Lgkri elektromos jelensgek Naprendszernk gitestjein Barta Veronika Vgzs

Légköri elektromos jelenségek Naprendszerünk égitestjein Barta Veronika Végzős csillagász hallgató, ELTE Témavezetőim: Illés Erzsébet Sátori Gabriella Ifjú Szakemberek Ankétja Keszthely, 2009. 03. 27.

Tartalom Előadás célja Villámtevékenység létezésére utaló jelek Légköri elektromosság, és villámtevékenység, a szilárd felszínű égitesteken: Föld, Vénusz Mars, Titán Villámtevékenység gáz óriásokon: Jupiter Szaturnusz Uránusz, Neptunusz

Előadás célja Áttekintés a legutóbbi tapasztalatokról: Észlelések Laboratóriumi munkák Numerikus szimulációk Elméleti modellek Ionoszféra alatt bekövetkező jelenségek Első gondolat más bolygón létrejövő villámokról: 70 -es évek közepe

Villámtevékenység létezésére utaló jelek • Optikai emissziók ( Föld, Jupiter) • Felső légköri elektrooptikai emissziók (Föld) • Indirekt elektromágneses bizonyítékok: - Whistler-módusú terjedés a mágneses erővonal mentén az ionoszférán át (Föld, Vénusz) - HF és VHF emissziók az ionoszféra levágási frekvenciája felett (Föld)

Villámtevékenység létezésére utaló jelek - Alacsony frekvenciájú rádió emissziók ( Föld) - ELF tartományban Schumann rezonancia megfigyelések ( Föld, Titán) • Földbázisú, vagy szondáról készített spektroszkópiai vizsgálatok alapján villámra utaló vegyületek magas koncentrációja (Vénusz)

Légköri elektromosság és villámtevékenység a szilárd felszínű égitesteken Felhő- föld villám feltehetően csak a Földön van → Jellemző típus felhőn belüli, vagy felhők közötti villámok a Naprendszerben Föld: Gyakran - töltéscentrumból indulnak ki, 50 - 80 μs múlva erős kezdeti kisülés → nagy frekvenciájú emisszió => kompakt felhőközi kisülés FÖLD Yair et al. 2008

→ Ionoszférát átszelő impulzuspárok ( Trans-ionospheric Pulse Pairs, TIPP) - HF tartományban rövid ideig tartó rádió viharok - Erősen polarizáltak, szemben más kisülést kísérő emissziókkal ( CG) Villámkisülési mechanizmus: Lassú kezdeti kisülési impulzusok: 600 -800 μs VHF forrástérképek alapján: bipoláris jelleg Csúcsenergia: 60 - 66 MHz – 10 - 30 k. W Vízszintes villámcsatorna magassága egyezik az elektromos potenciál maximumával FÖLD Yair et al. 2008

VÉNUSZ Légköre: 95% CO 2, 3, 5% N 2 Felszíni p, T: 100 bar, 730 K Középső atmoszféra: megfelel a Földinek, p, T: 0, 5 bar, 315 K Felhők: H 2 SO 4 → dipólmolekula Hosszantartó konvekció → Nagy potenciálkülönbség → Felhők nagy magassága → Felhőközi villámok Vega ballon mérései → a légkör dinamikus VÉNUSZ Russel et al. 2006, Sagdeev 1986

Villám detektálásának módjai Venera 11 -14: EM jelek az ionoszféra alatt, felszínen Pioneer: szintén ionoszféra alatt, ELF/VLF Galileo: magasabb frekvenciájú jelek, 100 k. Hz-5, 6 MHz Optikai megfigyelés: Venera 9 Föld bázisú teleszkóp Cassini: nem talált HF jeleket → alacsony villámtevékenység, vagy pont csendes időszak VÉNUSZ Russel et al. 2006, Yair et al. 2008

NASA, IRTF TEXES spektrográf 5, 3 μm-es vizsgálata: NO felhalmozódás 60 km alatt NO: ütközési fotokémiai ionizáció útján NO bőség → egyetlen forrás a villám Globális villámráták: ( villám/másodperc) VÉNUSZ Yair et al. 2008

Venus Express 37 pálya adatai alapján, 2006 május – június Háttér mágneses tér mentén terjedő whistler módusú jeleket észlelt MAG műszer: változó amplitúdójú, és időtartamú viharok → whistler háttér: ~ 23 n. T fluktuáció: ~ 0, 1 n. T Jövő: japán szonda jobb, hosszabb mérés VÉNUSZ Russel et al. 2007, Takahshi 2008

