Geri Dön

A statistical analysis of ionospheric joule heating driven by interplanetary coronal mass ejections and high speed streams using SWMF/BATS-R-US MHD model

SWMF/BATS-R-US MHD modeli kullanılarak gezegenlerarası koronal kütle atımları ve yüksek hızlı akışlar tarafından gelişen iyonosferik joule ısınmasının istatistiksel analizi

PDF İndir

  1. Tez No: 784662
  2. Yazar: PELİN ERDEMİR
  3. Danışmanlar: PROF. DR. ZEREFŞAN KAYMAZ
  4. Tez Türü: Yüksek Lisans
  5. Konular: Astronomi ve Uzay Bilimleri, Meteoroloji, Astronomy and Space Sciences, Meteorology
  6. Anahtar Kelimeler: Belirtilmemiş.
  7. Yıl: 2022
  8. Dil: İngilizce
  9. Üniversite: İstanbul Teknik Üniversitesi
  10. Enstitü: Lisansüstü Eğitim Enstitüsü
  11. Ana Bilim Dalı: Meteoroloji Mühendisliği Ana Bilim Dalı
  12. Bilim Dalı: Atmosfer Bilimleri Bilim Dalı
  13. Sayfa Sayısı: 164

Özet

Uzay havası, güneş aktivitesinin neden olduğu gezegenler arası boşluktaki değişikliklerdir. Uzay havası etkilerinden bazıları, radyo iletişim sinyallerinin bozulması, elektrik sistemlerinin bozulması, artan uydu sürüklenmesi ve uçuşlarda artan radyasyon dozajıdır. Dolayısıyla gelişen uzay bilimi ve teknolojisi ile bu uzay hava olaylarının gözlemleri ve tahminlerinin yapılması oldukça önemlidir. Dünya'yı ve yakın uzay ortamını en çok etkileyen iki büyük güneş aktivitesi olayı, taçküre kütle atımları ve yüksek hızlı güneş rüzgarı akımları olarak sınıflandırılır. Bu olayların Güneş aktivitesine, Güneş lekesi döngüsüne, bağlı olarak görülme sıklıkları değişir. Kökenleri, oluşumları, gezegenler arası yapıları ve sebep oldukları jeomanyetik bozunumlar nedeniyle uzay havasını farklı şekillerde ve şiddetlerde etkilerler. Güneş rüzgarı-manyetosfer-iyonosfer süreçleri, her olay için farklı şekilde gerçekleşir. Güneş olaylarının enerji bütçesi, jeomanyetik fırtınalar olarak adlandırılan orta ila büyük derecede jeomanyetik bozunumlara sebep olarak manyetosfer-iyonosfer sistemine dağılır. Bu dağılmaya en büyük katkılardan biri, elektrik akımlarının iyonosferde neden olduğu sürtünmeli bir ısınma olan Joule ısıtması tarafından gerçekleşir. Bu nedenle, bu çalışmada temel amaç, gezegenler arası uzayda bu iki ana olayın (TKA'lar ve YHGRA'lar) farklılıklarını ortaya çıkarmak, daha sonra sebep oldukları jeomanyetik fırtınalarını fazları ile ayrıntılı olarak araştırmak ve son olarak Joule ısınması katkılarını (1) yapısal bölgeleri ve (2) sürülen jeomanyetik fırtına fazları için karşılaştırmaktır. Böylece, taçküre kütle atımları ve yüksek hızlı güneş rüzgar akışlarının farklılıkları, Güneş'teki kökenlerinden, gezegenler arası uzaya kadar, oradan da Dünya'nın manyetosfer-iyonosfer sistemi ile etkileşime girmesine kadar izlenecektir. Literatürde, iki Güneş aktivitesi olayının da farklı yapılarda olduğu ve farklı jeomanyetik fırtınalara sebep olduğu gösterilmiştir. Gezegenler arası uzaydaki TKA'lar, sheath (SH) ve magnetic obstacle (MO) bölgelerinden oluşan gezegenler arası taçküre kütle atımı (GATKA'lar) olarak adlandırılır. Sheath bölgesi şoktan hemen sonra gelir, ancak yüksek sıcaklık ve hızlara sahip türbülanslı bir bölgedir. Öte yandan, magnetic obstacle, genel olarak flux-rope yapısında olup magnetic cloud olarak adlandırılan GATKA'nın yüksek oranda manyetize olmuş kısmıdır. Gezegenler arası uzaydaki koronal delik kaynaklı yüksek hızlı akışlar, Güneş'in dönüşü ve uzun süre mevcudiyeti ile sürekli yapısından dolayı birlikte-dönen etkileşim bölgesi yüksek hızlı akışları (BDEB/YHA) olarak adlandırılır. BDEB/YHA'ların önünde şok yoktur, bu nedenle Güneş rüzgarı parametrelerinde ani bir artış olmaz, ancak hızlı ve güneş rüzgarı etkileşim bölgesinin sıkıştırılması nedeniyle yoğunluk ve manyetik alan parametreleri diğerlerinden önce artar. Bu farklılıklar nedeniyle her iki Güneş aktivitesinin de farklı Joule ısınması oranlarına sahip olduğu düşünülmektedir. GATKA kaynaklı jeomanyetik fırtınalar genellikle orta ila aşırı şiddetteyken, BDEB/YHA güdümlü fırtınalar hafif ile orta şiddetlidirler. Her iki olayın da sebep olduğu jeomanyetik fırtınaların başlangıç, ana ve iyileşme evreleri vardır. Ancak GATKA'lar söz konusu olduğunda, hızlı ileri şok nedeniyle BDEB/YHA'larden farklı olarak ilk aşaması bir fırtına ani başlangıcı (FAB) ile başlar. Ayrıca GATKA kaynaklı fırtınalardaki ana evre daha şiddetlidir. Her iki Güneş aktivitesi olayında da iyileşme aşaması daha uzun sürebilir, ancak BDEB/YHA vakalarında tam iyileşme o kadar net değildir, belirsizdir. Bu sebeple jeomanyetik bozunumlar daha uzun sürebilir. Genel olarak, iyonosferin Joule ısınmasında her fazın farklı bir katkısı olması beklenir. Joule ısınması, iyonosferik akımlar ve iyon-nötr çarpışmalarının gerçekleştirdiği sürtünme nedeniyle üst atmosferin ısınması olarak bilinir. Doğrudan gözlemlenebilir bir parametre değildir. Türetilmiş bir parametre olduğu için, ısıtma oranını tahmin etmek için geliştirilmiş birkaç teknik vardır. Bu yöntemler, uzay kaynaklı ölçümler ve MHD modelleri ile birlikte yer tabanlı yöntemlerin kullanılmasını içerir. Son zamanlarda en çok tercih edilen yaklaşım Joule ısınmasının tahmini için fizik tabanlı modellerin kullanılmasıdır. RCM ile çalışan SWMF/BATS-R-US modeli, MHD denklemlerini çözerek iyonosferik elektrodinamik parametreleri elde etmek ve ardından iyonosferik Joule ısınması değerini elde etmek için CCMC tarafından geliştirilen en son ve en yeni modellerden biridir. Bu nedenle, Joule ısınmasını elde etmek için bu çalışmada SWMF/BATS-R-US modeli kullanılmıştır. Bu çalışmada ilk olarak üç TKA vakası ve üç YHA vakası detaylı araştırmak ve istatistiksel analiz yürütmek için seçilmiştir. Daha sonra SOHO/LASCO C2 koronagraf ve AIA teleskop görüntülerinden TKA ve YHA olayları gözlemlenmiştir. Gözlemlerden sonra, veri ölçümleri için L1 Lagrange noktasındaki Güneş rüzgarı, WIND uydusu aracılığıyla alınmıştır. Olay