numer orbity.p152(.ref) using ($1):($3), oraz kolejno ($1):($4),...,($1):($7).

Cyfry poprzedzone znakiem ,,$” s ↪a wskaźnikami kolumn w zbiorach z danymi i odpo-wiednio oznaczaj ↪a:

• $1 - dÃlugość geograficzna,• $3 - wartość pomiaru dla cz ↪estości charakterystycznej f0, $4 - wartość pomiaru dla

cz ↪estości f0 − 24f ,• $5 - wartość pomiaru dla cz ↪estości f0 −4f ,• $6 - wartość pomiaru dla cz ↪estości f0 +4f ,

32

Rys. 4.10: Opis legendy wykresów amplitudo-wych

Rys. 4.11: Opis legendy wykresów przedsta-wiaj ↪acych stosunki amplitud

• $7 - wartość pomiaru dla cz ↪estości f0 + 24f .• ($2*0.5-90) - szerokość geograficzna.

Na rysunku 4.10 przedstawiaj ↪acym przykÃladowe pomiary amplitudy, dokÃladnie przy-porz ↪adkowano, odpowiednim danym wÃlaściwe etykietki.

W przypadku wykresów dla stosunków sygnaÃlów obowi ↪azuje nast ↪epuj ↪aca reguÃla:numer orbity.p152(.ref) using ($1):($4-$3) i kolejno ($1):($5-$3),..,($1):($7-$3). Jakjuż wcześniej wspomniano, amplituda sygnaÃlu jest wielkości ↪a zlogarytmowan ↪a, zatemwykreślaj ↪ac stosunek sygnaÃlów, liczy si ↪e różnic ↪e wartości z odpowiednich kolumn. I tak:

• ($4-$3) - f0−24ff0

,

• ($5-$3) - f0−4ff0

,

• ($6-$3) - f0+4ff0

,

• ($7-$6) - f0+24ff0

.

W analogiczny sposób jak dla wykresów amplitudowych, opisano wykresy dla sto-sunków amplitud [Rys.4.11].

33

RozdziaÃl 5

Analiza wybranych zjawisk

5.1 Wybór nadajników i trz ↪esień ziemi

Wykreślenie globalnych map promieniowania pozwoliÃlo na sprecyzowanie, które z dost ↪ep-nych cz ↪estości spektrum, b ↪ed ↪a użyteczne w dalszych analizach. OkazaÃlo si ↪e, że z peÃlnejlisty nadajników udaÃlo si ↪e wyodr ↪ebnić kilka, których sygnaÃl faktycznie może być rejestro-wany przez DEMETER. Lista nadajników i parametry je charakteryzuj ↪ace umieszczonow tabeli (5.1).

Stacja Cz ↪estość charakterystyczna [Hz] WspóÃlrz ↪edne geograficzneKomsomolsk n/Amurem 11855.5, 14843.8 136.58 E, 50.34 N

Krasnodar 11855.5, 14843.8 038.3900 E, 45.02 NNovosybirsk 11855.5, 14843.8 82.58 E, 55.04 N

Seattle 15058.6 122.21 W, 48.12 NCutler 15722.7 067.17 W, 44.39 NEbino 17109.4 131.51 E, 32.05 NRugby 17812.5, 19257.8 1.11 E 52.22 N

Le Blanc 18164.1 1.05 E 46.37 NWoodside 18515.6 146.935 E 38.4812 SNort West 19628.9 114.0857 E 21.4701 S

Tabela 5.1: Wykaz nadajników VLF, których sygnaÃl rejestruje DEMETER. Cz ↪estości charakterystyczne,s ↪a cz ↪estościami wyznaczonymi na podstawie analizy danych.

