|
|
1. Bevezetés
Az ókorban és a középkorban a ptolemaioszi világszemlélet írta le,
hogyan képzelték el az univerzumot. E világszemlélet a legtökéletesebb
formára, a gömbre épült. Az univerzum középpontjában a tökéletesen
gömb alakú Föld állt, amit szférák, gömbhéjak vettek körül. Ezekben a
szférákban mozogtak az álló Föld körül az égitestek, a Hold, a bolygók
és Nap is. A legkülső szférán a csillagok, azon túl pedig a nem földi
világ (mennyország) volt, ahol többek között az angyalok is éltek, és
időnként földöntúli, csodálatos muzsikával és énekekkel örvendeztették
meg az arra érdemeseket. Ez volt a szférák zenéje.
Mai világképünk kevésbé költői, tudjuk, hogy nem a
Föld a világegyetem középpontja, és csak a Hold kering körülötte,
amivel együtt – a többi bolygóhoz hasonlóan – kering a Nap körül. De a
szférákat nem kellett azért elfelednünk, a Föld körül valóban vannak
szférák. A legalsó szférát, amelyben élünk, és amely a légkör 99%-át
magában foglalja, troposzférának nevezzük az itt zajló turbulens
folyamatok miatt. Ez a 12–15 km magasságig nyúló tartomány, ahol az
időjárás, azaz a légkör fizikai változásai (hőmérséklet, nyomás,
szélsebesség, csapadék) zajlanak.
A troposzféra fölött további szférák vannak,
amelyek – bár egyre csekélyebb mértékben – de még semleges gázokat
tartalmaznak (sztratoszféra, mezoszféra). Sokkal izgalmasabb azonban
az efölött lévő szférák sokasága, ezek ugyanis már nem semleges
gázokból, hanem elsősorban elektromosan töltött részecskékből,
plazmából állnak. Plazmával a földön ritkán találkozunk, bár plazma
van a tűz lángjában, az energiatakarékos „izzók” fénycsövében, a régi,
katódsugárcsöves tévékben, monitorokban és a részecskegyorsítókban. A
világegyetemben a plazma a leggyakoribb anyagforma,
az anyag több mint 99%-a plazmaállapotban van – ezért gyakran a
plazmát az anyag negyedik halmazállapotának is nevezik.
A legalsó, legsűrűbb réteget ionoszférának
nevezzük, és 80–100 km-től 1000 km-ig terjed. Az efölötti rész a
magnetoszféra, melynek a külső határa a Nap irányában 10 földsugár,
ellenkező irányban akár 1000 földsugár is lehet (1.
ábra). A nevét azért kapta, mert az itt lévő, rendkívül ritka
plazma fizikai folyamataiban a földi mágneses tér játssza az egyik
főszerepet. A Napnak, ami valójában egy izzó, folyamatosan párolgó
gázgömb, szintén van mágneses tere. A felszínéről elpárolgó, táguló
anyag, ami szintén plazmaállapotú, a fizika törvényei szerint magával
ragadja a Nap mágneses terét – ez a napszél. A napszél a benne lévő
mágneses térrel együtt folyamatosan beleütközik a földi
magnetoszférába, és bezárja azt egy üregbe. Azt szokták mondani, aki
burokban születik, az szerencsés ember. Az egész emberiség burokban
született: a magnetoszféra burkában – és valóban szerencsés, amint ezt
a következőkben meglátjuk.
A Nap ugyanis nemcsak jó és hasznos dolgokat (fény,
meleg) küld nekünk, hanem időnként hatalmas energiájú anyagot (plazma)
és káros (röntgen-, gamma-) sugárzást is kibocsát, ezeket nap- és
koronakitöréseknek nevezzük. Ha a Földnek nem lenne magnetoszférája, a
koronakitörések plazmabuboréka elérné a Föld felszínét, és
elpusztítaná a szerves életet. Szerencsénkre a külső magnetoszférát
elérő mágnesezett plazma nem tud behatolni a földi magnetoszférába, az
arra kényszeríti, hogy eltérüljön. Tehát valóban szerencse fiai
vagyunk, a burok megvéd bennünket és a teljes bioszférát is. A Napból
érkező nagyenergiájú részecskék egy része a Nappal ellentétes oldalon
be tud jutni a magnetoszférába, és létrehozza a sugárzási öveket. A
plazmabuborék és a magnetoszféra kölcsönhatása pedig
mágnesestér-változásokat, mágneses viharokat okoz.
