А. В. Костров, С. В. Коробков, М. Е. Гущин, В. Е. Шапошников Институт прикладной физики РАН, Нижний Новгород Восьмая ежегодная конференция "Физика плазмы в солнечной системе" О ВЛИЯНИИ ВСПЛЕСКОВОЙ СТРУКТУРЫ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ЮПИТЕРА И ЭФФЕКТОВ ИОНОСФЕРНОГО ГРУППОВОГО ЗАПАЗДЫВАНИЯ НА СПЕКТРЫ, РЕГИСТРИРУЕМЫЕ НАЗЕМНЫМИ ПРИЕМНЫМИ ПУНКТАМИ

Введение февраля 2013 г. ИКИ РАН Принято считать, что полосы на динамическом спектре радиоизлучения Юпитера появляются вследствие Фарадеевского вращения плоскости поляризации линейно поляризованного излучения при прохождении его через магнитосферную и ионосферную плазму Земли. Однако, простые оценки показывают, что для этого необходим слой довольно плотной плазмы. Параметры плазменного слоя определяются из расстояния между соседними Фарадеевскими линиями. 2

Введение февраля 2013 г. ИКИ РАН f ~ 100 kHz 3

Введение февраля 2013 г. ИКИ РАН f ~ 650 kHz 4

Динамическое преобразование Фурье при разной длительности окна обработки февраля 2013 г. ИКИ РАН 2 p / W > t 2 p / W t 2 p / W < t U(t) = U m cos( w 0 t + b sin W t), b =7, f 0 = 24 MHz, F = 100 kHz 5

Классический эффект фарадеевского вращения февраля 2013 г. ИКИ РАН Оценим разницу фазового набега для обыкновенной и необыкновенной волн в простейшем случае продольного распространения волн в магнитоактивной плазме : 6

Оценка параметров плазменного слоя февраля 2013 г. ИКИ РАН Эту величину также называют мерой вращения. Параметры плазменного слоя можно определить, если приравнять разницу мер вращения на соседних частотах : При величине магнитного поля B=0.3 Гс и толщине слоя L=500 км данная оценка дает значение концентрации N~4*10 5 см -3. Это крайне много для ночной ионосферы Земли, в условиях, в которых производится большинство наблюдений. 7

4 - 8 февраля 2013 г. ИКИ РАН Очевидно, что из-за близости отсечки одной из волн к интересующему интервалу частот, при учете только главных членов в разложении такая простая оценка дает завышенное значение концентрации. Не спасает ситуацию и более точный расчет, дающий концентрацию N~7*10 4 см -3. Эта величина достигается лишь в максимуме F- слоя, и не позволяет объяснить наблюдаемые эффекты. 8

Импульсный характер излучения Юпитера февраля 2013 г. ИКИ РАН Супертонкая структура S- всплеска (УТР-2 и цифровой спектральный анализ, Io-B источник) 9

Учет импульсно характера излучения февраля 2013 г. ИКИ РАН Часто декаметровое излучение Юпитера представляет собой последовательность отдельных импульсов. Рассмотрим отдельный линейно поляризованный импульс, падающий на слой замагниченной плазмы. Из - за межмодовой дисперсии групповой скорости на выходе плазменного слоя появится пара когерентных импульсов с временной задержкой. Далее, для простоты, рассмотрим пару идентичных, но задержанных по времени импульсов : Спектр пары импульсов S можно выразить через спектр одиночного импульса S 0 в виде : Минимумы в спектре двух импульсов : Предположим, что отдельные импульсы декаметрового радиоизлучения Юпитера являются статистически независимыми событиями. Покажем, что амплитудный спектр случайной последовательности появляющихся пар импульсов (с одинаковой задержкой) воспроизводит модуль спектра одиночной пары импульсов с точностью до множителя. 10

Спектр случайно повторяющихся импульсов февраля 2013 г. ИКИ РАН Для случайной последовательности пар импульсов : Спектр каждого такого импульса может быть записан в виде : Спектр всей последовательности импульсов P(t) имеет вид : Если перейти к модулю спектра, то Так как последовательность импульсов случайна, то и, следовательно : 11

Пример динамического спектра случайной последовательности пар когерентных импульсов февраля 2013 г. ИКИ РАН Режим одиночных событий 12

4 - 8 февраля 2013 г. ИКИ РАН Пары импульсов следуют часто, они накладываются друг на друга. Пример динамического спектра случайной последовательности пар когерентных импульсов. 13

4 - 8 февраля 2013 г. ИКИ РАН Отметим, что для импульсных сигналов интерференция обыкновенной и необыкновенной мод происходит непосредственно в анализаторе спектра, в отличие от классического фарадеевского вращения плоскости поляризации непрерывного сигнала. 14

Оценка вклада дисперсии групповой скорости февраля 2013 г. ИКИ РАН Оценим величину эффекта модуляции спектра для волн, распространяющихся вдоль магнитного поля, связанную с межмодовой дисперсией. 15