Wst ↪epne badania nad cz ↪estościami charakterystycznymi nadajników, wykazaÃly, żecz ↪eść stacji, szczególnie rosyjskich, emituje sygnaÃl na wi ↪ecej niż jednej cz ↪estości. Takjest w przypadku nadajników w Komsomolsku, Krasnodarze i Nowosybirsku, dla którychna podstawie rejestracji DEMETER wyszczególniono dwie cz ↪estości charakterystyczne:11.8555 kHz, 14.8438 kHz. Innym efektem, który czasami udaje si ↪e zaobserwować, jestwykrycie w analizowanym przedziale cz ↪estości, sygnaÃlów od nadajników o cz ↪estościachcharakterystycznych powyżej 20 kHz, w postaci ,,sÃlabszego echa”. Tak byÃlo w przypadkunadajnika Ebino, dla którego nie ma jasności co do intensywności nadawania, ponieważzgodnie z dost ↪epnymi informacjami na temat stacji, sygnaÃl na cz ↪estościach poniżej 20 kHznie jest emitowany, jednak po przebadaniu danych, znaleziono ślady emisji na cz ↪estości17.1094 kHz i dlatego zdecydowano si ↪e na uwzgl ↪ednienie tego nadajnika w dalszych ana-lizach.

W kolejnym kroku, wyodr ↪ebniono trz ↪esienia ziemi z okresu kiedy pracowaÃl satelita ipodzielono je na trzy grupy ze wzgl ↪edu na magnitud ↪e:

34

Rys. 5.1: Mapa trz ↪esień ziemi z magnitud ↪a wieksz ↪a niż 6 stopni. Mapa obejmuje okres od lipca 2004 domaja 2006. http://neic.usgs.gov/neis/epic/epic-global.html

• 347 trz ↪esień o magnitudzie M≥ 6.0• 33 trz ↪esień o magnitudzie M≥ 7.0• 3 trz ↪esień o magnitudzie M≥ 8.0.

Istotne dla dlaszych analiz byÃlo wybranie tych trz ↪esień, które wyst ↪epowaÃly w zasi ↪egudziaÃlania stacji VLF, a jednocześnie nie wyst ↪epowaÃly w zbyt dużych skupiskach, po-nieważ w takich przypadkach trudno określić, czy wykryte zaburzenia, s ↪a efektem kon-kretnego trz ↪esienia, czy też może wynikaj ↪a z wstrz ↪asów wtórnych lub też ich geneza jestzupeÃlnie inna. Analizy rozpocz ↪eto od trz ↪esień najsilniejszych, ponieważ jest ich najmniej inajÃlatwiej je wyodr ↪ebnić. Istotnym problemem, jednocześnie i ograniczeniem jest fakt, żetrz ↪esienia na maÃlych szerokościach geograficznych (do okoÃlo 10

◦) nie mog ↪a być brane poduwag ↪e, ponieważ fale elektromagnetyczne nie docieraj ↪a do wysokości, na której znajdujesi ↪e satelita (wynika to z teorii propagacji fal w jonosferze). Na mapie [Rys.5.1] pokazanorozmieszczenie trz ↪esień o magnitudzie wi ↪ekszej niż 6 stopni, uwgl ↪edniaj ↪ac gÃl ↪ebokość, naktórej ono wyst ↪apiÃlo. Dodatkowo, zaznaczono lokalizacj ↪e najsilniejszego z rozważanychtrz ↪esień.

W czasie trwania misji DEMETER, na Ziemi wyst ↪apiÃly trzy trz ↪esienia o magnitudziewi ↪ekszej niż 8 stopni w skali Richtera:

• na póÃlnoc od wyspy Macquarie - 161.35 ◦E 49.31◦S - 2004/12/23 M=8.10• Sumatra, Wyspa Andaman - 95.98◦E 3.30◦ N- 2004/12/26 M=9.00• PóÃlnocna Sumatra, Indonezja - 97.11◦E 2.09◦ N - 2005/03/28 M=8.60.