Tehát mivel a magnetoszférában zajló folyamatok fő
mozgatója elsősorban a Napból érkező energia, így a földi időjárás
elnevezés analógiájára a felsőlégkörben lezajló folyamatokat
űridőjárásnak (space weather) nevezzük. Az űridőjárási hatások nem
korlátozódnak e tartományokra, hanem megjelennek a felszínen és a
semleges felsőlégkörben is, és így közvetlenül vagy közvetve
befolyásolják a bioszférában lezajló eseményeket és a
társadalmi-gazdasági életet is.
Ezért az utóbbi 10–15 évben az űrfizika-űrkutatás
egyik fő területévé az űridőjárási kutatások váltak, ugyanis
napjainkra civilizációnk „űrtevékenység-függővé” vált. Szinte
láthatatlanul, mindennapi életünk részévé váltak a műholdak és azok
szolgáltatásai, melyekből jelenleg mintegy 3500(!) kering a Föld
körül: telekommunikáció – TV, internet, (mobil)-telefónia; navigáció
(GPS, GLONASS, GALILEO); távérzékelés (mezőgazdaság, környezetvédelem,
természeti katasztrófák monitorozása). Annyira igaz ez, hogy nem is a
szolgáltatás létét, hanem esetleges hiányát, zavarát vesszük már csak
észre. Az űridőjárás fő hajtómotorja a Nap és kisebb részben a
galaktikus kozmikus sugárzás. Az űridőjárás változásainak hatása a
Föld felsőlégkörében főleg az emberalkotta eszközöket (műholdakat)
érinti, a sugárzási övekben keletkező és onnan kicsapódó nagy (sokszor
relativisztikus) energiájú töltött részecskék – ionok, elektronok –
képesek a műholdakat időlegesen vagy véglegesen megbénítani, és ezzel
– a műhold cseréjének dollár tíz- vagy százmilliós (!) költségén
túlmenő, – társadalmi, gazdasági károkat okozni, esetenként
emberéleteket veszélyeztetni (például mágneses viharok alatt mind a
mágneses, mind a GPS-alapú navigáció megbénulhat, ami a polgári és a
katonai légiközlekedésben egyaránt komoly veszélyforrást jelent).
Az űridőjárási folyamatok azonban nem csak az
űrtevékenységre (műholdak) vannak hatással, hanem a bioszférára, az
élőlényekre is: a napciklusok, mágneses viharok hatással vannak az élő
szervezetekre, például balesetek, fertőző betegségek gyakoriságára. A
felsőlégkörből a semleges légkörbe az űridőjárási folyamatokból
becsatolódó energia hatással van a földi időjárásra is. A mágneses tér
változásai által keltett ionoszférikus áramok pedig zavarokat
okozhatnak a villamosenergia-átviteli rendszerekben, az elektrokémiai
korrózió útján pedig a különböző csővezetékekben is.
Ahhoz, hogy képesek legyünk ezeket az űridőjárási
hatásokat modellezni vagy előre jelezni, le kell írnunk a
felsőlégkörben végbemenő folyamatokat.
Nemcsak a szférák maradtak meg a régi idők
világképéből, hanem a szférák zenéje is – igaz, a mai idők zenéjét nem
angyalok keltik, de a sugárzási övekben keletkező kórusok
megtévesztésig hasonlítanak egy madárcsapat csicsergésére, a belső
magnetoszférában terjedő, földi villámok által keltett jelek,
amelyeket whistlereknek nevezünk, pedig mélyülő füttyökként
hallatszanak. Mindkét „zene” fontos szerepet játszik az űridőjárási
kutatásokban.