Сопоставление вклада межмодовой дисперсии : разница групповой и фазовой скоростей февраля 2013 г. ИКИ РАН Видно, что для достижения такого же уровня модуляции, как в случае с классическим эффектом Фарадеевского вращения, требования к параметрам плазменного слоя в два раза слабее. 16

Формирование полос Фарадея при распространении волн под углом к магнитному полю : плоскопараллельное приближение февраля 2013 г. ИКИ РАН

Зависимость разностного угла хода лучей нормальных волн от частоты и угла падения исходного излучения февраля 2013 г. ИКИ РАН18 N e =10 5 см -3 B 0 =0,3 Гс max( )< 0,05 o Кажется, что эту зависимость можно не учитывать, но…… H=100 км

Влияние на частотно - угловые распределения Фарадеевских полос февраля 2013 г. ИКИ РАН19 N e =10 5 см -3 B 0 =0,3 Гс H=100 км Расчет без учета Учтена зависимость Плоскопараллельное приближение при распространении волн под углом к магнитному полю Земли является достаточно грубым из-за отсутствия резкой границы плазмы. Однако, этот подход позволяет продемонстрировать сильную зависимость среднего расстояния между Фарадеевскими полосами от угла.

Формирование полос Фарадея при распространении волн под углом к магнитному полю февраля 2013 г. ИКИ РАН Среднее расстояние между Фарадеевскими полосами в диапазоне частот от 20 до 30 МГц. Толщина плазменного слоя H = 100 км. Величина магнитного поля B = 0,3 Гс. 20

Оценка степени эллиптичности поляризации декаметрового радиоизлучения Юпитера февраля 2013 г. ИКИ РАН Степень эллиптичности : A min /A max 21 A min A max Почти линейная поляризация частота A min =A max Круговая поляризация

Численное моделирование эволюции импульсного сигнала, распространяющегося в магнитоактивной плазме февраля 2013 г. ИКИ РАН Для подавления эффектов численной дисперсии по сравнению с физической были существенно сокращены временной и пространственный шаги, концентрация плазмы намеренно завышалась. В частности, частота сэмплирования (9.6 ГГц) почти в 200 раз превышает максимальную частоту в спектре возбуждаемого импульса. Ne = 3*10 5 см -3 B = 0.3 Гс 22

Численное моделирование эволюции импульсного сигнала, распространяющегося в магнитоактивной плазме февраля 2013 г. ИКИ РАН Численное моделирование проводилось прямым решением уравнений Максвелла с учетом поляризационного отклика плазмы по методу конечных разностей во временной области. С целью экономии вычислительных ресурсов расчеты выполнялись в одномерном приближении для продольных волн без учета потерь. Паразитная частотная численная дисперсия была нивелирована специальным выбором расчетной сетки : на длине волны укладывалось около 100 точек пространственной сетки 23

Эволюции импульсного сигнала, распространяющегося в магнитоактивной плазме февраля 2013 г. ИКИ РАН 0 км 16 км 32 км 24

FDTD расчет эволюции спектра линейно поляризованного импульсного сигнала, распространяющегося в магнитоактивной плазме февраля 2013 г. ИКИ РАН 48 км 64км 80 км 25

Заключение февраля 2013 г. ИКИ РАН На примере рассмотрения отдельных импульсов обобщен эффект Фарадея на случай широкополосных сигналов. Показано, что необходим учет эффектов группового запаздывания импульсов, характерный в общем случае и для широкополосных сигналов. Широкая полоса декаметрового радиоизлучения Юпитера свидетельствует об импульсном характере его генерации. Отдельные линейно поляризованные импульсы радиоизлучения Юпитера после прохождения через ионосферу Земли разделяются на пары когерентных циркулярно поляризованных импульса ( левой и правой поляризации ). 26

Заключение февраля 2013 г. ИКИ РАН При приеме пар циркулярно поляризованных импульсов декаметрового излучения Юпитера антенной на динамических спектрах возникает тонкая структура – новые частотные « полосы ». Появление новых полос связано не с поворотом плоскости поляризации ( эффект Фарадея ), а с конечной длительностью окна анализа принимаемых сигналов. При выборе длительности окна анализа большей, чем обратное расстояние между фарадеевскими полосами, этот эффект нужно учитывать для правильной интерпретации динамических спектров. По « контрастности » частотных полос можно судить о эллиптичности поляризации декаметрового излучения Юпитера. Анализ различных измерений показывает, что отношение полуосей эллиптической поляризации изменяется от 1/2 до 1/10. 27

Импульсный характер излучения Юпитера февраля 2013 г. ИКИ РАН t, мсек f, МГц 28

Заключение февраля 2013 г. ИКИ РАН Конкретный вид динамического спектра определяется разрешающей способностью спектрометра или, что то тоже самое длительностью окна анализа. Это обстоятельство необходимо учитывать для правильной интерпретации экспериментальных результатов. По степени « контрастности » фарадеевских полос можно судить о степени эллиптичности поляризации исходного излучения. Отношение полуосей изменяется от 1/2 до 1/10 в различных реализациях. 29