Ze wzgl ↪edu na poÃlożenie, z wyżej wymienionej listy rozpatrywano tylko trz ↪esienie austra-lijskie. PozostaÃle przeanalizowane przypadki to:

• trz ↪esienia na wyspie Honsiu:

35

– 2004/09/05 - 10:07:07 (UTC) - M=7.2 - 136.62 E, 33.07 N, gÃl ↪ebokość 14 km,

– 2004/09/05 - 14:57:18 (UTC) - M=7.4 - 137.07 E, 33.18 N, gÃl ↪ebokość 10 km,

– 2004/09/06 - 23:29:35 (UTC) - M=6.6 - 137.201E, 33.184N, gÃl ↪ebokość 10 km,

– 2005/08/16 - 02:46:28 (UTC) - M=7.2 - 142.06 E, 38.25 N, gÃl ↪ebokość 36 km,

• trz ↪esienia w póÃlnocnej cz ↪eści wybrzeży Kalifornii:– 15/06/2005, 02:50:53 (UTC), 41.284◦N, 125.983◦W, gÃlebokość: 10 km, M=7.2;

– 17/06/2005, 06:21:42 (UTC), 40.758◦N, 126.595◦W, gÃlebokość: 10 km, M=6.6.

5.2 Trz ↪esienie na wyspie Macquarie

Trz ↪esienie ziemi, które wyst ↪apiÃlo w 23 grudnia 2004, na póÃlnoc od wyspy Macquarie,szcz ↪eśliwie nie spowodowaÃlo dużych strat, bo obszar ten nie jest obszarem zaludnio-nym, jednak okazaÃlo si ↪e bardzo dobrym przypadkiem dla poszukiwania korelacji mi ↪edzyzjawiskami sejsmicznymi, a zaburzeniami w ziemskim otoczeniu elektromagnetycznym.Okazuje si ↪e, że lokalizacja epicentrum znajduje si ↪e w zasi ↪egu sygnaÃlu od nadajnika wWoodside, a jednocześnie dzi ↪eki minimalnemu zaludnieniu, możemy wykluczyć szeregsztucznych zjawisk wpÃlywaj ↪acych na sygnaÃl. Zanim przyst ↪apiono do szczegóÃlowej ana-lizy, konieczne byÃlo sprawdzenie czy w okresie poprzedzaj ↪acym trz ↪esienie, a także po,stacja pracowaÃla. W tym celu wykonano miesi ↪eczne mapy dla cz ↪estości charakterystycz-nej dla nadajnika w Woodside, Ãl ↪acz ↪ac je w peÃln ↪a ewolucj ↪e czasow ↪a.

Na rysunkach [5.2-5.4] przedstawiono mapy z: października 2004, listopada 2004, grud-nia 2004, stycznia 2005, lutego 2005.

Porównuj ↪ac dokÃladnie globalne mapy, Ãlatwo można zauważyć, że zarówno dwa miesi ↪aceprzed wyst ↪apieniem trz ↪esienia, jak i po, intensywność sygnaÃlu w promieniu ponad tysi ↪acakilometrów jest rejestrowana, natomiast w grudniu [Rys.5.3, górna mapa] widać caÃlkowitewyciszenie. Nasuwa si ↪e przypuszczenie, że najprawdopodobniej wyÃl ↪aczono nadajnik, azatem w pierwszym kroku trzeba byÃlo porównać amplitud ↪e sygnaÃlu dla pomiarów zorbit najbliższych stacji, w czasie gdy na globalnych mapach widzimy zwi ↪ekszon ↪a in-tensywność, z tymi kiedy mamy caÃlkowite wyciszenie. Z caÃlej bazy danych wybranopomiary z tych orbit, które znajdowaÃly si ↪e zarówno w s ↪asiedztwie transmitera w Wo-odside, a także trz ↪esienia ziemi. Tu warto zaznaczyć, że określenie ,,s ↪asiedztwo” możebyć troch ↪e niespójne, bowiem należy pami ↪etać, że geometria rozważanego problemu jestdość sÃlabo poznana i tak naprawd ↪e, do końca nie wiadomo, czy poszukiwanie zaburzeń,czy też ogólnie ujmuj ↪ac wpÃlywu na jonosfer ↪e, powinno si ↪e odbywać nad sam ↪a stacj ↪alub trz ↪esieniem, czy może to być jakoś przesuni ↪ete. Wprowadzaj ↪ac duże ograniczenia,wyselekcjonowano odpowiednie orbity. W listopadzie, satelita przelatywaÃl nad wybra-nym obszarem 17 razy, natomiast w grudniu 10 razy, jednak po zaw ↪eżeniu obszaru iuwzgl ↪ednieniu warunków geomagnetycznych, do przeanalizowania pozostaÃlo 7 przelotów.Globalne mapy sygnaÃlu stanowi ↪a dane przetworzone i uśrednione, ale żeby móc określićjak w określonym przedziale czasu zmieniaÃla si ↪e amplituda pola dla ustalonej cz ↪estości,należaÃlo porównać bezpośrednie pomiary.