2. A magnetoszféra és tartományai:
ahol az űridőjárási folyamatok zajlanak
A magnetoszférában a plazmából több fajta is jelen van, és a mágneses
tér jelenléte olyan részecskemozgásokat és hullámjelenségeket ír elő a
plazmában, amelyek semleges anyag esetében nem léteznek. Az űridőjárás
ezért e három „szereplő”, a mágneses tér, a töltött részecskék és az
elektromágneses hullámok változásainak, kölcsönhatásainak összessége.
2.1 Társbérletek a magnetoszférában: I. a
plazmaszféra és a whistlerek • A plazmaszféra a
magnetoszféra belső, tórusz alakú tartománya, amelyet hideg, kis
energiájú – 1 eV – de relatíve nagy sűrűségű – 100–10 000/cm3 – plazma
tölt ki. Ez a plazma főleg egyszeresen ionizált gázokat (H, He, N, O)
tartalmaz. Alsó határa az ionoszféra teteje (~1000 km), felső határa
nyugodt mágneses időszakokban négy-öt földsugár távolságban
helyezkedik el. (2. ábra). A
plazmaszféra részecskéinek fő forrása az ionoszféra. A plazmaszféra
határa a plazmapauza, amelynek helye és alakja dinamikusan változik. A
plazmaszférában lévő anyag együtt forog a Földdel. E határfelület
pillanatnyi helyzete különös fontossággal bír az űridőjárási
folyamatokban.
Mind a plazmaszférát, mind a plazmapauzát
whistlerek segítségével fedezték fel (Storey, 1953; Carpenter, 1963).
A közönséges, földi villámok rövid, impulzusszerű rádiójeleket
keltenek, amelyek kijuthatnak a magnetoszférába, és ott az erővonalak
mellett terjedve eljutnak a másik féltekére. A felszínen a villám
által keltett szélessávú zajnak már csak az egészen alacsony
frekvenciás (1–20 kHz) tartománya észlelhető. Mivel e tartomány
rezgésszáma megegyezik a hallható hangok frekvenciatartományával, a
jelet egy hangszóróra kapcsolva mélyülő füttyként halljuk – ezért
kapta az angol whistler (fütty) szó alapján a nevét a jelenség.
A whistlerek elemzéséből meghatározható, hogy
melyik erővonal mellett terjedt a jel, és milyen volt a plazma (az
elektronok) eloszlása az erővonal mellett. Tehát a felszínen észlelt
whistlerek elemzésével információt nyerhetünk azon tartomány – a
plazmaszféra – állapotáról, amelyben ezek a jelek terjedtek, azaz egy
egyszerű és olcsó plazmaszféra-diagnosztikai eszköz van a kezünkben,
ugyanis a whistlerek igen gyakoriak, egy adott földrajzi helyen évi
több tíz- vagy százezer is észlelhető, de van olyan hely is
(Antarktiszi-félsziget), ahol ez a szám elérheti az öt-tízmilliót is
(Lichtenberger et al., 2008, Collier et al., 2011).
2.2 Társbérletek a magnetoszférában: II. a
sugárzási övek és a hullám-részecske kölcsönhatás • A sugárzási vagy
Van Allen-öveket a magnetoszféra erővonalai által csapdába ejtett
energikus részecskék alkotják (2. ábra). Két, tórusz alakú
tartományból állnak, a belső öv 1,2–3 földsugár távolságban
helyezkedik el, az itt lévő elektronok energiája néhány 100 keV, a
protonoké akár 100 Mev is lehet. A külső sugárzási öv három-tíz
földsugár távolságban helyezkedik el, a legnagyobb részecskefluxus a
négy-öt földsugár tartományban van, azaz épp egybeesik a
plazmapauzával – ezért fontos ismerni a plazmapauza helyzetét. A külső
övet nagy energiájú elektronok (1–10 MeV) alkotják. Ezek a gyakran
relativisztikus energiájú elektronok azok a részecskék, amelyek
képesek a műholdak elektronikai berendezéseit a félvezetők állapotát
időlegesen vagy véglegesen megváltoztatva megrongálni.
