A MAGYAR ŰRKUTATÁSI FÓRUM 2017

A MAGYAR ŰRKUTATÁSI FÓRUM 2017 VÁLOGATOTT KÖZLEMÉNYEI

Sopron, 2017. április 5-7.

ISBN 978-963-7367-15-1 Szerkesztette: Bacsárdi László, Szűcs Eszter, Wesztergom Viktor Programbizottság: Almár Iván Bacsárdi László Csurgai-Horváth László Erdős Géza Földváry Lóránt Lichtenberger János Kálmán Béla Rózsa Szabolcs Wesztergom Viktor A Programbizottság titkára: Szűcs Eszter Kiadja: a Magyar Asztronautikai Társaság 1044 Budapest, Ipari park u. 10. www.mant.hu Budapest, 2017 Felelős kiadó: Bacsárdi László főtitkár Minden jog fenntartva. A kiadvány még részleteiben sem sokszorosítható, semmilyen módon nem tehető közzé elektronikus, mechanikai, fotómásolati terjesztéssel a kiadó előzetes írásos engedélye nélkül.

A Magyar Űrkutatási Fórum 2017 konferencia közleményeinek kiadványa az elektronikus kiadványok formátumához igazodva a kéziratokat oldalszámozás nélkül, cikk számmal ellátva közli, amely az oldalszámozáshoz hasonlóan alkalmas a közlemények bibliográfiai adatbázisokban való azonosításra.

KÖSZÖNTŐ A Magyar Asztronautikai Társaság (MANT) és a Geodéziai és Geofizikai Intézet (GGI) közös kezdeményezésére a legrégibb hagyományokkal rendelkező hazai űrkutatási szakmai-tudományos rendezvény a 2015-ös megújulását követően ismét Sopronba látogatott. Az Ionoszféra- és Magnetoszféra-fizikai Szemináriumok 1972-ben éppen Sopronban kezdődött sorozatában ez már a 30. alkalom. Az előző, 2015-ös konferencia óta a rendezvény új neve Magyar Űrkutatási Fórum. A név és a tartalom megújításának célja, hogy minél szélesebb körű bemutatkozási lehetőséget teremtsünk a magyar űrkutatás és az űripar szereplői számára, továbbá az egyetemisták, doktoranduszok kutatómunkába való bevonása. Magyarország 2015 óta az Európai Űrügynökség (ESA) teljes jogú tagja, mostanra összegyűltek az első tapasztalatok a tagságunkkal kapcsolatban. A fórum elősegíti a véleménycserét, a meglevő szakmai kapcsolatok erősítését, új együttműködések kialakítását a hazai űrkutató közösségen belül. A rendezvényen meghívott előadást tartott Tari Fruzsina, a Nemzeti Fejlesztési Minisztériumban működő Magyar Űrkutatási Iroda vezetője, valamint Kiss László akadémikus, az MTA Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont főigazgató-helyettese. A 22 plenáris előadás és 20 poszter előadás többek közt az űrfizika, űridőjárás, napfizika, geofizika, légkörfizika, űrcsillagászat, planetológia, adatelemzés témáit érintette. Alkalom nyílt az űrkutatáshoz, űrtevékenységhez kapcsolódó más tudományterületeken, műszaki fejlesztésekben elért hazai eredmények bemutatására, megvitatására is. A rendezvényen nagy hangsúlyt kapott a poszterszekció, bíztunk ugyanis abban, hogy a poszter előadásokkal is biztosítani tudjuk új témák és új szereplők megjelenését. A poszterek a konferencia teljes időtartama alatt megtekinthetők volt, két időblokkban pedig a poszter rövid tartalmi összefoglalójának szóbeli bemutatására, vagy egy-egy érdekes eredmény, izgalmas kérdés figyelemfelkeltő felvetésére biztosítottunk lehetőséget. Emellett a poszterszekció ideje alatt borkóstoló, illetve kávézás támogatta a közvetlen, személyes diszkussziót. A sikeresen lezajlott konferenciát követően lehetőséget biztosítottunk a konferencia résztvevőinek, hogy munkájukat 4 oldalas konferenciacikk formájában is bemutassák. A konferencián 42 előadás hangzott el szóbeli illetve poszterelőadás formájában, közülük 19-en éltek az elektronikus konferenciakiadvány kínálta lehetőséggel. A konferencia kezdőnapjára

megjelentetett elektronikus absztraktkiadvány tartalmazza az összes előadás absztraktját, míg jelen kiadvány a részletes közleményeket. A szervezést a konferencia a programbizottsága (Almár Iván, Csurgai–Horváth László, Erdős Géza, Földváry Lóránt, Lichtenberger János, Kálmán Béla tagok, Rózsa Szabolcs és Szücs Eszter tudományos titkár), másrészt a GGI doktoranduszaiból álló helyi szervezőbizottság segítette. Fáradhatatlan munkájukat ezúton is köszönjük!

Sopron, 2017. május 10.

Bacsárdi László

Wesztergom Viktor

főtitkár Magyar Asztronautikai Társaság

igazgató MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézet

A KONFERENCIA PROGRAMJA 2017. április 5. (szerda), helyszín: MTA CSFK GGI 1. emeleti előadó

12:30 13:30

13:30 13:50

13:50

14:05

14:05 14:30

14:30 14:50

14:50

15:15

15:15

15:40

15:40

16:05

16:05

16:30

16:30

16:40

16:40 17:05 17:30

17:05 17:30 17:55

Regisztráció Megnyitó Szarka László, az MTA CSFK főigazgatója Bacsárdi László, a MANT főtitkára Megemlékezés Bencze Pálról (Almár Iván, Wesztergom Viktor) Keynote lecture - Tari Fruzsina (MŰI) kávészünet Plenáris előadások (szekcióvezető: Lichtenberger János) Németh Z., Timár A., Szegő K.: A 67P/CsurjumovGeraszimenko üstökös diamágneses ürege – Rosetta eredmények Bacsárdi L., Bencsik G., Pödör Z.: Adatelemzési technikák az űrtevékenység során keletkező Big Data adatok feldolgozására Nagy JZ., Horváth I., Szalai S., Balajthy K., Sódor B.: Részvétel az Obsztanovka kísérletben Bozóki T., Sátori G., Bór J., Barta V.: Szt. Patrik mágneses vihar hatása a Schumann-rezonancia intenzitásra 2015. márciusában kávészünet Plenáris előadások (szekcióvezető: Bacsárdi László) Vörös Z.: Turbulens rekonnekció kozmikus plazmákban Bebesi Zs.: Űridőjárás a Szaturnusznál 1 perces szóbeli poszter bemutatók Bór J., Zelkó Z., Hegedüs T., Jäger Z., J. Mlynarczyk, M. Popek, H-D. Betz: Táncoló vörös lidércek és szülő zivatar villámkisüléseinek kölcsönhatása Csontos A. : A geomágneses AE, ap és Dst indexek között korábban feltárt kapcsolatok vizsgálata a 24. napfoltciklus kiválasztott időszakaira Dósa M., Opitz A.: Ballisztikus napszél propagáció új módszere: mágneses lasszó

17:55 19:30

19:00

Farkas P.: A Copernicus földmegfigyelési program Herrmann D., Opitz A., Dezső Zs.: A hőmérséklet értelmezése a különböző magasságokban Koppány Zs., Kanics T., Bacsárdi L., Szűcs E.: Informatikai keretrendszer Copernicus földmegfigyelő műholdrendszer által készített felvételek feldolgozásának támogatására Kovács DD., Sipos A., Vizi PG.: Magyarok a Marson, tucatnyi űrtechnológiai verseny Balázs A., Baksa A., Pálos Z., Sódor B., Spányi P., Sulyán J., Szalai S., Tróznai G., Várhalmi L.: Rosetta Philae leszállóegység központi számítógépe Vadász G., Heilig B., Kovács P., Csontos A.: A Tihanyi Pc3as pulzációk és a DEMETER műhold részecske adatainak statisztikai vizsgálata Kiss A., Bacsárdi L.: Műholdas kvantum kulcsszétosztó hálózat hatékonyságának vizsgálata Poszter bemutató (borkóstolóval egybekötve) a földszinti előadó teremben vacsora a Deák étteremben

2017. április 6. (csütörtök), helyszín: MTA CSFK GGI 1. emeleti előadó 9:20

9:55

10:20

10:45 11:10

11:25

9:55 Keynote lecture – Kiss László (MTA CSFK CSI) Plenáris előadások (szekcióvezető: Csurgai-Horváth László) Opitz A., Erdős G., Szalai S.: A belső helioszféra 10:20 szerkezetének űrszondás vizsgálata Horváth D., Bába P., Tóth-Szeles E., Tóth Á.: Kemohidrodinamikai instabilitás vizsgálata a MASER 13 10:45 rakéta fedélzetén Apáthy I., Hirn A., Csőke A., Deme S., Pázmándi T., Szántó P., Nikolaev IV., Shurshakov VA., Bondarenko V. A., Mitrikas VG., Tsetlin VV.: Legújabb fejlemények és érdekességek a Pille-MKSz rendszer működtetésével és 11:10 fejlesztésével kapcsolatban 11:25 kávészünet Plenáris előadások (szekcióvezető: Kálmán Béla) Csurgai-Horváth L., Szekeres D.: Troposzférikus 11:50 szcintilláció a műhold-Föld rádiócsatornán

11:50

12:15 12:40 14:30 14:55

15:20 15:45

16:10 18:00

Frey S.: Kvazárok a legnagyobb felbontással: új fizika 12:15 vagy sem? Berényi KA., Barta V., Kis Á.: A Si és a Gs típusú geomágneses viharok F2-rétegre gyakorolt hatásának 12:40 összehasonlítása a geomágneses indexek függvényében 14:30 Ebéd a Deák étteremben Plenáris előadások (szekcióvezető: Wesztergom Viktor) 14:55 Kálmán B.: A napkutatás újabb eredményeiből Barta V., Sátori G., Williams E.: Intenzív napkitörések 15:20 hatása az alsó ionoszférára Steinbach P., Ferencz O., Lichtenberger J.: Töredékwhistlerek a földi plazmakörnyezet 15:45 monitorozásában 16:10 1 perces szóbeli poszter bemutatók Bacsárdi L., Frey S.: 15 év az űrkutatás népszerűsítéséért Bozsó I., Szűcs E., Bányai L., Wesztergom V.: Felszíni deformációk meghatározása a Csomád vulkán térségében archív ENVISAT felvételek alapján Domján Á., Hegymegi L., Hegymegi Cs., Szöllősy J.: A FluxSet vektor magnetométer kalibrációja Erdős G., Lemperger I., Nagy J., Németh Z., Veres M., Wesztergom V.: Zéró mágneses tér laboratórium építése Nagycenken Hegymegi L., Szöllősy J., Domján Á., Hegymegi Cs.: Digitális teodolit a földmágneses tér abszolút mérésére Kalmár J., bányai L.: A mesterséges radar sarokreflektorok geometriailag optimális kialakítása Koronczay D., Lichtenberger J., Ferencz Cs.: Földi mérésű whistlerek forrásterületei Kovács P., Vadász G.: SWARM műholdak által észlelt nemlineáris események a felső ionoszférában Bondár I., Szűcs E., Wesztegom V.: EPOS-European Research Infrastructure on Solid Earth Vizi PG.: Áramló nano űrszondák - misszió koncepció Poszter bemutató (borkóstolóval egybekötve) a földszinti 17:30 előadó teremben Fogadás

2017. április 7. (péntek), helyszín: MTA CSFK GGI 1. emeleti előadó

9:30

9:55

9:55

10:20

10:20 10:45

10:45 11:05

11:05

11:30

11:30

11:55

11:55

12:20

12:20 12:45 13:00

12:45 13:00 14:00

Plenáris előadások (szekcióvezető: Erdős Géza) Lichtenberger J., Koronczay D., Ferencz Cs., Steinbach P., M. Clilverd, C. Rodger, D. Sannikov, N. Cherneva: Új whistler-inverziós eljárás Nagy L.: Mesterséges céltárgyak elektromágneses analízise Kiss Cs., Marton G., Szakáts R., Takácsné FA., VargaVerebélyi E.: "Small Bodies: Near and Far"  kis égitestek karakterizálása földi, űr- és helyszíni adatok alapján kávészünet Plenáris előadások (szekcióvezető: Földváry Lóránt) Farkas M., Rózsa Sz., Vanek B.: Multi GNSS-es orientációbecslés Strádi A., Szabó J.: Űrdozimetriai kutatások a Nemzetközi Űrállomáson passzív dózismérőkkel Kecskeméty K.: A BepiColombo űrmisszió és a Merkúr bolygó Zábori B., Hirn A., Pázmándi T. , Apáthy I.: Űridőjárási kutatások és fejlesztések az MTA Energiatudományi Kutatóközpontban Zárszó – Almár Iván Splinter-meeting (MTA Wigner FK és MTA CSFK)

TARTALOMJEGYZÉK

Bacsárdi László, Kiss András: Műholdas kvantum kulcsszétosztó hálózat hatékonyságának vizsgálata ............................................... MUF2017-K-01

Bacsárdi László, Bencsik Gergely, Pödör Zoltán: Adatelemzési technikák az űrtevékenység során keletkező Big Data adatok feldolgozására .................................................................... MUF2017-K-02

Balázs András, Baksa Attila, Pálos Zoltán, Sódor Bálint, Spányi Péter, Sulyán János, Szalai Sándor, Tróznai Gábor, Várhalmi László, Vizi Pál Gábor: A Rosetta Philae leszállóegységének központi számítógépe ............................................................................................ MUF2017-K-03

Bebesi Zsófia: Űridőjárás a Szaturnusznál ....................... MUF2017-K-04 Berényi Kitti Alexandra, Barta Veronika, Kis Árpád: A Si és a Gs típusú geomágneses viharok hatásának összehasonlítása a geomágneses indexek függvényében ...................................................................... MUF2017-K-05 Bozsó István, Szűcs Eszter, Bányai László, Wesztergom Viktor: Felszíni deformációk meghatározása a Csomád vulkán térségében archív Envisat felvételek alapján ……. ...................................................... MUF2017-K-06

Csontos András: A geomágneses AE, ap és Dst indexek között korábban feltárt kapcsolatok vizsgálata a 24. napfoltciklus kiválasztott időszakaira ............................................................................................ MUF2017-K-07 Csurgai-Horváth László, Szekeres Dorottya: Troposzférikus szcintilláció a műhold-Föld rádiócsatornán ............................................. MUF2017-K-08 Frey Sándor: Kvazárok a legnagyobb felbontással: új fizika vagy sem? .................................................................................... MUF2017-K-09 Frey Sándor, Bacsárdi László: Űrvilág – 15 év az űrkutatás népszerűsítéséért ……. ...................................................... MUF2017-K-10 Hegymegi László, Szöllősy János, Domján Ádám, Hegymegi Csaba: Digitális teodolit a földmágneses tér abszolút mérésére .. MUF2017-K-11

Kalmár János, Bányai László: A mesterséges radar sarokreflektorok geometriailag optimális kialakítása .................................. MUF2017-K-12

Kálmán Béla: A napkutatás újabb eredményeiből ............ MUF2017-K-13 Koppány Zsolt, Bacsárdi László, Szűcs Eszter: Informatikai keretrendszer Copernicus földmegfigyelő műholdrendszer által készített felvételek feldolgozásának támogatására ........................................... MUF2017-K-14 Koronczay Dávid, Steinbach Péter, Kalocsai Lilla, Lichtenberger János: Regionális villámok keltette jelek a globális whistler detektor hálózat adataiban ........................................................................... MUF2017-K-15

Kovács Péter, Vadász Gergely: SWARM műholdak által észlelt nemlineáris események a felső ionoszférában ....................................... MUF2017-K-16

Nagy Lajos: Mesterséges céltárgyak elektromágneses analízise ............................................................................................ MUF2017-K-17 Németh Zoltán, Timár Anikó, Szegő Károly: A 67P/CsurjumovGeraszimenko üstökös diamágneses ürege –Rosetta eredmények ......................................................................... MUF2017-K-18 Vadász Gergely, Heilig Balázs, Kovács Péter, Csontos András: A Tihanyi Pc3-as pulzációk és a DEMETER műhold részecske adatainak statisztikai vizsgálata ........................................................................... MUF2017-K-19 Nekrológ ....................................................................................................... Megemlékezés Dr. Bencze Pálról Megemlékezés Dr. Märcz Ferencről A rendezvény szervezői ...............................................................................

MUF2017-K-01 Műholdas kvantum kulcsszétosztó hálózat hatékonyságának vizsgálata Bacsárdi László, Kiss András 1

Soproni Egyetem, Simonyi Károly Műszaki, Faanyagtudományi és Művészeti Kar, Informatikai és Gazdasági Intézet

Az elmúlt években bizonyítottá vált a műhold alapú kvantumkommunikáció megvalósíthatósága, és a műhold alapú kvantum kulcsszétosztás (QKD) egyre közelebb kerül a mindennapi használathoz. Az űrtávközlésbeli kvantum adatátvitel általános esetében alapvetően egy műholdból és egy földi állomásból felépülő (opcionálisan további műholdból) hálózatról beszélünk. A fogadó egy detektor segítségével hajtja végre a beérkező jel érzékelését és mérését. Minden kommunikációs protokoll, beleértve a BB84, B92, S09, Gisin protokollokat, figyelembe veszi a detektor kvantumhatékonyságát a kvantum bithiba arány meghatározásához. Munkánk során elkészítettük a Quantum Satellite Communication Simulator szoftvert, amelynek közvetlen célja a különböző, műhold alapú kvantumkommunikációban értelmezhető szcenáriók szimulációja. Ezáltal a következő szcenáriók szerinti használatra van lehetőségünk: számítás konstans paraméterekkel, érzékenységvizsgálat, idővezérelt kommunikáció, optimalizáció, csatorna szimuláció. A legújabb fejlesztési fázisban a detektor tulajdonságainak részletes vizsgálatának lehetőségeire koncentráltunk, hiszen a detektor kvantumhatásfoka olyan jelentőségű tényező, mint a kommunikációs csatorna transzmittanciája vagy a lézerimpulzusonkénti átlagos fotonszám. Eredményként több szimulációs vizsgálatot is végeztünk a detektor hatásfokának vizsgálata céljából.

Bevezetés A műhold alapú kvantum kulcsszétosztó hálózatban (quantum key distribution, QKD) kvantumbiteket használunk az adatok átviteléhez a küldőtől a fogadóig [1]. Amíg egy hagyományos (klasszikus) bit az vagy 0 vagy 1 értéket vesz fel, addig a kvantumbit (angolul qubit) értéke a 0 és 1 értékeknek szuperpozíciója. Alapozva a kvantummechanika posztulátumaira, komplex valószínűségi amplitúdókkal tudjuk leírni a kvantumbit pontos értékét. A kommunikációs csatornában átküldött jeleken elvégzett mérés eredménye egy klasszikus 0 vagy 1 érték lesz – a komplex valószínűségi amplitúdók abszolútérték-négyzete határozza meg, mekkora valószínűséggel kapjuk az egyik vagy másik bázisállapot értékét. A QKD lehetővé teszi számunkra azt, hogy biztonságos módon osszunk meg kulcsot két kommunikáló fél között – amely kulcsot a felek később szimmetrikus kulcsú titkosításban fognak felhasználni üzenetek titkosítására. Összehasonlítva a kvantumkommunikációs csatornát a klasszikus kommunikációs csatornával, előbbiben passzív támadás (lehallgatás) nem létezik, egy támadónak mindenképpen aktív támadást kell végrehajtania. Aktív támadás esetén pedig – a kvantummechanikai No Cloning Tétel miatt – megváltozik a kvantumállapot, és ez lehetőséget ad a támadó detektálására. A kommunikáló felek között, beleértve a földi állomás és műhold közötti adatátvitelt vagy a két műhold közötti adatátvitelt, az adatot fotonok reprezentálják [2].

1 ábra: Űrkommunikációban alkalmazható kvantumcsatorna általános esetei.

Az adatátvitel egyik kritikus pontja eljuttatni a fotont a küldőtől a fogadóig a lehető legalacsonyabb veszteséggel. Ezért szükséges lézernyalábot használni (tipikusan 860 nm vagy 1060 nm) az adatátvitelhez, amellyel ez viszonylag alacsony szóródással kivitelezhető. A fogadó oldalon a foton megérkezik a tükörre, amelyről visszaverődik a detektorba [3]. Itt jelenik meg a detektor kvantumhatékonyságának jelentősége. A szimulációs modellünkben három típusú kommunikációs csatornát különböztethetünk meg: Föld-űr, űr-űr, űr-Föld. Ez a három csatornatípus elegendő ahhoz, hogy szimuláljunk, lemodellezzünk egy összetett hálózatot ahhoz, hogy meghatározzuk annak kommunikációs teljesítményjellemzőit. Az egyes szcenáriókat az 1. ábra szemlélteti. Az elmúlt évek során felállítottunk egy modellt, amely nyalábszélesedésből és célzási hibából származó különböző veszteségeket. Terveztünk egy földi állomásokból és műholdpályákból felépülő hálózatot, és kifejlesztettünk egy olyan szimulációs eszközt, a Quantum Satellite Communication Simulator nevű programot, amellyel a kvantum alapú kulcsszétosztást vizsgálhatjuk ebben a hálózatban [4]. Sok különböző fizikai paramétert és képletet figyelembe kell vennünk a lehető legpontosabb eredmény érdekében, beleértve a DQE (Detector Quantum Efficiency) és QBER (Quantum Bit Error Rate) értékeket. Ahhoz, hogy a detektor hatékonyságát is vizsgálhassuk, szükségessé vált a Quantum Satellite Communication Simulator 2.0 verzió elkészítése.

Kvantumhatékonyság meghatározása A kvantumhatékonyság meghatározásának egyik legfontosabb része a DQE értékének meghatározása. Ehhez szükséges minden ehhez kapcsolódó paraméter és képlet figyelembevétele. Az 1. táblázatban láthatók a paraméterek, amelyeket a szimulációs számításokhoz használtunk [5]. Minden tényezőt a táblázatban bemeneti értékként lehet megadni a Quantum Satellite Communication Simulator szoftverben.

Jelölés

Leírás

Mértékegység

T

Expozíció

perc

ϕ

Fényáram

γ/cm2/s (fotonszám/cm2/sec)

ε

Detektor konverzió hatékonysága

db/foton

A

Detektor területe

cm2

σ2R

Kiolvasási zaj variancia

db

σ2D

Detektor sötét zaj varianciája

db/másodperc

1. táblázat Fizikai paraméterek a detektor kvantumhatásfokának meghatározásához.

A szimulációs szoftverben egy fülön funkciót fejlesztettünk a DQE meghatározásának céljából. A 2. táblázatban láthatóak azok a képletek, amelyek szükségesek a DQE meghatározásához. Képlet

Eredmény

q = ϕAT

-

Nout = (qε + σ2DT + σ2R)1/2

Kimeneti zaj

Sout = qε

Kimeneti jel

Nin = q

1/2

Bemeneti zaj

Sin = q

Bemeneti jel

(S/N)in = Sin / Nin

Bemeneti jel/zaj arány

(S/N)out = Sout / Nout

Kimeneti jel/zaj arány

DQE = [(S/N)out / (S/N)in]2

Detektor kvantumhatásfoka

2. táblázat Fizikai képletek a detektor kvantumhatásfokának meghatározásához

Quantum Satellite Communication Simulator A Quantum Satellite Communication Simulator alkalmazás első verziója 2011-ben készült. Ennek a verziónak a BB84 protokoll QBER értékének meghatározása volt az egyetlen funkciója. A további években több fejlesztést is végrehajtottunk, beleértve több kvantumprotokoll szimulációjának implementálását és a szcenárió alapú architektúrára való áttérést. A legfrissebb verzió tervezése előtt meghatároztuk a későbbi verziók tervezési irányát, amely tartalmazza a szimulációs számítások finomhangolását, amely a küldőt, fogadót, a Föld légkörét és a kommunikációs csatornát érinti. A mostani vizsgálathoz továbbfejlesztettük a szimulációs alkalmazást további paraméterekkel és számításokkal. Ezek a számítások egyben a QBER érték meghatározásának finomításai is. Szimulációs eredmények A szimulációs szoftverrel, a bemeneti paraméterek függvényében több szimulációs eredményt is generáltunk. Minden esetben, ha más paramétert nem specifikálunk, az alábbi értékek az alapértelmezettek: Expozíció: 10 perc; Fényáram: 4.5 γ/cm2/s; Detektor konverzió hatékonysága: 0.75 db/foton; Detektor területe: 78.54 cm2; Kiolvasási zaj variancia: 10 db; Detektor sötét zaj varianciája: 0.1 db/másodperc.

3. ábra DQE értékei expozíció függvényében

A 3. ábrán láthatóan nagyobb expozíció magasabb DQE értéket eredményez. Nagyon hasonló eredményt kapunk, ha a fényáram függvényében vizsgáljuk a DQE eredményének alakulását.

4. ábra DQE értékei detektor konverzió hatékonyságának függvényében.

A 4. ábra szerint az eredményként kapott DQE értékek közel egyenesen arányosak a detektor konverzió hatékonyságának értékeivel. A kutatás az Országos Tudományos Kutatási Alapprogramok - OTKA PD-112529 támogatásával valósult meg.

Irodalom [1] L. Bacsardi. „On the Way to Quantum-Based Satellite Communication”, IEEE Comm. Mag.51:(08) pp. 50-55. (2013) [2] A. Kiss, L. Bacsardi, “Quantum-based solutions in Low Earth Orbit Satellite Networks “, H-SPACE2016, Feb 25-26, 2016, Budapest, Hungary [3] P. Villoresi et al., ”Experimental verification of the feasibility of a quantum channel between space and earth”, New Journal of Physics, Vol. 10, No. 3, p. 033038, 2008. [4] Bacsárdi L., Kiss A., „Kvantumkommuniáción alapuló műholdas hálózat vizsgálata”, Űrtan évkönyv 2014., pp.97-107, 2015. [5] Rochester Institute of Technology, Noise and Random Processes, Detective Quantum Efficiency (https://www.cis.rit.edu/class/simg713/Lectures/Lecture713-09.pdf)

MUF2017-K-02 Adatelemzési technikák az űrtevékenység során keletkező Big Data adatok feldolgozására Bacsárdi László1, Bencsik Gergely 1, Pödör Zoltán 1 1

Informatikai és Gazdasági Intézet, Soproni Egyetem, Sopron

Napjainkban az egyre gyorsabban növekvő adathalmazok világában élünk. A Big Data és a Dolgok Internetéhez (Internet of Things) kapcsolódó kutatási irányvonalak egyre meghatározóbbak a tudomány minden területén. Már az adatoknak a szenzoroktól az adatbázisig történő eljuttatása, tárolása sem triviális feladat, a feldolgozás pedig sokszor kifejezetten nehézkes és speciális megközelítéseket igényel. Különösen igaz ez az űrben végzett mérésekre, ahol a keletkező adatok a Big Data-t jellemző mind a 4 V-t (volume, velocity, variety, veracity) teljesítik. Kutatásunkban olyan informatikai megoldásokat mutatunk be, amelyek támogatják a Big Data természetű adatállományok egységes kezelését. Két sajátfejlesztésű elemzési keretrendszer készült el, amelyek célja az univerzalitás biztosítása a Big Data környezet számára, és ezzel együtt a különböző módszertanok elemzési alkalmazásainak lehetőségét is megteremtik. Cikkünkben bemutatjuk ezen keretrendszerek felhasználási lehetőségeit, bemutatjuk azon elemzéseket, amelyeket ezen keretrendszerekben végeztünk, valamint bemutatjuk azokat a saját fejlesztésű új módszertanokat, amelyeket az elemzések tapasztalatai alapján implementáltunk. Bevezetés A földmegfigyelési és az űrkutatásra vonatkozó adatok tömege rohamosan nő. Önmagában ez még nem indokolná a Big Data környezet definiálását, ugyanakkor – az adattömeg mellett – az adatok sokszínűsége (kép, szám, szöveg, egyéb adatformátumok), az egyes adatelemek érkezési intenzitása (percenként, másodpercenként, vagy óránként, naponta), valamint az adatelemek eljuttatásának különbözősége már egyértelműen indokolja a Big Data menedzsmentet [1]. Általános folyamat, hogy az adatokat összegyűjtik és általában ad-hoc rendszerben kezelik. Az egyéni elemzési környezet magába foglalja az adott adatok tárolását, lekérdezését, magát az elemzést és az eredmények megjelenítését is. Mivel az adatok természetükből adódóan nagyon eltérő formátumúak lehetnek, valamint az elemző módszerek is általában az adott problémakörre vonatkoznak, ezért sok esetben egyéni elemzési környezetek jönnek létre. Ezen környezetekre jellemző, hogy architekturális felépítésük szigetszerű. Az adatokat sokszor fájlokban tárolják, de nyilván egyre inkább meghatározóak az adatbázis-kezelő rendszerek is. Ezután a megfelelő adatok lekérdezése után az elemzés már tipikusan egy másik rendszerben történik meg. A rendszerek közötti illesztések szintén egyediek és amennyiben változás történik az adatok formátumában, vagy új adatsorokat is be szeretnénk venni az elemzésbe, akkor frissíteni kell az illesztőprogramokat, lekérdezéseket. Különböző forrásokból származó, különböző formátumú adatok összevetése ily módon nehézkes lehet, ugyanakkor tudományterületeken átívelő, interdiszciplináris elemzésekre egyértelmű igény van. A helyzetet bonyolítja a széles körben terjedő Big Data környezet, ahol az előbb megfogalmazott jellemzők még kritikusabbak. Az elemzések egyes lépéseinek sorozatát azonban egy magasabb absztrakciós szinten, folyamatként is lehet definiálni. Először megtervezzük a kísérletet, megfogalmazzuk a célokat, definiáljuk a mérési, adatgyűjtési körülményeket. Az adatokat a mérési eszközöktől el kell juttatni egy tárolóegységbe, majd különböző adattisztítás és adatvalidálás után egy egységes adattárházba fel kell tölteni. Az adattárház alkalmas lehet a korábban tárgyalt adatok sokszínűségének a kezelésére, azonban gyökerei az üzleti világra vezethető vissza. A ténytáblák

és dimenziótáblák, azok kapcsolatai tehát elsősorban gazdasági adatokra lettek létrehozva. Ezért más tudományterületekről származó adatok (pl.: földmegfigyelés, űrbéli adatok) tárolása nehézségekbe ütközhet, amelyeket kezelni kell. Ugyanakkor mindenképpen előny, ha az adatok nem külön-külön adatforrásokban vannak tárolva (pl.: az egyik fájlban, a másik egy adatbázisban, a harmadik Excelben), hanem egy egységes, integrált adattárolás jön létre. Ebből az adatokat lekérdezzük, amelyet az adatok dimenzióinak egységesesítése követ. Például, ha időjárási adatokat több adatsor is mér, akkor valószínűleg az adatsorok térben és időben is eltérnek, vagyis más-más területeken és időpontokba mérték. Az adatokat transzformálni kell, majd ezen transzformált adatok inputként jelennek meg a konkrét elemző módszer esetében. Végül az adatok értelmezése következik, amelyet a konklúzió levonása után az elemzés más paraméterekkel történő (pl.: más transzformációs szabályok, más elemző módszerek alkalmazása) elemzések követhetnek. A folyamatot az 1. ábra foglalja össze.

