Geri Dön

Interplanetary magnetic field and its possible effects on the lonospheric critical frequencies

Başlık çevirisi mevcut değil.

  1. Tez No: 14341
  2. Yazar: ORHAN GÖKÇÖL
  3. Danışmanlar: PROF.DR. YURDANUR TULUNAY
  4. Tez Türü: Yüksek Lisans
  5. Konular: Uçak Mühendisliği, Aircraft Engineering
  6. Anahtar Kelimeler: Belirtilmemiş.
  7. Yıl: 1991
  8. Dil: İngilizce
  9. Üniversite: İstanbul Teknik Üniversitesi
  10. Enstitü: Fen Bilimleri Enstitüsü
  11. Ana Bilim Dalı: Belirtilmemiş.
  12. Bilim Dalı: Belirtilmemiş.
  13. Sayfa Sayısı: 58

Özet

ÖZET GEZBGENLERARASI MANYETİK ALAN VE İYONOSFERSEL KRİTİK FREKANSLAR ÜZERİNDEKİ OLASI ETKİLERİ giriş Güneşin enerjisi güneşin içinde nükleer tepkimeler sonucunda üretilir. Bu enerji 2 grupta toplanabilir : Elektromanyetik enerji ve tanecik enerjisi. Fotonlar (hu ) tarafından taşman güneşin elektromanyetik enerjisi yerin yüksüz atmosferi ile etkileşir ve iyonosferi oluşturur. Çoğunlukla elektron, proton,nötron {etp,na) ve iyonize olmuş atomlardan oluşan tanecik enerjisi ise yerin manyetik alanı ile etkileşir ve manyetosferi oluşturur. Genellikle * Güneş Rüzgarı* olarak adlandırılan tanecik yayılımı güneşten radyal doğrultuda ve sürekli olarak akar (Şekil 1.1). Bu sürekli akan güneş rüzgarının güneşin içindeki hidrodinamik genişlemenin bir sonucu olduğu görüşü oldukça yaygındır [l]. Güneş rüzgarının hızı,dünyadan 1 Astronomik Birim uzaklıkta, yaklaşık olarak 300 kms~l dir. Diğer bîr değişle güneş rüzgarı güneşten radyal doğrultuda süpersonik hızlarda sürekli akan sıcak (w 105 Üf“) bir plazmadır. Güneş rüzgarının dinamik basıncı,/) V2/2, manyetik basıncından,B2/2n”, büyük olduğu için plazma,güneşten yayılıyorken, kendi manyetik alanını hapseder [l] (güneş rüzgarı hızı, £:manyetik alan şiddeti, /manyetik geçirgenlik). Bu hapsolmuş alan uzayda gezegenlerarası manyetik alanı oluşturur. Gezegenlerarası manyetik alanın ana kaynağı olan güneşin manyetik alanı, uydu gözlemlerine göre, (dünyanın dönme düzlemi içinde) manyetik kutupluluğun ya güneşe doğru; ya da güneşten uzaklaşan yönde olmasına göre bazı az ya da çok düzenli bölgelere ayrılır [4,5]. Manyetik alan, bu bölgesel düzenliliği uzunca bir süre değişmeden korur (saatler, bazen de günlerce). Bir manyetik kutupluluktan diğerine geçiş ise dakikalar ya da saatler mertebesindedir [l]. Güneş kendi ekseni etrafında döndüğü için bu manyetik kutupluluk ta döner ve etkisi dünyaya kadar taşmır (Şekil 1.2). vuıEğer dünya bütünüyle boşluk içinde olsaydı, manyetik alanı dış uzaya genişle yecek ve güneş ile diğer gezegenlerin manyetik alanları ile yavaşça birleşecekti. Ancak, gezegenlerarası ortam bir boşluk değildir ve dolayısıyla etkileşim çok daha karmaşıktır. Güneş rüzgarının toplam basma manyetik basınç ile parçacıkların momentumları dolayısıyla sahip oldukları kinetik basman toplamına eşittir [6]. Yerin manyetik alanının da bir basma vardır. Gezegenlerarası ortamın basma ile yerin manyetik alanının basma karşılaştırıldığında, dünyadan uzaklarda güneşin manyetik alam yerin manyetik alan etkisini yok edecek; dünyanın yakınlarında ise yerin manyetik alam tarafından güneşin manyetik alan etkisi önlenecektir [1,7]. Orta bir uzaklıkta her iki basınç değerinin karşılaştırılabileceği bir bölge mutlaka var olmalıdır. Bu bölge manyetik ara