A sugárzási övek részecskéinek forrása elsősorban a
napszél, a koronakitörések alkalmával a Napból kilökődő nagyenergiájú
részecskék a földi magnetoszférával találkozva a Nappal ellentétes
oldalon, a mágneses uszályon – ha úgy tetszik, a „hátsó ajtón” –
keresztül jutnak vissza a földközeli tartományokba, ahol a mágneses
tér csapdába ejti ezeket. A Lorentz-erő arra kényszeríti a
részecskéket, hogy a mágneses erővonalak körül spirálmozgást
végezzenek, a mágneses tér pedig a sarkok felé sűrűsödő erővonalak
miatt csapdában tartja azokat. Ekkor a részecskék energiája nagy, de
még nem relativisztikus. Nemrégiben derült fény arra, hogyan is jutnak
többletenergiához ezek a részecskék: a legújabb kutatások szerint a
nagy (relativisztikus) energiájú részecskék
hullám-részecske-kölcsönhatások során keletkeznek, és csapódnak ki a
sugárzási övekben (például Horne et al., 2005, Bortnik et al., 2008).
A műholdak szempontjából különösen fontos a kicsapódás a mágneses
csapdából, ugyanis a relativisztikus energiájú részecskék így jutnak
el az alsóbb tartományokba is, ahol az alacsony pályán keringő
műholdak sokasága kering. A magas pályán keringő és a geoszinkron
műholdak esetében pedig már a részecskék keletkezése is
„életveszélyes” folyamat, hiszen ez abban a tartományban történik,
ahol ezek a holdak keringenek.
2.3 Társbérletek a magnetoszférában: III. a
gyűrűáram és a mágneses viharok • A Napból a belső magnetoszférába
bejutó részecskék az erővonalak melletti spirálmozgáson kívül a
mágneses tér inhomogenitása és a gravitációs tér miatt egy másik
driftmozgást is végeznek, amely merőleges mind a gravitációs térre,
mind az inhomogenitás gradiensére, s a mozgás iránya
|
|
|
töltésfüggő, azaz a pozitív és negatív töltésű
részecskék ellenkező irányba mozognak. Ez a mozgás kelet–nyugati
irányú, és a töltésfüggőség miatt egyfajta áramként interpretálható.
Mivel körülöleli a Földet, gyűrűáramnak nevezzük; iránya olyan, hogy
az általa keltett mágneses tér gyengíti a földmágneses teret. A
mágneses viharok fő fázisában a tér gyengüléséért a gyűrűáram
megerősödése felelős, ekkor kerülnek a napszél részecskéi a belső
mágneses térbe.
A gyűrűáram részecskéi közepes energiájúak, az
elektronok ~10 keV, a protonok ~200 keV energiájúak, sűrűségük
10–100/cm3.
3. Űridőjárási folyamatok
a magnetoszférában
Az űridőjárási események a magnetoszférában tehát a következőképpen
zajlanak:
A napból érkező nagyenergiájú részecskék bejutnak a
belső magnetoszférába, ahol a gyűrűáramot megerősítve a mágneses tér
változásait okozzák, aminek hatására az ionoszférában és felszínen is
áramok lépnek fel.
A nagyenergiájú részecskék hullám-részecske
kölcsönhatás révén többletenergiát szereznek, és extrém nagy
(relativisztikus) energiára tesznek szert.
A relativisztikus energiájú részecskék (szintén hullám-részecske
kölcsönhatás következtében) kiszóródnak a mágneses csapdából, pályájuk
során közelebb kerülnek a felszínhez, ahol elnyelődnek a sűrű
atmoszférában.
A relativisztikus részecskék keletkezésük után,
illetve a kiszóródás során találkozhatnak műholdakkal, amelyekben
időlegesen vagy akár véglegesen is megváltoztathatják a
félvezető-átmeneteket. Ha ez normál üzem közben történik, a műhold
akár véglegesen is megrongálódhat, vagy elveszhet.