aralıkları GATKA ve BDEB/YHA katalogları ile belirlenmiştir. İkinci olarak, olay aralıklarına tekabül eden Joule ısınması verisini elde etmek için SWMF/BATS-R-US manyetosferik MHD modeli çalıştırılmıştır. Model çıktıları elde edildikten sonra TKA'ların ve YHA'ların yapısal aralıkları belirlenmiş ve birim zaman başına karşılık gelen Joule ısınması değerleri belirlenmiştir. Daha sonra, GATKA ve BDEB/YHA sebebiyle gelişen jeomanyetik fırtınanın faz aralıkları belirlenmiştir ve bu fazlara denk gelen Joule ısınması oranları hesaplanmıştır. Karşılaştırmaları daha detaylı yapabilmek için basit doğrusal regresyon ve çoklu doğrusal regresyon analizleri uygulanmıştır. Bu iki Güneş aktivitesi olayının sebep olduğu Joule ısınmasını kontrol eden parametreleri bulmak için yapısal korelasyonları karşılaştırmanın dışında, manyetosferik süreçleri temsil eden jeomanyetik fırtına aralıkları için enerji verimliliği analizi de yapılmıştır. Bu analizler sonucunda, TKA'ların, çoğunlukla magnetic obstacle bölgeleri nedeniyle, YHA'lardan ziyade üst atmosferde daha yüksek Joule ısınması oranlarına yol açtığı bulunmuştur. Ayrıca jeomanyetik fırtına aralığı baz alındığında, TKA olaylarında daha fazla Joule ısınması oranı elde edilmiştir. Her iki olaydan da kaynaklanan fırtınaların ana fazlarının, birim zaman başına en yüksek Joule ısınma oranı ile ilişkili olduğu bulundu. Regresyon analizleri ile YHA için Joule ısınmasını kontrol eden parametrelerin jeomanyetik aktivite parametreleri olduğu, TKA için Joule ısınmasını kontrol eden parametrelerin ise güneş rüzgar parametreleri olduğu bulunmuştur. Bu sonuç, YHA'lar sebebiyle ortaya çıkan Joule ısınmasının daha etkili olduğunu ve manyetosferik süreçler tarafından üretildiğini, TKA'lar sebebiyle ortaya çıkan Joule ısınmasının ise daha az etkili olduğunu ve güneş rüzgar enerji bütçesi tarafından üretildiğini ortaya koymuştur. Bölüm 1'de bu çalışmanın amacı ve literatürdeki çalışmalar tanıtılmaktadır. Bölüm 2'de Güneş aktivitesi ve uzay havası detaylı bir şekilde açıklanmıştır. Daha sonra TKA ve YHA olayları, kökenleri, yapıları ve farklılıkları incelenmiştir. Sonrasında ise jeomanyetik fırtınalar tanımlanmış ve fazları açıklanmıştır. Bu bölümün son kısmında ise güneş rüzgarı-manyetosfer-iyonosfer sistemindeki enerji süreçleri açıklanmıştır. Bölüm 3, Joule ısınmasının detaylı açıklamasını, mevcut veri elde etme yöntemlerini ve manyetosferik SWMF/BATS-R-US MHD modelini açıklamaktadır. Bölüm 4, TKA ve THA olaylarının seçilmesini, MHD modelinin kullanım ayrıntıları, TKA ve YHA'ların yapısal analizlerini, TKA ve YHA'ların sebep olduğu jeomanyetik fırtınaların ve fazlarının incelemesini, basit ve çoklu doğrusal regresyon analizlerini ve son olarak enerji verimliliği analizini oluşturur. Bölüm 5'te, Böüm 4'te gerçekleştirilen analizler ile elde edilen çarpıcı ve önemli sonuçlar açıklanmış, gelecek çalışma önerileriyle birlikte özet şeklinde verilmiştir.