bölgesi (magnetopause) olarak adlandırılır. Sesüstü hızlarda hareket eden güneş rüzgarı bir engel ile -yerin manyetik alanı- karşılaştığında bir şok dal gası oluşur. Bu, eğik şok (bow shock) olarak adlandırılır (Şekil 1.3). Manyetik ara bölgesi dünyadan yaklaşık 10 yer yarıçapı; eğik şok İle 14 yer yarıçapı uzaklık tadır [1]. Eğik şok ile manyetik ara bölgesi arasında kalan bölge manyetik kılıf (magne- tosheath) olarak adlandırılır. Manyetik ara bölgesini de içine alan ve yerin manyetik alanının güneşin manyetik alanı tarafından hapsedildiği bölge ise manyetosfer olarak adlandırılır. Manyetik ara bölgesinin konumu, güneş rüzgarının dinamik başmandaki farklılıklar ile değişir [8]. Uydu gözlemlerine dayanan çalışmalara gore güneş rüzgarın dan manyetosfere olan enerji geçişi büyük ölçüde gezegenlerarası manyetik alan kuvvet çizgileri ile yerin manyetik alanının kuvvet çizgilerinin birleşmeleri üe olur [9]. Yüksek enlemlerde alan çizgileri gece tarafına doğru süpürülür ve uzunca bir manyetik kuyruk oluştururlar. Manyetik kuyruk, dünyanın arkasında 1000 yer yarı çapından da uzakta gözlenmiştir [2,3]. İyonosfer, serbest elektronların radyo dalgaların yayılımını etkileyebilecek kadar çok olduğu, yer atmosferinin bir bölgesi olarak tanımlanır [10]. iyonosfer, elektron yoğunluğuna gore D, E ve F olarak adlandırılan tabakalara bölünür. F tabakası ise, Fİ ve Fi şeklinde iki ayrı tabakaya daha bölünür (Şekil 1.4). İyonosferdeki iyonizasyon, radyo haberleşmeciliğindeki rolünden dolayı çok önemlidir. Iyonosferin gönderilen bir dalgaya etkisi 2 türlü olabilin (i) yansıtma (ü) yutma. Bir dalganın yansıtılmasına neden olan elektronlar yüksek (F tabakası); yutulmasına neden olan elektronlar ise düşük {D tabakası) bölgelerdedir [7] (Şekil 1.5). Iyonosfersel plazma rad/a (1) doğal plazma frekansında titreşir [11]. Burada, Ne elektron yoğunluğu; e elektron yükü; mt elektron kütlesi; e» ise boş uzaya ah dielektrik sabitidir. Bir elektro manyetik dalga, eğer frekansı doğal plazma frekansından büyükse, iyonosferi delebilir; aksi durumlarda dalga iyonosfer tarafından yansıtılacaktır. Bir başka değişle kritik ıxfrekans olarak ta adlandırılan, dik açıda gönderilen ve iyonosferde yansıtılan en büyük radyo dalgası frekansı, ue ue = y/80£NmM rad/s (2) olarak ifade edilir [11]. F2 tabakasına ait kritik frekans, foF2, dik açıda yerden gönderilen bir radyo dalgasmm yansıdığı yükseklikteki maksimum elektron dağılımının bir ölçüsüdür. Bu şekilde tanımlanan kritik frekans, iyonosfersel olaylar için oldukça önemli bir para metredir [12]. Haberleşme amaçlan için bir radyo dalgası, yansıtılabilmesi ye uzak mesafelerde alınabilmesi için, oldukça büyük bir gelme açısına sahip olmalıdır. Eğer t gelme açısı ise (2) denklemi, şeklini alır. Kritik frekans, t* nin 90 dereceden düşük değerleri için artacaktır. İyonosferde, elektron yoğunluğunun zamanla değişimi bir süreklilik denklemi ile ifade edilebilir [10]. [Elektron yoğunluğundaki değişim hızı] = [Üretim kazana] - [Kayıplar] ± [iletim dolayısıyla olan değişim] (4) İyonosferin 200km altında, fotokimyasal olaylar önemlidir. 