1. ábra: Általános elemzési folyamat Ezen folyamatot alapul véve, az egyes lépéseket támogató elemzési keretrendszer alakítható ki, amely magába foglalja az adatbegyűjtést, a különböző adatmanipulációs lépéseket és az eredmények megjelenítését. Eddig eredmények Két univerzális elemző keretrendszer készült el kutatásunk során. Az egyik .NET alapokon C# programnyelven, az adatbázis-kezelő rendszer SQL alapú. Kialakításra került egy univerzális adatbázisszerkezet, amely minden adatformátumot tárolni képes. Szerkezete eltér a klasszikus adattárház szerkezettől, a korábban említett gazdasági gyökerek miatt.

(a)

(b) 2. ábra: Iongoramok elemzése

(c)

A keretrendszerben több adatsor került be, és több elemzési szcenáriót futtatunk. ezek közül az egyik az ionogram elemzés volt. A szoftver binárisan tárolja el az ionogram adatait, de az eredeti képet is megőrzi (2/a ábra). Az elemzés során lehetőség van a zajok kiszűrésére (2/b ábra), az ordinary és extraordinary komponensek meghatározására, és ezen komponensek határait is képesek vagyunk meghatározni matematikai módszerekkel (2/c ábra). A másik rendszer (3. ábra) magját képező CReMIT modul [2], amely R nyelven íródott és ez a központi modul rugalmasan illeszthető a folyamatot megelőző adat előkészítő, és az azt követő elemzési modulokhoz. A bemutatott eredményekben ezek a komponensek is R nyelven íródtak. A módszer rugalmassága és széles körű alkalmazhatósága éppen ebben a moduláris felépítésben rejlik. Tetszőleges megoldások illeszthetőek az egyes elemekbe: alkalmazhatunk bármilyen adat előkészítő lépéseket (tisztítás, szűrés, zajok kezelése, attribútum szelekció, stb.). A CReMIT módszer által származtatott másodlagos adatsorokon minden olyan elemzés alkalmazható, ami egyébként a nyers adatokon is elvégezhető. Ugyanakkor a vizsgálatok körét, a kapott eredmények sokrétűségét jelentősen bővíti a CReMIT modul a felhasználó által definiált paraméterek függvényében.

3. ábra: CReMIT alapú elemzési folyamat A módszert sikeresen alkalmaztuk már különböző erdészeti jellegű adatokon, mint például növekedési adatok és a klíma kapcsolata [3], rovarfogási adatok [4], vagy fák egészségi állapot adatainak vizsgálata [5]. Módszertanok Az idősorok vizsgálata kapcsán gyakran felmerülő feladat az idősorok közötti kapcsolatok vizsgálata, az összefüggések felfedése. Erre a statisztikában, adatbányászatban számtalan jól ismert módszer létezik: korreláció- és regresszió analízis [6], klaszterezés vagy éppen az osztályozás [7]. A vizsgálatok teljessége az alkalmazott elemzési módszerek mellett erőteljesen függ a vizsgálatba bevont változók (függő, független) körétől is. Sok esetben szükséges lehet az adathalmazok méretének csökkentésére, például klaszterezés esetében attribútum redukcióra, vagy éppen az idősorok esetében több eljárás nem a teljes, rendelkezésre álló idősort használja fel, hanem annak csak egy szeletét. Ha megfelelő hosszúságú idősor áll rendelkezésünkre, akkor a mozgó intervallumok, illetve az evolúciós technika lehetővé teszi a kapcsolatok időbeli változásainak vizsgálatát is [8]. A mozgó intervallumos technika lényege, hogy az idősor hossza nem, csak a kezdőpont változik, míg az evolúciós technika esetében a kezdőpont rögzített és a vizsgált adatsorok hossza növekszik folyamatosan.

A két technika ötvözetén alapul a CReMIT módszer, mely a felhasználó által definiált maximális eltolás és maximális ablakszélesség paraméterek mellett szisztematikus módon az összes lehetséges származtatott, másodlagos idősort előállítja az alap idősorból. A megközelítés jelentősen kibővíti a vizsgálatba bevonható független illetve függő paraméterek körét, ezzel szélesítve az elvégezhető vizsgálatok körét, spektrumát. Fontos látni, hogy a módszertan független a vizsgálatba bevont adathalmaztól, annyit vár el, hogy időbélyeggel ellátott, periodikus adatsorok alkossák a bemenetet. Viszonylag sok tudományos módszer létezik az adatsorok elemzésére vonatkozóan és amennyiben nem találunk összefüggést egy adott módszerrel, akkor addig próbálkozunk más módszerekkel, amíg összefüggést nem találunk. A célunk hogy az adatsorokat elemezve egy adott matematikai módszerrel kapcsolatot találjunk, és a keresést addig folytatjuk, amíg csak lehetséges. Másik oldalról nem definiáljuk, hogy a két adatsor mikor nem függ össze. A módszerek számát még növeli a paraméterezhetőségük változatossága, illetve a hibahatár változatos megválasztása, amely 20% is lehet. [Például egy determinisztikus együttható 0,8-as értéke jó eredménynek számít, de tapasztaltunk már 0,4-es r2 értéket, mint elfogadott eredmény.] Ugyanazon adatsor több és több algoritmussal történő elemzésének eredményeképpen lehetséges, hogy nem a tényleges összefüggést találjuk meg, hanem csak véletlenszerűen találunk egy összefüggést. Úgy is fogalmazhatunk, hogy az elemzések számának növelésével biztos lesz legalább egy olyan módszer, amely jó eredményt ad. Az eredmények véletlenszerűségi szintjének meghatározására alakítottunk ki egy új módszertant, amelyet Véletlen Összefüggéseknek (Random Correlations, RC) neveztünk el [9]. A CREMIT módszer az elemzési lehetőségeket terjeszti ki. A Véletlen összefüggések pedig olyan módszert ad a kutatók kezébe, amely képes meghatározni az eredmények véletlenségi fokát, így a két módszer kiegészíti egymást. Irodalom [1] Arviset C., Duran J., Gonzalez, J. et al. (2016), Big Data Big Challenges and new paradigm for the Gaia archive, Proc. of the 2016 conference on Big Data from Space (BiDS’16), 9 [2] Pödör Z., Edelényi M., Jereb L. (2014), Systematic analysis of time series, CReMIT. Infocommunication Journal, 6, 16 [3] Edelényi M., Pödör Z., Jereb L. et al. (2011), Developing of method for transforming time series data and demonstration on forestry data. Acta Agraria Kaposváriensis, 15, 39 [4] Csóka Gy., Pödör Z., Hirka A. et al. (2012), Influence of weather conditions on population fluctuations of the oak processionary moth (Thaumetopoea processionea L.) in Hungary Joint IUFRO 7.03.10 –“Methodology of forest insect and disease survey” and IUFRO WP 7.03.06 – “Integrated management of forest defoliating insects” Working Party Meeting, 10-14 Sep 2012, Palanga, 10 [5] Pödör Z., Kolozs Solti Gy., Jereb L. (2014), Investigation of Hungarian forest health condition with special respect to climate change, Journal of advances in agriculture, 3, 164 [6] Miles J.; Shevlin M. (2001), Applying Regression and Correlation: A Guide for Students and Researchers, Sage publications Ltd, 251 [7] Han J.; Kamber M. (2006), Data Mining: Concepts and Techniques, 2nd ed., Morgan Kaufmann Publishers, 703 [8] Biondi F.,Waikul K. (2004), DENDROCLIM2002: A C++ program for statistical calibration of climate signals in tree-ring chronologies, Comp Geosci, 30 [9] Bencsik G., Bacsárdi L. (2016), Novel methods for analyzing random effects on ANOVA and regression techniques, Advances in Intelligent Systems and Computing, Springer, 509, 499, ISSN 2194-5357

MUF2017-K-03 A Rosetta Philae leszállóegységének központi számítógépe Balázs András1, Baksa Attila1, *Pálos Zoltán1, Sódor Bálint1, Spányi Péter2, Sulyán János2, Szalai Sándor2, Tróznai Gábor1, Várhalmi László2, Vizi Pál Gábor1 1

MTA Wigner Fizikai Kutatóközpont 2 SGF Technológia Fejlesztő Kft. [email protected]

A VEGA után a Wigner RMI ismét üstökös kutató misszióban vett részt. A Philae leszállóegység missziójának szempontjából kritikus, központi vezérlő számítógépét az MTA Wigner Fizikai Kutatóközpont és az SGF Kft. fejlesztette. A Rosetta űrszonda a Philae-vel 2004ben indult és 2014-ben ért a 67/P cél üstökös közelébe. A hosszú átrepülés alatt a cél üstökösről és a Philae alrendszereinek és tudományos műszereinek működtetéséről összegyűlt új ismeretek alapján a leszállóegység fedélzeti szoftverét több alkalommal módosítottuk. Az űrszondákra jellemző hagyományos (fedélzeti adatfeldolgozó, rádiókommunikációs, energiaellátó, hőmérséklet szabályozó) és specifikus alrendszerek tették lehetővé a Philae tudományos műszereinek működtetését, továbbá hogy instabil pozíciója ellenére a felszínen maradjon, és a helyzetnek megfelelő módosításokkal működjön, rendszeresen rádiókapcsolatot létesítve a Rosetta anyaszondával. A nehézségek ellenére a legtöbb műszer tudományos programját túlnyomórészt teljesítette. A Naptól nagy távolságban a leszállóegység elsődleges energiaforrásai közel 60 órás tudományos adatgyűjtést tettek lehetővé, majd 6 hónapos hibernált állapotot követően a Naphoz közelebb kerülve újra működőképessé vált, önállóan kapcsolatba lépve az anyaszondával. A magyar fejlesztésű hibatűrő számítógép tízéves, bolygóközi manőverekkel tarkított útját követően, autonóm módon, hibátlanul vezérelte a Philae leszállóegység minden műszerét és alrendszerét. E mintegy húsz évet átfogó misszió számos tanulsággal szolgál az elkövetkező missziók számára. 1. Bevezetés Cikkünkben vázoljuk, hogy az európai üstököskutatás egyik kulcsmisszióját jelentő Rosetta programban milyen, sokszor párját ritkító mérnöki kihívásokkal kellett szembenéznünk, és ezekhez milyen újszerű megoldásokat választottunk. A ritkaságszámba menő leszállóegység magyar fejlesztésű központi számítógépe már a misszió korai szakaszában is tartalmazta mindazon hardware- és szoftvermechanizmusokat, melyek ezeket lehetővé tették. 2. CDMS – a feladat A számos eddigi, üstökös kutató misszió eredményeiből kiderült, hogy nagy távolságból egyszer megfigyelve egy üstököst, nem tudunk megfelelő mennyiségű és minőségű információhoz jutni, újabb, jelentős eredmények eléréséhez tartósabb közvetlen vizsgálatokra is szükség van. A megvalósításhoz az ötlet az volt, hogy mivel a Földre nem tudunk üstököst hozni, viszont rendelkezünk olyan technológiával, hogy laboratóriumot vigyünk egy üstökösre! Ez az ambiciózus elképzelés öltött testet a Rosetta programban, az in-situ vizsgálatok jelentős részét a később Philae nevet kapott leszállóegységbe integrálva. E műszerek és a szolgálati rendszerek vezérlését, működésük összehangolását, mérési adataik gyűjtését, átmeneti tárolását és továbbítását végző egységet, a CDMS nevű központi számítógépet a Wigner RMI (korábban RMKI) fejlesztette ki, szoros együttműködésben az SGF Kft-vel.

3. A hardware kihívásai A Philae fedélzeti rendszere igen bonyolult, ennek a különleges nehézséget jelentő környezetben hibamentes, illetve hibatűrő vezérlését hatékonyan végezni számos különböző, a lehetőségeket és a követelményeket optimálisan figyelembe vevő, ebből következően kompromisszumokat tartalmazó megoldással volt lehetséges.(1. ábra)

1. ábra: A főbb elektromos interface-ek és összeköttetések sematikusan A CDMS-nek számos elektronikus rendszerrel és egységgel kellett kapcsolatot tartani, erre egy, jelkódolásban és protokollban egyaránt a MIL-STD 1553-ra hasonlító 1 Mbit/s jelsebességű buszrendszert terveztünk. Ez az SSIF-nek nevezett busz fizikailag csillagtopológiájú, ezzel egyes, az eredeti multidrop buszrendszerben potenciálisan fellépő összeköttetési hibákat ki lehetett küszöbölni, valamint – az általában relatíve közeli egységek csatolásához – súlyt és energiát lehetett megtakarítani. További jelentős eltérés volt, hogy a vezérlő-, a státusz- és az adatszavak elkülönített vezetékeken futottak. A busz a permanens hibák kivédésére tartalékolt, a fontosabb vezérlő üzenetek (pl. fedélzeti idő, telecommandok, rendszerstátusz) pedig mindkét buszon átvitelre kerülnek. A busz controller feladatokat a CDMS látta el, kiszolgálva az ezt igénylő egységeket. E buszra csatlakozott csaknem az összes fedélzeti eszköz, és a tapasztalatok alapján igen jól vizsgázott. (2. ábra)

2. ábra: A CDMS EQM és EM. Az EM-en (jobbra) jól látszanak az SSIF busz csatlakozói Maga a CDMS 1 táp- (PWR), 2 adatfeldolgozó (DPU-1/2), 2 memória (MM-1/2), 1 órajel generátor és HW telecommand dekódoló (RTC/ETCD) és 2 fedélzeti busz interface

(CIU/SSIF-1/2) kártyából áll. A duplikált egységek rendszerint egymás redundanciájaként szolgáltak, és – kombinálva a redundáns összeköttetésekkel – különböző tartalékolási és degradációs stratégiák megvalósítását tették lehetővé. A radioaktív sugárzás hosszabb idő alatt akkumulálódó, hibageneráló hatásainak kivédését – manapság már megszokott – sugárzásálló elektronikus áramkörökkel oldottuk meg. Kivételt képeznek a tervezés idején ilyen kivitelben nem létező memória áramkörök, amelyeket emiatt – a megbízhatónak tekintett PROM-ok kivételével – Hamming-kódolt hibavédelemmel kellett ellátni. 4. Szoftver Természetesen a fentiekben vázolt hardware hatékony vezérlését hasonlóan bonyolult szoftverrendszer végzi. (3. ábra) Számos eleme a HW-ből nem feltétlenül következik, viszont a műszaki követelmények teljesítéséhez, ezáltal a tudományos célok eléréséhez elengedhetetlenek voltak. A kezdetben szűkösnek bizonyult fejlesztési idő miatt optimális döntésnek bizonyult, hogy egy igen korai stádiumú, de a vitális alapfunkciókat biztosító SW-rendszert az utóbb nem módosítható PROM-ban, a későbbiekben tökéletesítendő, teljes funkcionalitású SW-t pedig EEPROM-ban tároljuk.

3. ábra: A SW funkcionális blokkvázlata. Kisebb változtatásokkal és bővítésekkel a végleges rendszert is tükrözi 5. BOOT rendszer Alapvető fontosságú feladat volt a operatív SW számára megfelelő HW konfiguráció biztosítása, és a futtatandó SW verzió kiválasztása. Mivel a hibázásra leginkább hajlamos memória alkatrésznek az EEPROM-okat ítéltük, a benne tárolt SW-t is két példányban helyeztük el. Maga a BOOT rendszer több fázisból állt, melyekből először a PROM-ban elhelyezett indult el. Ez az elsődleges memóriatesztek alapján első szinten eldöntötte, hogy a PROM-ban tömörítve tárolt, vagy az újabb, EEPROM-ban tárolt SW-t kell-e elindítani. Egy következő fázisban az EEPROM inicializálási fázis újabb döntést hozott arról, van-e futtatható állapotú EEPROM SW, ellenkező esetben pedig a PROM SW-t indította.

6. Operációs rendszer (OS) Elkerülhetetlen döntés volt, hogy házon belül valós idejű operációs rendszert fejlesszünk ki, tekintettel a sajátos processzorra, és arra, hogy a fejlesztés kezdetekor az egyetlen fellelhető, készen kapható RTOS elégtelennek bizonyult az – akkor még jóval egyszerűbbnek látszó – feladatok elvégzésére alkalmas struktúra kialakítására és működtetésére. 7. Alkalmazói taszkok A vezérlés szempontjából legfontosabb feladatot, az üzemmódok optimális kialakítását és azok szükség szerinti végrehajtását koordináló/ütemező rendszert az AMST (Acquisition Mode Sequencer) taszk végezte, egy többszintű, rugalmasan konfigurálható táblázatrendszer alapján. Ennek az alapértelmezett elemei csak a legfontosabb feladatok végrehajtását tették lehetővé, a későbbiekben – különösen a földi tesztek alatt – telecommandokkal az igények szerint lettek bővítve, módosítva, törölve. Mint a leszállás anomáliái miatt kiderült, ez a megoldás igen hatékonyan tette lehetővé a leszállóegység feladatainak gyors újrastrukturálását. Továbbá ennek a rendszernek a segítségével sikerült áthidalni olyan hiányosságokat, melyek a fejlesztés kései szakaszában kissé szűkösnek bizonyult memóriából következtek. Talán a legkomplexebb feladata az SSIF busz kezelését és vezérlését végző EXPM (Experiment Manager) taszknak volt, mely mind a szolgálati, mind a tudományos adatok szétosztását végezte a teljes rendszer elemei között, mindezt a szükséges redundanciákat kezelve hibatűrő, ugyanakkor real-time módon. A teljes szonda működése szempontjából létfontosságú volt az energetikai egyensúlyt biztosító PWTH (Power/Thermal) taszk alapfeladata. Ebben különös figyelmet kellett fordítani a tápellátó buszon fellépő egyes potenciális elektromos meghibásodások kiküszöbölésére, illetve ezek elhatárolására is. Ez a taszk végezte a hőmérsékleti egyensúlyért felelős TCU egység vezérlését is. A TCTM (Telecommand/Telemetry) taszk feladata volt az anyaszondával történő kommunikáció, továbbá a tudományos és housekeeping adatok tárolása a CDMS MM kártyáin abban az időszakban, amikor nincs kapcsolat. Mivel az MM képes volt a rádióadók felé közvetlenül továbbítani a benne tárolt adatokat, ennek az adatfolyamnak a közvetlen átvitellel való koordinálása is itt zajlott. Az ADS (Active Descent System) taszk feladata a leszállással és felszínfogással kapcsolatos tevékenységek előkészítése, felügyelete és az ebbe való szükség szerinti beavatkozás volt. Az RDM (Redundancy Management) taszk koordinálta a DPU kártyák feladatmegosztását, a közöttük levő kommunikáció kezelésével, a TEST taszk pedig a DPU folyamatos önellenőrzéséről, valamint a CDMS housekeeping adatok előállításáról gondoskodott. 8. EGSE és LSS Az űrmissziók során talán a legfontosabb, leghosszadalmasabb, ugyanakkor az egyik legkevésbé publikus tevékenység a tesztelés. Ennek korrekt végrehajtását segítik az EGSE-k (Electrical Ground Support Equipment). Elkészítésük a legtöbb esetben nagyobb és bonyolultabb műszaki-tudományos feladatot jelent, mint a repülő eszközöké, és sokszor nélkülözhetetlenek a felbocsátást megelőző földi tevékenységben. A CDMS EGSE-jével hasonló volt a helyzet, sőt teljesítménye a bonyolultabb tesztekben nem is volt elegendő, emiatt egy különálló, LSS-nek (Lander Software Simulator) nevezett rendszert kellett köré építeni a megfelelő reprezentativitáshoz. Ennek egy része célhardware-ek segítségével a kísérletek viselkedését szimulálta az SSIF buszon. Másrészt egy PC-n futó, interaktív, de saját, rugalmas ütemező rendszerrel is rendelkező program tette lehetővé a szolgálati rendszerekkel, főként a tápellátó rendszerrel kapcsolatos tevékenységek automatizálását és monitorozását különleges helyzetekben és sokszor igen bonyolult szekvenciákat igénylő tesztekben.

MUF2017-K-04 Űridőjárás a Szaturnusznál Z. Bebesi MTA Wigner FK RMI, Budapest

A Szaturnusz magnetoszférájának belsejében egyaránt érvényesülnek belső, külső környezeti tényezők, ezek együttesen formálják a magnetopauzán belüli kémiát, és a részecskék, valamint a mágneses tér dinamikáját. A kölcsönhatás szempontjából megfigyelhetők hasonlóságok mind a Jupiterrel, mind Földünkkel, azonban nem egyszerű köztes esetről van szó. A Szaturnusznál az aurórajelenség esetében például kevésbé érvényesül az interplanetáris mágneses tér iránya, mint a Földnél, azonban a Jupiter-Io pároshoz hasonlóan szintén megfigyelhető egy aktív hold, és a poláris régió interakciója. A belső sugárzási övek nagyenergiájú részecskepopulációinak fenntarthatósága ugyancsak érdekes probléma, melynek vizsgálata során kiderült, hogy a Tethys hold pályáján belül már nem érvényesülnek a szoláris hatások, itt más mechanizmust kell feltételeznünk. A Titán holdat 2013-ban, a Cassini pályára állítása óta először figyelhettük meg a napszélben. Ez az azóta is egyedülálló eset szintén röviden bemutatásra kerül. Bevezetés Űridőjárás alatt értünk általában minden olyan hatást, amely a bolygóközi, vagy a csillagközi térből érkezik, és módosítja egy adott égitest atmoszférikus, és/vagy magnetoszférikus folyamatait. A Szaturnusz esetében rendkívül komplex magnetoszféráról beszélhetünk, melyben külső és belső plazmaforrások egyaránt megtalálhatók. A Cassini űrszonda eddigi ott töltött majdnem 13 éve alatt sok újat tanultunk ezekről a jelenségekről, és egymásra hatásaikról, azonban az elkövetkező évek, évtizedek során még minden bizonnyal rengeteg új elmélet és észrevétel születik majd a mögöttük meghúzódó fizikáról, kémiáról. A cikk a Cassini-Huygens űrmisszió pályára állítása óta keletkezett, űridőjárás-aspektusú, érdekes eredményekből szemezget, és megpróbál egy átfogóbb képet adni, a jelenlegi ismereteink alapján. 1. A Szaturnusz magnetoszférikus folyamatai, és a kozmikus hatások A Szaturnusz mágneses tere a Jupiter után a második legkiterjedtebb planetáris magnetoszféra Naprendszerünkben. A bolygó gyors forgása (10h 42m) következtében a magnetoszférán belüli tartományban lévő, különböző forrásokból származó ionizált anyag (plazma) együtt forog, ko-rotál a Szaturnusz mágneses erővonal-rendszerével. A ko-rotáció szubszónikus sebességű, azonban az így becsapódó ionok és elektronok jelentősen erodálják a holdak és a gyűrűk felszínét, valamint a Titán hold atmoszféráját. A Jupiter Io holdjához hasonlóan a Szaturnusz magnetoszférájában is létezik egy jelentős plazmaforrás, az apró (dEnc = 504 km), de különleges Enceladus hold. Az Enceladus déli pólusa közeléből, kriovulkanikus tevékenysége folytán másodpercenként 300-600 kg-nyi anyag távozik, mely összetételét tekintve leginkább a vízcsoport elemeit tartalmazza [7]. Ebből kifolyólag az Enceladus mostanában a földön kívüli élet kutatása szempontjából is az érdeklődés középpontjába került, mivel feltételezik, hogy jeges gejzírjeit egy kiterjedt, felszín alatti óceán táplálja. A kilökődő víz döntő hányada végül ionizálódik, és hozzáadódik a korotáló magnetoszférikus plazmához, eloszlása tekintetében pedig alapvetően sűrű (~10000 molekula/cm3) tóruszt képez (1. ábra) a hold pályája (REnc = 4 RS, ahol RS = 58232 km a Szaturnusz sugara) mentén. Voltaképpen ez a forrása a Szaturnusz E-gyűrűjének is [5], mely a

Mimas és a Titán holdak között terül el.

1. ábra. A Szaturnusz magnetoszférája. (Forrás: F. Bagenal és S. Bartlett) A Szaturnusznál az űridőjárást elsősorban a napszél, az interplanetáris mágneses tér, valamint a szoláris EUV sugárzás változásai befolyásolják, de jelentős hatást gyakorolhat a kozmikus sugárzás is. A napciklus során változik a napszél dinamikus nyomása, valamint az interplanetáris mágneses tér erőssége és iránya, a helioszférikus áramlepel elhelyezkedése, de ezek jelentősen ingadozhatnak rövidebb időskálán is. A Szaturnusz magnetoszféráját elérő kozmikus sugárzás intenzitása szoláris minimum idején magasabb. 2. Sugárzási övek, a Dione-öv A Szaturnusz sugárzási öveiben lévő nagy energiájú részecskék jelentős részét abszorbeálják a gyűrűk és a jeges holdak. Az öv (2. ábra) legsűrűbb tartománya (2.3 - 3.5 RS) főleg protonokat, és relativisztikus elektronokat tartalmaz (többszáz keV - néhányszor tíz MeV). A fő öv elektronjai valószínűleg a külső magnetoszférából származnak (de lehetnek napszél-eredetűek is), melyek bediffundálnak a magnetoszféra belső tartományaiba, és adiabatikusan felfűtődnek. A nagyenergiájú protonoknak (az elektronokhoz hasonlóan) két populációjuk van, melyek közül alacsonyabb energiájút 10 MeV alatti, a magasabbat pedig 20 MeV körüli energiájú részecskék alkotják. Ezek valószínűleg a kozmikus sugárzás, és a Szaturnusz környezetében található anyag kölcsönhatásából születnek a CRAND ("kozmikus sugárzás albedó neutron bomlás") folyamat révén, de elképzelhető más magyarázat is. A Szaturnusz magnetoszféráját elérő kozmikus sugárzás szoláris minimum idején nagyobb mértékű.

2. ábra. A Szaturnusz sugárzási övei. (Forrás: NASA, E. Roussos) A Cassini mérések elemzése során fedezték fel a korábban ismeretlen Dione övet

(L~6.3 RS) [6]. A sugárzási övnek ez az új tartománya három egymást követő megfigyelés során is aktív maradt – mindhárom alkalommal szoláris esemény érte el a magnetoszférát. A Dione öv azonban nem stabil. Roussos-ék szerint a szoláris hatások csak a Tethys hold pályáján kívül befolyásolták a részecskék fluxusát, a belső régiót változatlanul hagyták. A Tethys hatékony abszorpciója izolálja a belső sugárzási öveket a külső hatásoktól, megakadályozza a MeV-os ionok befelé irányuló radiális transzportját. Itt léphet színre például a már említett CRAND kölcsönhatás a belső MeV-os ion populáció fenntartásában. 3. Aurórajelenség, évszakok, atmoszférikus hatások A kozmikus hatásokra adott reakcióit tekintve összességében a Szaturnusz magnetoszférája mind a Földdel, mind a Jupiterrel mutat bizonyos hasonlóságokat. Földünk esetében a napszél nagymértékben befolyásolja az auróra dinamikáját, mely a Szaturnusznál is megfigyelhető. Ez utóbbinál azonban a jelenség kevésbé érzékeny az interplanetáris mágneses tér irányára. A Szaturnusz aurórájára a Jupiteréhez hasonlóan szintén hatással vannak a belső magnetoszférikus folyamatok. Az Enceladus kriovulkanikus aktivitása idején a holdról kilökődő ionok a mágneses erővonalak mentén beáramolnak a bolygó poláris tartományába, ahol kölcsönhatásba lépnek az atmoszféra részecskéivel (3. ábra). A Jupiter sarki fényének létrehozásához, ugyanilyen elven a vulkanikus természetű Io hold járul hozzá.

3. ábra. Az Enceladus "lábnyoma" UV fényben a Szaturnusz északi pólusának közelében. (Forrás: Ken Moscati and Abi Rymer) Az évszakos hatások tekintetében fontos megemlíteni, hogy a Szaturnuszon 2009 augusztusában volt a tavaszi napéjegyenlőség, azóta tehát az északi félteke egyre fokozottabb megvilágításban részesül. A fokozottabb szoláris besugárzás következtében ott nagyobb mennyiségű légköri aeroszol keletkezik, mely kedvezően hat a felhőképződésre. Ennek következménye lehetett az a 2010 decemberében keletkezett viharrendszer is, mely aztán több hónapon át fennmaradt, és egyre kiterjedtebbé vált [4]. Ugyancsak a fotokémiai folyamatok intenzitásának növekedése okozhatta az északi poláris hexagon színváltozását is [8]. 4. A Titán a napszélben A magnetopauza tipikus kiterjedése a szubszoláris pontnál ~22-27 RS [1], melynek következtében a 20 RS távolságban keringő Titán hold szélsőséges esetben kikerülhet a

magnetoszféra burokba (4. ábra), vagy akár a napszélbe is. Ez utóbbit a hold vizsgálatának kezdete óta mindössze egy alkalommal figyelhettük meg (a T96-os Titán megközelítés), 2013. december elsején [3].