MARS Légköri elektromosság kevéssé ismert Légkör: 95% CO 2, 3% N 2, 1, 6% Ar Sűrűség: 70 -szer kisebb, mint a Földön, p=7, 5 mbar Vezetőképesség: 10 -10 -10 -12 S/m [1/Ωm] → poláris területekre lerakodó jég miatt nagy szélességi változás Földi porviharok esetén nagy elektromos tér Mikrokisüléshez szükséges térerősség: Föld – 100 k. V/m Mars – 20 k. V/m MARS Yair et al. 2008, Renno et al. 2004

Mars Pathfinder: porviharok konvektív örvénylések formájában átlagos szél: 10 m/s kiterjedés: 100 -200 m Jó egyezés a Viking Orbiter- rel, Mars Global Surveyor- rel MARS Renno et al. 2004

Töltésmegosztás porviharokban: Por-homok részecskék ütköznek → kicsik – nagyok + Könnyű – részecskéket felkapja a feláramlás Nehéz + részecskék a talaj szintjén maradnak → kiöblösödő elektromos tér Por koncentráció, eloszlás → elektromos tér Portevékenység → nem termális mikro sug. → esetleg SR rezonancia E tevékenység → hidrogén-peroxid → zord környezet MARS Yair et al. 2008, Renno et al. 2004

TITÁN A Szaturnusz legnagyobb holdja ( R = 2575 km) Légköre: 95% N 2, 3% CH 4, 2% H, Ar Felszíni p = 1, 5 bar, T = 94 K Voyager: nincs rádió emisszió → alacsony tev. Tokano ( 2001) → modell zivatar felhőkre Cassini, Huygens probe (2005): nagy hasonlóság Metán felhők: déli pólusnál konvektív felhő közepes szélességeken troposzférikus felhők Különbség: metán dielektromos állandója: 1, 7 TITÁN Yair et al. 2008

Hueso-Sanches: feláramlás 20 m/s Felhő részecskék keveredési aránya: 1 -10 g/kg Cassini RPWS → nincs rádió emisszió Huygens probe: nincs mennydörgés ionizált réteg 60 km-nél: 3 n. S/m a-d. Déli pólusi 2004. 07. 2. e-g. Közepes szélességeken 2004. 05. - 10. TITÁN Yair et al. 2008

Huygens Probe PWA ( Permittivity, wave and Altimetry) Kilengés → E komponensek szuperpozíciója ELF tartomány zajos De! digitális feldolgozás → SR spektrum 6 csúcs 6 -96 Hz között összhangban a modellel Bizonyíték elektromos aktivitásra TITÁN Morente et al. 2008

Villámtevékenység gáz óriásokon Légkör felépítése a Jupiteren, és a Szaturnuszon: Ammónia (NH 3) Ammónia-hidroszulfid (NH 4 SH) Víz (H 2 O) Uránusz, Neptunusz: Metán-jég kristályok 1 bar nyomáson Hidrogén-szulfid (H 2 S) Ammónia-hidroszulfid (NH 4 SH) Víz (H 2 O) A legvalószínűbb forrás: a mély vízfelhők ( 5 -10 bar, illetve 40 bar nyomási szinten)

JUPITER Optikai észlelések: Voyager 1. 1979. Voyager 2. 1979. Galileo 1999. Voyager plasma wave → whistler Galileo Probe → sferics Villámteljesítmény: JUPITER Dyudina et al. 2004. , Yair et al. 2008.

Cassini ISS műszere: Hα szűrő: 4 csoport, 2 ugyanazon vihar Mindegyik villám a nappali oldalon látható zivatarfelhőhöz kapcsolódik Vihar élettartama: 4 nap Kevés esemény → forrás mélyebben, mint 5 bar Kép: függőleges struktúra, Nyíl a villámokat jelöli JUPITER Dyudina et al. 2004.

New Horizons, 2007. 02. : takaró elvékonyodása LORRI ( Long Range Reconnaisance Imager) nagy szélességeken: É 80°, D 74°→ belső hő nagy szerepe Eddig: alacsony szélességeken, ciklonok mögött Leggyakoribb terület: É 50°, D 55° K felé mozgó anticiklonok Nagy kiterjedés ( ”=28 km) → fény szóródik → többszöri villám Azonos szám É-in, D-in JUPITER Baines et al. , 2007

SZATURNUSZ Pioneer 11 1979, Voyager 1 1980, Voyager 2 1981 → nem találtak megfelelő bizonyítékot a villámtevékenységre Cassini RPWS: SED-ek ( Saturn Electrostatic Discharges) észlelése 6 SED viharban Csak 1 whistler módusú hullám észlelése ISS: extrém fényes felhő észlelése ~ D 35° jellegzetes alakú fényes felhők, horizontális drift Optikailag villámot nem detektáltak: forrás nagyon mélyen van ( 10 bar nyomási szint) SZATURNUSZ Dyudina et al. 2007.