200&m nin üzerin de ise dinamik olaylar önemlidir. Önemli dinamik olaylar şunlardır: ExB sapmaları (drift), yüksüz rüzgarlar, atmosferin genleşme ve büzülmesi ve elektron yayılmasıdır. Dinamik olaylar F2 tabakasının davranışında oldukça önemlidir. E x B sapmalarını bunlar içindeki önemi büyüktür. Atmosferik hareketler havayı V hızı ile yerin manyetik alan çizgileri ötesine taşırlar. Alan çizgilerinin taşınması bir elektromotiv kuvvetin, S, oluşmasına sebep olur. ğ aynı zamanda dinamo elektrik alanı olarak ta adlandırılır. Bu indüklenmiş alan, E = V x B, ortamın yüzsüzlüğünü bozan bir akıma, a(V x B), sebep olur ( 0 durumlarında ise ilkine göre tam simetrik bir durum gözlenmiştir (Şekil 3.1). Bz nin saatlik ortalama değişiminin ise aylık değişime göre daha küçük genliklere sahip olduğu görülmüştür. Şiddeti {\Bz\) InT dan büyük Bz bileşenlerinden işaretini 1 saat içinde değiştiren Bz durumları tespit edilmiştir. Bu durumlardan 9612.2 sinde işaret değişik liğinden sonra Bz bUeşeninin işaretini 2 saatten daha fazla bir süre değiştirmediği görülmüştür. Bunlar, kararlı durumlar olarak adlandırılmıştır. Kararlı durumların yüzdesi küçük olduğu için iyonosfer-manyetosfer sistemi nadiren kararlı davranacaktır. Diğer bir değişle, Bz işaretini fazla koruyamamaktadır. Dolayısıyla, Bz deki değişim lerin oluşum zamanı iyonosferin yanıt zamanından daha düşük (veya karşılaştırılabile cek mertebelerde) olduğu için yer sisteminin genelde kararsız davrandığı söylenebilir. xıGezegenlerarası manyetik alanın B2 bileşeninin işaretini değiştirdiği durum larda güneş rüzgarı dinamik başmandaki değişiklikler hesaplanmış ve bu değişimlerin dinamik basınçta büyük çapta değişiklikler oluşturmadığı görülmüştür (Şekil 3.5) Slough kritik frekans değerleri ile güneş lekeleri arasında yüksek bir ilişki bulunmuştur. Ancak, aynı ilişki, foF2 verisinden günlük değişimler çıkarılarak (Ek A) elde edilen SfoF2 verisinde gözlenememiştir (Şekil 3.6). Gezegenlerarası manyetik alan yapısının iyonosfereel kritik frekanslar üzerin deki etkisi, yukarıda açıklanan Bz değişimleri etrafında 8 saatlik 6foF2 verileri alınarak araştırılmıştır. 6foF2 yerine, tüm veriye ait 6foF2 değerlerinin saatlik ortalaması alınarak oluşturulan bir kontrol eğrisine (Şekil 3.7) gore 6foF2 mm % değişiminin kullanılması tercih edilmiştir. Bu analizden, gezegenlerarası manyetik alanm kuzey-güney büeşenmin iyonosfereel kritik frekanslar üzerinde bir kontrol oluşturduğu görülmüştür. Manyetik alanm güneye doğru yönlendiği durumlar kuzeye doğru olan durumlara gore daha büyük saatlik 6foF2 % değerlerine sebep olmuştur. Ayrıca, güney yönündeki Bz her saatte kontrol eğrisinden daha büyük SfoF2 değerler mdükliyorken, kuzey yönündeki Bz geçişleri kontrol eğrisinden daha küçük değerler indüklemiştir (Şekil 3.10). Bunun yanısıra, kuzeyden güneye olan gezegenlerarası manyetik alan geçişle rinde manyetik alanm x büeşeninin de [Bx) kritik frekans üzerinde bir kontrolü olduğu görülmüştür. Ancak bu durum, güney-kuzey gezegenlerarası manyetik alan geçişleri durumunda diğeri kadar belirgin değildir (Şekil 3.11). Gezegenlerarası manyetik alan Bx bileşeninin kararsız davranışları sırasında (bir manyetik kutupluluktan diğerine geçiş) güneye yönelmiş Bz bileşeninin kritik frekans değişimi üzerinde belirleyici rol oynadığı görülmüştür. Diğer yandan, kuzeye yönelmiş manyetik alan durumunda ise, Bz bileşeninden çok manyetik kutupluluğun geçiş yönünün kritik frekanslar üzerinde etkili olduğu anlaşılmıştır (Şekil 3.12) xıı