4. ábra. A Titán hold magas napszél nyomás esetén a magnetoszféra burokba került a T32 idején (Forrás: [2]). A T96-os flyby során azonban a lökéshullám előtti tartományba lépett. Az napszél sűrűsége 0.6 cm-3, sebessége pedig 360 km/s volt a flyby idején, az interplanetáris mágneses tér erősségét 1 nT körüli értéknek mérték. A Titán napszél felőli oldalán a többi, nem mágneses bolygónkhoz hasonlóan kialakult a lökéshullám. A magnetoszféra burok vastagsága a proton girosugár nagyságrendjébe esett, de a mágneses tér a tartományban mintegy 10-szeresére növekedett, így az hatékony akadályt képezett a napszél részecskéi számára [3]. Az upstream térnek a T32 idején megfigyelthez [2] hasonló fosszilizálódása itt is észlelhető volt, legalábbis erre utalt az elektronsűrűség megnövekedése a Titánhoz legközelebbi tartományban. Ennek egyik magyarázata a Titán indukált magnetoszférájának kiterjedése, ahogy a hold az alacsony nyomású napszélbe lépett. Irodalom [1] Achilleos, N., C. S. Arridge, C. Bertucci, et al., Large-scale dynamics of Saturn’s magnetopause: Observations by Cassini, Journal of Geophysical Research, 113, A11209, 2008 [2] Bertucci, C., N. Achilleos, M. K. Dougherty, et al., The Magnetic Memory of Titan's Ionized Atmosphere, Science, Vol. 321, No. 5895, 1475-1478, 2008 [3] Bertucci, C., D. C. Hamilton, W. S. Kurth, et al., Titan's interaction with the supersonic solar wind, Geophysical Research Letters, Volume 42, Issue 2, 193-200, 2015 [4] Fischer, G, W. S. Kurth, D. A. Gurnett, et al., A giant thunderstorm on Saturn, Nature 475, 75–77, 2011 [5] Porco, C. C., P. Helfenstein, P. C. Thomas, et al., Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus". Science. 311, 1393–1401, 2006 [6] Roussos, E., N. Krupp, T. P. Armstrong, et al., Discovery of a transient radiation belt at Saturn, Geophysical Research Letters 35, 22106, 2008 [7] Sittler Jr., E. C., N. Andre, M. Blanc, et al., Ion and neutral sources and sinks within Saturn’s inner magnetosphere: Cassini results, Planetary and Space Science 56, 3–18, 2008 [8] www.jpl.nasa.gov/

MUF2017-K-05 A Si és a Gs típusú geomágneses viharok hatásának összehasonlítása a geomágneses indexek függvényében Berényi K. A.1,2, Barta V.2, Kis Á. 2 Eötvös Loránd Tudományegyetem, Budapest MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézet, Sopron 1

2

A naptevékenység következményeként esetenként előforduló geomágneses viharok a földi ionoszférában ún. ionoszférikus vihart idéznek elő. Az ionoszféra F2-rétegében ekkor megjelenő változások mértéke itt a legnagyobb, mivel ez a legnagyobb elektronsűrűségű tartomány, így a kutatások főként erre a rétegre koncentrálnak. Jelen tanulmányban az F2-réteg elektronsűrűségének változását vizsgáltuk két geomágneses index függvényében: Dst- és az AEindex. Ezek a geomágneses viharok erősségének kifejezésére szolgáló globális indexek. Az ionoszférikus vihar hatások számos tényezőtől függenek, tehát mi a közepes szélességű F2réteget analizáltuk télen és nyáron, figyelembe véve a napszak szerinti változásokat, tehát délben (11-15:00 LT) és hajnalban (03-7:00 LT) is külön vizsgálódtunk. Vizsgálataink fő célja két vihartípus, a Si és Gs háborgás, hatásának elkülönítése volt, és annak meghatározása, hogy milyen függvényt ír le a geomágneses vihar magnitúdójával. Az eredmények azt mutatják, hogy a két vihar típus a geomágneses vihar főfázisában ellentétes hatást okoz az F2-rétegben nyáron, a déli órákban. A Si háborgások csökkentik az elektronsűrűséget a vihar magnitúdójának erősödésével, míg a Gs háborgások növelik. A hajnali órákban egyik csoportosítás alapján se látható szignifikáns változás. Szignifikáns szezonális változás sem figyelhető meg, csupán a téli anomália miatti elektronsűrűség növekedés látható az adatokon. A geomágneses indexeket tekintve pedig az mondható el, hogy a Dst-index mutatja legmarkánsabban az összefüggéseket. Bevezetés A földi környezetben perturbációt okozó geomágneses viharoknak két típusa létezik (Denton et al., 2009). A legközismertebb a koronakidobódásokhoz (CME - Coronal Mass Ejection) köthető geomágneses viharok, melyek rendelkeznek hirtelen vihar kezdet (SSC Sudden Storm Commencement) időponttal, tehát a geomágneses regisztrátumokban markáns, érzékelhető hatása van. Ezt a típust hirtelen impulzus (Si - Sudden impulse) háborgásnak nevezte el a szakirodalom. A napfoltciklus maximumának idején a leggyakoribb, ekkor dokumentálhatóak a legnagyobb viharok, a legjelentősebb hatásokat okozva a Földön és az azt körülvevő régiókban. Ilyen híres nagy magnitúdójú viharok pl. a Halloween napi, a Bastille napi, és a Szt. Patrik napi viharok. A másik geomágneses vihar típus kialakulása Nap koronalyukaihoz kapcsolódik. Az együtt forgó kölcsönhatási régió (CIR - Corotating Interaction Region), még inkább a nagy sebességű napszél nyalábok (HSS – High Speed Solar Wind Streams) azok, melyek az ismétlődő geomágneses aktivitásért felelősek (Buresova et al. 2014). Nem rendelkeznek hirtelen vihar kezdettel, melyet a geomágneses adatokból határoznak meg, de ún. fokozatosan változó vihar kezdet (GSC – Gradual Storm Commencement) időpont megadható a Dst-indexek analízisének segítségével (Mendillo and Narvaez, 2009). Ezt a típust fokozatosan változó (Gs – Gradual storm) háborgásnak nevezték el. Hatása az ionoszférikus paraméterekre összemérhető a Si háborgásokéval, és meghatározóbb lehet az elnyújtottabb, hosszú időn keresztül érzékelhető befolyása miatt. Legnagyobb számban napciklus minimumának idején lehet megfigyelni, mivel ekkor a napfoltok aktivitása lecsökken, és a koronalyukak folyamatai előtérbe kerülnek. Az földi ionoszférában ezen viharok ún. ionoszféra vihart okoznak. Hatásuk az ionoszférikus paraméterekben már az SSC és a GSC időpont előtt akár 24 órával is érzékelhető.

Ez az effektus elektronsűrűség növekedésben nyilvánul meg, és vihar előtti erősítésnek (prestorm enhancement) nevezték el (Kane, 2005). Kane (2005) tanulmányában feltételezi, hogy ez a jelenség felhasználható a viharok előrejelzéséhez. Ezzel a jelenséggel részletesebben Buresova és Lastovicka (2007) cikkében olvashatunk. A vihar főfázisában az ionoszférában közepes szélességeken egyaránt előfordulhat elektronsűrűség növekedés (pozitív ionoszférikus vihar) és csökkenés (negatív ionoszférikus vihar) (Buresova et al, 2014). Jelen tanulmányban a fő célkitűzés az volt, hogy a geomágneses vihar főfázisában, két napszakot vizsgálva (dél és hajnal időszakokat) elkülönítsük a hatásokat, melyek az F2-réteg foF2 paraméterében jelentkeznek. Az foF2 paraméter az F2-réteg maximális elektronsűrűségét mutatja. A két geomágneses vihar típus hatásai közötti különbségeket télen és nyáron is meg szerettük volna határozni. Ehhez felhasználtunk két geomágneses indexet, a Dst- és az AEindexet, ezáltal megfigyelhető a vihar erősségétől való függése az foF2 paraméterben. A Dstindex a gyűrűáram változásairól, míg az AE-index (Auroral electrojet index) az auróra régióból induló folyamatokról ad információt, így a két index vizsgálatával meghatározhatjuk, hogy a magyarországi (közepes szélességi) régióra melyik forrásból eredő folyamatok vannak a legnagyobb hatással. A tanulmány összetett, több szempontot figyelembe vevő analízise egy későbbi űridőjárási empirikus modell bemenő paramétereinek meghatározásában segít. Adatok A vizsgálatokhoz a közepes geomágneses szélességű nagycenki Széchenyi István Geofizikai Obszervatóriumban működő ionoszonda adatait használtuk fel, melynek L értéke 1,9. A mért ionoszférikus rétegparaméterek közül az F2-réteg maximális elektronsűrűségét reprezentáló foF2 paramétert használtuk fel. Ez a mért frekvencia (MHz) megegyezik az F2réteg maximális plazmafrekvenciájával, mely arányos az elektronsűrűséggel. A 24. napciklus maximumának éveiből, pontosabban 2012 és 2015 közötti időszakból válogattuk ki a geomágnesesen háborgatott napokat az analízishez. Összesen 62 darab geomágneses vihar főfázisát vizsgáltuk meg. Külön választottuk a szezonális hatásokat (tél és nyár) illetve a napszak szerinti változásokat (dél és hajnal). Nyáron 12 darab Si és 9 darab Gs típusú geomágneses vihar, télen pedig 29 darab Si és 13 darab Gs típusú geomágneses vihar fordult elő. Egy adatpont minden esetben 4 órás átlagot reprezentál: délben 10-14:00 (UT), hajnalban pedig a 02-06:00 (UT) közötti időintervallumot. A geomágneses index adatok az OMNIWeb (https://omniweb.gsfc.nasa.gov/form/dx1.html) adatgyűjtő oldaláról származnak. Az SSC időpontokat összefoglaló fájl pedig az alábbi oldalról érhető el: ftp://ftp.gfzpotsdam.de/pub/home/obs/kp-ap/ . Eredmények A két típusú geomágneses vihar az ionoszféra F2-rétegében okozza a legnagyobb magnitúdójú változásokat. Jelen tanulmány fő célkitűzése az volt, hogy felderítsük milyen különbségek figyelhetőek meg az F2-rétegben a két típusú (Si és Gs) vihar hatására, illetve hogy ezen generált változások miként függnek a vihar erősségétől, amit a globális geomágneses indexek (Dst- és AE-index) segítségével vizsgálhatunk. Az eredmények az alábbi szezonális összefüggéseket mutatják: - Nyáron a déli órákban szignifikáns különbséget figyelhetünk meg az foF2 paraméter adatokban, a hatás ellentétes (1. ábra). Tehát a vihar magnitúdójának növekedésével a Si viharok hatására csökken az elektronsűrűség, míg a Gs viharok hatására nő. A hajnali órákban nem figyelhető meg szignifikáns különbség. A geomágneses indexeket tekintve ez esetben az mondható el, hogy a Dst-index mutatja jobban a változásokat, tehát a gyűrűáram változása szorosabb összefüggésben van a közepes szélességű ionoszféra F2-rétegének

-

-

változásaival. Télen a déli órákban nem látunk szignifikáns eltérést a két vihar típusra adott ionoszféra válaszban (2. ábra). A 2. ábrán láthatóan az adatpontok jobban szórnak, tehát Si vihar hatására hasonló valószínűséggel csökkenti (negatív ionoszférikus vihar fázis) vagy növeli (pozitív ionoszférikus vihar fázis) az F2-réteg elektronsűrűségét. A Gs viharok esetében egy elektronsűrűség növelő (pozitív ionoszférikus vihar fázis) hatás figyelhető meg a vihar magnitúdójának növekedésével. Hajnalban télen sem látható különbség a geomágneses viharra adott ionoszférikus válaszban. A geomágneses indexeket vizsgálva itt is levonható az eredményekből, hogy a Dst-index mutat szorosabb összefüggést a változásokkal szemben az AE-indexszel. A két szezont összehasonlítva nem figyelhető meg a téli és nyári időszak között szignifikáns különbség, ha az ionoszféra válaszát tekintjük. A téli anomália elektronsűrűség növelő hatása szépen megfigyelhető a 2. ábrán. Látható, hogy az átlag értékek télen a nappali órákban a 12 MHz-et is elérik, míg nyáron 10 MHz a maximális érték. Ebből feltételezhető az is, hogy nyáron az alacsonyabb elektron sűrűség nagyobb magnitúdójú elektronsűrűség ingadozást tesz lehetővé, az 1. ábrán látható, hogy meredekebb a változásra illesztett függvény, szemben a laposabb egyenessel télen.

1. ábra: A Si és a Gs típusú geomágneses viharok hatása az F2-rétegben nyáron. Az foF2 paraméter változása látható a Dst- és az AE-index függvényében az ábrasoron. Napszak szerinti elkülönítés oszloposan látható: Dél és Hajnal.

2. ábra: A Si és a Gs típusú geomágneses viharok hatása az F2-rétegben nyáron. Az foF2 paraméter változása látható a Dst- és az AE-index függvényében az ábrasoron. Napszak szerinti elkülönítés oszloposan látható: Dél és Hajnal. Konklúzió A kutatásunk célja a közepes szélességű ionoszféra F2-rétegére a két típusú geomágneses (Si és Gs) vihar hatásának vizsgálata volt a #24 napciklus maximum időszakában. Ehhez az ionoszférikus foF2 paramétert hasonlítottunk össze a globális geomágneses indexekkel (Dst- és AE-index). Figyelembe vettük a szezonális és a napszakfüggő változásokat is. A geomágneses vihar főfázisát tekintettük jelen vizsgálat során. Az eredmények alapján az mondható el, hogy nyáron a déli órákban az ionoszférikus vihar fázis ellentétes: a Si vihar csökkenti, azonban a Gs vihar növeli az elektronsűrűséget a geomágneses vihar magnitúdójának növekedésével. A Gs viharok esetében nem figyelhető meg szezonális különbség a geomágneses vihar főfázisában. Hajnali órákban nem figyelhető meg eltérés a két vihar típus hatását tekintve, mindegyik esetben a geomágneses vihar erősödésével enyhe elektronsűrűség csökkenés tapasztalható. A geomágneses indexeket tekintve pedig az mondható el, hogy a Dst-index változással van szorosabb kapcsolatban az ionoszférában megjelenő vihar hatás magnitúdója. Köszönetnyilvánítás A nagycenki ionoszonda adatokért köszönettel tartozok a soproni MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézetnek. Továbbá köszönet illeti az adatszolgáltató oldalakat: https://omniweb.gsfc.nasa.gov/form/dx1.html és a ftp://ftp.gfz-potsdam.de/pub/home/obs/kpap/. Irodalom [1] Burešová, D. and Laštovička, J. (2007), Advances in Space Research 39 (2007), 1298– 1303 [2] Burešová, D., Laštovička, J., Hejda, P. and Bochnicek, J. (2014), Advances in Space Research 54 (2014) 185–196 [3] Denton, M. H., Ulich, T. and Turunen, E. (2009), Space Weather, VOL. 7, S04006 [4] Kane, R.P. (2005), Annales Geophysicae, 23, 2487–2499 [5] Mendillo, M., and C. Narvaez (2009), Annales Geophysicae, 27, 1679-1694

MUF2017-K-06 Felszíni deformációk meghatározása a Csomád vulkán térségében archív Envisat felvételek alapján Bozsó István, Szűcs Eszter, Bányai László, Wesztergom Viktor MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézet Az európai litoszféra lemez geodinamikai szempontból egyik legérdekesebb területe a Kárpátkanyar, ahol a Vrancea szeizmikus zónában gyakoriak a nagy erejű, közepes mélységű (subcrustal) földrengések. A Kárpát-kanyar belső oldalán jelenleg is aktív posztvulkáni utóműködés figyelhető meg, és itt található a Kárpát-Pannon térség legfiatalabb vulkánja, potenciálisan aktív magmatározóval. A terület geodinamikájának pontosabb megértésére több GNSS mérési kampányt is folytattak, de azok nem hoztak konzisztens eredményt. A mikrohullámú távérzékelésen alapuló műholdradar interferometria egy független módszer a felszíndeformációk meghatározására. Az MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézetnél ESA CAT-1 pályázatban beszerzett archív Envisat SAR felvételek alapján vizsgálja, hogy a természetes szórópontú műholdradar interferometria alkalmas-e a Belső-Kárpát-kanyar geodinamikai folyamatainak leképezésére és az milyen eredményeket ad a korábbi vizsgálatokhoz képest. Műholdradar interferometria (InSAR) alapjai A műholdradar interferometria egy aktív, mikrohullámú tartományú távérzékelési technika, amely a földfelszín deformációjának akár mm-es pontosságú meghatározását teszi lehetővé [1]. A megközelítőleg 700-800 km magasan keringő műholdon elhelyezett antenna elektromágneses rádióimpulzust bocsájt ki és regisztrálja a visszavert jel nagyságát (amplitúdó) valamint a fázisát. A visszavert jel erőssége a felszín elektromágneses tulajdonságaitól és a reflektáló felület geometriai paramétereitől (műholdhoz viszonyított irányítottsága, érdesség) függ. A SAR (Szintetizált Apertúrájú Radar) elnevezés arra utal, hogy matematikai eljárásokkal, a felbontás növelése érdekében egy nagyméretű antennát szintetizálnak. A SAR felvétel egy komplex számokból álló mátrix, amely fázis értéke a két-utas terjedés fázisának valamint a felbontási cella integrált fázis értékének összege. A felbontási cellák mérete megközelítőleg 100 m2, amelyet valamennyi, a cellában levő objektum együttesen alakít ki. Feltételezve, hogy a cella reflexiós tulajdonságai az időben nem változnak (azaz a cella integrált fázis értéke állandó) a közel azonos pozícióból különböző időpontokban készült felvételek fázis változása a bekövetkező felszíni deformációkat mutatja. Két felvétel fáziskülönbsége, az interferogram amely a [0, 2π) tartományra leképezve mutatja a földfelszín elmozdulását. A módszer elnevezése, az InSAR a SAR felvételek interferometrikus feldolgozására utal, az interferometria elvét használva a fél hullámhosszon (λ=5.6 cm) belüli elmozdulások detektálhatók nagy, akár mm-es pontossággal. A valóságban az interferometrikus fázis értéke több tényezőből tevődik össze:

ahol

Δ𝜑𝜑 = 𝜑𝜑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑 + Δ𝜑𝜑𝑡𝑡𝑡𝑡𝑡𝑡𝑡𝑡 + 𝜑𝜑𝑎𝑎𝑎𝑎𝑎𝑎 + Δ𝜑𝜑𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜 + 𝜑𝜑𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠 + 𝜑𝜑𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛 𝜑𝜑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑 = −

4𝜋𝜋 𝑑𝑑 𝜆𝜆 𝐿𝐿𝐿𝐿𝐿𝐿

(1)

(2)

a 𝑑𝑑𝐿𝐿𝐿𝐿𝐿𝐿 műhold irányú (LOS) deformáció okozta fázisváltozás; Δ𝜑𝜑𝑡𝑡𝑡𝑡𝑡𝑡𝑡𝑡 a topográfia modelljének, Δ𝜑𝜑𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜𝑜 a műholdpálya ismeretének hibáiból eredő fázistagok; 𝜑𝜑𝑎𝑎𝑎𝑎𝑎𝑎 a két felvétel időpontja között az atmoszféra állapotában bekövetkezett változások miatt az elektromágneses hullámok

terjedési sebességének eltéréséből származó fázis tag; 𝜑𝜑𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠 a felszín reflexiós tulajdonságainak megváltozása a felvételek időpontjai között és 𝜑𝜑𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛𝑛 az egyéb zajforrásokból származó fázistag. Nagy időállandójú tektonikus folyamatok egyetlen interferogram alapján nem vizsgálhatók, mivel a Δ𝜑𝜑 interferometrikus fázist nem a 𝜑𝜑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑𝑑 deformációs fázis dominálja, hanem az (1)-ben szereplő egyéb fázistagok. Több interferogram együttes elemzésével (MTInSAR, Multi-temporal InSAR) különböző matematikai eljárásokkal a deformáció fázist elfedő fázistagok leválaszthatók az interferometrikus fázisról és megbecsülhető a földfelszín elmozdulása [4]. A Belső-Kárpát kanyar geodinamikai folyamatai Tektonikai szempontból az európai lemez egyik legaktívabb területe a kárpáti szubdukció, ahol az alábukó litoszféra lemez következtében feszültségek halmozódnak fel a mélyben, ezek időrőlidőre földrengések formájában oltódnak ki. Habár a földrengések hipocentruma viszonylag nagy mélységben található mégis jelentős pusztítást tudnak végezni. A legnagyobb rengések (1938, 1940, 1977) ML=7.3-7.4 magnitúdójúak voltak és az EMS skála szerinti IX-es intenzitás értékűek, több ezer halálos áldozatot követelve. A Kárpátok belső oldalán helyezkedik el a KalamáriGörgény-Hargita vulkáni lánc, amelynek legfiatalabb tagja, a Csomád vulkán mindösszesen 50 km-re található a Vrancea szeizmikus zónától. Magnetollurikus szondázás, szeizmikus tomográfia és petrofizikai vizsgálatok egymástól függetlenül egy jól vezető testet azonosítottak a vulkán alatt, részben olvadt állapotú magmára (magmakására) utalva [3]. A vulkáni lánc kialakulása összefüggésben lehet a szubdukciós zónában folyó aktív tektonikai folyamatokkal, de máig nem tisztázott a köztük levő kapcsolat. Az itt zajló tektonikai folyamatok modellezése igazi kihívás, mivel az elmozdulások, deformációk nagy mélységekben történnek, a nagy földrengéseket leszámítva csekély felszíni indikációval. A deformációk azonban fontos peremfeltételt jelentenek a különböző kvantitatív, numerikus modellezésen alapuló vizsgálatokhoz. Több, nemzetközi összefogásban végzett kísérlet történt ismételt GNSS mérések alapján az elmozdulások meghatározására. Hoeven és mások (2005) 25 ponton, 13 mérési kampányban 7 év alatt (1997-2004) végzett észlelésekből dél-délkelet irányú 2.5 mm/év sebességű horizontális mozgásokat mutattak ki, a vertikális sebességtér a jól követi a tektonikus egységeket, az üledékes medencék területén mérsékelt (max. 8-10 mm/év) süllyedéssel és az orogén területeken néhány mm-es emelkedéssel. Schmitt és társai (2007) 1995 és 2006 között 14 mérési kampány alapján határozták meg a Vrancea szeizmikus zóna tágabb területének sebességtérképét. A horizontális sebességtér döntően ellentétes irányra adódott Hoeven és társai (2005) eredményeivel összehasonlítva, a vertikális sebességek a tektonikai szerkezeteket követik, a legnagyobb süllyedések (6 mm/év) a Foksányi- és Brassóimedencében jelentkeznek. Deformációk detektálása műholdradar interferometria alapján A Belső-Kárpát kanyar geodinamikai folyamatainak vizsgálata ESA pályázatból rendelkezésre álló archív Envisat műhold (2002-2012) felvételei alapján történt. A vizsgált időszakot úgy választottuk meg, hogy egybeessen a korábbi GNSS mérési kampányokkal. Egy-egy interferogram két felvétel fázis különbségét mutatja, alkalmasan választott felvétel párokból a fázisváltozásra vonatkozó 1D-s hálózat állítható elő, amely invertálva előállnak a deformációk (ún. SBAS – small baselines módszer, [4]). Az interferogramok kialakításának kritériuma, hogy azok között minél kisebb legyen mind az időbeli mind a térbeli bázisvonal ezzel biztosítva az alacsony fáziszajt és a koherencia megmaradását. Redundáns interferogram hálózat a fázis értékek kiegyenlítését, a kapott elmozdulások pontossági mérőszámainak meghatározását is lehetővé teszi. A rendelkezésre álló viszonylag nagyszámú (23 db. felszálló és 32 db. leszálló irányú) felvétel ellenére kevés koherens interferogramot sikerült előállítani, így az SBAS interferogram hálózat csekély mértékben redundáns mind leszálló, mind felszálló műhold irányú

felvételeket tekintve (1. ábra), kevés lehetőséget adva a számítások ellenőrzésére.

1. ábra. Fel- (bal oldali) és leszálló pályájú SAR felvételekből kialakított interferogram hálózat. A piros körök a felvételek időpontjait jelölik, a zöld vonalak a koherens interferogramokat. Koherens és inkoherens interferogramra mutat példát a 2. ábra, a jobb értelmezhetőség kedvéért az interferencia kép mögött az amplitúdó felvétel látszik. Inkoherens interferogram esetén döntően a felszín reflexiós tulajdonságainak megváltozása a zaj forrása. A zajos interferogram a fáziskicsomagolás lépését - az intereferencia csíkok (fringe-ek) integrálása a deformációk meghatározására - akadályozza.

2. ábra. Inkoherens, zajos interferogram (baloldal) és viszonylag jó koherenciájú (jobb oldal). A felvételi geometriai közel hasonló, a merőleges bázisvonal 61 m illetve 95m, azonban az időbeli eltérés 175 illetve 70 nap. Egy interferencia csík (fringe) 2.8 cm műhold irányú elmozdulást jelent. A fel- és leszálló irányú felvételek alapján meghatározott elmozdulásokból, lineáris deformációs modellt feltételezve előállítható a terület LOS irányú sebességtérképe (3. a ábra). Olyan felbontási cellákat, melyek valamennyi interferogramon alacsony fázis zajjal jellemezhetők, így az esetleges deformációk detektálására felhasználhatók csak a síkvidéki, döntően füves területek valamint emberi létesítményekkel (épületek, utak,…) érintett területeken sikerült azonosítani. A Csomád vulkán környezetét erdőség borítja, a vulkán déli lejtőjén illetve a kettős kráterből a Mohos kráteren találhatók olyan nyílt területek, amelyek esetleg alkalmasak lehetnének radarinterferometriai vizsgálatokhoz, azonban ezeken a helyeken sem sikerült stabil fázisú természetes reflektáló felületeket azonosítani. A meghatározott sebességek döntő része a [-2, 2] mm/év tartományba esik, egy-egy izolált pontcsoportban jelentkeznek ennél nagyobb sebesség értékek is, amelyek valószínűleg a fáziskicsomagolás hibájából fakadnak. Trigonometriai megfontolások alapján (Bányai és társai 2016) a le- és felszálló műhold irányú sebességek kombinálhatók, amely a deformációk 2D + 1D, horizontális és vertikális irányú

a.

b.

3. ábra. a: Fel- (felső ábra) és leszálló (alsó ábra) irányú Envisat SAR felvételekből meghatározott műhold irányú deformáció sebességek. b: Horizontális és vertikális sebességtérkép (interpolált), a piros téglalap a Csomád vulkán helyét mutatja. A háttérben az SRTM3 felszínmodell látható felbontását teszi lehetővé (3.b. ábra). Annak ellenére, hogy a Csomád vulkán területén nem sikerült megfelelő természetes reflektorokat azonosítani, érdekes megfigyelni, hogy a vulkán tágabb környezetében detektált mozgások koherens keleti irányt mutatnak, amelyek nagysága a Vrancea zóna felé haladva fokozatosan csökken, ezzel együtt a terület keleti részén kismértékű süllyedések figyelhetők meg. A detektált horizontális mozgások részben összhangban vannak [6] által kimutatott dél-keleti irányú felszínmozgásokkal, bár fontos hangsúlyozni, hogy az InSAR megfigyelések a műholdpálya kialakításának megfelelően nem érzékenyek ez ÉD irányú deformációkra. Az archív felvételeken végzett vizsgálatok rámutattak, hogy a nagy időállandójú tektonikai folyamatok megbízhatóan csak mesterséges reflektáló felületek telepítésével tanulmányozhatók ezen a földrajzi szélességen. Ilyen geodinamikai pontjelek kifejlesztését ESA pályázat keretében végzi az intézet. A 2014-ben pályára bocsájtott Sentinel-1 műhold a korábbi missziókhoz képest szisztematikusan, nagy időbeli felbontással végzi a teljes földfelszín leképezését, új fejezetet nyitva a műholdas földmegfigyelésben. Irodalom [1] Bányai L, Szűcs E, Kalmár J, Eperné PI, Bán D (2014): Az InSAR technológia alapjai és a reflektáló felületek jellemzői. Geomatikai Közlemények, 17: 59-68. [2] Bányai L, Szűcs E, Wesztergom V. (2016) Acta Geod Geophys. doi:10.1007/s40328-0160183-3 [3] Harangi S, A. Novák, B. Kiss et al. (2015). Journal of Volcanology and Geothermal Research, 290: 82–96. [4] Hooper, A; Bekaert, D; Spaans, K; Arikan, M (2012): Tectonophysics, 514-517, pp. 1-13. doi: 10.1016/j.tecto.2011.10.013 [5] Schmitt, G; A Nuckelt, A Knöpfler, C Marcu (2007): Three dimensional plate kinematics in Romania. International Symposium on Strong Vrancea Earthquakes and Risk Mitigation Oct. 4–6, 2007, Bucharest, Romania [6] van der Hoeven, AGA; V Mocanu, W Spakman, M Nutto, A Nuckelt, L Matenco, L Munteanu, C Marcu, BAC Ambrosius (2005). Earth and Planetary Science Letters 239: 177–184.

MUF2017-K-07 A geomágneses AE, ap és Dst indexek között korábban feltárt kapcsolatok vizsgálata a 24. napfoltciklus kiválasztott időszakaira Csontos András1 1

Magyar Földtani és Geofizikai Intézet, Tihany Geofizikai Obszervatórium, Tihany

2008. január 4.-én kezdetét vette a 24. napfoltciklus, amely több tekintetben is jelentősen eltér a korábban már megfigyeltektől. A 2008-as esztendőben alig növekedett a minimális aktivitás idején megfigyelt napfoltok száma. Ez az extrém nyugodt időszak 2009 végéig elhúzódott. A ciklus még nem fejeződött be, de az eddigi adatok alapján a legkisebb aktivitású napfoltciklus lehet a megfigyelések kezdete, 1755, óta. A földi mágneses tér megfigyelése során nyert adatok is tükrözik az anomális viselkedés jegyeit. Főleg azok a mennyiségek válhatnak érdekessé számunkra, amelyek interplanetáris mágneses tér viselkedésével szoros kapcsolatban vannak. A vizsgálatunk tárgyául választott AE, ap és Dst geomágneses indexek viselkedését és viszonyukat már többen is vizsgálták. Kimutatták a naptevékenységgel szoros kapcsolataikat, évszakos változásaikat és korrelációt számítottak az egyes mennyiségek között. A mágnesesen különösen nyugodt és hosszú periódusok valamint a viszonylag alacsony napfoltszámot eredményező napfolt maximum lehetőséget teremtettek arra, hogy a korábbi statisztikus elemzések eredményeit olyan természetű időszakokra is ellenőrizhessük, amelyre eddig nem nyílt lehetőség. Összehasonlító dolgozatunkban a 21. napfoltciklus időszakaira közzétett eredményeket szembesítjük a 24. napfoltciklus hasonló időszakaira számított értékekkel és az eltérések lehetséges magyarázatait is közöljük. Bevezetés A naptevékenység mágneses jellemzőit elsősorban a napfoltciklus határozza meg. A földfelszíni mágneses obszervatóriumi megfigyeléseket elemezve szembesülünk a bolygóközi mágneses tér (Interplanetary Magnetic Field [IMF]) hatásaival. Az elmúlt néhány évben sorra születtek olyan vizsgálati eredmények, amelyek a horizontális földmágneses intenzitás szekuláris variációjában (s.v.) találták kimutathatónak a napfolttevékenység hatását. A Tihanyi Geofizikai Obszervatórium (THY) s.v.-ját elemezve mi is rámutattunk a kapcsolat létezésére, azzal a megjegyzéssel, hogy a mennyiségek közötti kapcsolat nem közvetlen. A napfolttevékenység egyik hatása, hogy a mágneses viharok gyakoribbakká válnak. Ennek következménye, hogy a magnetoszférában folyó gyűrűáram intenzitása növekszik, amelynek felszíni mágneses hatása legerősebben a H értékének változásában tükröződik, a mágneses szélességtől függő mértékben (az egyenlítőnél a legnagyobb). (3) A további vizsgálatokhoz kézenfekvőnek tűnt egyes geomágneses indexek változásának tanulmányozása, hiszen megalkotásuk éppen azzal a céllal történt, hogy egyes külső eredetű mágneses terek hatását obszervatóriumi megfigyelések alapján jellemezzék. Korábbi tanulmányok a földi nagy áramrendszerek hatásait mutatták ki a közepes szélességeken tapasztalható változásokban. A jól megválasztott geomágneses indexek tanulmányozásával leírható, hogy a régiónkban tapasztalható geomágneses fluktuációk forrása mennyire a mágneses egyenlítő feletti magnetoszférában folyó gyűrűáram illetve a sarki fény övezet feletti ionoszférában folyó electrojet, mint a két legdominánsabb áramrendszer.