Idealnie byÃloby, gdyby do analizy porównawczej wykorzystano orbity, których wspóÃlrz ↪ednegeograficzne pocz ↪atku i końca byÃly identyczne. W praktyce jest to dość trudne doosi ↪agni ↪ecia, ale ze zbioru pomiarów, których orbity pokazano na rysunku 5.5 wybrano doanalizy porównawczej te, zlokalizowane najbliżej siebie i jednocześnie najbliżej nadajnika

36

Rys. 5.2: Mapa promieniowania stacji Woodside. Górna mapa: październik 2004, dolna mapa: listo-pad 2004. Czerwony okr ↪ag zakreśla obszar do którego dochodzi sygnaÃl, czerwona kropka wskazuje nalokalizacj ↪e epicentrum.

37

Rys. 5.3: Mapa promieniowania stacji Woodside. Górna mapa: grudzień 2004, dolna mapa: styczeń 2005.Czerwony okr ↪ag zakreśla obszar do którego dochodzi sygnaÃl, czerwona kropka wskazuje na lokalizacj ↪eepicentrum.

38

Rys. 5.4: Mapa promieniowania stacji Woodside. Luty 2005. Czerwony okr ↪ag zakreśla obszar do któregodochodzi sygnaÃl, czerwona kropka wskazuje na lokalizacj ↪e epicentrum.

-60

-40

-20

0

20

40

60

60 80 100 120 140 160 180 200

szer

okos

c ge

ogra

ficzn

a

dlugosc geograficzna

Woodside

EQ

’world.dat’’018840.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)’019130.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)’020730.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)’021020.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)’022330.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)’022480.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)’022620.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)’025820.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)’026110.p152.ref’ using ($1):($2*0.5-90)

Rys. 5.5: RozkÃlad orbit DEMETER nad stacj ↪a w Woodside i epicentrum trz ↪esienia ziemi (EQ)23/12/2004. Numery orbit odpowiadaj ↪a nast ↪epuj ↪acym datom: 018840 - 20041108 wartość wspóÃlczynnikaKp = 9+ - pomiar ostatecznie odrzucony, 019130 - 20041110 wartość wspóÃlczynnika Kp = 8+ - pomiarodrzucony, 020730 - 20041121, 021020 - 20041123, 022330 - 20041202, 022480 - 20041204, 022620 -20041205, 025820 - 20041226, 026110 - 20041228.

39

w Woodside. W rozważanym przypadku, epicentrum trz ↪esienia oraz stacja nadawcza leż ↪ana podobnych szerokościach geograficznych, natomiast wzdÃluż dÃlugości geograficznej od-dalone s ↪a od siebie o ponad 10 stopni. To niestety sprawiÃlo, że nie udaÃlo si ↪e dobrać tak or-bit, aby pomiar intensywności sygnaÃlu byÃl wykonany w takiej samej odlegÃlości nad stacj ↪a,jak nad trz ↪esieniem. Z drugiej strony, jeżeli byśmy nie ograniczali si ↪e tylko do obszaruwokóÃl trz ↪esienia, ale również, rozpatrywali obszar punktów sprz ↪eżonych dla trz ↪esienia inadajnika Woodside, to okazuje si ↪e, że wybrane orbity dokÃladnie pokrywaj ↪a ten region.Z zaprezentowanych na rysunku 5.5 przelotów, z powodu wr ↪ecz ekstremalnie wysokichwartości indeksu Kp wskazuj ↪acych na bardzo siln ↪a burz ↪e magnetyczn ↪a, konieczne byÃloodrzucenie dodatkowych dwóch pomiarów z pocz ↪atku listopada:

• 08.XI, orbita 018840, Kp = 9+

• 10.XI, orbita 019130, Kp = 8+.Gdyby nie wzmożona aktywność sÃloneczna, pomiar 10.XI (orbita019130 ) byÃlby ide-alny do porównania z rejestracj ↪a z 26.XII (orbita 025820 ), ponieważ wspóÃlrz ↪edne tychdwóch przelotów pokrywaj ↪a si ↪e. Ostatecznie badanie zmienności sygnaÃlu oparto nanast ↪epuj ↪acych przelotach: 021020, 022330, 022620, 025820, 026110, a wybrane wynikiprzedstawiono poniżej.

Wyszczególnione pomiary, mimo, że nie maj ↪a identycznych wspóÃlrz ↪ednych, usytu-owane s ↪a w najbliższym s ↪asiedztwie stacji nadawczej Woodside. To zestawienie umożliwiaprzeanalizowanie amplitudy sygnaÃlu, a także wykresów dla stosunków amplitud Sampl1 iSampl2 , zarówno w okresie poprzedzaj ↪acym, jak i bezpośrednio po trz ↪esieniu. Dla uzy-skania możliwie peÃlnej analizy wykorzystano również dla wybranych orbit spektrogramy[Rys.5.6].

40

Rys

.5.6

:Sp

ektr

ogra

my

dla

pola

mag

nety

czne

goi

elek

tryc

zneg

oz

orbi

t02

1020

,02

2330

,02

5820

.C

zarn

↪ael

isp

↪aob

wie

dzio

nosy

gnaÃl

emit

owan

prze

zna

dajn

ikw

Woo

dsid

e.

41

Rys

.5.7

:A

mpl

itud

asy

gnaÃl

uw

funk

cji

dÃlug

ości

geog

rafic

znej

,re

jest

row

ana

dla

cz↪es

tośc

ich

arak

tery

styc

znej

icz

↪esto

ści

pobo

czny

chdl

ana

dajn

ika

Woo

dsid

e.Le

wy

górn

ypa

nel:

2.X

II(2

1dn

ipr

zed

trz ↪e

sien

iem

Zie

mi)

,pr

awy

górn

ypa

nel:

5.X

II(1

8dn

ipr

zed

trz ↪e

sien

iem

Zie

mi)

,le

wy

doln

ypa

nel:

26.X

II(3

dni

potr

z ↪esi

eniu

),pr

awy

doln

ypa

nel:

28.X

II(5

dni

potr

z ↪esi

eniu

)

42

Rys

.5.

8:Z

esta

wie

nie

stos

unkó

wam

plit

uddl

apo

mia

rów

grud

niow

ych

zpo

mia

rem

z23

.XI,

reje

stro

wan

adl

acz

↪esto

ści

char

akte

ryst

yczn

eji

cz↪es

tośc

ipo

bocz

nych

dla

nada

jnik

aW

oods

ide.

Lew

ygó

rny

pane

l:2.

XII

(21

dni

prze

dtr

z ↪esi

enie

mZ

iem

i),

praw

ygó

rny

pane

l:5.

XII

(18

dni

prze

dtr

z ↪esi

enie

mZ

iem

i),

lew

ydo

lny

pane

l:26

.XII

(3dn

ipo

trz ↪e

sien

iu),

praw

ydo

lny

pane

l:28

.XII

(5dn

ipo

trz ↪e

sien

iu)