Özet (Çeviri)

SUMMARY In this study, it was aimed to discover possible links between interplanetary magnetic field (IMF), magnetosphere and ionosphere by using the hourly IMF, solar wind (SW) and ionospheric critical frequency (foF2) data obtained from World Data Center (WDC), over a period of 24 years (1963 - 1986). In order to analyse the IMF data, the data were sorted out in three com ponents; Bx,By,Bz; by employing GSM cartesian coordinate system. Since the IMF Bz component plays an essential role in the energy transfer from the SW to the magnetosphere, there was more emphasize on IMF Bz during the data analysis. The results revealed that there were some systematic seasonal and diurnal variations with respect to the solar rotation axis in the IMF Bz component. During the 12.2% of the data coverage the IMF Bz was stable for more than 2 hours. This stability seemed to be controlled by the solar cycle variation. Also, there was a clear solar cycle effect on the intensity of the IMF, B. It was searched whether there was any possible link between Bz reversals (termed as“event”) and the SW dynamic pres sure changes. It was found out that neither southward nor northward turnings of the IMF were accompanied by major dynamic pressure changes. In the second part of this work the possible effects of the IMF configura tion on the ionospheric critical frequency, /oF2, were investigated by employing the Slough foF2 data. For this purpose, first, the regular diurnal variations in the Slough foF2 data were removed. The new set of data formed such was referred as 6foF2. Although there was a clear solar cycle variation in the Slough foF2 data; there was not a similar behaviour observed in the Slough 6foF2 data. The possible effects of the several configurations of the IMF on the 6foF2 data were searched by ex pressing the percent variations of the 6foF2 with respect to the control curve which consisted of the hourly means of the 6foF2 of the whole data set covering the period between 1967 and 1986. Several configurations of the IMF included northward and southward turninp of the IMF Bz along with the towards and the away polarities of the IMF Bx components. The results of the analysis showed that that during the events, generally, 6foF2% increased during dusk and night hours, and they exhib ited an oscillatory behaviour. On the other hand, there seemed to be no clear solar cycle effect on the 6foF2% during the events. It was also shown that southward IMF turnings produced greater diurnal bfoF2% variations compared to those cases associated with the northward IMF. During the unsteady variations of the IMF Bx component (referred as the solar sector boundary crossings) the southward IMF turnings seemed to be more influential over the S foF2 than those changes of the IMF Bx reversals. On the other hand, in the case of a northward IMF Bz turning, Bx reversals seemed to be more dominant over the Slough 6foF2 values than the direction of the IMF Bz turning. vu

Benzer Tezler

  1. Tez No

    681154

    Development of single-frame methods aided kalman-type filtering algorithms for attitude estimation of nano-satellites

    Nano-uydularda yönelim kestirimi için tek-çerçeve yöntemlere dayali kalman-tipi filtreleme algoritmalarinin geliştirilmesi

    DEMET ÇİLDEN GÜLER

    Doktora

    İngilizce

    İngilizce

    2021

    Havacılık Mühendisliğiİstanbul Teknik Üniversitesi

    Uçak ve Uzay Mühendisliği Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. CENGİZ HACIZADE

    PROF. DR. ZEREFŞAN KAYMAZ

  2. Tez No

    562014

    Magnetotail shape, flow and magnetic field structure at lunar distances using artemis observations

    Dünya'nın manyetik kuyruğunun şekil, plazma akışı ve manyetik alan yapısı açısından ay mesafesinde artemis uydu verileri ile incelenmesi

    İKLİM GENÇTÜRK AKAY

    Doktora

    İngilizce

    İngilizce

    2019

    Astronomi ve Uzay Bilimleriİstanbul Teknik Üniversitesi

    Uçak ve Uzay Mühendisliği Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. ZEREFŞAN KAYMAZ

  3. Tez No

    619614

    Monte Carlo yöntemi ile atmosferde ve yer yüzeyinde doz hesaplamaları

    Dose calculations on the atmosphere and ground surface by Monte Carlo method

    HATİCE DOĞRU

    Yüksek Lisans

    Türkçe

    Türkçe

    2020

    Nükleer Mühendislikİstanbul Teknik Üniversitesi

    Nükleer Araştırmalar Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. İSKENDER ATİLLA REYHANCAN

  4. Tez No

    561354

    Güneş rüzgarı ve gezegenlerarası ortamla ilişkisi

    Solar wind and its effect on interplanetary medium

    HAVVA AKSAÇ

    Yüksek Lisans

    Türkçe

    Türkçe

    2019

    Astronomi ve Uzay BilimleriEge Üniversitesi

    Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. MUSTAFA SERDAR EVREN

  5. Tez No

    651723

    Geomagnetic signal analysis based classification of earthquake magnitudes

    Jeomagnetik işaretlerin çözümlenmesine dayalı deprem şiddeti sınıflandırması

    SHABNAM DERAKHSHAN DILMAGHANI

    Yüksek Lisans

    İngilizce

    İngilizce

    2020

    Deprem Mühendisliğiİstanbul Teknik Üniversitesi

    İletişim Sistemleri Ana Bilim Dalı

    DOÇ. DR. BEHÇET UĞUR TÖREYİN

Geri Dön