Az AE, ap és a Dst indexek valamint időbeni változásaik Az AE indexet 1966-től számolják a sarki fény övezetben folyó ionoszférikus electrojet jellemzésére. Számítása a sarki fény övezetben kiválasztott obszervatóriumok (12 db) horizontális mágneses komponenseinek perces átlagai alapján történik. Az egyidejű mérésekből meghatározzák a maximális (AU) és a minimális (AL) értékeket. Feltehető, hogy ezek a maximális keleti és nyugati irányú áramokat reprezentálják. Az AU és AL abszolút értékének összege adja az AE index értékét. Az ap index a globális háromórás Kp index (amely kvázi-logaritmikus skálázású) linearizált változata. A Kp index a kiválasztott közepes mágneses szélességegeken elhelyezkedő obszervatóriumok K aktivitási indexeinek átlaga. A K indexet 1932-től számolják különböző eljárásokkal. Az egyik fontos törekvés, hogy a nyugodt napi variáció ne befolyásolja a kapott eredményt. (5) A Dst index elsősorban az magnetoszférában folyó egyenlítői gyűrűáramot jellemzi. A horizontális komponens órás átlagaiból számítják négy egyenlítő menti obszervatórium adatai alapján. A közzétett intenzitás adatokból kivonják mind a napi nyugodt változások, mind a földi saját térhez tartozó értékeket. Az adatok 1964-től érhetők el. Az említett electrojet-ek fizikai természete jelentősen különböző. Jóllehet intenzív IMF változások hatására hasonlatos variációkat mutatnak az egyes indexek, a sarki fény övezeti electrojet esetén turbulens folyamatok zajlanak. (1) Így hosszabb időskálára vett átlagokban az általa keltett fluktuációk nem okoznak mérhető hatást az egyes geomágneses komponensekben. Az Dst index által jellemzett gyűrűáram azonban nem turbulens. Intenzív viharok előfordulása esetén nagyobb időskálán megváltoztatja első sorban a horizontális geomágneses komponensek értékeit. Az indexek közötti lehetséges kapcsolatokat többen vizsgálták. Kérdésünk lesz, hogy az indexek közötti fizikai kapcsolatok igen nyugodt mágneses terek esetén milyen módon jönnek létre. M. M. Fares Saba 1997-es munkáját (4) vesszük referenciának, amely az 1974-es és 1979-es esztendők vizsgálatára szorítkozott. Éves és havi átlagok összehasonlítása a 21. és a 24. napfoltciklus időszakára A (4) tanulmány szembetűnő eredménye volt, hogy az ap és AE indexek esetén a 1974es napfoltminimum idején nagyobb átlag adódott, mint a napfoltmaximum évére. A legvalószínűbb ok az lehetett, hogy koronalyukakból kilépő gyors napszelek igen intenzívek voltak 1974-ben és emiatt sok szubvihar jött létre. A jelenség napfoltminimumok időszakában általánosnak mondható, de a 21. napfoltciklus eleje kifejezetten anomálisnak nevezhető a jelenség extrém intenzitása miatt. –Dst éves átlagaiban viszont az 1979-es év a nagyobbnak adódott. Ennek magyarázata az lehet, hogy inkább a napkitörések (Coronal Mass Ejections [CME]) által okozott viharok biztosítanak elég hosszú idejű hatást (Bz értéke órákon keresztül lehet negatív) az egyenlítői gyűrűáram felépüléséhez, míg az IMF különösen nagy változékonysága esetén inkább csak az AE index növekedése várható. (1) A 24. napfoltciklus legszembetűnőbb jelensége, hogy az indexek éves átlagai jelentősen elmaradnak 21. napfoltciklus esetén megfigyelt átlagoktól. A visszaesés a napfoltminimumokat tekintve a legdrasztikusabb. Rendre 56%, 36%, 42% a –Dst, ap és AE indexek 2008-as értékei a 1974-es értékeknek. Elsősorban az AE index visszaeséséből becsülhető, hogy bolygóközi mágneses tér által szállított energia mennyivel marad el a korábbiaktól. Az ap index alacsony értéke inkább kettős okra vezethető vissza, hiszen gyengült mindkét meghatározó áramrendszer hatása a közepes szélességeken 2008-ban. A 2012-es éves átlag értékek rendre 50%. 65% és 79% -a –Dst, ap és AE indexek 1979-ben mért értékeinek.

Éves és havi korrelációk összehasonlítása a 21. és a 24. napfoltciklus időszakára 100.0 95.0 90.0 83.4

Korreláció (%)

85.0

78.4

80.0

2008

75.0

2012

70.0 65.0

60.4

61.5 57.8

60.0 54.5

55.0 50.0 AE x -Dst

1. ábra: Az éves index értékek korrelációi 1974-ben és 1979-ben

ap x -Dst

ap x AE

2. ábra: Az éves index értékek korrelációi 2008-ban és 2012-ben

A (4) tanulmányban közzétett korrelációk (1. ábra) és az általunk számolt korrelációk (2. ábra) összevetéséből adódik: 1.) Az ap index jobban korrelál a AE index értékeivel a 24. napfolciklus alatt. 2.) Az ap index gyengébben korrelál a -Dst index értékeivel a 24. napfolciklus idején. 3.) Az AE és a –Dst index korrelációja lényegében változatlan a vizsgált időszakokban (hiszen ugyanarra a külső hatásra adnak választ). A 2008-ban meghatározott korrelációs együttható az ap index kapcsolatát csak a AE index adataival igazolja határozottan, a –Dst adataival nem egyértelműsíti. Indexek közötti számszerű összefüggések vizsgálata Mivel a ap index leginkább a sarki fény övezetben folyó electrojet és az egyenlítő feletti gyűrűáram váltakozásait tükrözi, indokoltnak tűnt az ap indexet a AE és a Dst indexek lineáris kombinációjaként jellemezni a következőképpen: ap = a + bAE + c(-Dst)

(1)

A (4) tanulmány készítői az éves adatok alapján meghatározták a konstansokat, amelyeket az 1. táblázatban mutatunk be. Év 1974 1979

Korrelációs együttható (%) 83.2 75.7

a -1.1 -0.8

b (x10-2) 5.5 5.1

c (x10-2) 36.6 23

1. táblázat: A lineáris együtthatók a 21. napfoltciklus éveiben Az 1. táblázatban bemutatott együtthatók lényegében elég hasonlónak adódtak. A viharos napokra számolt együtthatók azonban már nem tükrözték a hosszú időszakra számolt eredményeket ugyanis a mágneses viharok időszakaiban a Dst index szerepe drasztikusan emelkedik. A c konstans értéke viharos időszakok fő fázisára 66-nak adódott. A 24. napfoltciklus hosszú nyugodt időszakaira valamint az első napfoltmaximum évére is meghatároztuk a kérdéses együtthatókat. Az eredményeket a 2. táblázatban közöljük.

Év 2008 2012

Korrelációs együttható (%) 83.6 79.0

a 0.72 -1.4

b (x10-2) 4.8 5

c (x10-2) 6.4 20.1

2. táblázat: A lineáris együtthatók a 24. napfoltciklus éveiben Az eredmények további érveket szolgáltatnak arra nézve, hogy a 2008-as év mágnesesen kivételesen nyugodt volt. A –Dst-hez rendelt együttható csupán hatoda az 1974-es évre meghatározott értéknek. Az eredmény a 2. ábra tanulságait megerősíti. Arra mutathat rá ez a viselkedés, hogy a (1) egyenlettel adott lineáris viszony csak bizonyos határok között teljesül. Mind a mágneses viharok időtartamát, mind az extrém nyugodt időszakokat más módszerrel érdemes leírni. Az is megoldás lehetne, ha a lineáris összefüggés helyett a –Dst indexekre nézve alkalmasabbat találnánk. Összefoglalás Összehasonlítottuk a geomágneses ap, AE és Dst indexekre közölt korábbi eredményeket a 24, napfoltciklus időszakaira számolt paraméterekkel. Megállapítottuk, hogy a napfoltminimum időszakában a geomágneses ap és AE indexek által mutatott aktivitás kb. 40%a az 1974-es napfoltminimum aktivitásának. A napfoltmaximum idején tapasztalt index értékek is jelentősen elmaradnak a korábban észlelt adatoktól. A korreláció számítás eredménye azt mutatja, hogy az ap index erősebben korrelál az AE index értékeivel és gyengébben a -Dst index adataival, mint azt a korábbi vizsgálatok alapján várni lehetett. Az AE és a -Dst indexek korrelációja stabilnak mondható. A havi adatsorokon végzett korreláció számítások eredményein megjelenő szezonális hatások is azt valószínűsítik, hogy CME aktivitás esetén az ap és a -Dst index korrelációja növekszik. A fentieket összegezve azt állapíthatjuk meg, hogy közepes mágneses szélességeken a külső terek hatásait intenzív mágneses tevékenység esetén a sarki fény övezetben folyó ionoszférikus gyűrűáram és a egyenlítői magnetoszférában folyó electrojet közösen alakítja ki. Nyugodt időszakok esetén a Dst hatása elenyésző lehet, ellenben mágneses viharok idején meghatározóvá válik. Megvizsgáltuk a korábbi munkákban javasolt lineáris összefüggéseket a 24, napfoltciklus idejére. A 2008-as esztendőben a modell elfajulását állapítottuk meg kifejezetten a Dst index tekintetében. A jelenség hasonló a mágneses viharok időszakára korábban már kimutatott eltérésre, de ellentétes irányú eltérést igazol. Irodalom [1] Baranyi Tünde, Ludmány András (2002): Szoláris plazmaáramok geoeffektív tényezői, http://fenyi.solarobs.csfk.mta.hu/ionmagnszem/bar_lud1.html [2] Consolini, G. and De Michelis, P. (2002): Fractal time statistics of AE-index burst waiting times: evidence of metastability, Nonlin. Processes Geophys., 9, 419-423, doi:10.5194/npg-9419-2002. [3] Csontos A., Heilig B., Koppán A., Kovács P., Vadász G. (2014): A földmágneses tér elemeinek szekuláris változása Magyarországon az elmúlt évtizedekben, HUNGEO 2014 magyar földtudományi szakemberek XII. találkozója konferencia kiadvány. Budapest, 2014. 144.-147. oldal. [4] Fares Saba, M. M, Gonzalez, W.D., Clua de Gonzalez, A.L. (1997): Relationships between the AE, apand Dst indices near solar minimum (1974) and at solar maximum (1979), Ann. GeophysicAE 15, pp. 1265-1270. [5] Mayaud, P. N. (1980): Derivation, Meaning and Use of Geomagnetic Indices, Geophysical Monograph 22, American Geophysical Union, Washington DC.

MUF2017-K-08 Troposzférikus szcintilláció a műhold-Föld rádiócsatornán Csurgai-Horváth László1, Szekeres Dorottya1 1

Budapesti Műszaki és Gazdaságtudományi Egyetem, Szélessávú Hírközlés és Villamosságtan Tanszék

A műhold-Föld rádiócsatornán továbbított jelek terjedését a Föld légkörén való áthaladás során számos tényező befolyásolja. Ezek a hatások jelcsillapítást okoznak, amelyek a jel frekvenciájától és a polarizációjától függően különféle mértékűek lehetnek. A jelterjedést a légköri gázok miatt fellépő abszorpció, szórás és depolarizáció, a csapadék okozta csillapítás illetve a légköri turbulencia miatt kialakuló troposzférikus szcintilláció terheli. Ezen hatások jellemzően valamilyen sztochasztikus folyamattal jellemezhetők, melyek közül itt a szcintilláció jelenségével, mérésével és modellezésével foglalkozunk a 20 illetve 40 GHz körüli frekvenciákon. Az Európai Űrügynökség Aldo Paraboni tudományos kísérletét a 2013-ban felbocsátott Alphasat műholdon helyezték el. A geoszinkron pályán mozgó műhold koherens, modulálatlan szinuszos vivőt sugároz Ka illetve Q sávban 19.701 és 39.402 GHz-en Európa irányába. A kísérletben részt vevő intézmények a jelterjedést vizsgálják a műhold jeleinek vételére szolgáló vevőállomások segítségével. A kísérlet célja a jelenleg még kevésbé használt, magasabb frekvenciasávok vizsgálata, a meglévő terjedési modellek pontosítása, a depolarizáció jelenségének tanulmányozása és újabb hullámterjedési modellek kidolgozása. A BME Szélessávú Hírközlés és Villamosságtan Tanszéke is részt vesz a kísérletben, melynek keretében mindkét sáv vételére alkalmas vevőállomást épített. A 2014 óta üzemelő állomás egy másodperces mintavételi sebességgel rögzíti a vételi jelszint adatokat, amely a légköri jelenségek hatásainak elemzéséhez, eloszlások számításához és modellalkotáshoz egyaránt alkalmas. Meteorológiai adatok párhuzamos gyűjtése is segíti a pontosabb vizsgálatokat. A vételi jelszint idősorok lehetővé teszik a szcintilláció jelenségének megfigyelését is. Cikkünkben megvizsgáljuk a Ka és Q sávú szcintilláció hatásait és az egyéb fizikai paraméterektől (antennaméret, műhold pozíció, időjárás) való függését, továbbá összehasonlítjuk a méréseinket és az ITU-R hivatalos modelljei által számítható csillapítás statisztikákat. Vizsgálataink elsősorban a telekommunikációs mérnöki gyakorlat szemszögéből történtek. Bevezetés Az Európai Űrügynökség (ESA, European Space Agency), együttműködésével az Inmarsattal 2013-ban állította pályára az Alphasat telekommunikációs műholdat, amelyik négy tudományos kísérletet is hordoz. Ezek közül az egyik az Aldo Paraboni kísérlet, amelyet az Olasz Űrügynökség (ASI, Agenzia Spaziale Italiana) fejlesztett ki az ESA ARTES 8 (Advanced Research in Telecommunications Systems) programjának keretében. Az Aldo Paraboni payload egy telekommunikációs és egy hullámterjedési kísérletet is magában foglal, ez utóbbihoz kapcsolódik a cikkünkben bemutatott kutatás. A terjedési kísérletben a műholdról egy Ka sávú 19.701 GHz-es, valamint egy Q sávú, 39.402 GHz-es modulálatlan vivőt, ún. beacon jelet sugároznak a Föld felé. A két jel koherens, szinuszos vivő ahol a Ka sávú jel frekvenciája pontosan fele a Q sávú jelének. A műhold egy európai szintű terjedési kísérlet támogatására szolgál melyben a Ka és Q sávú atmoszférikus jelenségek vizsgálhatók [1]. Napjainkban a műholdas rádiókommunikációs szolgáltatások egyre nagyobb sávszélességet igényelnek, ezért a felhasznált frekvenciasávok is egyre tolódnak a magasabb

tartományok felé. Mindezek miatt különösen fontos a még kevéssé tanulmányozott Q sáv vizsgálata a csillapítási, depolarizációs és szcintillációs jelenségek szemszögéből, melyeket a különféle atmoszférikus hatások és időjárási jelenségek befolyásolnak. 2014-ben a Budapesti Műszaki és Gazdaságtudományi Egyetem Szélessávú Hírközlés és Villamosságtan Tanszéke (BME-HVT) is csatlakozott a kísérlethez, amelyet az ASAPE (AlphaSat Aldo Paraboni Experimenters) csoport keretében végeznek a különböző kutatóhelyek. Az Európai Űrügynökség egy PECS (Plan for European Cooperating States) program keretében támogatja a tanszéken folyó kutatásokat, melynek keretében egy beacon vevőállomás épült a BME-HVT területén amely a vett jelszinteket folyamatosan rögzítve szolgáltat mérési adatokat a kutatás végzéséhez. A mérések alapján a különféle csapadéktípusok terjedésre gyakorolt hatásait, a felhők okozta csillapítást és a troposzférikus csillapítást is vizsgálhatjuk, melyek közül ebben a cikkben a szcintillációval foglalkozunk részletesebben [2]. A troposzférikus szcintilláció a refrakciós index dinamikus változásából adódó jelenség. Ha a jel a szabadtéri terjedése során légköri turbulenciával találkozik, a törésmutató gyors változása vezet a vételi jelszint amplitúdójának és fázisának fluktuációjához. A troposzférikus szcintilláció évszakfüggő jelenség, továbbá nagymértékben függ az adott pillanatban fennálló időjárási viszonyoktól is. Műholdas összeköttetések esetén jelentős szcintillációt okoz a felhők nagy turbulenciája, ennek hatását leginkább nyáron délutánonként lehet felfedezni a vételi jelszint gyors változásából. A szcintilláció tiszta időjárás és esőzés mellett is fellép, azonban nem érdemes fennálló esőzéssel párhuzamosan vizsgálni a szcintillációt, mivel az eső által okozott csillapítás sokkal nagyobb mértékű és időben folyamatosan változik az esőintenzitás függvényében, így nagyon nehéz a két jelenséget elválasztani egymástól a mérési adatok alapján. A szcintilláció által okozott csillapítást főleg kis fading tartalékkal rendelkező műholdas összeköttetés tervezésénél kell figyelembe venni. Nagysága nagymértékben függ a vivőfrekvenciától, az elevációs szögtől és némileg a vevőantenna méretétől is, melyek vizsgálatáról a későbbiek során lesz szó. Az Alphasat beacon vevőállomás a BME-HVT területén A vevőállomás a BME V1-es épületének tetején helyezkedik el, ahonnan megfelelő a rálátás a műholdra. Az Alphasat műhold a keleti 25° hosszúságon található és geoszinkron pályán kering, melynek az inklinációja ±3°-nál kisebb. Mivel a kísérlet lényege a hullámterjedési hatások minél pontosabb megfigyelése, ezért –a geoszinkron pálya ellenére–a műholdat az antennákkal követni kell, ellenkező esetben a vett jel szintje napi periodicitással változna, hiszen az alkalmazott antennák nyílásszöge 1.6°/1.7° a Ka/Q sávban. A műhold az égbolton látszólagosan egy nyolcas alakú pályát ír le, ahol a közepes pozícióhoz képes néhány fokos szögben kell a követést megoldani. Ehhez az antennákat hordozó kültéri egység lineáris motorokkal mozgatható azimut és elevációs irányokban is, ahogy azt az 1. ábrán láthatjuk.

1.

ábra. Az antennák és a követő rendszer

Az felhasznált antennák GRANTE gyártmányúak [4], míg a mikrohullámú lekeverő

egységeket, amelyek a műholdról vett jeleket középfrekvenciás jelekké alakítják, a Totaltel [5] készítette a BME-HVT együttműködésével. Az állomás beltéri egységében egyrészt a műhold követését megvalósító, pályaszámítást és a motorok vezérlését végző, másrészt a műholdról érkező jelek szintjét másodpercenként rögzítő számítógép található. A pontos pályaszámítás érdekében a pályaadatokat a számítógép naponta, automatikusan frissíti. A vett adatok egy adatbázisba kerülnek, ahol napi file szintű archiválás történik. A vevőállomás része egy szintén a BME V1 épületén felszerelt meteorológiai állomás, amely a fontosabb időjárási adatokat szolgáltatja. Ezek az adatok szintén folyamatosan tárolódnak a vételi jelszint adatokkal együtt. A szcintilláció mérése és modellezése A műhold-Föld rádiócsatornán fellépő szcintilláció amplitúdó eloszlásának modellezésére az ITU-R (International Telecommunication Union, Radiocommunication Sector) P.618-as ajánlása [6] alkalmazható és amint azt a 2. ábra baloldali részén láthatjuk, a csillapítás értéke néhány dB-es sávban mozog. A számítás 0.6 m antenna átmérőre és az Alphasat 35°-os átlagos elevációs szögére lett kiszámolva.

2.

ábra. A Ka és Q sávú jel szcintillációjának az ITU modell alapján számolt eloszlása (bal oldal) és a szcintilláció elevációs szögtől való függése, Q sáv (jobb oldal)

A szcintilláció kisebb mértékben függ az antenna átmérőjétől, viszont jelentősen változik a műhold elevációs szögének függvényében hiszen alacsonyabb elevációnál az ionoszféréban megtett jelút sokkal hosszabb. Ezt mutatjuk meg a 2. ábra jobb oldalán az 5-50° tartományra. Méréseink alapján a szcintilláció jelensége elsősorban a nyári időszakban jól megfigyelhető, a jelszint ingadozása délutánonként illetve időnként hajnalonként erősödik, ahogy ezt a 3. ábra is mutatja.

3.

ábra. Szcintilláció a Q sávú mérésen, 2015.08.07-15.

Megvizsgáltuk a szcintilláció hőmérséklettől, illetve páratartalomtól való függését is, és azt találtuk, hogy mind a magas hőmérséklet, mind a magas páratartalom növeli a szcintillációs

amplitúdót, amint az az 4. ábrából is látható.

4.

ábra. A Ka és Q sávú jel hőmérséklet (bal oldal) ill. páratartalomtól való függése (jobb oldal)

Összegzés Cikkünk terjedelme nem tette lehetővé a jelenség részletesebb bemutatását, csupán annak főbb aspektusaira és hatásaira szerettünk volna rámutatni. A szcintillációt a műholdas távközléssel foglalkozó szakemberek szemszögéből mutattuk be, és megvizsgáltuk, milyen hatásai lehetnek egy rádiójel átviteli láncban. Azt láthattuk, hogy a szcintilláció viszonylag kis változásokat okoz a vett jelben. Miért érdemes akkor mégis figyelmet szentelni erre a jelenségre? Ennek két oka is lehet, egyrészt a kis elevációjú műholdas vételnél a jelszint ingadozás jelentős értékeket is felvehet, amit főleg a nagyobb földrajzi szélességeken kell figyelembe venni, hiszen akár a vétel megszakadását is okozhatja. Másrészt a kis fading tartalékkal rendelkező vevőállomások esetében –amely a bemutatott Q sáv esetén előfordulhat– már a kismértékű szcintilláció is zavart tud okozni. Mindezek miatt a hullámterjedési mérésekkel és modellezéssel foglalkozó kutatók ezen a területen jelenleg is aktív tevékenységet folytatnak és sok nemzetközi publikáció jelenik meg a témában. Az általunk bemutatott számítások és mérési eredmények a BME-HVT aktivitását mutatják be ezen a területen. Kutatásainkat a Magyar Állam az ESA-PECS 4000109841/13/NL/KML számú szerződésével támogatta. Irodalom Carlo Riva et al., „The Aldo Paraboni Scientific Experiment: The Preparation and Plans for an European Measurement Campaign”, 20th Ka band conference, Italy, Salerno, 1-3 October, 2014. [2] V. I. Tatarski, Wave Propagation in a Turbulent Medium. New York: McGraw-Hill, 1961. [3] L. Csurgai-Horváth, I. Rieger, V. Béres, L. Kormos, Q-Band Beacon Receiver for Alphasat TDP#5 Propagation Experiment, 7th Advanced Satellite Multimedia Systems Conference, Livorno, Italy, 08 11.09.2014., Paper S36 [4] GRANTE Antenna Fejlesztő és Gyártó Zrt, HPA…380 antenna apecifikáció, http://www.grante.hu [5] Totaltel Távközléstechnika Kft., http://www.totaltel.hu [6] Recommendation ITU-R P.618-12, Propagation data and prediction methods required for the design of Earth-space telecommunication systems, ITU, 2015. [7] Recommendation ITU-R P.838-3, Specific attenuation model for rain for use in prediction methods, ITU, 2005. [8] Recommendation ITU-R P.836-5, Water vapour: surface density and total columnar content, ITU, 2013 [9] Recommendation ITU-R P.453-11, The radio refractive index: its formula and refractivity data, ITU, 2015 [10] Recommendation ITU-R P.1623-1, Prediction method of fade dynamics on Earth-space paths, ITU, 2005 [1]

MUF2017-K-09 Kvazárok a legnagyobb felbontással: új fizika vagy sem? Frey Sándor MTA CSFK Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet, Budapest

Az elnyúlt, nagy magasságokig elérő Föld körüli pályán 2011 óta keringő, 10 m átmérőjű rádióteleszkóppal felszerelt orosz RadioAstron mesterséges hold földi rádiótávcső-hálózatokkal együttműködve interferometrikus (űr-VLBI) méréseket végez. Ez a módszer nyújtja a jelenleg elérhető csillagászati képalkotó technikák közül a legfinomabb szögfelbontást. A RadioAstron egyik fő kutatási területe az aktív galaxismagok vizsgálata. A legfényesebb és legkompaktabb rádiósugárzó aktív galaxismagok felmérését célzó megfigyeléssorozatban számos olyan objektumot sikerült azonosítani, amelyek fényességi hőmérséklete megközelíti azt a néhányszor 1014 K-es határt, aminél nagyobb értékeket a jelenleg elfogadott fizikai modellek segítségével már nehéz lenne értelmezni. Bevezetés Az orosz RadioAstron (Szpektr-R) mesterséges hold 2011 júliusában állt pályára [7, 5]. Működését – amennyiben az űreszköz műszaki állapota megengedi – a jelenleg érvényes tervek szerint legalább 2018 végéig meghosszabbították. A fedélzetén elhelyezett 10 m-es átmérőjű antennájával a Földi rádiótávcső-hálózatokkal együttműködve interferométeres megfigyeléseket végez. A földi rádiótávcsövek (globális) hálózataival alkalmazott technika neve nagyon hosszú bázisvonalú interferometria (Very Long Baseline Interferometry, VLBI). Ha az interferométerhálózat egyik eleme egy a Föld körüli pályán keringő rádióteleszkóp, akkor űr-VLBI technikáról beszélünk [2, 3]. A VLBI képalkotással felbontható legkisebb szögméret egyenesen arányos a mérésekhez alkalmazott rádióhullámok hullámhosszával, és fordítottan arányos a legtávolabbi interferométer-elemek távolságával, más néven a bázisvonal hosszával. A RadioAstron a jelenleg aktív műholdak közül a legmesszebbre, a Földtől akár 350 ezer km-re jut el elnyúlt pályáján. Míg a földi VLBI hálózatokban a legnagyobb bázisvonalak hosszát bolygónk átmérője korlátozza, a RadioAstron segítségével megvalósítható földi–űr bázisvonalak ennek a többszörösét is elérhetik. A műholddal négy frekvenciasávban (0,327 GHz, 1,7 GHz, 4,8 GHz és 18–25 GHz) végezhetők rádiómérések. A RadioAstron egyik fő kutatási területe fényes, kompakt aktív galaxismagok vizsgálata, minden eddiginél finomabb felbontással. A mérésekre rendelkezésre álló idő túlnyomó részét évente meghirdetett pályázatokra benyújtott javaslatok alapján osztják ki a legígéretesebb tudományos programokat javasló kutatócsoportoknak. Ezek egy része tudományos kulcsprogram (Key Science Program, KSP) minősítést kap és a megvalósítás során előnyt élvez. A műhold megfigyelési idejének egy részét a kezdetektől fogva a rádiósugárzó aktív galaxismagok (kvazárok) egy nagyobb mintájának felmérésére szánták. A program keretében eddig több mint 160 célpontot sikerült detektálni, némelyiket olyan hosszú bázisvonalon, amelynek a nagysága meghaladja a Föld átmérőjének 27-szeresét [10]. Fényességi hőmérséklet A rádiócsillagászatban bevett szokás a fényességi hőmérséklet használata. Ez a mennyiség jellemző a rádióforrás erősségére és a térrész kiterjedésére, ahonnan a sugárzás ered. A fényességi hőmérséklet definiálásához idézzük fel, hogy az abszolút fekete test hőmérsékleti

sugárzását a Planck-törvény írja le. A Planck-görbe a rádiótartományban jól közelíthető a Rayleigh–Jeans-törvénnyel, amely szerint a sugárzás intenzitása I = 2kT / λ2, ahol k a Boltzmann-állandó, T a hőmérséklet, λ pedig a hullámhossz. Az aktív galaxismagok esetében ugyanakkor nem hőmérsékleti sugárzásról van szó, hiszen a központi szupernagy tömegű fekete lyuk környezetét elhagyó, relativisztikus sebességre gyorsított, az erős mágneses térben spirális pályán kifelé mozgó elektromosan töltött részecskék a plazmanyalábban (jetben) szinkrotronsugárzást bocsátanak ki. Ennek ellenére a fenti, eredetileg a hőmérsékleti sugárzásra vonatkozó összefüggés alapján formálisan az intenzitással arányos „hőmérsékletet”, az ún. fényességi hőmérsékletet (Tb, brighthness temperature) definiálhatunk [12, 4]. Fizikai megfontolásokból a fényességi hőmérséklet nem haladhat meg egy bizonyos határt. A plazmanyalábban mozgó relativisztikus elektronok az inverz Compton-szórás révén energiát adnak át a környező fotonoknak. Ezáltal a fotonok magasabb energiatartományba lépnek – innen ered a jetekből megfigyelhető röntgen- és gamma-sugárzás –, míg az elektronok lelassulnak. Ez a folyamat 1011–1012 K fényességi hőmérsékletet elérve olyan hatékonnyá válik, hogy Tb értéke nem is növekedhet tovább (inverz Compton-katasztrófa, [8]). Ha az inverz Compton-határnál mégis nagyobb értékeket mérünk, akkor két eset lehetséges. Vagy az aktív galaxismagok működését leíró fizikai modelljeinkkel van baj, vagy valamilyen folyamat révén látszólag megnövekszik a fényességi hőmérséklet. Ilyen lehet a relativisztikus nyalábolás jelensége [13, 4], amikor a fényéhez közeli sebességre felgyorsuló jet majdnem pontosan a látóirányunkba mutat. Ilyenkor az általunk mért, illetve a kvazár saját rendszerében érvényes fényességi hőmérséklet hányadosa megegyezik a Doppler-faktor értékével. Azonban a relativisztikus nyalábolás hatása sem lehet tetszőlegesen nagy. A rádiósugárzó aktív galaxismagokban megfigyelhető jetek komponenseinek VLBI technikával végzett kinematikai vizsgálatai alapján a Doppler-faktor értéke általában nem haladja meg a 100-at [11]. Furcsa véletlen, hogy a Földön elhelyezett rádiótávcsövek hálózatával, az általánosan használt cm-es hullámhosszakon épp akkora felbontást lehet csak elérni, amivel az elméletileg elképzelhető határnál lényegesen magasabb fényességi hőmérsékletek – ha vannak is ilyenek – még nem lennének megmérhetők. Ezért van szükség az űr-VLBI-nek a Föld átmérőjénél is hosszabb bázisvonalaira. A RadioAstron égboltfelmérésének eddigi eredményei A RadioAstron előtt a japán vezetésű projekt, a VSOP (VLBI Space Observatory Programme) keretében 1997-ben pályára állított HALCA (Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy) műhold – az első, kifejezetten űr-VLBI céljára épült űreszköz – részvételével sikerült extrém nagy felbontású méréseket végezni centiméteres hullámhosszakon. Ezek nyomán a legnagyobb közvetlenül mért fényességi hőmérsékletet (Tb > 5,8 × 1013 K) az AO 0235+164 jelű kompakt aktív galaxismag mutatta [1, 12]. A viszonylag alacsony pályán keringő HALCA segítségével elérhető földi–űr bázisvonalak hossza azonban nem haladta meg a Föld átmérőjének kb. háromszorosát. Így nyitva maradt a kérdés, hogy léteznek-e 1014 K-t lényegesen meghaladó fényességi hőmérsékletek rádiósugárzó aktív galaxismagokban. A széles nemzetközi együttműködésben jelenleg is folyó RadioAstron égboltfelmérő KSP [10] előzetes eredményei azt mutatják, hogy akár 1014 K nagyságrendjébe eső fényességi hőmérsékleteket is sikerült mérni egyes kvazároknál (1. ábra). Ez az eredmény a legtöbb esetben még éppen megmagyarázható a jelenlegi fizikai ismereteink alapján, számításba véve az inverz Compton-határt és a relativisztikus nyalábolás elképzelhető mértékét. Ha azonban a folytatódó megfigyelések során nagyobb értékek is felbukkannának, komolyan el kellene gondolkodni arról, hogyan is lehetséges ez.