Ahhoz, hogy meg tudjuk akadályozni a műholdvesztést
vagy -rongálódást, az egyik megoldás a műhold alapállapotba (stand-by)
kapcsolása. Nyilvánvalóan nem szeretnénk sem feleslegesen, sem a
szükségesnél hosszabb ideig lekapcsolni a műholdakat, ezért célunk az,
hogy modellezzük az űridőjárási folyamatokat, és ez alapján előre
jelezzük az eseményeket. Mivel a műholdakra a fő veszélyt a
relativisztikus energiájú részecskék jelentik, ezek keletkezése és
kicsapódása az a folyamat, amelyet modellezni kell. A hullám-részecske
kölcsönhatás több paraméterrel írható le, a hullámterjedés egyik fő
paramétere a közeg töltéssűrűségének eloszlása. Ez az a pont, ahol a
plazmaszféra és a whistlerek szerepet kapnak, ugyanis a
hullámterjedést alapvetően a hideg, nagy sűrűségű plazma irányítja.
Az űridőjárási kutatások fontosságát világszerte
felismerték, az Európai Unió 7-es Keretprogramja kiemelten támogatja a
kutatásokat e területen (FP7-Space), az Európai Űrügynökség pedig –
részben az FP7-Space projektekre alapozva – elindította az
űrkörnyezeti figyelőprogramot (Space Situational Awareness – SSA),
amelynek célja az űreszközök operatív védelme. Az SSA három pillére az
űridőjárás, az űrszemét és a földközeli természetes objektumok
megfigyelése. Természetesen a NASA is és az Orosz Űrügynökség is végez
hasonló kutatásokat.
Az ELTE Geofizikai és Űrtudományi Tanszék Űrkutató
Csoportja Európai Uniós projektekben és orosz együttműködésben földi
és műholdas mérések segítségével kutatja-vizsgálja az űridőjárási
eseményeket, az alábbiakban ezen kutatásokról lesz szó.
3.1 Űridőjárási vizsgálatok felszíni mérésekkel • A
PLASMON FP7-Space projekt (a földi plazmaszféra új, adatasszimilációs,
földi méréseken alapuló modellje – kulcsfontosságú hozzájárulás a
sugárzási övek űridőjárási modellezéséhez, URL1) fő célja egy új
plazmaszféramodell kidolgozása, melyhez a mérési adatokat két földi
hálózat szolgáltatja, az egyik a whistlermérések hálózata (AWDANet), a
másik az erővonal-rezonanciákat mérő EMMA-hálózat.
A plazmaszféra töltéssűrűségének
monitorozása whistlerekkel –
az Automatikus Whistlerdetektor
és Elemző Hálózat (AWDANet)
A felszínen észlelhető whistlerek a mágneses erővonalakkal
párhuzamosan terjednek. Megfelelő modellek segítségével invertálhatjuk
a mért jelet, azaz a jelből származtathatjuk a plazma- és terjedési
paramétereket.
A whistlerinverzió régóta ismert eljárás,
gyakorlati felhasználását két ok akadályozta eddig: a whistlerek
kiválasztása az észlelt adatokból rendkívül időigényes és fárasztó
munka, ezért folytonosan lehetetlen végezni. Ezen segít az általunk
kidolgozott automatikus detektáló eljárás (Lichtenberger et al.,
2008), amely képes a nyers adatfolyamból kiválasztani a
whistlernyomokat. Mivel a whistlerek előfordulása egy adott helyen
függ a forrás, illetve a megfelelő terjedési feltételek meglététől,
ami azt jelenti, hogy egy adott helyen általában egy adott évszakban
(amikor az ellenkező féltekén nyár van, és gyakoriak a zivatarok) és
adott napszakban (többnyire az esti-éjszakai órákban) lehet
whistlereket észlelni, amelyek adott mágneseserővonal-tartományban
terjednek. Mivel célunk a plazmaszféra folyamatos monitorozása, ezért
mindkét féltekén, több mágneses szélességen és helyi időben kell
észleléseket végezni. A plazmaszféra dinamikáját
figyelembe véve ehhez mintegy huszonnégy (vagy több), a Földön
egyenletesen elosztott állomásból álló hálózat szükséges, ami a
gyakorlatban a szárazföldek eloszlása miatt kb. negyven állomással
közelíthető. Ezen hálózat kiépítése folyamatban van, az AWDANetnek
jelenleg húsz működő és húsz tervezett állomása van (3.