Jó összefüggés a SED-ek, és a 35°-os felhő között, → SED ↔ viharban Alacsonyabb gravitáció → nagyobb levegőoszlop Cassini misszió alatt hosszú időszak, amikor nem észlelt SED-et, 2006 -os nagy vihart 21 hónap csend követte, újra 2007. november SED: UTR-2 rádió-teleszkóppal is ( Ukrajna) (1000 -szer erősebbek, mint a földi HF jelek) SZATURNUSZ Dyudina et al. 2007. , Yair et al. 2008.

URÁNUSZ, NEPTUNUSZ Voyager 2: Uránusz → rádiójelek UED Neptunusz → 16 whistlerhez hasonló jel 4 lehet villám sfericshez kapcs. Felhők Földbázisú infra, és optika feltérképezése Vízfelhők: 40 bar nyomási szinten → nem lehet észlelni, túl nagy nyomás a kialakulásához → valószínű forrás: H 2 S-NH 3 felhők Jövő: LOFAR ( Low Frequency Array) képes lesz feltérképezni a felhőket, a villámtevékenységet az Uránuszon ( Neptunuszon nem) URÁNUSZ, NEPTUNUSZ Yair et al. 2008.

Köszönöm a figyelmet!

Hivatkozások • Russell, C. T. , Strangeway, R. J. , Zhang, T. L. (2006): Lightning detection on the Venus Express mission, Planetary and Space Science 54 , 1344– 1351 • Russel C. T. , Zhang, T. L. , Delva, M. , Magnes, W. , Strangeway, R. J. , Wei, H. Y. ( 2007): Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere, Nature 450 661 -662 • Sagdeev, R. Z. , Linkin, V. M. , Kerzhanovich, V. V. , Lipatov, A. N. , Shurupov, A. A. , Blamont, J. E. , Crisp, D. , Ingersoll, A. P. , Elson, • L. S. , Preston, R. A. , Hildebrand, Russell C. E. , Ragent, B. , Seiff, A. , Young, Shurupov, A. A. , Blamont, J. E. , Crisp, D. , Ingersoll, A. P. , Elson, • L. S. , Preston, R. A. , Hildebrand, C. E. , Ragent, B. , Seiff, A. , Young, R. V. , Selivanov, A. S. , 1986. Overview of VEGA Venus balloon in situ • meteorological measurements. Science 231 (4744), 1411– 1414. • N. O. Renno, A. -S. Wong, S. K. Atreya, I. de Pater, M. Roos-Serote, Geophys. Res. Lett. 30, 2140 (2003) • N. O. Renno, V. Abreu, J. Koch, et al. , J. Geophys. Res. , 109, E 07001, doi: 10. 1029/2003 JE 002219 (2004)

• Morente, J. A. , Portí, J. A. , Salinas, A. , Navarro, E. A. (2008), Evidence of electrical activity on Titan drawn from the Schumann • resonances sent by Huygens probe, Icarus 195, 802– 811 • Dyudina, U. A. , Del Genio, A. D. , Ingersoll, A. P. , Porco, C. C. , West, R. A. , Vasavada, A. R. , Barbara, J. M. (2004) Lightning on Jupiter observed in the Hα Line by the Cassini imaging science subsystem. Icarus 172, 24– 36 • Baines, K. H. , Simon-Miller, A. A. , Orton, G. S. , Weaver, H. A. , Lunsford, A. , Momary, T. W. , Spencer, J. , Cheng, A. F. , Reuter, D. C. , Jennings, D. E. , Gladstone, G. R. , Moore, J. , Stern, S. A. , Young, L. A. , Throop, H. , Yanamandra-Fisher, P. , Fisher, B. M. , Hora, J. , Ressler, M. E. ( 2007), Polar lightning and decadal-scale cloud variability on Jupiter, Science 318, 226 -229. • Dyudina, U. A. , Ingersoll, A. P. , Ewald, S. P. , Porco, C. C. , Fischer, G. , Kurth, W. , Desch, M. , Del Genio, A. , Barbara, J. , Ferrier, J. (2007): Lightning storms on Saturn observed by Cassini ISS and RPWS during 2004– 2006, Icarus 190, 545– 555 •