1. ábra: A RadioAstron égboltfelmérési programjában 2016. júniusig a 4,8 GHz-es frekvenciasávban detektált aktív galaxismagok fényességi hőmérsékleteinek eloszlása [10]. A bal oldali hisztogram alsó korlátokat mutat, az objektumok teljes száma 144. A jobb oldalon a fényességeloszlás Gauss-függvénnyel történő modellezéséből számított fényességi hőmérsékletek láthatók, az objektumok száma 131. A legnagyobb mért érték Tb = 4 × 1014 K, a 3C 279 jelű kvazárra. A 3C 273 részletes RadioAstron űr-VLBI megfigyelései alapján 1013 K-t jóval meghaladó Tb értékeket határoztak meg [9]. A hozzánk legközelebbi (z=0,158 vöröseltolódású), több mint fél évszázada elsőként felfedezett rádiókvazár a VLBI megfigyelések rendszeres célpontja. A RadioAstron segítségével 1,7 GHz frekvencián 171 000 km hosszú űr-VLBI bázisvonalon is sikerült detektálni. A 22 GHz-en elért detektálás 103 000 km-es bázisvonalon pedig 26 mikroívmásodperces szögfelbontásnak felel meg. (A kvazár távolságában ez 2,7 fényhónap lineáris mérettel egyenértékű.) Mivel a 3C 273 jetkomponenseinek mozgásából a korábbi VLBI megfigyelések alapján a Doppler-faktor értéke legfeljebb 10 körülinek adódott, a mért magas fényességi hőmérsékletek magyarázatára többféle lehetőség is felmerült. A fényességi hőmérsékletet – elsősorban a 3C 273 RadioAstron méréseinek alacsonyabb, 1,7 GHz-es frekvenciáján – látszólag megnöveli, hogy a kvazárról a rádiótávcsövekbe érkező sugárzás áthalad a Tejútrendszer turbulens ionizált csillagközi gázfelhőinek anyagán [6, 4]. A szóródási jelenség következtében a rádióforrás valódi méreténél kisebb látszólagos struktúrák jönnek létre. Ezért nagyobb fényességi hőmérsékleteket mérhetünk. A 3C 273 RadioAstron méréseinek esetében, 1,7 GHz frekvencián emiatt a becslések szerint kb. 15-szörösére növekszik a mért fényességi hőmérséklet [6]. Mivel a szóródási jelenség frekvenciafüggő, hatása a 4,8 GHz-en végzett mérések esetén jóval kisebb. Összefoglalva, a számított Tb érték nem csak a jet struktúrájából adódik, a kvazár fizikai tulajdonságainak meghatározásához így ennek megfelelő korrekciót kell alkalmazni. Még az ionozált csillagközi gázban fellépő terjedési hatást, a refraktív zajt beszámítva is magasnak tűnik a 3C 273 esetében a RadioAstron által mért fényességi hőmérséklet [9]. Felmerülhet, hogy az elektronoknak az inverz Compton-hatásból eredő hűlését ellensúlyozza valamilyen részecskegyorsítási folyamat, ami a központi fekete lyuktól nagyobb (akár több parszekes) távolságban is hatékony. Ebben az esetben azonban jelentős gamma-sugárzást kellene észlelnünk, amire úgy tűnik nincs bizonyíték. Egy másik elméleti lehetőség, hogy a 3C 273 centrumából érkező szinkrotronsugárzásért nem csak relativisztikus elektronok, de legalább részben a fényéhez közeli sebességre felgyorsított protonok a felelősek. Ebben az esetben is kérdéses azonban a gyorsítás mechanizmusa, hiszen olyan erős mágneses teret feltételez, amilyet a kvazárokban nem mértek [9]. A RadioAstron égboltfelmérő programjának már elfogadott folytatásában, 2017 és

2018 folyamán olyan aktív galaxismagok további megfigyeléseire kerül sor, amelyek a korábbiakban bizonyítottan magas (1013–1014 K nagyságrendű) fényességi hőmérsékleteket mutattak. Másrészt hirtelen felfényesedést (kitörést) produkáló rádiósugárzó aktív galaxismagok esetén lehet még remény extrém nagy, akár 1014 K-t jelentősen meghaladó Tb értékek mérésére. Ha ez sikerül, az bizonyosan próbára fogja tenni a jetekre vonatkozó, jelenleg alkalmazott fizikai modelljeinket. Köszönetnyilvánítás. Rádiócsillagászati kutatásainkat a Nemzeti Kutatási, Fejlesztési és Innovációs Hivatal (OTKA NN110333 projekt) támogatja. Irodalom [1] Frey S. et al. (2000), Publications of the Astronomical Society of Japan, 52, 975 [2] Frey S. (2004), in: The Role of VLBI in Astrophysics, Astrometry and Geodesy, NATO Science Series II. Mathematics, Physics and Chemistry, Vol. 135, szerk. Mantovani F., Kus A., Kluwer, Dordrecht, 349 [3] Frey S., Gabányi K.É. (2010), in: Űrcsillagászat Magyarországon, szerk. Kelemen J., Szabados L., Konkoly Observatory Monographs, 6, 62 [4] Gabányi K.É. (2009), Fizikai Szemle, 59(10), 354 [5] Gabányi K.É. (2014), in: Űrtan Évkönyv 2013, szerk. Frey S., Magyar Asztronautikai Társaság, Budapest, 64 [6] Johnson M.D. et al. (2016), Astrophysical Journal Letters, 820, L10 [7] Kardashev N.S. et al. (2013), Astronomy Reports, 57, 153 [8] Kellermann K.I., Pauliny-Toth I.I.K. (1969), Astrophysical Journal, 155, L71 [9] Kovalev Y.Y. et al. (2016), Astrophysical Journal Letters, 820, L9 [10] Kovalev Y.Y. et al. (2017), előkészületben [11] Lister M.L. et al. (2016), Astronomical Journal, 152, 12 [12] Paragi Zs., Frey S. (2000), Természet Világa, 131, 125 [13] Urry C.M., Padovani P. (1995), Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 803

MUF2017-K-10 Űrvilág – 15 év az űrkutatás népszerűsítéséért Frey Sándor 1,2,3, Bacsárdi László 2,4,5 1

Geo-Sentinel Kft., Budapest Magyar Asztronautikai Társaság, Budapest 3 MTA CSFK Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet, Budapest 4 Soproni Egyetem Simonyi Károly Műszaki, Faanyagtudományi és Művészeti Kar, Informatikai és Gazdasági Intézet, Sopron 5 Budapesti Műszaki és Gazdaságtudományi Egyetem Villamosmérnöki és Informatikai Kar, Hálózati Rendszerek és Szolgáltatások Tanszék, Budapest 2

2017 októberében lesz 60 éves az űrkorszak, amelynek utolsó negyedét végigkísérte az Űrvilág magyar nyelvű internetes asztronautikai hírportál. 2002-ben azért jött létre, hogy legyen Magyarországon egy széles nagyközönséghez szóló, rövid és közérthető cikkeket közlő, megbízható és szakmailag hiteles hírforrás, amely az űrkutatással, űrtevékenységgel foglalkozik. A cél nem csak az aktuális űrhírek, világesemények közzététele volt. A kezdetektől fogva nagy hangsúlyt fektettünk az űrtevékenység gazdasági-társadalmi hasznának, az űrkutatási eredmények alkalmazásainak minél szélesebb körű bemutatására. Röviden ismertetjük az Űrvilág céljait, működését, és felidézzük első 15 évének néhány emlékezetes írását. A megalakulás és a működés alapelvei Az Űrvilág asztronautikai hírportál [1] 2002-ben Szentpéteri László kezdeményezésére jött létre. Megalakításában az a felismerés játszott szerepet, hogy akkoriban az űrkutatás, űrtevékenység iránt érdeklődőknek nem állt rendelkezésére olyan rendszeres időközönként megjelenő nyomtatott sajtótermék, ahonnan a terület újdonságairól, érdekességeiről részletes, naprakész és hiteles információt kaphattak volna, méghozzá magyarul. Nyilvánvalónak tűnt, hogy a potenciális olvasótábor mérete korlátozott, a piac nem tud eltartani egy színvonalas magyar nyelvű űrkutatási folyóiratot. Az internet térnyerésével viszont megnyílt a lehetőség arra, hogy viszonylag szerény anyagi befektetéssel, ugyanakkor az érdeklődők széles körét elérve egy hírportál töltse be ezt az „űrt”, kiküszöbölve a nyomdai előállítás és terjesztés tetemes költségeit. Érdemes megjegyezni, hogy a blog fogalma akkor még ismeretlen volt. A hírportál működése technikai feltételeinek biztosításához a tartománynév bejegyzésén és a megfelelő tárhely biztosításán túl szükség volt egy szerkesztőségi szoftver megalkotására is. Ha napjainkban vágnánk ebbe a „vállalkozásba”, könnyen lehet, hogy készen és ingyenesen elérhető publikációs platformot és a blog formátumát választanánk az űrhírek és cikkek közzétételére. A vállalkozás szó nem véletlenül szerepel idézőjelek között az előző mondatban. Az Űrvilágot kezdetektől fogva nem a nyereségesség célja vezérelte. Mindig voltak ugyan nagylelkű támogatóink, de a fenntartás alapvető költségein túl a bevételek messze nem nyújtottak volna fedezetet arra, hogy szerkesztőinknek és szerzőinknek rendszeres honoráriumot fizessünk. A hírportált tehát önkéntes munkatársak – elsősorban, de nem kizárólag különböző, az űrkutatáshoz kapcsolódó szakmák képviselői, egyetemi hallgatók – készítik és szerkesztik. Ez működésének alapja. Az utóbbi időszakban hagyománnyá vált a baráti közösséget összetartó év végi szerkesztőségi vacsora, ahol jó hangulatban és kötetlen formában tudjuk felidézni az elmúlt esztendő eredményeit, élményeit. Sohasem merült fel, hogy a híreinket olvasóktól előfizetési díjat kérjünk, ugyanis ez nagy mértékben hátráltatta volna fő célunkat, hogy az űrhírek a lehető legszélesebb olvasóközönséghez jussanak el. Ugyanez a

szándék motiválta azt is, hogy a kezdetektől az Űrvilág cikkeit más internetes, írott vagy elektronikus sajtótermékek számára szabadon felhasználhatóvá tettük. Az egyetlen feltétel, hogy az anyagokat változtatás nélkül, az eredeti forrás megjelölésével közöljék. (Sajnos előfordul néha, hogy még ezt az alapvető normát sem tartják be, akik forrásmegjelölés nélkül veszik át munkáinkat.) Az Űrvilág célja és jelentősége A hírportál bevezető oldalán ez a szöveg fogadja a látogatót: „Gyakran hallani, hogy az űrkutatás, az űrtevékenység, az asztronautika nem más, mint néhány ipari-gazdasági nagyhatalom költséges játékszere. A fenti gondolatmenet logikus folytatása, hogy ilyesmivel egy olyan országban, mint Magyarország, végképp értelmetlen foglalkozni, hisz egy sor napi problémával szembesülünk a közlekedésben, az egészségügyben, a környezetvédelemben, a mezőgazdaságban és az oktatásban, és akkor még a munkanélküliségről nem is beszéltünk. Ez a portál arról szeretne közérthető módon szólni, hogy miért van mégiscsak szüksége mindannyiunknak erre a tevékenységre... Miért is? – Mert ma már elképzelhetetlen a telefonálás és a televíziózás távközlési műholdak nélkül. – Mert a termésbecslés, az árvíz- és katasztrófavédelem napjainkban jelentősen támaszkodik az űrfelvételekre. – Mert az időjárás-előrejelzés napjainkban már elképzelhetetlen lenne meteorológiai műholdak nélkül. – Mert a közlekedés és a helymeghatározás mai színvonalon nem működne a navigációs műholdak nélkül. Végiggondolta-e valaki, hogy az olyan anyagok és eszközök, mint az alufólia, a napelemek, vagy bizonyos speciális processzorok megjelentek-e volna az űrtechnika igényei nélkül? S gondolt-e Ön arra, hogy a fentieken túl az űrtevékenység speciális lehetőséget teremt az oktatásban, sőt üzletet is jelenthet akár egészen kicsi vállalkozásoknak is? Az űrkutatás, az űrtevékenység tehát mindennapjaink része, s az, hogy ez mégsem tudatosodik bennünk naponta, éppen sikerességét bizonyítja. Fedezze fel tehát Ön is, hogy mit nyújt az asztronautika NEKÜNK, itt a FÖLDÖN!” Az alapításkor megfogalmazott és azóta is követett cél tehát nem kizárólag az aktuális nemzetközi űrhírek, világesemények közzététele volt. Bár kétségtelen, hogy ezen a területen is volt (van) hiánypótló szerepe egy szakmailag hiteles hírforrásnak. Gondoljunk csak a napi sajtóban és az interneten lépten-nyomon felbukkanó, gyakran alacsony színvonalon megírt (magyarra hevenyészve lefordított), esetenként tévedéseket, hibákat, vagy „csak” helytelenül alkalmazott szakkifejezéseket tartalmazó írásokra, amilyeneket nap mint nap bosszankodva olvasunk. Az Űrvilág 2002 őszén kezdte meg működését, az Űrnap 2002 rendezvényen debütálva. A portál legelső cikkének dátuma 2002. augusztus 20., de ez ne tévesszen meg senkit: az indulás előtti néhány hétben számos cikket helyeztünk el az akkor még nem nyilvános portálra, hogy az induláskor ne üres címlap fogadja az új látogatókat. Alig valamivel később a Columbia űrrepülőgép és hét utasa 2003. februári szerencsétlen elvesztése az Űrvilágnak ismertséget és elismerést hozott. Szerkesztőink és szerzőink szakértelme és odaadása, a nemzetközi híradások folyamatos követése, valamint az internetes közlésből adódó gyorsaság együtt azt eredményezték, hogy a vezető hazai médiumok „felfedezték maguknak” ezt az információforrást és támaszkodtak, hivatkoztak rá saját anyagaikban. Az Űrvilág ismertsége nem korlátozódik Magyarország határain belülre. Akik magyarul olvasnak híreket és érdeklődnek az űrtémák iránt, azok az egész világon könnyen megtalálhatnak és elérhetnek bennünket – ez az internetes megjelenés másik előnye a

nyomtatott folyóiratokkal szemben. A hírportál üzemeltetésével kapcsolatos tapasztalatainkat alkalomadtán a nemzetközi szakmai közönséggel is igyekszünk megosztani [2]. Az Űrvilág közvetlen látogatottságát több mint tíz éve, 2007 eleje óta mérjük a Google Analytics [3] szolgáltatása segítségével. Az 1. ábrán a havi oldalmegtekintések összesített száma látható. Az értékek kisebb-nagyobb ingadozások mellett stabilnak tekinthetők, de ezt fenntartani az egyre szaporodó internetes tartalmakkal folyó versenyben állandó erőfeszítést kíván: az internetes olvasó hamar továbbáll, ha nem talál az igényeinek megfelelő információt.

1. ábra: Az Űrvilág havi oldalletöltéseinek száma az idő függvényében, 2007. február és 2017. március között, a Google Analytics mérése alapján. A három legmagasabb csúcs (2009. július, 2010. november és 2014. november) hátterére a szövegben kitérünk. Mivel az Űrvilág portálon megjelenő anyagok szabadon hozzáférhetők az olvasók és más sajtótermékek számára, írásaink alkalmanként sokkal nagyobb körhöz is eljutnak, mint saját közvetlen olvasótáborunk. Az Űrvilág hiánypótló munkáját az olvasók mellett űrkutatási szakmai szervezetek és a tudományos újságírás képviselői is elismerik. A 2002-es indulás óta eltelt csaknem másfél évtizedben eddig megjelent több mint 7200 cikkünk mindegyike hozzáférhető archívumunkban, időrendi és tematikus csoportosításban és szöveges keresési lehetőséggel. Olvasóink számára kínálunk olyan lehetőséget is, hogy minden nap reggelére elektronikus levélben értesülhetnek az előző nap folyamán újonnan megjelent híreinkről. Immár tíz éve nem múlt el olyan nap, hogy legalább egy – de olykor két vagy három – új cikk ne látott volna napvilágot a portálon. Olvasóink bevonására több alkalommal szerveztünk pályázatokat, rejtvényjátékokat, 2010 óta pedig jelen vagyunk a Facebook közösségi oldalon is, ahol követőinknek plusz információval, kapcsolattartási lehetőséggel is szolgálunk. Emlékezetes cikkek az Űrvilág történetéből Az átlagos hétköznapokból időnként kiemelkednek egyes évfordulók vagy aktuális űresemények. Ilyenkor a megszokottnál többen olvassák az Űrvilág cikkeit, mi pedig igyekszünk aktív népszerűsítéssel is segíteni, hogy az érdeklődők eljussanak hozzánk – abban a reményben is, hogy utána rendszeres olvasóinkká válnak. Az elmúlt évtized havi látogatottsági számainak (1. ábra) három legkiemelkedőbb csúcsa mind egy-egy fontos évfordulóval vagy eseménnyel magyarázható. 2009 júliusában volt 40 éve, hogy az Apollo–11 űrhajósai – az emberiség történetében először – a Holdra léptek. A kerek évfordulóra emlékezve az Űrvilág hosszú cikksorozatot indított. Pontosan 40 év időkülönbséggel percre pontosan, „élőben” közvetítettük a holdexpedíció előkészületeit, fontos eseményeit – mintha 1969-ben is rendelkezésre állt volna már az internet. Az olvasmányos cikksorozat elsősorban Dancsó Béla, az Apollo űrprogram talán legjobb hazai szakértője [4] érdeme volt. Nem maradt el a hatás, ez volt a mérések kezdete óta az Űrvilág leglátogatottabb hónapja. A következő emlékezetes, 2010. novemberi csúcs közvetett kiváltó oka egy szomorú esemény, Magyarország elmúlt évei történetének legkomolyabb, emberi és anyagi áldozatokat követelő ipari balesete, a kolontári vörösiszap-tározó gátjának átszakadása volt. Az Űrvilág számolt be először magyarul annak a tanulmánynak [5] a megállapításairól, amelyben

műholdradar-interferometriás mérések feldolgozásával visszamenőlegesen kimutatták egyes gátszakaszok jelentős mértékű, folyamatos mozgását. A vizsgálat eredményeiből az következett, hogy a gátak stabilitásának monitorozásával a mozgások évekkel ezelőtt felismerhetők lettek volna, így a katasztrófának nem kellett volna bekövetkeznie. A csupán alig több mint egy hónappal a baleset után megjelent írásunk azonnal óriási érdeklődést váltott ki, és azóta is rendszeresen hivatkoznak rá, mint az űrkutatás egyik olyan alkalmazására, amelynek jelentős társadalmi-gazdasági hatása lehet. Ez mind a mai napig az Űrvilág legolvasottabb cikke, az adott hónap látogatottságát egymaga szinte megduplázta. A harmadik kiugróan látogatott hónap, amit itt megemlítünk, 2014 novembere volt. Ekkor szállt le az Európai Űrügynökség (ESA) Rosetta űrszondájának Philae egysége a 67P/Csurjumov–Geraszimenko-üstökös magjára. A Rosetta, és különösen a Philae építésében magyar mérnökök és kutatók is jelentős szerepet játszottak. Ezért az űrtörténelem első üstökösleszállásának izgalmán túl a magyar készítésű berendezések működéséért is szoríthattak az érdeklődők (nem kellett csalódniuk). Az űrkutatási esemény iránt megnyilvánuló fokozott érdeklődést az Űrvilág friss tudósításokkal, háttéranyagokkal, és a programban résztvevő magyar kutatók első kézből származó információival szolgálta ki. A kiugró látogatásnak – nem annyira a Philae tudományos programjának – az is kedvezett, hogy az egység végül viszontagságos körülmények között, nem az eredetileg tervezett leszállóhelyen állapodott meg az égitesten. Az Űrvilág és a hazai űrkutatók közössége Az Űrvilág szerkesztői kiemelt fontosságúnak tartják, hogy a magyarországi űrkutató közösség számára nyilvánosságot, bemutatkozási lehetőséget biztosítsanak. Az elért kutatási, alkalmazási eredmények így juthatnak el a leghatékonyabban az űrtémák iránt amúgy is kitüntetett érdeklődést mutató olvasóinkhoz, ezen keresztül pedig a szélesebb nyilvánossághoz. Szerencsére sokan felismerték ezt a lehetőséget és rendszeresen élnek is vele. Ahogy lassan már 15 éve, továbbra is örömmel várjuk a magyar űrkutató közösség beszámolóit, eredményeit, hogy megoszthassuk azokat az érdeklődő nagyközönséggel! Szükség esetén készséggel segítünk a cikkek „népszerűbb” megfogalmazásában is. Az Űrvilág írásaiban különös hangsúllyal szerepelnek nem csak a hazai, hanem az európai űrkutatás eredményei is. Cikkeinkben következetesen kiálltunk Magyarországnak az ESA-hoz teljes jogú tagként való csatlakozása mellett is, ami végül 2015 végén következett be. Köszönetnyilvánítás. Az Űrvilág asztronautikai hírportált Szentpéteri László hozta létre, működésének alapja szerkesztőinek és szerzőinek lelkes, önkéntes munkája. Köszönjük továbbá minden támogatónk, különösen az NFM Magyar Űrkutatási Iroda segítségét, és olvasóink hűségét!

Irodalom [1] [2] [3] [4] [5]

Űrvilág asztronautikai hírportál (www.urvilag.hu) Frey S., Bacsárdi L. (2010), 61st International Astronautical Congress, Paper 6767 Google Analytics (www.google.com/analytics) Dancsó B. (2004), Holdséta (Novella Kiadó, Budapest) Grenerczy Gy., Wegmüller U. (2011), Natural Hazards, 59, 1074

MUF2017-K-11 Digitális teodolit a földmágneses tér abszolút mérésére Hegymegi L. 1, Szöllősy J.2, Domján Á. 1, Hegymegi Cs. 1 1

Mingeo Kft., Budapest 2 egyéni vállalkozó

A cikk egy mágneses műszerfejlesztési munka eredményeit ismerteti. A munka fő célja az obszervatóriumok által jelenleg kizárólagosan használt, teljesen manuális és nagy gyakorlatot igénylő mérési eljárás egyszerűsítése, gyorsítása és részleges automatizálása volt. Mindezt úgy kívántuk megvalósítani, hogy az obszervatóriumok jelenlegi infrastruktúráján ne kelljen változtatásokat eszközölni. Mivel digitális teodolit, nem mágneses kivitelben jelenleg sehol sem készül a világon, műszakilag eddig ki nem próbált eljárásokat kellett kidolgozni és alkalmazni. Munkánkban törekedtünk a jelenlegi legmagasabb technikai színvonalat képviselő építőelemek alkalmazására. A megépített DS-1 műszer az obszervatóriumi használat mellett mágneses térképezési, terepi munkákra is alkalmas és lehetőséget hordoz magában egy további fejlesztési munkára melyben egy reális költségekkel előállítható, teljesen automatikus berendezés a végeredmény. Bevezetés A földmágneses tér időbeli változásának folyamatos mérésére szolgáló berendezések relatív műszerek. Nullvonaluk az időben szintén változik ezért azokat rendszeres abszolút mérésekkel meg kell határozni [2]. Az általános jelenlegi gyakorlatban ezt egy kézi eljárással működtethető úgynevezett D/I teodolittal végzik [1]. Ez a műszer egy klasszikus optikai teodolit, a távcsővére erősített magnetométerrel. A távcsövet egy erre célra kidolgozott mérési eljárásnak megfelelő pozíciókba állítva, a mért szögek és magnetométer adatok ismeretében az aktuális deklináció (D) és inklináció (I) szögek meghatározhatók. Ha ehhez vesszük a skalár magnetométer (mely abszolút műszer) adatait, akkor a földmágneses térvektor pillanatnyi értéke teljesen leírható. Az eljárás legnagyobb hátránya, hogy a kézzel végezhető mérés során a teodolit által mért szög adatok leolvasása megfelelő gyakorlatot igényel és nagy a tévesztés lehetősége is. Kézzel kell továbbá a mérési adatokat feljegyezni és számítógépbe vinni az eredmény kiszámításához. Gyártanak ugyan digitális teodolitokat de ezek nem alakíthatók mágneses szennyezést nem tartalmazó műszerekké, mivel maga a digitális szögleolvasó is mágneses bennük. A szerzők egy Zeiss optikai teodolit alapjaira építkezve létrehoztak egy mágneses szennyezéseket nem tartalmazó műszert, amely az összes mért adatot digitális formában állítja elő és eljuttatja egy számítógépbe, mely elvégezi az eredmények számolását. Így gyorsítani és egyszerűsíteni tudja a mérés elvégzéséhez szükséges időt, mely egyben növeli a mérés pontosságát is tekintettel arra, hogy a mérés alatt kisebb a mágneses tér változása. A műszer felépítése A klasszikus műszerekhez hasonlóan a szögmérést esetünkben is egy két egymásra merőleges tengellyel rendelkező teodolittal végezzük. Esetünkben egy Zeiss THEO 020 optikai teodolit, acélból vagy más mágnesezettséggel rendelkező anyagból készített alkatrészeit nem mágneses alkatrészekre cseréltük. Eltávolítottuk továbbá, a távcső kivételével az összes optikai alkatrészt. Digitális szögleolvasót készítettünk és szereltünk a műszerházba a távcső vízszintes

és függőleges pozíciójának mérésére. Készítettünk és a távcsőre erősítettünk egy kis fogyasztású magnetométert, a berendezés tápellátást végző teleppel együtt. Ebben az egységben elhelyeztünk egy rádiós jeltovábbítót, amely a mérési adatokat elküldi a központi elektronikának (1. ábra).

1.ábra A DS-1 rendszer blokkvázlata A központi egység, a mérési adatok mellett fogadja a GPS antenna jeleit, a távirányító parancsait és hozzárendeli az idő- és helyinformációkat a mérési adatokhoz. Tárolja ezen adatokat a mérések feldolgozásához szükséges egyéb kiegészítő információkkal együtt. Fontos funkciója az egységnek, hogy webserverként csatlakozni tud bármely wifi-vel ellátott és böngészőt futtatni képes eszközhöz. A kijelző funkcióját a csatlakoztatott tablet vagy laptop látja el. Ezen jelennek meg a mérési adatok valós időben és további, a működés szempontjából hasznos információk (2. ábra). Ez az eszköz használható a központi elektronika programozására, a mérési paraméterek beállítására. Ide tölthetők le a mérés befejezésekor az adatok. Mérési tapasztalatok és eredmények A mérés menete megegyezik a klasszikus eljárásban megszokottal [1]. Lényeges különbség azonban, hogy nincs szükség a szögleolvasások elvégzésére és a mérés időpontjának leolvasására, illetve ezen adatok feljegyzésére, mert azokat a távirányítón egy gomb benyomásával azonnal elmenthetjük őket. További könnyebbséget jelent, hogy a kijelzőn megjelenik az aktuálisan beállítandó szenzor pozíció, sőt az inklináció mérésekor beállítandó horizontális szögérték is.

2. ábra A DS-1 mérési adatainak megjelenítése A 3. ábrán látható egy abszolút mérésünk kiértékelése. Az 3A és 3B alábrákon a DS-1 méréseiből számolt D és I szögeket a nagycenki variométer D és I szögeivel vannak megjelenítve. Az alábrákon megfigyelhető, hogy az abszolút mérések jól követik a variométer napi menetét.