43

Rejestracje listopadowe charakteryzuj ↪a si ↪e dość dobr ↪a zgodności ↪a pomiarów z sy-gnaÃlem referencyjnym, a także duż ↪a intensywności ↪a sygnaÃlu, co potwierdza globalnamapa promieniowania [Rys.5.2, dolna mapa]. Niemal modelowym pomiarem jest re-jestracja wykonana 30 dni przed trz ↪esieniem 23.XI (orbita: 021020). Zarejestrowan ↪aamplitud ↪e przedstawiono na lewym, górnym wykresie rysunku 5.8. Warto podkreślić,że dla tego pomiaru, udaÃlo si ↪e zidentyfikować sygnaÃl nawet dla pola magnetycznego, cozaznaczono na spektrogramach [Rys.5.6]. Spektrogram potwierdza, zaobserwowany naglobalnej mapie promieniowania intensywny sygnaÃl nadajnika Woodside. Aby mieć peÃlenobraz niezaburzonego sygnaÃlu, warto przyjrzeć si ↪e również stosunkom amplitud Smod1 iSmod2 . Pomiary wzdÃluż szerokości geograficznej, daj ↪a możliwość jednoczesnego śledzeniasygnaÃlu na póÃlkuli gdzie znajduje si ↪e nadajnik, a także w punktach sprz ↪eżonych.

W nast ↪epnym kroku pomiary z 23.XI zestawiono z rejestracjami grudniowymi: 022330- 2004.12.02, 022620 - 2004.12.05. Wykresy amplitudowe [Rys.5.7] pokazuj ↪a, jak bardzoamplituda zarejestrowanych pomiarów odbiega od sygnaÃlu referencyjnego. Zarówno dlacz ↪estości charakterystycznej i cz ↪estości pobocznych, amplituda oscyluje wokóÃl wartości∼ −2.7[log(µV 2m−2Hz−1)], co odpowiada poziomowi, kiedy do satelity nie dociera żadensygnaÃl od stacji naziemnej. Spektrogram dla orbity 022330 [Rys.5.6] potwierdza, że sygnaÃlemitowany przez Woodside jest bardzo sÃlaby, natomiast w polu magnetycznym nie widaćjuż żadnego efektu. Dopiero pod koniec grudnia: 025820 - 3 dni po trz ↪esieniu i 026110 -5 dni po trz ↪esieniu, mierzone wartości amplitudy, zarówno dla cz ↪estości charakterystycz-nej, jak również cz ↪estości pobocznych, przejawiaj ↪a tendencj ↪e wzrostow ↪a. Warto zwrócićuwag ↪e, że krzywe dla poszczególnych cz ↪estości zlewaj ↪a si ↪e ze sob ↪a, jednak ich amplitudaci ↪agle odbiega od sygnaÃlu referncyjnego. Zatem powstaje pytanie, czy zaobserwowanyefekt jest konsekwencj ↪a oddziaÃlywania sejsmiczno-jonosferycznego. Porównanie spektro-gramów z przelotów listopadowego i grudniowych, pozwala odpowiedzieć na pytanie, czystacja nadawcza w Woodside emitowaÃla sygnaÃl w interesuj ↪acym nas okresie. Widać, że wprzypadku orbity 025820 sygnaÃl od nadajnika w Woodside jest lepiej rejestrowany przezDEMETER, ale dodatkowo na spektrogramie widzimy w szerokim paśmie cz ↪estości in-tensywne zaburzenia. Zatem powiedzenie, że kompletne wyciszenie sygnaÃlu na globalnejmapie promieniowania z grudnia 2004, jest konsekwencj ↪a przerwy w pracy nadajnika,nie jest prawd ↪a. Zebrane dane dla trz ↪esienia z wyspy Macquire i nadajnika w Wood-side, należy skonfrontować z kolejnymi przypadkami, ponieważ jeszcze jest za wcześniena wysuwanie jakichkolwiek wniosków na istnienie dowodów na oddziaÃlywanie sejsmiczo-jonosferyczne.

5.3 Trz ↪esienia na wyspie Honsiu

Dla dalszych analiz wybrano trz ↪esienia z japońskiej wyspy Honsiu. Rejon ten wydawaÃlsi ↪e interesuj ↪acy dla analiz ze wzgl ↪edu na nast ↪epuj ↪ace czynniki:

• nad obszarem tym, satelita DEMETER zarejestrowaÃl sygnaÃl od dwóch nadajnikówKomsomolsk i Ebino;

• stacja Komsomolsk może być odbierana na kilku cz ↪estościach, wi ↪ec daje to możliw