Özet (Çeviri)

Space weather is the changes in the interplanetary space caused mainly by solar activity. Some of the space weather hazards are disruption of radio communication signals, disruption of electrical systems, increased satellite drag and increased radiation dosage on flights. Thus, the observations and predictions of these space weather events are significantly important with the developing space science and technology. Two major solar phenomena that affect the environment near Earth the most are classified as coronal mass ejections and high speed solar wind streams. Depending on the solar activity, the sunspot cycle, their occurrence rate changes. Due to their origin, occurrence, interplanetary structure and the geomagnetic disturbances they drive, they affect the space weather in different ways and intensities. Solar wind- magnetosphere-ionosphere coupling process is driven differently for each phenomena. The energy budget of the solar phenomena is dissipated into the magnetosphere-ionosphere system resulting in moderate to major geomagnetic disturbances, called geomagnetic storms. Geomagnetic storms are one of the highest contributions to this dissipation is via Joule heating, which is a frictional heating in the ionosphere caused by the electrical currents. Thus, in this study, the main aim is to reveal the differences of this two major phenomena (CMEs and HSSs) in the interplanetary space, then to investigate their driven geomagnetic storms in detail with their phases and finally to compare the Joule dissipation contributions (1) for their structural regions and (2) for the driven geomagnetic storm phases. Hereby, the differences of the coronal mass ejections and high speed solar wind streams would be tracked from their origin in the Sun, to the interplanetary space until they interact with the Earth's magnetosphere-ionosphere system. In the literature it is shown that the two phenomena have different structures and different driven geomagnetic storms. CMEs in the interplanetary space are named as interplanetary coronal mass ejections (ICMEs) that consist of sheath (SH) and magnetic obstacle (MO) regions. The sheath region is followed just after the shock, thut it is a turbulent region with high temperature and speeds. On the other hand, a magnetic obstacle is the highly magnetized part of the ICME, which is generally referred to magnetic cloud with flux-rope pattern. The coronal hole high speed streams in the interplanetary space are named as corotating interaction region high speed streams (CIR/HSS) due to their continuous pattern with the Sun's rotation and longer presence. CIR/HSSs do not have a fast forward shock, thus the parameters do not have an abrupt increase but the density and magnetic field parameters increase before the others due to the compression of the fast and solar wind interaction region. Due to these differences it is thought that both phenomena have different Joule dissipation rate. ICME driven storms are generally moderate to extreme in intensity, whereas the CIR/HSS driven storms are minor to moderate in intensity. Both phenomena have initial, main and recovery phases of their geomagnetic storms. But in the case of ICMEs, the initial phase starts with a storm sudden commencement (SSC) differently from CIR/HSSs due to the fast forward shock. Also the main phase in the ICME driven storms are more intense. The recovery phase in both phenomena can last longer, but in CIR/HSS cases the full recovery is not that clear. Thus, the disturbances can last longer. Overall, it is expected that each phase has a different contribution in Joule heating of the ionosphere. Joule dissipation is known as the heating of the upper atmosphere due to the ionospheric currents and friction of the ion-neutral collisions. It is not a directly observable parameter. And since it is a derived parameter, there are several techniques developed to estimate the heating rate. These methods include using ground based methods together with space-borne measurements and MHD models. Recently, the most preferred approach is to use physics-based models for the estimation of Joule heating. SWMF/BATS-R-US with RCM is one of the latest models developed by CCMC in order to obtain ionospheric electrodynamics parameters by solving MHD equations and then to estimate ionospheric dissipation. Thus, we decided to run the SWMF/BATS-R-US model to estimate Joule heating. Firstly in this study, as solar phenomena, three CME and three HSS cases were selected to investigate. Then, the CME events were selected by using the SOHO/LASCO C2 coronagraph and HSS events were observed from the SDO/AIA telescope images. After the remote sensing observations, WIND spacecraft in L1 point was used to obtain in-situ data measurements. The event intervals are corrected by using ICME and CIR/HSS catalogs. Secondly, the SWMF/BATS-R-US magnetospheric MHD model was run in order to obtain Joule dissipation data covering the event intervals. After obtaining the model outputs, the structural intervals of CMEs and HSSs were determined and the corresponding Joule heating rates per unit time were determined. After, the ICME-driven and CIR/HSS-driven geomagnetic storm phase intervals were determined and the Joule heating rates corresponding to these phases were determined for each. To make a detailed comparison, simple linear regression and multi linear regression analyses were performed for the structural intervals. To compare the structural correlations in order to find out the controlling parameters, energy efficiency analysis was also performed for the geomagnetic storm intervals referring to the magnetospheric processes. By the help of these analyses, it was found that the CMEs lead to the higher rates of Joule dissipation in the upper atmosphere rather than HSSs, mostly due to their magnetic obstacle regions. Also the geomagnetic storm interval resulted in more Joule heating for the CME cases. Main phases of the driven storms from both phenomena were found to relate with the highest Joule heating rate per unit time. With the SLR and MLR analyses, it was found for HSS that their controlling parameters are the geomagnetic activity parameters, whereas the controlling parameters of the CMEs are the solar wind parameters. This result revealed that the Joule heating driven by the HSSs are more effective and produced by the magnetospheric processes, whereas the Joule heating driven by CMEs are less effective and produced by the solar wind energy budget of the phenomena. In Chapter 1, the aim of this study and literature work is introduced. In Chapter 2, solar activity and space weather are defined. Then CME and HSS phenomena are investigated in detail, followed by a description of geomagnetic storms and their phases and energy exchange processes. Chapter 3 explains the Joule heating, existing methods for estimations and the SWMF/BATS-R-US model. Chapter 4 consists of the selection of CME and HSS cases, run details of the MHD model, structural analysis of CMEs and HSS, geomagnetic storm analysis of ICMEs and CIR/HSSs, simple and multi linear regression analyses for all cases and finally the energy efficiency analysis. In Chapter 5, the results are explained and the summary is given with future work recommendations.