ábra).
A gyakorlati felhasználást akadályozó másik ok az
volt, hogy a kiválasztott whistlernyomok skálázásának, azaz a nyom
koordinátáinak kiolvasása a megjelenített dinamikus spektrumon szintén
fárasztó és időrabló munka. Ennek könnyítésére kidolgoztunk egy új,
automatikus inverziós eljárást (Lichtenberger, 2009, Lichtenberger et
al., 2010), amely új sűrűségeloszlási és hullámterjedési modellek
mellett a plazmaszféra egyenlítői elektronsűrűségének egyszerűsített
modelljét is használja.
3.2 Űridőjárási vizsgálatok műholdas mérésekkel • A
műholdak közvetlenül tudják mérni azokat a jellemzőket, amelyekre az
űridőjárási modellekhez szükségünk van. E nagy előnyük mellett
hátrányuk, hogy jóval drágábbak, mint a földi mérések, és a
műholdpályák kötöttsége miatt nem ott és nem akkor mérnek, amikor és
ahol esetleg szükség lenne rá. Ezért a műholdas és földi mérések
együttes felhasználása adja a legjobb eredményt.
A POPDAT (Ionoszféra-kutatás adat-orientált
feldolgozással, URL2) FP7-Space program a már lezárult és jelenleg is
folyó ionoszféra-kutató műholdas kísérletek adatainak egységes
szemléletű feldolgozásával és egy adatbázis (Ionospheric Wave Service)
létrehozásával teremti meg a későbbi felhasználás egységes
adatbázisát, amelyben mi elsősorban a hullámkísérletek feldolgozási és
osztályozási módszereinek kidolgozásában veszünk részt.
A COMPAS–2 orosz–magyar–ukrán műholdon repült a
magyar SAS–2 hullámkísérlet, amely VLF-jeleket mért és dolgozott fel.
2006-os mérései alapján sikerült először igazolni vezetett terjedést
műholdas méréseken (Ferencz et al., 2009).
2012. január 25-én emelte pályára a Nemzetközi
Űrállomást elhagyó Progressz teherűrhajó a CHIBIS-M orosz–magyar–ukrán
műholdat (Novikov et al., 2009), amelynek fő célja a földi villámok és
az azokhoz kapcsolódó röntgen-, gamma- és VLF-hullámok vizsgálata; a
teljes üzembe állítása óta eltelt néhány hónap alatt is rendkívül
érdekes jeleket sikerült mérni a SAS–3 műszerrel. E mérések, amellett,
hogy további segítséget nyújtanak az űridőjárási vizsgálatokhoz,
modellként szolgálnak a BepiColombo ESA (European Space Agency)–JAXA
(Japanese Aerospace Exploration Agency) Merkúr űrmisszió
hullámkísérletéhez (Plasma Wave Investigation – PWI) (Kasaba et al.,
2010), amelyben mi az intelligens eseményfelismerő és triggerelő
modult készítjük. Ez utóbbi űrmisszió indulása 2014-ben várható.
Az orosz–magyar–ukrán–lengyel–svéd–angol
együttműködésben készülő OBSTANOVKA-kísérlet célja a Nemzetközi
űrállomás (ISS) plazmakörnyezetének vizsgálata. Ez év őszén indul az
ISS-re. A két egységből álló berendezést az orosz szervizmodul külső
falára fogják felszerelni az űrhajósok. A magyar SAS–4 hullámkísérlet
első egysége is ebben lesz. A relativisztikus elektronok vizsgálata
lesz a magyar részvétellel készülő RELEC orosz műhold célja, amelynek
a fedélzetén egy SAS–3 berendezés repül majd. Startja előzetesen a
jövő évre várható. E kísérletekben relatíve kis ráfordítással nagy
tudományos eredmények elérésére van lehetőség űridőjárási téren.