3. ábra A-B: A DS-1 abszolút méréseiből és a nagycenki variométer adatokból számolt Deklináció és Inklináció szögek összehasonlító görbéi. C-D: Az abszolút és variométer D, I különbségei. E-H: A nagycenki variométer DS-1 abszolút méréseiből számolt bázisvonal korrekció értékei. A számolt értékek a [2]-ben előírt +/- 5nT sávon belül vannak. Az abszolút méréseket két mérőszemély végezte felváltva a Nagycenki Obszervatóriumban. Összehasonlításképpen az obszervatórium abszolút műszerével is mértünk hat sorozatot. A 3C

és 3D alábrákon képeztük a két mérési adathalmazból a D és I különbségeket. A szögértékeik nT-ba számítottuk át. A D esetében +/-3 nT az I esetében +/-1 nT eltérés van. Ebből azt a következtetést lehet levonni, hogy az adatokban nincsenek kiugró értékek. A 3E-3H alábrákon a DS-1 abszolút méréseiből számoltuk ki a nagycenki variométernek X, Y, Z, H összetevőinek a nullvonal korrekció érétkeit [1] alapján. Az adatokból megállapítható, hogy a korrekciók szórásai a +/-2.5 nT sávon belül vannak, ami messze eleget tesz a [2]-ben előírt +/-5nT feltételnek.

Irodalom [1] Jankowski, J, and Sucksdorff, C, IAGA Guide for Magnetic Measurements and Observarory Practice, Internatinal Association of Geomagnetism and Aeronomy (1996) [2] St-Louis et al., INTERMAGNET Technical Reference Manual (2012) Köszönetnyilvánítás A szerzők köszönetüket fejezik ki Wesztergom Viktornak és Szendrői Juditnak a műszer tesztelésében nyújtott athatós segítségükért.

MUF2017-K-12 A mesterséges radar sarokreflektorok geometriailag optimális kialakítása Kalmár János1, Bányai László2 1

Soproni Egyetem, SKK, INGA 2 MTA CSFK GGI

Kutatásunkban azt vizsgáltuk, hogy a radar sarokreflektorok különböző geometriájú oldallapjai mekkora hasznos tükröző felületet nyújtanak, anyagtakarékosság szempontjából az oldalak milyen kialakítása az optimális. Programot készítettünk a reflektorba érkező fénysugarak útjának követésére, hogy megállapíthassuk, vannak-e az egyes reflektoroknak ’vakfoltjai’, azaz olyan területek, ahová beérkező fénysugár idő előtt – háromnál kevesebb tükröződés mellett, hamis irányba – lép ki a reflektorból. Modellezési eredményeink azt mutatják, hogy egyes reflektortípusok oldalainak ötöde/harmada lehet vakfolt, ezek elhagyása vagy más célú hasznosítása (pl. a szerkezet merevítésére) nem csökkenti a hasznos tükröző felületet, vagyis a radarreflektorok anyagköltsége (és súlya) a hatékonyság fenntartása mellett jelentősen csökkenthető. Bevezetés A légi és vízi közlekedésben is használnak radar-reflektorokat, melynek célja az, hogy a hordozó – kisméretű, esetleg nem fémből készült – járművet, bóját, könnyebben felismerhetővé (észrevehetővé) tegyék a többi, környezetét radarral pásztázó jármű számára, ami segít megelőzni az ütközéseket. Ekkor a reflektort bármilyen irányból érheti a radarjel, ezért sarkuknál összeillesztett 8 darab negyedkörös vagy háromszög sarokreflektort alkalmaznak (1. ábra), hogy mindenképpen keletkezzék radarvisszhang. Hasonló radarreflektorokat kötelező használni meteorológiai léggömbökön is, hogy a repülőgépek észleljék és kikerülhessék azokat. A reflektor optimális formája a három, egymásra merőleges (jó visszaverő anyagból, pl. fémből készült) síkból képzett sarokreflektor, mely kialakításánál fogva garantálja, hogy a beeső radarsugarak - általában hármas tükrözés után - pontosan a beesési iránnyal ellentétesen lépjenek ki, és verődjenek vissza a radarjelek forrásában elhelyezett detektorba [2]. A reflektor mérete legyen nagyobb a radarjel hullámhosszánál [3], és legjobb hatásfokát akkor éri el, ha a beeső sugár főirányú, azaz a reflektor középvonalával párhuzamos, mert ekkor lesz a tükrözési keresztmetszet maximális. Mesterséges radar-reflektorok tervezése és telepítése az ESA programhoz Egy ESA PECS támogatásnak köszönhetően a hazai INSAR kutatások központja Sopron lett, itt folyik a Sentinel radar műholdképek geodinamikai alkalmazhatóságának vizsgálata [1]. A természetes felszínborítású területeken sajnos kevés stabil radarreflektor (tükör) található, ezért mesterséges reflektorok telepítésére is szükség van. A különböző időpontokban, de azonos pozíciókból készített felvételek alapján lehetőség van a reflektorok mozgásvizsgálatára. A mérés lényege, hogy a műholdról kisugárzott radarjel visszhangját detektálva a jelerősség (amplitúdó) alapján azonosítjuk a reflektorokat, és két, egymás utáni mérés fáziskülönbségéből következtetünk a reflektor esetleges elmozdulására. Tekintettel arra, hogy már a reflektor telepítése előtt ismerjük a műhold mérésidejű (közelítő) pozícióját, ezért a reflektort telepítéskor úgy rögzítjük, hogy főiránya (középvonala) az ismert műholdpozíció felé mutasson. Kutatásunkban azt vizsgáltuk, hogy a sarokreflektorok

különböző geometriájú oldallapjai mekkora hasznos tükröző felületet nyújtanak, anyag és helytakarékosság, illetve merevség szempontjából milyen az oldalak optimális kialakítása. E célból programot készítettünk a reflektorba érkező radarjelek útjának leírására, hogy megállapítsuk, hol vannak az egyes reflektorok ’vakfoltjai’, azaz olyan területek, ahová beérkező főirányú radarjel idő előtt – rossz irányban – lép ki a reflektorból Az opto-geometriai modellezés eredményei Modellezési és geometriai vizsgálataink szerint a vakfoltok elhagyása nem csökkenti a reflektor hatékonyságát (hasznos radarkeresztmetszetét), csökkenti viszont súlyát és anyagköltségét. A sarokreflektorokba a főirányból érkező radarjelek opto-geometriai modellezése az alábbi megállapításokkal zárult: 1) Egy b oldalhosszú, négyzet oldallapú sarokreflektoron vakfoltot nem találtunk, vagyis ha egy fénysugár bárhol eléri a reflektort, akkor a hármas tükrözés után biztosan visszaverődik a forrás irányába. 2) Háromszög lapokból álló, a élhosszú sarokreflektor esetén - csúcspontjai a {(0, 0), (a, 0), (0, a)} pontok - a lapok vakfoltjai (az oda beérkező sugár rossz irányba verődik vissza) a {(a/2, 0), (a, 0), (2a/3, a/3)} és {(0, a/2), (0, a), (a/3, 2a/3)} pontok által alkotott háromszögek (2. ábra). A vakfoltok területe az eredeti háromszög-lap területének harmada. A kontúr élek pontos egyenletei alább láthatók:

3)

Az egységnyi (1 m) sugarú, origó középpontú negyed körökből álló sarokreflektor vakfoltjait az {(1/√2, 0), (2/√5, 1/√5)} és {(0,1/√2), (1/√5, 2/√5)} pontpárok közötti ellipszis ívek határolják (3. ábra). Ha a pontpárok összekötését egyenessel közelítjük, annak középhibája (szórása) 6 mm lesz. A vakfoltok a negyed kör területének 18%-át teszik ki. A kontúr élek pontos egyenletei alább láthatók:

4) Ha azt szeretnénk elérni, hogy a 2) háromszög sarokreflektornak ugyanakkora hasznos radarkeresztmetszete legyen, mint a 3) egységsugarú negyedkörös sarokreflektornak, akkor a sarokreflektor él-hosszát a =1,38942 m-ben kell rögzíteni (4. ábra). 5) Ha azt szeretnénk elérni, hogy az 1) négyzet oldallapú sarokreflektornak ugyanakkora hasznos radarkeresztmetszete legyen, mint a 3) egységsugarú negyedkörös sarokreflektornak, akkor oldalhosszát b =0,8021852 m-ben kell rögzíteni (4. ábra). 6) A 4. ábra és alapján kiszámítható, hogy 5) reflektor legnagyobb kiterjedése (2 belső pontjának legnagyobb távolsága) 1,13446 m, a 4) reflektoré 1,0356 m, a 3) reflektoré pedig 1 m. Ha a reflektorokat az oldallapok keretezésével merevítjük, akkor 5) reflektor keretének összes hossza (9∙b, mert az illeszkedéseknél csak 1 merevítő rúd kell) 1%-al több, mint 3) vagy 4) reflektoré. 7) A Monte-Carlo modellezés alátámasztotta azon sejtésünket, hogy sarokreflektornak van fázis centruma, és az a reflektor sarokpontjában - ahol a három, egymásra merőleges sík találkozik - van, tehát bármely, a reflektorból hármas tükrözés után visszaverődő fénysugár pontosan akkora utat tesz meg, mintha a fáziscentrumból verődne vissza.

Irodalom [1] Bányai L, Szűcs E, Kalmár J, Eperné Pápai I, Bán D (2014): Az INSAR technológia alapjai és a reflektáló felületek jellemzői, Geomatikai Közlemények 17: pp. 59-68. [2] Newman, W I (2012). Continuum Mechanics in the Earth Sciences. Cambridge University Press. pp. 6–7. [3] Kraus J, Marhefka R (2002). Antennas for All Applications, 3rd ed. Mc Graw Hill. p. 365. Ábrák

1.

2.

ábra. Irányítatlan radar-reflektorok

ábra. Egységnyi élhosszú háromszög sarok-reflektor hasznos felülete

3.

ábra. Egységnyi sugarú negyedkör sarokreflektor hasznos felülete

4.

ábra. Azonos hasznos felületű sarokreflektorok oldallapjai

MUF2017-K-13 A napkutatás újabb eredményeiből B. Kálmán MTA CsFKI CsKI, Budapest Röviden ismertetem a 24. napciklus jelenlegi állását, a várható minimum idejét – a napfoltrelatívszám adatsorban bekövetkezett lényeges, visszaható változást – a várható legnagyobb hatású nap-fler energiáját – a napfoltok eltűnésére vonatkozó mérések tévútját és a tachoklínában működő dinamó elméletének nehézségét 0.Az elnöki rendelet A leköszönő amerikai elnök egyik utolsó rendelete „A nemzet felkészítésének koordinálása az űridőjárási eseményekre” címet viseli. Az okokat részletesen l. a 3. fejezetben 1.A napciklus állása 2017. ápr. 6-án A napciklus már erőteljesen csökkenőben van. (1. ábra). A folttevékenység 2015-ben még elég nagy volt, több nagyobb foltcsoporttal, amelyekben számos M kategóriájú fler fordult elő. 2016-ban már csendesedett a naptevékenység, de még akadt egy-két aktívabb foltcsoport, M kategóriájú flerekkel. Egyre többször fordul elő a relatívszám 0 értéke, azaz teljesen üres napkorong, 2016. jún 3. és 2017 márc. 31. között 50 alkalommal, márc. 6-20. közt folyamatosan.

1.ábra: Az utolsó két napciklus. Pontok - napi, vonal – havi közepes, szaggatott vonal – havi simított relatívszám

Mint már annyiszor a történelemben, a Nap ismét meglepetésekkel szolgált. Az Űrfórum tiszteletére a NOAA 12644 napfoltcsoport 2017. ápr. 1-3. közt, kifordulóban a napkorongról, teljes eltűnéséig hét M kategóriájú flért produkált A szokatlan aktivitás oka az volt, hogy a közepes nagyságú, szabályos napfoltcsoport vezető foltja mellett, attól északra viharosan fejlődő új aktivitás bukkant fel. Általánosan is ismert az a tény, hogy a naptevékenységi ciklus leszálló ágában az átlagosnál gyakoribban fordulnak elő bonyolult mágneses szerkezetű napfoltcsoportok nagyobb flér-aktivitással, mivel ekkorra a konvektív zónában megmaradó mágneses terek miatt bonyolultabbá válik a tér szerkezete. A minimum várható idejét megjósolni nem könnyű, jelenleg majdnem lineárisan csökken az aktivitás szintje, de a görbe valószínűleg ellaposodik, így kb. 2018 végére várható. 2.A relatívszám-adatok cseréje Hosszú folyamat befejezéseként kicserélésre került a teljes relatívszám-adatsor. Több éve folyik a Wolf által összegyűjtött adatok revíziója, részben az azóta talált jelentős mennyiségű eddig felhasználatlan régi megfigyelés (pl. C. H. Schwabe napfoltrajzainak) feldolgozása, részben az időközben talált statisztikai „ugrások” megszüntetése segítségével. Már 2014-ben megjelent egy hosszabb összefoglaló ebben a témában [1], amely összefoglalta az addigi konferenciák eredményeit. 2015 július 1-től a nemzetközi napfolt-relatívszám adatközpont is kicserélte teljes adatsorát a 2.0 verzióra, bár az összehasonlíthatóság miatt a régi adatsor is elérhető. A cserét ismét egy nagyobb nemzetközi konferencián beszélték meg [2]. Nagy az érdeklődés a napaktivitás hosszútávú viselkedése iránt, más próbálkozások is voltak a régi adatok beillesztésére. Gyakran próbálják a naptevékenységi ciklust különböző frekvenciák összegeként meghatározni, egy újabb próbálkozás pl. [3]. Ezek – jó esetben – visszaadják azt az adatsort, amelyből meghatározták a frekvenciákat, de minél távolabb kerülünk, előre vagy vissza az alap-adatsortól, annál inkább eltér a valóság a számítottól, a jelentős véletlenszerű komponens miatt. A relatívszám mellett a régi területméréseket is összegyűjtötték, a napfolt-maximumok a területet ábrázoló görbéken sokkal szimmetrikusabbak mint a relatívszámokban, ahol gyors felfutás és lassabb lecsengés jellemző. 3.Félnünk kell-e új szuperflértől? Az utóbbi évtizedben felerősödött az aggodalom, hogy egy minden eddiginél nagyobb flér-esemény (napflér és mágneses vihar) komoly zavarokat okozhat a földi civilizációban (l. pl. Obama elnök rendeletét). A félelem három fő alapon nyugszik. Egyrészt új megfigyelések kerültek elő az 1859. szept. 1-jén R. C. Carrington által megfigyelt flér hatásairól. Ez az eddig megfigyelt legnagyobb ilyen esemény, egyenlítői sarkifényeket, távíróállomások leégését okozta. Jelenlegi túl-elektronizált és műholdaktól függő társadalmunkban sokkal nagyobb zavart tudna okozni egy hasonló mágneses vihar. Leginkább a földáramok által tönkretett óriástranszformátorok egy-másfél év alatt végrehajtható cseréje okozna problémákat. Másrészt a sarkvidéki jégrétegek évgyűrűiből meghatározott izotópmennyiségekből két nagyobb naptevékenységi esemény rajzolódik ki [4], i.sz. 774/5 és 993/4-ben. A mért izotóp-többletből meghatározható szoláris részecskefluxus mindkét eseményre nagyobbnak adódik, mint az eddig mért legnagyobbak. 10 MeV-nél nagyobb energiájú részecskéknél az integrált fluxus kb. ötszörös, de a szintén megállapítható kemény részecskespektrum miatt 500 MeV fölött harmincötvenszeres. A nyugtalanság harmadik oka az, hogy a Kepler űrtávcső által nagy pontossággal észlelt rengeteg csillag fénygörbéje lehetővé tette a Naphoz hasonlóan aktív csillagok statisztikai vizsgálatát, és az aktív csillagokon időnként nagy energiájú (1035 erg) szuperflérek is megfigyelhetők [5].

Várható-e tehát szuperflér? E jogos kérdéssel többen is foglalkoztak (pl. [6, 7]). A Carrington-flér gondos újraelemzéséből ([6]) arra jutottak, hogy hasonló nagyságú események napjainkban is megfigyelhetők voltak, mind napfolt-nagyság, mind részecskesugárzás, mind mágneses zavarok tekintetében. Hasonló eredményre jut az utóbbi évtizedek nagy eseményeit vizsgálva [7] is. Ha megnézzük az eddig megfigyelt 10 legnagyobb részecske-eseményt, kiegészítve a két középkorival, akkor is hasonló eredményre jutunk, a két középkori esemény bár nagyobb az utolsó évtizedekben megfigyelteknél, de nem annyival, hogy aggódnunk kellene. Az aktív csillagok statisztikájában is a Naphoz hasonló aktivitású csillagok görbéje nem valószínűsít lényegesen nagyobb eseményeket az eddig megfigyelteknél. A következtetés tehát az, hogy az eddigi események alapján, valamennyi biztonsági rátartással fel lehet készülni a jövendő eseményekre is, nagyságrendekkel nagyobb flérek és mágneses viharok nem várhatók. 4.Eltűnnek-e a napfoltok? Az évtized elején nagy feltűnést keltett az a megállapítás, hogy a napfoltok mágneses tere csökken, ennek megfelelően kontrasztjuk (sötétségük) is, ami a közeli jövőben teljes eltűnésükhöz is vezethet. Az eredeti közlemény ábrája elég meggyőző lineáris menetet mutatott. Jelentősége miatt e méréseket rendszeresen figyelte L. Svalgaard, és honlapján [8] közzétette. A legutolsó adatok alapján (2. ábra) már nem kell tartanunk a napfoltok eltűnésétől, mint kiderült, kiválasztási effektusról volt szó: kezdetben inkább nagyobb foltokban mérték a mágneses teret, később, a vélt csökkenést látva kiterjesztették az összes, kisebb foltokra is, amelyekben kisebb volt a mágneses tér. A rendszeres mérések végül évek alatt megmutatták, hogy nincs szó szekuláris hatásról, szisztematikus csökkenésről.

2. ábra. A napfolt-umbrák fényessége (felső sor) és mágneses terük erőssége (alsó sor) a 2011-ig (bal oszlop) és a 2017 elejéig (jobb oszlop) végzett mérések alapján. Jól látható, hogy a legutóbbi maximum alatt kivitelezett rendszeres mérések nem mutatnak szisztematikus csökkenést. [8]

5.Teljesen konvektív csillagok dinamói Fontos kérdése a naptevékenységgel foglalkozó elméleti vizsgálatoknak a magnetohidrodinamikai dinamó működésének helye. A dinamómechanizmus valamilyen módon átalakítja a mechanikai mozgásokat mágneses térré, fenntartva ezáltal a Nap (és a hasonló csillagok) aktivitását. A mechanikai mozgásokat a csillagok konvektív zónái szolgáltatják, a forgás és a konvekció kölcsönhatása működteti a dinamót. A Nap esetében ismeretes a konvektív zóna differenciális rotációja, azaz a sugár felső harmadát kitevő konvektív zóna eltérően, szélességtől és mélységtől függően forog az alatta merev testként forgó sugárzási zóna felett. Ez a mozgás kialakít egy tachoklínának nevezett felületet, amely erős nyírási erőknek van kitéve. Emiatt egyes elméletek ebbe a zónába helyezik a mágneses tér erősítését végző dinamót.

3.ábra A csillagaktivitással arányos röntgenfluxus függése a rotáció és konvekció arányával összefüggő Rossby-számmal. A nyitott körök konvektív zónával rendelkező, míg a sötét pontok teljesen konvektív csillagok, mindkettő egyforma függést mutat. [9] Egy Nature-cikk [9] megvizsgálta 824 csillag esetében az aktivitás függését a csillag forgási sebességétől. Az aktivitás erősségének jellemzésére a csillag röntgensugárzásának a teljes bolometrikus fényességhez viszonyított arányát vették, a Rossby-szám függvényében, ami lényegében a konvektív átkeveredés és a forgási periódus aránya. (3. ábra). Az ábrán látható, hogy az összefüggés egyforma a teljesen konvektív M csillagokra is, amelyekben nincs tachoklína, tehát a dinamómechanizmus nem valószínű, hogy ott működik. Irodalom [1] Clette, F. et al. (2014), Space Science Reviews 182:1, doi: 10.1007/s11214-014-0074-2 [2] Clette, F. et al. (2016), Solar Physics 291:2479, doi: 10.1007/s11207-016-1017-8 [3] Zharkova, A. A. et al. (2015), Scientific Reports 5:15689, doi: 10.1038/srep15689 [4] Mekhaldi, F. et al. (2015), Nature Communications 6:8611 | DOI: 10.1038/ncomms9611 [5] Karoff, C. et al. (2016), Nature Communications 7:11058 | DOI: 10.1038/ncomms11058 [6] Cliver, E. W. et al. (2013), J.Space Weather Space Clim. 3:A31 | DOI: 10.105/swsc2013053 [7] Ishkov, V. N. (2015), Sun and Geosphere 10:89, ISSN 1819-0839 [8] Svalgaard, L. (2017), http://leif.org/research/ [9] Wright, N.J., Drake, J. J. (2016), Nature 535:526 | DOI: 10.1038/nature18638

MUF2017-K-14 Informatikai keretrendszer Copernicus földmegfigyelő műholdrendszer által készített felvételek feldolgozásának támogatására Koppány Zsolt1, Bacsárdi László1, Szűcs Eszter2 1

Soproni Egyetem, Informatikai és Gazdasági Intézet 2 MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézet

Az Európai Unió és az Európai Űrügynökség (ESA) a Copernicus program keretében több alapkutatási terület számára kíván adatokat biztosítani, távérzékelési műholdak segítségével. A Copernicus programmal a földmegfigyelés új fejezete nyílik meg, a teljes földfelszín számos spektrális tartományban végzett szisztematikus észlelésével. A műholdrendszer több lépcsőben folyamatosan kerül kiépítésre. A program első műholdpárja a Sentinel-1 misszió (felbocsátás: Sentinel-1A - 2014 április, Sentinel-1B - 2016 április), amely a mikrohullámú tartományban végzett távérzékeléssel teszi lehetővé a felszíni deformációk nagy pontosságú térképezését. Az MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézet új, stratégiai kutatási területe a Sentinel-1 felvételek felhasználása a hosszú időállandójú tektonikus folyamatok megfigyelésében, a kutatásokat ESA pályázat támogatja. Az intézet a Copernicus programhoz kapcsolódóan a jövőben egy folyamatosan bővülő és visszakereshető Sentinel-1 adattár, valamint az ehhez kapcsolódó informatikai rendszer kialakítását tűzte ki célul. A tervezett informatikai rendszer a műholdak által generált adatokat összegyűjti, és a hozzájuk kapcsolódó meta adatokkal együtt adatbázist épít belőle. Ennek a munkának a kapcsán megterveztük az adatok letöltési eljárásainak a metodikáját, szétválasztásra kerültek az adatlekérés, a letöltés és az adatintegritás ellenőrzésének folyamatai. Tesztelésre kerültek a rendszer erőforrás igényes MD5 algoritmusának futtatási metodikái. Kialakítottuk a lekérdezési eljárások során keletkezett meta-adatok feldolgozásának logikáját, valamint megalkottuk az adatok feltöltéséhez szükséges adatbázis kapcsolatot. A továbbiakban a megtervezett eljárások automatizálása, az eljárások aktív, autonóm működésének a megteremtése a feladat, valamint az így kialakított háttér rendszerünk által biztosított adatokra épülő frontend rendszer létrehozása. Bevezetés A Copernicus program az Európai Unió (EU) és az Európai Űrügynökség (European Space Agency, ESA) közös projektje. Ennek keretén belül környezetvédelmi és biztonsági feladatok ellátása céljából 2014 és 2021 között több különböző kutatási terület számára kerülnek műholdak felbocsátásra. A program egyszerre szolgál regionális, nemzeti, európai és nemzetközi érdekeket is. Az EU felelősségvállalása földünk jövőjével kapcsolatban nemcsak az EU állampolgárainak hoz hasznot, hanem a nemzetközi közösség számára is. A programban keletkező adatokhoz bárki ingyenesen és szabadon hozzáférhet. Ezek folyamatos, összehasonlítható és magas minőségű információt biztosíthatnak mindenki számára. Az MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézet új, stratégiai kutatási területe az ezen program keretében keletkező Sentinel-1 felvételek felhasználása a hosszú időállandójú tektonikus folyamatok megfigyelésében, valamint az ehhez a kutatáshoz kapcsolódó felvételek tárolása, és a kutatói közösség számára is elérhetővé tétele.

Az EU Copernicus programja és a Sentinel missziók Az Európai Unió és az ESA egy közös programot indított a klímaváltozás hatásainak kutatása céljából. Ezen a Copernicus programon belül különböző Sentinel-1, Sentinel-2, Sentinel-3 stb. missziók keretében speciálisan kialakított különböző képességekkel rendelkező, és különböző kutatási területek által hasznosítható információkat szolgáltató műholdak kerülnek felbocsátásra. Ezeknek a különböző Sentinel misszióknak a műholdjai az elkövetkező években folyamatosan kerülnek pályára állításra [1]. Az általunk tervezett informatikai rendszernek kapcsán mi most a Sentinel-1 misszió műholdjaira szorítkozunk. A Sentinel-1 egy műholdpárt takar, ezek a Sentinel-1A és Sentinel-1B műholdak 2014-es és 2016-os indítási dátumokkal. Képességeik szerint szárazföldek és tengerek felszínét és domborzatát tudják monitorozni multispektrális, nem optikai szenzorjaik segítségével, éjjelnappali felvétel készítési lehetőséggel [2]. A műholdak 700 kilométeres magasságban, közel poláris irányban – délről észak fele illetve északról dél fele – keringenek. Egy műhold két irányú felvételtípust készíthet, beszélhetünk felszálló irányú (ascending) felvételről, ekkor a műhold délről északi irányba halad, és leszálló irányú (descending) felvételről, amikor a műhold észak felől déli irányba halad. Egy teljes kör vagy más néven orbit megtétele 25 percet vesz igénybe. A keringés során a Föld elfordul a műhold alatt, ami így mindig a felszín egy másik sávjáról készíti el a felvételeit. Ezzel a technikával egy műhold 12 nap alatt képes a teljes bolygó felületének feltérképezésére (12 naponként tér vissza egy adott terület fölé). A Sentinel1B pályára állítása óta - ami pont átellenben helyezkedik el az 1A-hoz képest - ez az idő megfeleződött, mivel valamelyik műhold 6 naponta áthalad egy adott terület felett friss adatokat szolgáltatva [3]. A feldolgozandó adatok A szárazföldek megfigyelésénél, mint alapvető és elsődleges információforrást a nagy felbontású optikai felvételek jelenthetnék. A legtöbb esetben - különösen a trópusokon és a magasabb szélességi körök mentén - gyakoriak a nagy kiterjedésű zárt felhőzettel borított területek, ez lehetetlenné teszi az optikai elveken történő felvételkészítést. Ezekben az esetekben a Sentinel-1 műholdak által készített radaros felvételek a megfelelőek a hosszú távú és összehasonlítható folyamatok megfigyelésében. A Sentinel-1 műholdak négyféle módban képesek felvételek készítésére. Ezek a sávtérképező (stripmap, SM), az interferometrikus szélessávú (interferometric wide-swath, IW), az extra szélessávú (extra wide-swath, EW) és a hullám (wave, W) módok [2]. Ezek közül a munkánk során mi az IW felvételekre koncentráltunk. A műholdak által készített felvételek közül a számunkra fontos terület a Kárpát medence volt. Az itteni tektonikus folyamatok vizsgálatához az Alpok-Kárpátok-Dinaridák megfigyelési területet határoztunk meg. Ez havi szinten közel 850 felvételt jelent, ami önmagában több mint 4Tb-nyi adattárhelyet igényel. A Sentinel-1 SAR-C IW felvételei és meta adataik Az Interferometric Wide-swath vagy IW felvétel egy 250 kilométer széles sávban készül, ami alkalmassá teszi nagy területek lefedésére, jó geometriai felbontóképesség mellett (tipikusan 20m) [3]. Feladatunk ezeknek az IW felvételeknek a kezelése. Egy műhold nagy sebességgel halad el a megfigyelt célterület felett, miközben mintegy végtelen filmszalag folyamatosan felvételeket készít. Azért, hogy kezelhető méretű képeket kapjunk, ezek szétdarabolásra kerülnek, az így kapott képek egyedi azonosítót kapnak, méretük 5GB körüli. A felvételnek van elkészítési időpontja, ami valójában két időpont a végtelen filmszalagunkból: a vágás kezdeti pillanata és befejező időpontjának értéke másodpercben. Egy felvétel közel 25 másodpercig készül. Minden felvételhez tartoznak úgynevezett meta adatok is,

ami a felvételekre vonatkozó egyedi tulajdonságokat tárolja. Ide tartoznak az abszolút és relatív orbit pályaszámok. Az abszolút pályaszám egy folyamatosan növekvő szám, azt mutatja meg, hogy hányadik alkalommal kerülte meg a műhold a Földet (egy teljes kör eggyel növeli az orbit számát). A relatív orbit egy viszonyítási szám, hasonló a hosszúsági körök értékéhez, de más a skála és a kezdőpont meghatározása. Lényegét tekintve hasonló tehát, egy adott terület mindig ugyanaz az érték alatt szerepel [3]. A feladat megvalósításának szempontjából fontos megemlíteni még a polygon értékét is, mint egyedi meta adatot. Ez a számsorozat a kép sarkainak koordinátáit takarja, ami a felvétel helyének azonosításában van a segítségünkre. Az ESA Sentinels Scientific Data Hub Az ESA egy adatközpontot tart fent a Copernicus programban keletkező adatok elérésére, ez a „Sentinels Scientific Data Hub”. Ehhez a felülethez többféle interface-en keresztül lehet kapcsolódni [2], ezek közül mi a feladat kapcsán az Application Program Interface-en (API) keresztüli adatelérésre fókuszáltunk. Jelen kutatás céljai -

-

-

Maga a Sentinel-1 program 2014 októberében indult. Az azóta folyamatosan készült felvételeket az ESA az eredeti tervek szerint a rendkívül nagy adatmennyiség miatt csak korlátozott ideig (csupán 30 napig) szándékozott tárolni. Azonban a tagországok helyi adatközpontjai, „Collaborative Ground Segmensek” ilyen rövid idő alatt csak részben kerültek kialakításra, ezért az adatállomány továbbra is elérhető, kérdéses viszont, hogy ezek a historikus adatok meddig lesznek még hozzáférhetőek. A legfontosabb prioritás így az archív adatok lekérése. Ez több mint 2 év képállományának lekérését jelenti a megfigyelt területről az ESA adatközpontjából. Egy-egy elkészült képhez több meta adat tartozik, ami a képek különböző tulajdonságait, paramétereit tárolja. Maguk a kép adatfájlok mérete több gigabájt nagyságú, mennyiségük pedig tízezres nagyságrendű. Ezért a cél egy meta adatokon alapuló adatbázis kialakítása a gyors és hatékony kereshetőség mellett. A historikus, archív adatok fontosságán túl a frissen, folyamatosan generálódó adatok lekérdezése, kezelése, és tárolása is egy megoldandó probléma. A felvételek elérhetőségének, kereshetőségének biztosítása, és az eredmények felhasználóbarát hozzáférhetőségének lehetővé tétele érdekében egy weboldal létrehozása is feladat, ahol mind grafikusan, mind pedig közvetlen meta adatok alapján is lehetőséget kell biztosítani a képek adatbázisból való lekérésére. A teljes folyamatot szemlélteti a következő ábra.