Benzer Tezler

  1. Tez No

    668058

    Bayes teoremi ve Naive Bayes sınıflandırıcısı kullanılarak iyonkürenin istatistiksel analizi

    Statistical analysis of the ionosphere using Bayes' theorem and Naive Bayes classifier

    MUNA OMAR ABDELSALAM ALGAHANI

    Yüksek Lisans

    Türkçe

    Türkçe

    2021

    Elektrik ve Elektronik MühendisliğiKastamonu Üniversitesi

    Malzeme Bilimi ve Mühendisliği Ana Bilim Dalı

    DR. ÖĞR. ÜYESİ SEÇİL KARATAY

  2. Tez No

    343363

    Bazı iyonküre parametrelerindeki değişim ile M > 5.0 büyüklüğündeki depremler arasındaki ilişkinin araştırılması

    Investigation of relation between the variation of some ionospheric parameters with earthquakes for magnitude M > 5.0

    TUBA KARABOĞA

    Doktora

    Türkçe

    Türkçe

    2013

    Fizik ve Fizik MühendisliğiFırat Üniversitesi

    Fizik Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. OSMAN ÖZCAN

  3. Tez No

    535830

    İyonosferik tec dalgalanmalarının (manyetik fırtına, solar aktivite ve deprem kaynaklı) uydu bazlı konumlama sistemleriyle araştırılması

    Investigation of ionospheric total electron content (TEC) fluctuation (magnetic storm, solar activity and earthqauke based) satellite based positioning system

    SAMED İNYURT

    Doktora

    Türkçe

    Türkçe

    2019

    Jeodezi ve FotogrametriZonguldak Bülent Ecevit Üniversitesi

    Geomatik Mühendisliği Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. ÇETİN MEKİK

    DOÇ. DR. ÖMER YILDIRIM

  4. Tez No

    694699

    Orta enlem iyonküresi için rassal alan modeli geliştirilmesi

    Development of random field model for midlatitude ionosphere

    OZAN KÖROĞLU

    Doktora

    Türkçe

    Türkçe

    2021

    Elektrik ve Elektronik MühendisliğiHacettepe Üniversitesi

    Elektrik-Elektronik Mühendisliği Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. FEZA ARIKAN

  5. Tez No

    518847

    Statistical investigation of ionospheric electron density over İstanbul during geomagnetic storms and implications for GPS communications

    Geomanyetik fırtına zamanlarında İstanbul üzerindeki iyonosferik elektron yoğunluğunun istatistiksel olarak incelenmesi ve GPS haberleşmesi üzerine etkisi

    BUTE NAZ ERBAŞ

    Yüksek Lisans

    İngilizce

    İngilizce

    2018

    Havacılık Mühendisliğiİstanbul Teknik Üniversitesi

    Uçak ve Uzay Mühendisliği Ana Bilim Dalı

    PROF. DR. ZEREFŞAN KAYMAZ

Geri Dön