Az itt leírt eredmények eléréséhez az EU FP–7 263218. és 263240. számú
szerződései is hozzájárultak.
Kulcsszavak: űridőjárás, magnetoszféra, plazmaszféra, sugárzási
övek, whistlerek
IRODALOM
Bortnik, Jacob –Thorne, R. M. – Meredith,
N. P. (2008): The Unexpected Origin of Plasmaspheric Hiss from
Discrete Chorus Emissions, Nature. 452, 62–66, DOI:10.1038/nature06741
Carpenter, Donald L. (1963): Whistler
Evidence of a ’Knee’ in the Magnetospheric Ionization Density Profile.
Journal of Geophysical Research. 68, 6, 1675.
DOI:10.1029/JZ068i006p01675
Collier, Andrew B. – Lichtenberger J. –
Clilverd, M. A. – Steinbach, P. – Rodger, C. J. (2011): Source Region
for Whistlers Detected at Rothera, Antarctica. Journal of Geophysical
Research. 116, A03219, DOI:10.1029/2010JA016197
Ferencz Orsolya E. – Bodnár L. – Ferencz
Cs. – Hamar D. – Lichtenberger J. – Steinbach P. – Korepanov, V. –
Mikhaylova, G. – Mikhaylov, Yu. – Kuznetsov, V. (2009): Ducted
Whistlers Propagating in Higher Order Guided Mode and Recorded on
Board of Compass-2 Satellite by the Advanced Signal Analyzer and
Sampler SAS2. Journal of Geophysical Research. 114, A03213. DOI:
10.1029/2008JA013542
Horne, Richard B. et al. (2005): Wave
Acceleration of Electrons in the Van Allen Radiation Belts. Nature.
437, 227–230. DOI:10.1038/nature03939
Kasaba, Yasumasa – Bougeret, J.-L. –
Blomberg, L.G. – Kojima, H. – Yagitani, M. – Moncuquet, M. –
Trotignon, J.-G. – Chanteur, G. – Kumamoto, A. – Kasahara, Y. –
Lichtenberger, J. – Omura, Y. – Ishisaka, K. and Matsumoto, H. (2010):
The Plasma Wave Investigation (PWI) Onboard the BepiColombo/MMO: First
Measurement of Electric Fields, Electromagnetic Waves and Radio Waves
around Mercury. Planet Space Science. 58 (BepiColombo special issue,
ISS 1–2): 238–278. DOI: 10.1016/j.pss.2008.07.017
Lichtenberger János – Ferencz Cs. – Bodnár
L. – Hamar D. – Steinbach P. (2008): Automatic Whistler Detector and
Analyzer (AWDA) system. Automatic Whistler Detector. Journal of
Geophysical Research. 113, A12201, Doi: 10.1029/2008JA013467.
Lichtenberger János (2009): A new whistler
inversion model. Journal of Geophysical Research. 114 A07222, Doi:
10.1029/2008JA013799
Lichtenberger János – Ferencz C. – Hamar
D. – Steinbach P. – Rodger, C. J. – Clilverd, M. A. – Collier, A. B.
(2010): The Automatic Whistler Detector and Analyzer (AWDA) System:
Implementation of the Analyzer Algorithm. Journal of Geophysical
Research. 115 A12214. DOI:10.1029/ 2010JA015931
Novikov, Denis I. – Klimov, S. I. –
Korepanov, V. E. – Marusenkov, A. A. – Ferencz Cs. – Lichtenberger J.
– Bodnár L. (2009): Magnitno-volnovoj kompleks mikrosputnika
„Tsibis-M” dla izutsenia kozmitseskoj pogodi. In: Hazirova, R. R.
(ed.): Missia „Tsibis-M”. IKI-RAN, Moskow, 78–89.
Storey, L. R. O. (1953): An Investigation
of Whistling Atmospherics. Philosophical Transactions of the Royal
Society, Series A. 246, 113–141, doi:10.1098/rsta.1953. 0011 •
WEBCÍM >
URL1 •
URL2
|
|