1. ábra: Műholdfelvételek feldolgozásának folyamata

-

-

Egy következő távlatos cél a nagymennyiségű adat geo-redundáns adattárolásának megvalósítása lehet. Ezzel a rendszer rugalmasabban tud reagálni a terhelési csúcsoknál jelentkező szűk keresztmetszet problémákra, illetve az adatok is nagyobb biztonságban vannak, ha azok földrajzilag is elkülönített helyeken tükrözve kerülnek tárolásra. Egy távlati cél lehet az Európai Űrügynökség hivatalos adatközpontjává (Sentinel Collaborative Ground Segmentté) válás, ami regionális magyarországi adatközpontként hivatalos adattárolást és szolgáltatást végez a Copernicus program műholdjai által összegyűjtött információkra támaszkodva. Mindezek segíthetik, hogy az MTA CSFK Geodéziai és Geofizikai Intézet támogatni tudja a földtani kutatásokat, az innovációt és a fejlődést a tudomány megannyi különböző területén.

Eredmények Az eddigi munka folyamán a háttérfolyamatokra az archív felvételek és a hozzájuk kapcsolódó meta adatok strukturált letöltésére és tárolásának kialakítására koncentráltunk. Szétválasztásra kerültek az adatlekérés, a letöltés és az adatintegritás ellenőrzésének folyamatai. Kialakítottuk a lekérdezési eljárások során keletkezett meta-adatok feldolgozásának logikáját, valamint megalkottuk az adatok feltöltéséhez szükséges adatbázis kapcsolatokat. A letöltési eljárást logikailag képessé tettük, hogy autonóm módon meg tudja ítélni, hogy egy szál letöltése megszakadt, vagy sikeresen befejeződött-e, és futtatható a letöltött adatokon integritásellenőrzés. Továbbá tesztelésre kerültek a rendszer erőforrás igényes MD5 algoritmusának futtatási metodikái. Továbblépési lehetőség az itt megtervezett eljárások automatizálása, és az eljárások aktív autonóm működésének a megteremtése. Végül az így kialakított háttér rendszerünk által biztosított adatokra épülő frontend felhasználói felület létrehozása.

Irodalom [1] COPERNICUS: EUROPE’S EYES ON EARTH Brochure ©ESA and ©European Union, 2015 Brussel [2] Sentinel-1: ESA’s Radar Observatory Mission for GMES Operational Services (ESA SP1322/1, March 2012) © 2012 European Space Agency [3] Sentinel-1: User Handbook Reference: GMES-S1OP-EOPG-TN-13-0001 © 2013 European Space Agency

MUF2017-K-15 Regionális villámok keltette jelek a globális whistler detektor hálózat adataiban D. Koronczay 1,2, P. Steinbach 2,3, L. Kalocsai 2, J. Lichtenberger 1,2 1

MTA CSFK GGI, Sopron ELTE Geofizikai és Űrtudományi Tanszék, Űrkutató Csoport, Budapest 3 MTA-ELTE Geológiai, Geofizikai és Űrtudományi Kutatócsoport, Budapest 2

A globális AWDANet plazmaszféra monitorozó hálózat adataiban detektált whistlerek statisztikáját torzító, helyi keltésű jelek előfordulását vizsgáltuk. Az első indikációk alapján a geomágneses konjugált félteke mint potenciális forrásterület mellett a mérőhálózat állomásainak környezetében kipattant villámok is a vizsgálatba vonandók. Az eddigi eredmények a whistlerek előfordulásának napi, évszakos statisztikáját fogják pontosítani, a helyi keltésű whsitlerekkel a plazmaszféra monitorozás lesz teljesebb. Bevezetés A földi plazmaszféra közel valós idejű monitorozásában kitüntetett szerepe van az ELTE szakmai vezetésével működő globális AWDANet hálózatnak [2]. A rendszer szélessávú VLF jeleken automatikusan detektál, és elemez villám keltette whistlereket, amiből plazmaszféra sűrűségadatot származtatunk. A rendszer adatfeldolgozó algoritmusa jelenleg egyugrású whistlerekre optimalizált, melyek forrása a konjugált félteke villámai. Földi és LEO műholdas adatok együttes vizsgálata alapján felmerült annak a lehetősége, hogy az automatikus whistler detektor a mérő helyszín tág környezetében keletkezett, és a konjugált ionoszférában reflektálódott jeleket is rögzíti. A jelterjedés ilyen módja az irodalomból ismert [1], rendszeres vizsgálatuk ma még hiányzik. A plazmaszférát erővonal mentén kétszer harántolt jelek az ionizált felsőlégkör kutatásában a konjugált keltésűekkel azonosan értékes információt hordoznak, de a tömeges feldolgozásban külön kezelendők. A megkezdett kutatás alapján a globális hálózaton futó algoritmusokat módosítjuk, ezzel a kinyert plazmaszféra paraméterek és statisztikai jellemzők pontosabbak lesznek. Előzmények és motiváció Az AWDANet hálózat egyik első helyszínén, Dunedinben (Új-Zéland) a tömeges, automatikus feldolgozás mutatta ki, hogy a whistlerek napszak szerinti előfordulása anomalisztikus, helyi időben napközben mutat maximumot. E mellett a konjugált régió villám aktivitása Dunedin esetében egymagában nem feltétlenül tudja magyarázni a detektált whistlerek számát. E két körülményt és megválaszolandó kérdést illusztrálja az 1. és 2. ábra.

1. ábra. Dunedinben mért whistlerek helyi idő szerinti eloszlása. Más állomásokkal szemben itt jelentős a nappali aktivitás. 2. ábra. Villám klimatológia Dunedin, illetve mágneses konjugált pontja környékén (OTDLIS adatok alapján). Utóbbi környezetében alig mérhető villámtevékenység. Adatfeldolgozás és első eredmények Az automatikusan detektált whistlerek [2] halmazában potenciálisan megjelenő, az állomás környezetében keltett whistlerek kimutatására a VLF- alapú, globális villámdetektor hálózat [4] adatait és a detektorunk idősorát vetettük egybe. A villámok térbeli, a vevőállomástól vett különböző távolság szerinti leválogatásával nyert regionális villámok, és az összes azonosított whistler időbélyegének különbségeloszlása fehérzaj kell legyen, ha a két adatrendszer korrelálatlan . E helyett, a fenti leválogatással képzett időkülönbségek a plazmaszférán kétszer áthaladt jelek késleltetésének, dupla terjedési időnek megfelelő értéknél mutatnak maximumot az eloszlásban. A plazmaszférabeli szakaszon a jelek terjedési ideje például az Appleton-Hartree reláció alapján modellezhető, melyhez hozzáadva az ionoszférán való áthaladás Park-féle korrekcióját, megbecsülhető a teljes terjedési idő (lásd pl. [3]). A Dunedin esetén jellemző átlagos értékekkel számolva (L=3,0, egyenlítői elektronsűrűség: neq=1400 1/cm^3, f0F2=6.0 MHz) két félteke között oda-vissza terjedt jelek tipikus terjedési idejére 2,9 másodperc adódik, amely nagyjából az egy szakaszos terjedés idejének kétszerese. Ez jó egyezést mutat a mért értékekkel (4. ábra), ami a konjugált ionoszféráról visszaverődő whistlerek előfordulását igazolja. Hasonló megállapítás tehető a whistler nyomok diszperziós értékének eloszlása alapján. A plazmaszférán oda-vissza áthaladó jelek diszperziója jellemzően duplája a csak egyszeres utat megtett jelek diszperziójának. Ez lehetővé teszi az előbbiek meglétének igazolását. Ennek érdekében manuálisan meghatároztuk 700 véletlenszerűen kiválasztott whistler diszperzióját. A kapott értékeket hisztogramon ábrázolva azok bimodális eloszlást mutattak, igazolva a kétféle populáció meglétét (3. ábra). Konklúzió Elemzésünk megmutatta, hogy az AWDANet mérőhálózat detekciói között számos helyi keltésű whistler szerepel. Ezek hozzájárulhatnak a Dunedinben regisztrált whistlerek nagy számának és anomalisztikus napszak szerinti eloszlásának megértéséhez. Az AWDANet-ben működő automatizált algoritmus megfelelő módosításával minden állomáson folyamatosan monitorozhatóvá válnak az ilyen típusú jelek. Ez lehetővé teszi azok átfogó elemzését és ezáltal a whistlerkeletkezés és a plazmaszférabeli terjedés részletesebb megértését. Gyakorlati szempontból jelentőségük, hogy a két félteke ellentétes évszakai ellentétes ütemben mutatnak

erős illetve gyenge villámtevékenységet, továbbá a napszakok menete sincs teljes szinkronban, így várható, hogy az ellentétes és az azonos félgömbi források kifejezetten jól ki tudják egészíteni egymást, és ennek következtében a rendszer időben egyenletesebben fogja tudni monitorozni a plazmaszférát. Irodalom [1] Helliwell, R. A. (1965), Whistlers and Related Ionospheric Phenomena, Stanford Univ. Press, Stanford, California [2] Lichtenberger J., Ferencz Cs., Bodnár L., Hamar D., Steinbach P. (2008), Journal of Geophysical Research, 113, A12201 [3] Lichtenberger J. (2010), A földi plazmaszféra vizsgálata whistlerek segítségével. MTA doktori értekezés [4] World Wide Lightning Location Network, http://www.wwlln.com/

3. ábra. Dunedinben mért, véletlenszerűen kiválasztott whistlerek diszperziójának eloszlása. A két csoport az ellentétes féltekén 4. ábra. Villám-whistler késleltetések eloszlása, eredő, illetve az azonos féltekén eredő és a Dunedinben mért whistlerekre, és a dunedini mágneses konjugált pont közelében az ionoszféráról reflektálódó whistlereknek felel állomástól különböző távolságtartományba eső villámokra. A dt=3s környékén látható csúcs a meg. villámok és a whistlerek közötti kapcsolatra utal. Ez alapján elsősorban az 1000 km-nél közelebbi villámok a mért whistlerek forrásai.

5. ábra. A villámtevékenység időben hosszú távú földrajzi eloszlása Új-Zéland környékén a WWLLN villám-adatbázis alapján. A berajzolt körök a 4. ábrán szereplő 1000 km, 2200 km és 3500 km állomástól vett távolságot mutatják. Az 1000 km-es körön túl, Ausztráliában és közelében jóval nagyobb a villámtevékenység, ennek ellenére itt arányaiban kevesebb volt a forrásvillám. Ez kiemeli a keltővillám földrajzi helyének szerepét, illetve alátámasztja, hogy a vizsgált whistler jelek az állomás szűk környezetéből erednek.

MUF2017-K-16 SWARM műholdak által észlelt nemlineáris események a felső ionoszférában Kovács Péter1, Vadász Gergely1 1

Magyar Földtani és Geofizikai Intézet, Budapest

A három műholdból álló SWARM missziót 2013. november 22-én bocsájtották alacsony keringésű földkörüli pályára. Egy ESA pályázat hozzáférést biztosít számunkra a holdak nagy időbeli felbontású (1 Hz, 50 Hz) VFM (Vector Field Magnetometer) mágneses, valamint 2 Hz-es felbontású EFI plazma adataihoz. Több mint egy évnyi mágneses regisztrátum alapján a cikkben azt vizsgáljuk, hogy a holdak pályái mentén hol jellemzőek a tér, szokványostól eltérő, nemlineáris, esetleg turbulenciára utaló fluktuációi. A legjellegzetesebb ilyen szakaszok a sarki fény tartományban, illetve az egyenlítőtől északra és délre, a ±10-20°-os szélességek mentén, jelentkeznek. Az előbbi megfigyelés okaként egyértelműen az erővonalmenti áramok hatása igazolható, míg az egyenlítőhöz közeli nemlineáris fluktuációk eredeteiként az ún. plazmabuborékok, más néven egyenlítői spread F jelenségek előfordulásait gyanítjuk. Bevezetés A három műholdból álló SWARM missziót 2013. november 22-én bocsájtották alacsony keringésű földkörüli pályára. A pályák kezdeti magassága két hold esetén 460, a harmadik esetén pedig 530 km volt. A misszió elsődleges célja a földmágneses térnek, a korábbiaknál részletgazdagabb feltérképezése. Az ESA, a misszió kezdete előtt pályázatot hirdetett a műholdak által előállított adatok, eredeti céloktól eltérő felhasználására is, amelyre „The study of MHD waves, turbulence and the plasmasphere based on SWARM observations” címmel magunk is pályáztunk (PI: Heilig Balázs, Co-Is: Kovács Péter, Kis Árpád, Marius Echim). A pályázat sikere révén az ESA közel valósidejű hozzáférést biztosít a holdak nagy időbeli felbontású (1 Hz, 50 Hz) VFM (Vector Field Magnetometer) mágneses, valamint 2 Hz-es felbontású EFI plazma adataihoz. A pályázat egyik részében a felső ionoszférában észlelt mágneses fluktuációk nemlineáris jellegzetességeinek vizsgálatát vállaltuk. A cikkben bemutatunk egy egyszerű módszert a hosszú idejű műhold regisztrátumok nemlineáris szakaszainak automatikus felismerésére, ami alapján térképezhetővé válnak a nemlineáris fluktuációk tipikus területei. A nemlineáris szakaszok két jellemző területe a sarki fény tartomány, illetve a mágneses egyenlítőtől ±10-20°-os szélesség menti sávok. Ezeken a területeken az irreguláris mágneses változások feltételezésünk szerint egyrészt az erővonalmenti áramoknak, másrészt az ún. plazmabuborékok előfordulásainak köszönhetők. Adatok A vizsgálatban a SWARM műholdak 50 Hz időbeli felbontású, komponensek szerinti, VFM mágneses regisztrátumát használtuk fel, a 2014. január 1-je és 2015. április 30-a közötti időszakból. A SWARM adatbázison keresztül elérhető mágneses komponenseket főtér szerinti rendszerbe konvertáltuk, amelyben 𝐵𝐵𝜇𝜇 az átlag tér irányába mutat, 𝐵𝐵Φ merőleges a mágneses meridiánra és keleti irányú, 𝐵𝐵𝜈𝜈 pedig az erővonalra és a keleti komponensre merőlegesen kifelé mutat. Az átlagtér (főtér) irányát minden egyes időpontra külön-külön számoltuk, egy, a teljes idősoron végigszaladó, 2 másodperces futóablakon belüli átlag képzésével. Az idősorokból a turbulens dinamika szempontjából érdektelen hosszú idejű időbeli változásokat, illetve a kéreg mágneses anomáliáiból adódó térbeli változásokat eltávolítottuk egy 1 másodperces

futóátlagolással kapott simított tér levonása segítségével. Metodika A turbulencia különböző léptékű örvények bizonyos szimmetriák szerint egymásba ágyazott rendszere. Az örvénylést egy adott 𝜏𝜏 időskálán a 𝐵𝐵𝜏𝜏 (𝑡𝑡) = 𝐵𝐵(𝑡𝑡 + 𝜏𝜏) − 𝐵𝐵(𝑡𝑡) különbségi idősorok alapján vizsgálhatjuk. Önhasonló turbulencia esetén a különböző 𝜏𝜏 léptékű különbségi idősorok valószínűség-sűrűség függvényei (VSF) megfelelő transzformációval egymásba átskálázhatók. Amennyiben ez nem teljesül, a turbulencia multifraktál szimmetria szerint zajlik és hirtelen, ún. intermittens tér- ill. időbeli változások jellemzik (Frisch, 1995). Intermittens turbulencia esetén a VSF széles időskála tartományon a Gaussi alaktól eltérő, jellegzetesen lapult alakot vesz fel. Az intermittencia erőssége egy adott léptéken a VSF lapultságával (flatness, 𝐹𝐹) számszerűsíthető, ami egyben a különbségi idősor negyedik statisztikai momentumával egyezik meg: 𝐹𝐹(𝜏𝜏) =

<𝐵𝐵�𝜏𝜏 (𝑡𝑡)4 > <𝐵𝐵�𝜏𝜏 (𝑡𝑡)2 >2 𝑡𝑡

,

(1)

ahol a felülvonás sztandardizálást jelent a különbségi idősor időátlagával és 𝜎𝜎 szórásával: 𝐵𝐵 (𝑡𝑡)−<𝐵𝐵𝜏𝜏 (𝑡𝑡)>𝑡𝑡 𝐵𝐵�𝜏𝜏 (𝑡𝑡) = 𝜏𝜏 𝜎𝜎

(2)

Gaussi, azaz teljesen véletlenszerű idősor esetén a lapultsági érték 3-al egyezik meg, ennél nagyobb értékek a fluktuációk determinisztikus jellegére utalnak. Az intermittens, turbulens dinamika előfordulását a SWARM műholdak pályája mentén a lapultsági paraméter idő és tér függvényében vett változásának monitorozásával vizsgáltuk. Ehhez, a műhold regisztrátumait 20 másodperces, egymást 15 másodpercnyi szakaszokban átlapoló intervallumokra bontottuk, és ezekre egyenként számoltuk a (1) képlet szerinti lapultsági értékeket. Végül, az intermittens fluktuációk erősségére jellemző lapultságokat a tér és idő függvényében ábrázoltuk. Az eljárást sematikusan az 1. ábra mutatja.

*

*

*

B[nT]

M a g n e ti c re co rd o f th e C l u ste r s/c1 - 1 8 .0 2 .2 0 0 3 .

Ti m e - U T - 1 8 .0 2 .2 0 0 3

1. ábra - Idősorok nemlineáris dinamikáját vizsgáló csúszóablakos algoritmusnak, valamint az eredmények térbeli kiterjesztésének sémája. A baloldali grafikon az eredeti idősort, a középső pedig az idősor egy-egy szakaszának vizsgálatával nyert turbulens paraméter (pl. lapultsági érték) időbeli változását, míg a jobboldali kép az időbeli értékek észlelés helyére (műhold pozíciója) való vonatkoztatását mutatják. Eredmények Az előző fejezetben bemutatott futóablakos algoritmus alapján a mágneses különbségi idősorok lapultsági értékeinek idő- és térbeli változását a teljes elemzett, 16 hónapos időszakra kiszámoltuk. Az eredményt, a C jelű műhold (SWARM-C) totáltér regisztrátuma esetén a teljes időszak négy órás szakaszára (2014.02.02 20:00-24:00) a 2. ábra mutatja. A felső grafikonon az átlagos változástól megtisztított mágneses regisztrátum, míg az alsó grafikonon a regisztrátum futóablakban vett szakaszaiból képzett különbségi idősorok lapultsági értékeinek változása

látható az idő, illetve a műhold aktuális pozíciójának szélesség koordinátája szerint. A műholdak keringési ideje másfél óra, a négy óra alatt tehát kb. két és félszer kerülik meg a Földet. A koordináták szerint ábrázolt grafikonokból három következtetés rajzolódik ki: (1) A sarkoknál a normál eloszlású, véletlenszerű fluktuációkhoz képest mindig erős eltérés tapasztalható. (2) Az egyenlítői zónában szintén erős a fluktuációk nem-gaussi jellege, de mindig csak a nagyjából poláris pálya napfelőli szakaszában, azaz a bemutatott időszak esetén 21:41 és 23:15 perc környékén. (3) A nem-gaussi fluktuációkkal jellemzett szakaszokon a számolt lapultsági értékek változnak a különbségi idősorok képzésénél alkalmazott, különböző színekkel jelölt időskálák (𝜏𝜏 = 1 − 32 𝑠𝑠) szerint, ami a fluktuációk multifraktál szimmetriával leírható, intermittens jellegét jelzi (lásd pl. Frisch, 1995). SWARM - C XVFM

∆XVFM

5 0

-5 20:01

20:11

20:21

20:31

20:41

20:51

21:01

21:11

21:21

21:31

21:41

21:51

22:01

22:11

22:21

22:31

22:41

22:51

23:01

23:11

23:21

23:31

23:41

23:51

Time (02.02.2014) 60

τ =1 sec τ =2 sec τ =8 sec τ =32 sec

Flatness

50 40 30 20 10 0 20:01 16.8°

20:11 -21.2°

20:21 20:31 20:41 20:51 -59.2° -82.3° -44.7° -6.8°

21:01 31.3°

21:11 69.3°

21:21 72.2°

21:31 34.2°

21:41 -3.9°

21:51 22:01 22:11 22:21 22:31 -42.0° -79.7° -61.9° -24.0° 14.0°

22:41 52.0°

22:51 87.4°

23:01 51.5°

23:11 13.4°

23:21 23:31 23:41 23:51 -24.7° -62.6° -79.0° -41.3°

2. ábra A SWARM-C műhold 2014.02.02 20:00 és 24:00 időpontok között VFM-x komponensű mágneses regisztrátuma (felső grafikon) az átlagos változás eltávolítása után (lásd szöveg) és a regisztrátumból képzett különbségi idősorok (τ = 1 − 32 [s]) futóablakos VSF elemzése nyomán kapott flatness értékek időbeli változása (alsó grafikon).

A SWARM-C műhold tizenhat hónapnyi (2014. január – 2015. április) mágneses észlelésének alapján képeztük a kapott lapultsági értékek átlagát a földrajzi koordináták 1 × 1 fokos rácsán. A lapultsági értékek, színekkel jelölt átlagaiból szerkesztett térképeket a 3. és 4. ábrák mutatják, az átlag mágneses tér irányával megegyező, 𝐵𝐵𝜇𝜇 , és az arra merőlegesen, a Földtől kifelé mutató, 𝐵𝐵𝜈𝜈 mágneses fluktuációk esetén. Lényeges, hogy a térképek szerkesztésénél ezúttal csak azokat a pályaszakaszokat vettük figyelembe, amelyek a 19 és 24 óra közötti helyi időkhöz tartoztak. Map of intermittent magnetic fluctuations - SWARM-C, Bν

2.8

2.6 60oN 2.4

2.2

30oN

2 0o 1.8

30oS

1.6

1.4 60oS 1.2

1 180oW

120oW

60oW

0o

60oE

120oE

180oW

3. ábra - A SWARM-C műholdak pályája mentén, 2014 január 1-je és 2015 április 30-a között regisztrált, erővonalakra merőleges, 𝐵𝐵𝜈𝜈 mágneses komponens fluktuációnak turbulens jellegét jelző flatness értékek térbeli eloszlása, 1°×1°-os szélességi-hosszúsági rácson átlagolva.

A két térkép közötti eltérés elsősorban a sarki területeken szembetűnő, ahol az átlagtérrel párhuzamos fluktuációk nem, az arra merőlegesek pedig jelentősen turbulens jelleget

mutatnak. Ez a megfigyelés arra utal, hogy a nemlineáris fluktuációk az erővonal menti áramokkal lehetnek összefüggésben, hiszen ezek mágneses hatása az erővonalakkal párhuzamosan nem, hanem csak arra merőlegesen ad járulékot. Az erővonal menti áramok a sarki fény tartományban lépnek ki az ionoszférából a magnetoszférába. A tartomány elhelyezkedése azonban jelentősen függ a mágneses aktivitás erősségétől. Felvettük ezért a turbulenciára jellemző lapultságok átlagos értékét a geomágneses szélesség függvényében, az északi és a déli féltekén egyaránt, a háborgatottságot jellemző, planetáris Kp index négy különböző értéke esetén külön-külön. A grafikonokból (nem közölve) egyértelműen kirajzolódott, hogy a legerősebben turbulens fluktuációk szélességi koordinátája a mágneses háborgás erősödésével az északi féltekén egyre délebbre, a délin pedig egyre északabbra mozdul el. A déli sark közelében nem csak a sarki fény tartomány észak felé mozdulása, hanem a turbulens jelleg erősödése is megfigyelhető a geomágneses aktivitás erősödésével. A nemlineáris események előfordulásának másik tipikus területe a mágneses egyenlítőre szimmetrikusan elhelyezkedő, +10° és -10° szélességek körüli tartomány. Vizsgáltuk a nemlineáris események helyi idő szerinti függését, amiből egyértelműen kirajzolódott az események napnyugta utáni, illetve éjszakai előfordulása. A két megfigyelés, azaz az előfordulások tipikus szélessége és helyi idő szerinti függése, együttesen arra utalnak, hogy az egyenlítői nemlineáris fluktuációk egyik fontos eredete az ún. plazmabuborékok, más néven egyenlítői spread F (ESF) jelenségek (Hudson and Kennel, 1975; Stolle at al., 2006) lehetnek. Érdekes azonban az általunk megfigyelt ESF jelenségek koncentrációja a délamerikai, atlanti szektor fölött. A CHAMP műhold négyévnyi mágneses adatának elemzése alapján ugyanis az ESF események egyenletes hosszúság szerinti eloszlása rajzolódott ki, igaz, az eloszlás jelentős szezonális függést is mutatott (Stolle et al., 2006). Az események atlanti szektorra vonatkozó dominanciája a téli hónapokra volt jellemző. A szezonális függést hosszabb időszakú (több év) regisztrátum alapján a későbbiekben mi is vizsgáljuk. Map of intermittent magnetic fluctuations - SWARM-C, Bµ

2.2

60oN 2

o

30 N 1.8

0o 1.6

30oS 1.4

60oS

1.2

1 180oW

120oW

60oW

0o

60oE

120oE

180oW

4. ábra - A SWARM-C műholdak pályája mentén, 2014 január 1-je és 2015 április 30-a között regisztrált, erővonalakkal párhuzamos, 𝐵𝐵𝜇𝜇 mágneses komponens fluktuációnak turbulens jellegét jelző flatness értékek térbeli eloszlása, 1°×1°-os szélességi-hosszúsági rácson átlagolva Hivatkozások Frisch, U., Turbulence; The legacy of A.N. Kolmogorov, Cambridge Univ. Press, 1995 Hudson, M.K., C.F. Kennel; Linear theory of equatorial spread F, J. Geophys. Res., 80, 45814590, 1975. Stolle, C., H. Lühr, M. Rother, G. Balasis; Magnetic signatures of equatorial spread F as observed by the CHAMP satellite, J. Geophys. Res., 111, A02304, doi: 10.1029/2005JA011184, 2006

MUF2017-K-17 Mesterséges céltárgyak elektromágneses analízise Nagy Lajos Budapesti Műszaki és Gazdaságtudományi Egyetem Szélessávú Hírközlés és Villamosságtan Tanszék A műholdas radar-interferometria gyakorlati alkalmazása az utóbbi években rohamos fejlődésnek indult. Az ESA 2014-ben pályára állította a legújabb globális radar-interferometria rendszerének Sentinel-1A műholdját és a szabad hozzáférésű radarfelvételek alkalmazása lehetővé teszi a technológia széleskörű kutatását és felhasználását. A radarfelvételek kiértékelése, összehasonlítása során azonban a különböző műholdpozíciókban készített észlelések transzformálása szükséges, amit a műhold aktuális pozíciójának ismerete hiányában, mesterséges radar backscatter objektumok kihelyezésével és ezek referenciapontként történő alkalmazásával tudunk megoldani. Mesterséges objektumként elsősorban passzív retroreflektorokat használhatunk a radartechnikában, ezek közül leggyakrabban a trihedrális sarokreflektorok változatait alkalmazzuk. Bevezetés Az előzetes tervezési fázisban a Sentinel-1A műhold pályájának és radarinterferometria rendszerének elemzése alapján a trihedrális sarokreflektor, mint mesterséges, passzív radar backscatter objektum mellett döntöttünk. A vizsgálat fő szempontjai a szükséges szóró keresztmetszet elérését biztosító sarokreflektor méreteinek meghatározására és a reflektorlemezek perforálási lehetőségeire terjedtek ki. A cikkben a trihedrális teljes ill. csonkolt sarokreflektor szórási jellemzőit (RCS-Radar Cross Section) vizsgáljuk meg. Geometriai optikai vizsgálatokkal először megállapítjuk az ideális sarokreflektor és annak csonkolt változatának szórási jellemzőit. Az optikai modell eredményeit CST elektromágneses modellező eredményeivel, továbbá skálázott kisméretű modellek antenna mérőszobai méréseinek eredményeivel vetjük össze. A perforált oldalfalú sarokreflektorok alkalmazásának fő előnyei a súlycsökkentés és a szélterhelés csökkentés, azonban a perforálás lyukméretének és lyuktávolságának megállapításához további szimulációs vizsgálatok szükségesek, melyek eredményeit a cikk második részében mutatunk be. Cikkünk összefoglalásaként megadjuk a Sentinel-1A műhold radar interferometria felvételeinek kiértékelésekor használható mesterséges backscatter objektumok tervezett geometriai méreteit. Trihedrális sarokreflektor Geometriai Optikai analízise A gyakorlati geodéziai radar mérésekhez legelterjedtebben használt passzív backscatter objektummal (trihedrális sarokreflektorok) foglalkozunk és a kitűzött radar mérési feladatnak megfelelően a monosztatikus szórást vizsgáljuk. A céltárgy visszaszóró képességét a céltárgy hatásos keresztmetszetével jellemezzük. Sík beeső hullám és távoltéri megfigyelési pont esetén a hatásos keresztmetszet,

σ = 4π lim R R =∞

2

E scatter Ebe

2

2

ahol R a megfigyelési pont távolsága a céltárgytól, E scatter szórt tér, Ebe a céltárgyra beeső hullám elektromos térerőssége.

(1)

A céltárgyak hatásos keresztmetszete jelentősen függ a céltárgy üzemi hullámhosszban mért méretétől, mely szerint a Rayleigh, a rezonancia és az optikai tartományt különböztetjük meg. Az optikai tartományban a céltárgyak mérete a hullámhossz többszöröse, a hatásos keresztmetszet általános összefüggése (2) σ = Ah Gsc ahol Ah a céltárgynak, mint vevőantennának a beeső tér irányába mutatott hatásos felülete Gsc a céltárgynak, mint adóantennának a nyeresége a megfigyelési pont irányában. A vizsgálatokat a Sentinel 1A műhold képalkotási 5.405 GHz frekvenciáján, λ0 = 55.5mm szabadtéri hullámhosszra végeztük. Az 1. ábrán a maximális hatásos felület kiértékelésének geometriája látható, mely szerint tan 𝜗𝜗0 = maximális hatásos szóró keresztmetszetet.

( A hexagon ) 2 4 L4 = π σ = 4π λ2

3

𝐿𝐿⁄√2 𝐿𝐿

=

1

√2

→ 𝜗𝜗0 = 35.264𝑜𝑜 beesési szögnél kapjuk a (3)

λ2

A (3) geometriai optikai modell jól jellemzi a céltárgyat a fő visszaszórási tartományban, mivel a céltárgy mérete optikai mérettartományú, azonban a fő visszaszórási tartományon kívül a geometriai optikai modellt ki kell egészíteni az élekről történő szórási hatást leíró diffrakciós modellel. (GTD vagy UTD)

𝜗𝜗0 𝐿1

𝐿

𝜗𝜗0

90 − 2𝜗𝜗0

𝐿

√2

𝜗𝜗0

𝜗𝜗0

𝐿1

1. ábra Trihedrális sarokreflektor hasznos visszaszóró felülete 2. Táblázat Dihedrális és trihedrális sarokreflektorok hatásos keresztmetszete Backscatter típusa Méretek Szórási keresztmetszet max. Szórási keresztmetszet 4 2 Trihedrális L=1m 31.34dBm2 σ = 4πL 3λ max

Trihedrális

L=3m

σ max = 4πL

4

0 3λ20

50.42dBm2

A Sentinel-1A képalkotó radar rendszerelméleti vizsgálatai alapján a céltárgy környezeti szórási hatásából való kiemelkedést a legalább 30dBm2 szórási keresztmetszet biztosítja, ezért a sarokreflektort L=1m élhosszúságúra választottuk. A további szimulációkat a CST MWS elektromágneses szimulátorral végeztük. Először ellenőriztük a geometriai optikai modellel kapott maximális hatásos szóró keresztmetszetet és

megvizsgáltuk a monosztatikus szóró keresztmetszetet a beesési szög függvényében. A 2. ábra a 𝜗𝜗0 = 35.264𝑜𝑜 mellett, az azimutszög változtatása mellet mutatja a szóró keresztmetszetet. Az elméleti modellel kapott jó egyezés mellett a diffrakció következményeként jelentkező hullámzás is megfigyelhető.

2. ábra A trihedrális reflektor szóró keresztmetszete az azimutszög függvényében A sarokreflektor perforációjának és deformációjának hatása A súly-, szélterhelés csökkentést biztosító oldallap perforáció elektromágneses vizsgálatát a CST MWS szimulátorral végeztük, a frekvenciatartományú megoldó eljárással. Mivel a perforált lemez periodikus felépítésű, ezért az analízis végrehajtásához elegendő egyetlen elemi cellát definiálni (3. ábra) és a teljes felület ennek periodikus kiterjesztésével, a határfeltételek (unit cell) megadásával hozható létre.

3. ábra Elemi perforált cella (Elemi cella mérete L=W=50mm; perforálás sugara R=2mm ill. R=14mm), az egység cella és periodikus kiterjesztett felület A 4. ábrán látható, hogy a 30dBm2 hatásos szóró keresztmetszet R=2mm perforálási sugár mellett biztosítható, 20mm-es perforációs távolság mellett. A sarokreflektor deformációjának hatását az alaplap deformációjára vizsgáltuk, néhány deformáció esetére. A vizsgálatok alapján a deformációra 15mm körüli maximális méret engedhető meg. A céltárgyakat ötszörös arányos méret-transzformációval elkészítve, ötszörös frekvencián mértük és a mérési eredményeket összevetettük a szimulációkkal. ( 6. ábra) A végleges céltárgyak elkészítése előtt további szimulációs vizsgálatot végeztünk csonkolt sarokreflektorokra és ezek antenna mérőszobai mérését is elvégeztük. További kettős-reflektor szimulációk után tettünk javaslatot a Sentinel-1A mesterséges radar backscatter objektumok kialakítására. [1]

4. ábra Perforált trihedrális sarokreflektor modellje és szórási keresztmetszete perforált oldallemezek alkalmazása esetén

d - deformáció

5. ábra Alaplapi deformáció és hatása a hatásos szóró keresztmetszetre

6. ábra Arányos sarokreflektor minta és szórási keresztmetszet mérési eredménye A munka az ESA támogatásával készült, ESA Contract No: 4000114846/15/NL/NDe. Irodalom [1] Bányai L., et al. (2016), ESA Study Contract Report, 4000114846/15/NL/NDe

MUF2017-K-18 A 67P/Csurjumov-Geraszimenko üstökös diamágneses ürege – Rosetta eredmények Németh Z.1, Timár A.1, Szegő K.1 1

Wigner Fizikai Kutatóközpont, Budapest

A diamágneses üreg az üstökösök plazmakörnyezetének azon része, ahonnan az üstökösmagból kifelé áramló gáz és plazma kiszorítja a mágneses teret. A Rosetta küldetés előtt ezt a jelenséget csupán egyszer észlelték; amikor a Giotto űrszonda nagy sebességgel elrepült az 1P/Halley üstökös közelében, és rövid ideig a mágneses tértől mentes tartományban haladt. A nemrég befejeződött Rosetta küldetés egyedülálló lehetőséget biztosított a 67P üstökös plazmakörnyezetének kutatására, mivel a mag aktivitásának kezdetétől egészen az aktivitás végéig közelről figyelte az ott zajló jelenségeket. A szonda 2015 nyarán többször is a diamágneses üregen belül tartózkodott. Kidolgoztunk egy módszert, amelynek segítségével könnyebben megtalálhatók az üreg-áthaladások. Az alapos elemzés több száz olyan eseményt mutatott ki, amikor a Rosetta pályája rövidebb-hosszabb ideig az üreg belsejében haladt. Az így összegyűjtött eseményhalmaz alapján meghatároztuk a plazmajellemzőket az üreg belsejében és határán, továbbá a töltött részecske populációkban az üreg-áthaladások során bekövetkező változásokat. Vizsgálni tudtuk az események térbeli eloszlását is, ennek alapján sikerült meghatároznunk a diamágneses üreg alakját és méretét, valamint az ezt befolyásoló legfontosabb tényezőket. Megmutattuk, hogy a magból kiáramló anyag súrlódás jellegű hatásának, valamint a napszél nyomás változásainak összjátéka egy rendkívül dinamikus „szuszogó” határfelületet hoz létre, így az üreg perces skálán képes jelentősen felfúvódni és összehúzódni. Modellünk nagyon jól leírja a megfigyeléseket, a globális tulajdonságoktól egészen az áthaladások során megfigyelt lokális jelenségekig. Bevezetés Az üstökösök, mint látványos égi jelenségek régóta rabul ejtették az emberek képzeletét. Mint a Naprendszer születésének kövületeit az űrkorszakban is komoly tudományos érdeklődés övezi őket. Amint lehetőség nyílt rá megkezdődött űrszondás vizsgálatuk, és a közeli méréseknek sok fontos tudományos eredményt köszönhetünk. Ezek egyike volt az 1P/Halley üstökös diamágneses üregének felfedezése [1]. Mintegy 4500 km-re az üstököstől a Giotto űrszonda hirtelen egy olyan tartományba ért, ahol a mágneses tér a szonda rendkívül érzékeny magnetométerének mérési hibáján belül nulla volt. Az űreszköz több mint 8500 km-t utazott ebben a mágneses tér mentes térrészben, majd egy újabb éles átmenet során kibukkant belőle. Évtizedekig ez volt az egyetlen diamágneses üreg megfigyelés. A következő ilyen észlelésre egészen 2015-ig kellett várni, amikor a Rosetta űrszonda magnetométere a mágneses tér eltűnését észlelte a 67P/Csurjumov-Geraszimenko üstökös plazmakörnyezetének belső régiójában [2]. Az ESA nemzetközi Rosetta küldetésének célja, hogy hosszan, a teljes aktivitási időszak során megfigyelje egy üstökös „életét”. A korábbi üstökös megfigyelő programok ún. „átrepülések” voltak: az űreszközök pályamenti sebességét nem igazították a célpont üstökös sebességéhez, ezért a mérések néhány napos (órás, ill. a diamágneses üreg esetében perces) időszakra korlátozódtak. A Giotto 8500 km-es üreg átrepülése pl. az óriási relatív sebesség miatt mindössze két percig tartott. A Rosetta keringő egysége viszont több mint két évet töltött a Csurjumov-Geraszimenko üstökös közvetlen közelében, sőt egy leszálló egységet is küldött az

üstökösmag felszínére. Ezek a megfigyelések megsokszorozták az üstökösökkel kapcsolatos tudásunkat. Az üreg kialakulásának mechanizmusa ma is intenzív kutatások tárgya, bár az első modellek hamar megszülettek. Kezdetben többen hajlottak arra, hogy a jelenség a Biermann és munkatársai által megjósolt [3] napszél mentes tartomány megnyilvánulásának tekintsék. A napszél lelassul és eltérül egy eléggé nagy aktivitású üstökös környezetében, aminek következtében kialakul egy kontakt felület, amely elválasztja a csak üstökös eredetű gázt és plazmát tartalmazó tartományt attól a térrésztől, ahol a napszél ionjai is megfigyelhetők. Ésszerűnek tűnt, hogy a napszélbe befagyott mágneses tér sem képes áthaladni ezen a felületen. A „napszél mentes” és „mágneses tér mentes” üreg azonban két független jelenség, amelyeket sajnos sokan máig kevernek, de amelyek mind kialakulási mechanizmusban, mind térben elkülönülnek. Ezt a térbeli elkülönülést demonstrálták például a Rosetta küldetés mérései, melyek szerint az űrszonda már több hónapja a napszél mentes térrészben tartózkodott [4], mire az első diamágneses üreg megfigyelésre sor került. A mágneses tér befagyása csak azt biztosítja, hogy egy fluxuscső plazmatartalma továbbra is azon a fluxuscsövön marad, de nem mond semmit a plazma eloszlásáról a fluxuscső mentén. Kialakulhatnak olyan tartományok, ahol a fluxuscső „üres”, vagyis nem tartalmaz plazmát. Hasonló jelenség játszódik le egy nem mágneses, szigetelő anyagú objektum (pl. egy aszteroida) esetében, amelyet a plazma nyilvánvalóan meg kell, hogy kerüljön, de amelyen a mágneses erővonalak áthaladnak. Nem az a kérdés tehát, hogy „mi viszi be” a mágneses teret a kontakt felületen belülre, hanem, hogy mi az a mechanizmus, amely kiszorítja azt a diamágneses üregből. Cravens [5] valamint Ip és Axford [6] ezt a mechanizmust az ionoknak a semleges atomokon történő „súrlódásában” találta meg. Az aktív üstökösmagból a szublimáló illó anyagok nagyjából állandó (~1 km/s) sebességgel áramlanak kifelé. A Nap UV sugárzása, valamint az ionizáló korpuszkuláris sugárzások hatására a kiáramló gáz részben ionizálódik, de továbbra is megőrzi a semleges gáztól örökölt átlagsebességét. Amikor azonban ez az anyag becsapódik a külső, mágnes teret hordozó tartományba, az ionok és elektronok átlagsebessége közel nullára kell csökkenjen a mágneses térhez képest. (Az elektronok szinte azonnal megállnak, a továbbhaladó ionokat pedig a töltésszétválasztás következtében kialakuló ambipoláris tér állítja meg.) A lelassított plazma impulzus változásából fakadó nyomás azonban önmagában nem lenne elég ahhoz, hogy ellensúlyozza az üreg határán megfigyelhető mágneses nyomást. Viszont ahogy a semleges atomok ütköznek az ionokkal, újra és újra felgyorsítják azokat, és az ebből fakadó erő (az ion-semleges súrlódás) tart egyensúlyt a külső mágneses nyomással. Eredmények Az eltelt évtizedek alatt finomított modellek [7,8,9] a 67P üstökös esetére maximum néhányszor 10 km-es diamágneses üreg méretet jósoltak, ezért nagy meglepetés volt a 2015. július 26-i esemény, amikor a keringő egység több mint 25 percig az üreg belsejében tartózkodott [2]. A meglepő eredményt a felfedezők, valamilyen egyszeri tranziens jelenségnek tulajdonították. A felfedezés nyomán megvizsgáltuk a diamágneses üreg környezetének részecske méréseit, és jól azonosítható, az üreg áthaladásokra jellemző nyomokat találtunk mind a nagy energiájú (IES [10]), mind a termikus plazma részecskéket mérő (MIP [11]) műszerek jeleiben. Meglepetésünkre ezek a jelek jelen voltak nem csak a megtalált üreg időszakában, de több rövid visszatérő jel formájában végig a nap folyamán Az 1. ábrán néhány ilyen eseményt mutatunk.

1. ábra A felső panelen a Rosetta mágneses tér mérései láthatók. A diamágneses üreg átmetszéseket keretekkel emeltük ki. Mindhárom komponens közel állandóvá válik az üregen belül, de ez az állandó a mágneses szennyezések miatt nem nulla. A halvány vastag vízszintes vonalak a komponensek maradék értékeit jelölik, látható, hogy minden bekeretezett eseménynél a komponensek ugyanazt az értéket veszik fel. Az alsó panel az elektron spektrum időbeli változásait mutatja, a diamágneses üreg eseményeket kísérő erős beütésszám csökkenésekkel. Habár ezekben az időszakokban a mágneses tér értéke nem csökkent nullára, a mágneses fluktuációk kisimultak, és a tér komponensek egy-egy konstans érték közelébe álltak be. Ezek a konstans értékek egymáshoz közeli eseményeknél általában azonosak, vagy nagyon hasonlóak voltak. Tudván, hogy a Rosetta űrszonda mágnesesen igen szennyezett, és a magnetométer kalibrációja még korántsem tekinthető véglegesnek, adódott a feltételezés, hogy a többi hasonló esemény is diamágneses üreg észlelés, a bennük mért közel konstans maradék tér kalibrációs hiba. Mivel a részecske jelek szinte „kiugrottak” a háttérből, kezünkben volt egy módszer, amit diamágneses üreg áthaladások keresésére lehet használni mágnesesen szennyezett űreszközök fedélzetén is. Megvizsgálva a teljes 2015 nyári időszakot, rövid idővel az első észlelés után több mint 100 áthaladást fedeztünk fel. Többek között ezen eredmények segítségével lehetővé vált a magnetométer pontosabb kalibrálása, és az újrakalibrált nagy felbontású mágneses adatoknak köszönhetően mára már közel 700 ilyen eseményről tudunk. Az eredmények több fontos kérdést is felvetettek. Mi okozza a részecske mérésekben észlelt jeleket? Hogy lehet az üstökösmagtól ilyen távol ilyen sokszor észlelni a diamágneses üreget? Miért ilyen szaggatottak az észlelések (ellentétben a Halley-nél tapasztalt egyszeri folytonos áthaladással)? Ezekre a kérdésekre válaszolunk a következőkben. A szupratermális elektronok intenzitás csökkenéseit egy olyan elektron populációnak tulajdonítjuk, amely a magtól távolabb keletkezett, és a mágneses tér összenyomódása miatt érte el a mért energiákat. Ez a populáció a mágneses erővonalakhoz kötött; ha a tér kiszorul egy tartományból, ezek az elektronok sem tudnak bejutni. A termális plazma jeleit az okozza, hogy amikor az üreg belsejéből jövő nyugodt áramlás beleütközik a mágnesezett anyagba, a plazma feltorlódik, sűrűsége többszörösére nő. Ez a sűrűségváltozás tükröződik a szupratermális ion adatokban is, mivel a plazma jellegének változása megváltoztatja a szonda elektromos potenciálját is, és így azt is, hogy mennyi ion terelődik be a detektorokba. A második és harmadik kérdés megválaszolására újra megvizsgáltuk a semleges súrlódás Cravens-féle modelljét. Azt találtuk, hogy amennyiben megfelelő adatokat táplálunk be

a modellbe a gázkiáramlási rátával és a külső nyomással kapcsolatban, a modell nagyon pontosan képes visszaadni a megfigyelt határfelület távolságot. A gázkiáramlási rátát megtisztított Rosetta mérések szolgáltatták [12], a külső nyomás meghatározására űridőjárási modelleket használtunk, ill. kidolgoztunk két módszert is, amellyel egy adott helyen mért mágneses térből megbecsülhető a feltorlódott mágneses tér maximális értéke, ami arányos a napszél nyomásával. Az üreg határfelületének pozícióját egy dinamikus egyensúly határozza meg: belülről a magból kiáramló anyag próbálja felfújni az üreget, az aktivitás növekedésével ez az erő növekszik. Kívülről a napszél nyomása próbálja összenyomni a diamágneses tartományt. A napszél nyomásában bekövetkező hirtelen változások miatt az üreghatár gyakorta hirtelen kitágul vagy összenyomódik; szuszog. Konklúzió Munkánk során kidolgoztunk egy a részecske méréseken alapuló módszert a diamágneses üreg megtalálására, amely a mágnesesen szennyezett Rosetta űrszonda fedélzetén nagyon jól használható. A módszerrel több, mint száz diamágneses üreg áthaladási eseményt fedeztünk fel. A módszer segített a magnetométer újrakalibrálásában, és közvetve több száz újabb üreg esemény megtalálásában. Meghatároztuk az üreghez kapcsolódó részecske eseményeket, valamint megmagyaráztuk, hogy ezek miért következnek be. Megmutattuk, hogy a semleges súrlódás Cravens-féle modellje megfelelő bemenő adatok esetén nagyon jól visszaadja a mért üreg méreteket. Megmutattuk mely bemenő paraméterek használhatók, illetve módszereket dolgoztunk ki a hiányzó adatok meghatározására. Ezek alapján kiszámítottuk a diamágneses üreg méretét az üreg-megfigyelések időszakára, és az eddigi legjobb egyezést kaptuk. Eredményeink nagyszerűen leírják nem csupán az üreg átlagos méretét, de a méret gyors dinamikus változásait is. Köszönetnyilvánítás Az adatfeldolgozást részben az AMDA tudományos analizáló rendszerrel végeztük melyet a Centre de Données de la Physique des Plasmas (CDPP) biztosított, a CNRS, CNES, Observatoire de Paris és az Université Paul Sabatier, Toulouse támogatásával. Németh Zoltán munkáját az MTA Bolyai János kutatási ösztöndíj segítette. Irodalom [1] Neubauer F. M. et al. (1986), Nature, 321, 352 [2] Goetz C., et al. (2016), Astronomy & Astrophysics, 588, A24 [3] Biermann L., Brosowski B., Schmidt H. U. (1967), Sol. Phys., 1, 254 [4] Behar E. et al. (2016), Geophys. Res. Lett., 43, 1411 [5] Cravens T. E., (1986), in: ESA Special Publication Vol. 250, ESLAB Symposium on the Exploration of Halley’s Comet, szerk. Battrick B., Rolfe E. J., Reinhard R., ESA. [6] Ip W.-H., Axford W. (1987), Nature, 325, 418 [7] Gombosi T. I., (2015), Physics of Cometary Magnetospheres. John Wiley & Sons, Inc, Hoboken, NJ, [8] Koenders C. et al. (2015), Planet. Space Sci., 105, 101 [9] Rubin M. et al. (2015), Earth Moon and Planets, 116, 141 [10] Burch J. L. et al. (2007), Space Science Reviews, 128, 697 [11] Trotignon J. G. et al. (2007), Space Science Reviews, 128, 713 [12] Hansen K. C., et al., (2016), MNRAS, 462, 491

MUF2017-K-19 A Tihanyi Pc3-as pulzációk és a DEMETER műhold részecske adatainak statisztikai vizsgálata Vadász Gergely.1, Heilig Balázs.1 , Kovács Péter.1 , Csontos András.1 1

Magyar Földtani és Geofizikai Intézet

Világűrbe telepített eszközeink elektronikája ki van szolgáltatva az űridőjárásnak, amit elsősorban a napszél és a földi magnetoszféra kölcsönhatása alakít. Az űridőjárás elemi közül a magnetoszféra rövid idejű változásainak és a nagy energiájú elektronok fluxusának kapcsolatát vizsgáltuk. A Tihanyi Geofizikai Obszervatóriumban regisztrált Pc3-as pulzációk aktivitása és a DEMETER (Detection of Electro-Magnetic Emissions Transmitted from Earthquake Regions) műhold által regisztrált, 1 MeV-nál nagyobb energiájú elektronok fluxusa között statisztikai összefüggéseket kerestünk. A 2005. év adatiból kiválogattuk a geomágneses szempontból nyugodtnak (Kp ≤ 2) illetve aktívnak (5 ≤ Kp) tekinthető időszakokat. Az adatokból mind a nyugodt, mind az aktív időszakokra sikerült olyan eloszlást találnunk, amely jól közelíti a tapasztalati eredményeket. A természetben leggyakrabban előforduló normál eloszlás kizárása után a legjobb egyezést a Weibull-eloszlás esetén kaptuk. A Weibull-eloszlás paramétereit meghatároztuk a nyugodt és az aktív időszakokra is. Bevezetés Technikai civilizációnk mindennapi része a Föld körül keringő műholdak használata, legyen szó a kommunikáció bármely formájáról, a közlekedésről, az időjárás előrejelzésről, geodéziai mérésekről vagy akár a mezőgazdaságban várható termény mennyiségének becsléséről. A világűrbe telepített eszközök elektronikai alkatrészei ki vannak szolgáltatva az űridőjárásnak. Az űridőjárást elsősorban a napszél és a földi magnetoszféra kölcsönhatása alakítja. A változó dinamikájú Napszél hatására a magnetoszférában létrejövő alacsony frekvenciás rezgések rezonáns módon kölcsönhatnak a földi mágneses tér erővonalain befogott mozgást végző töltött részecskékkel, amelyek lehetnek elektronok, vagy pozitív töltésű ionok. Az így létrejövő hullám-részecske kölcsönhatás megváltoztatja a részecskék mozgásállapotát, azok energiáját növeli. A nagyobb energiára szert tett részecskék egy része ütközik az alsó ionoszféra semleges összetevőivel és kiszóródik befogott állapotából. A plazmaszféra alsó határán keringő műholdak regisztrálni tudják a Föld felszíne felé érkező töltött részecskéket. Adatok A Magyar Földtani és Geofizikai Intézet Tihanyi Geofizikai Obszervatóriumában (1. ábra) regisztráltjuk a geomágneses tér időbeli változásait, köztük a földmágneses tér másodpercesperces periódusú pulzációit. Vizsgáltuk a 10 s - 45 s közötti periódusidejű, Pc3-as pulzációk aktivitása és a 700 km magas, poláris, napszinkron pályán keringő DEMETER (Detection of Electro-Magnetic Emissions Transmitted from Earthquake Regions) műhold (2. ábra) által regisztrált, 1 MeV-nál nagyobb energiájú elektronok fluxusa közötti statisztikai összefüggéseket.

1. ábra. A Tihanyi Geofizikai Obszervatórium.

2. ábra. A DEMETER műhold.

A tihanyi Pc3-as pulzációk és a DEMETER műholdon regisztrált fluxus közötti összefüggés leginkább akkor volt megfigyelhető, amikor a műhold a Föld nappali oldalán, a Dél-Atlanti Anomália felett tartózkodott (3. ábra). A műhold által regisztrált 100-nál alacsonyabb másodpercenkénti beütésszámokat nem vettük figyelemben, mivel ez tekinthető az állandó háttérnek, ezen az energiaszinten.

3. ábra. Dél-Atlanti Anomália, ahogy a DEMETER műhold által regisztrátl, 1 MeV-nál nagyobb energiájú részecskék megjelenítik 2005. január 24-28 között.

4. ábra. A számításokban felhasznált nyugodt (Kp ≤ 2,) világossal és aktív (5 ≤ Kp), sötéttel bekeretezett időszakok.

A 2005. évi adatokból kiválasztottuk a geomágneses aktivitás szempontjából nyugodt, alacsony planetáris Kp indexszel (Kp ≤ 2); valamint aktív, magas Kp indexszel (5 ≤ Kp) jellemezhető időszakokat (4. ábra). Az 5. ábrán látható az 1 MeV-nál nagyobb energiájú elektronok fluxusa a perces átlagú Pc3-as pulzáció aktivitásának függvényében, oly módon, hogy a földi és műholdas adatokat akkor tekintettük összetartozónak, amikor a mérések egy időpontra estek.

5. ábra. 1 MeV-nál nagyobb energiájú elektronok fluxusa a Pc3 pulzáció aktivitásának függvényében. A vízszintes tengelyen az ULF aktivitási indexet, míg a függőlegesen a műhold által regisztrált elektron fluxust ábrázoltuk. Alacsony (világos) és magas (sötét) geomágneses aktivitás idején. A plazmaszférában befogott részecskék közül mágneses háborgások során a hullám-részecske kölcsönhatás következtében több részecske tett szert nagyobb energiára. Ez a folyamat lehetővé tette, hogy kiszóródjanak a plazmaszférából és elérjék a felszín feletti 700 kilométeres magasságot, amelyen a műhold keringet. Statisztikai vizsgálat A további elemzésekhez megvizsgáltuk, hogy milyen eloszlást követnek a mért értékek. Elsőként az adatok normalitását vizsgáltuk, amit ki tudtunk zárni. Jobb egyezést a Weibulleloszlás esetén találtunk. A Weibull x valószínűségi változó valószínűség-sűrűségfüggvénye a következő alakban írható fel: 𝑘𝑘 𝑥𝑥 𝑘𝑘−1 𝑥𝑥 𝑘𝑘 ∙ exp �− � � � , ℎ𝑎𝑎 𝑥𝑥 ≥ 0 𝑓𝑓(𝑥𝑥, 𝑦𝑦, 𝜆𝜆) = � 𝜆𝜆 ∙ �𝜆𝜆 � 𝜆𝜆 0, ℎ𝑎𝑎 𝑥𝑥 < 0 ahol k az alakparaméter és λ a skálaparaméter, k, λ > 0.

Következő lépésben ezt az eloszlást vizsgáltuk, amelynek eredményeit a 6. ábrán és 7. ábrán ábrázoltunk. A 6. ábrán a nyugodt, a 7. ábrán az aktív időszak látható.

6. ábra. A Pc3 aktivitási index (jobbra) és az 1 MeV-nál nagyobb energiájú részecskék (balra) Weibull-eloszlása nyugodt időszakokban. A keresztek a mérési adatokat, a szaggatott vonal az ezekhez illesztett egyenest jelöli.

6. ábra. Pc3 aktivitási index (jobbra) és az 1 MeV nál nagyobb energiájú részecskék (balra) Weibull-eloszlásának vizsgálata aktív időszakokban. A keresztek a mérési adatokat, a szaggatott vonal az ezekhez illesztett egyenest jelöli. Meghatároztuk a Pc3-as indexre és az elektron fluxusra a két paramétert (λ, k) a nyugodt és az aktív időszakokra: Pc3 pulzáció nyugodt időszakban: elektron fluxus nyugodt időszakban: Pc3 pulzáció aktív időszakban: elektron fluxus aktív időszakban:

33.7, kp,ny λp,ny = λf,ny = 4839.5, kf,ny λp,a = 172.6, kp,a λf,a = 8425.0, kf,a

= 1.30, = 0.60, = 0.98, = 0.50.

Megfigyelhetjük, hogy a k alakparaméter esetén, a pulzációhoz tartozó értékek a fluxushoz tartozó értékek közel kétszeresei: kp,ny = 1.30, 2·kf,ny = 1.20 és kp,a = 0.98, 2·ka,ny = 1.00. Irodalom J.A. Sauvauda, T. Moreaua, R. Maggiolo et al. High-energy electron detection onboard DEMETER: The IDP spectrometer, description and first results on the inner belt; Planetary and Space Science 54 (2006) 502–511 Pilipenko, V., E. Fedorov, B. Heilig, et al. Structure of ULF Pc3 waves at low latitudes, J. Geophys. Res. 113 (2008), A11208, doi:10.1029/2008JA013243.

NEKROLÓG   

 

Megemlékezés Dr. Bencze Pálról Több oka is van annak, hogy alig egy évvel halála után itt Sopronban megemlékezzünk Dr. Bencze Pál geofizikus űrkutatóról, a GGKI egykori osztályvezetőjéről, a MANT tiszteleti tagjáról, a magyar űrkutatás megteremtőinek egyikéről. Igazi soproni polgár volt, itt született 1929-ben, itt kapta meg geofizikus-mérnöki diplomáját 1953-ban, (három évig dolgozott is az egyetemen) majd 1956-tól egészen élete végéig az MTA (különféle neveken működő) soproni geofizikai intézetének kutatója volt. Első nagy feladata a nagycenki geofizikai obszervatórium létrehozása, amelyet mindig élete egyik főművének tekintett. Itt akkor elsősorban geomágneses méréseket végeztek. Az 1957-58-as Nemzetközi Geofizikai Év az ő számára is megnyitotta a Föld körüli térség vizsgálatának

 

lehetőségét geofizikai szempontból, hiszen mai kifejezéssel élve megkezdődött az űridőjárás vizsgálata közvetett és közvetlen megfigyelésekkel. Innen már csak egy kis lépés volt Bencze Pál számára bekapcsolódása más, magyar űrkutató csoportok munkájába. Először Ferencz Csaba akkor a Budapesti Műegyetemen dolgozó csapatának segített. Bencze Pált ekkoriban kutatóként főleg az izgatta, hogy a Föld körüli térségben lejátszódó különböző jelenségek hogyan függnek össze egymással, tehát például a geomágnesség, a földi áramok és a légköri elektromosság. Így került kapcsolatba a Meteorológiai Szolgálat békéscsabai obszervatóriumával, s az ott folyó ionoszféra-szondázás révén későbbi kedvenc kutatási területével, az ionoszférával. A hatvanas-hetvenes években a KFKI Apáthy István vezette kutatócsoportja révén már űrkísérletek értékelésével is foglalkozott. Vertyikál magaslégköri rakéták és Kozmosz műholdak szovjet-magyar műszereinek méréseit értékelte az Interkozmosz programon belül. Ugyancsak az 1970-es évek közepén kezdődött hosszú ideig tartó együttműködése egy harmadik űrkutató csoporttal, amely az MTA Csillagászati Kutatóintézetében a semleges felsőlégkör sűrűségváltozásainak meghatározásával foglalkozott részben a műholdak optikai megfigyeléseiből levezetett fékeződési adatok, részben in situ mérések segítségével (Illés, Almár, Horváth). A csillagászok feldolgozták a megfigyelési és mérési adatokat, Bencze Pál pedig segített a geofizikai értelmezésükben. Ebből a legalább 30 évig tartó együttműködésből igen sok nemzetközi publikáció és előadás született. Ő maga Elek Lászlónak adott interjújában így foglalta össze kutatói „krédóját” e korszakban: „Engem a naptevékenység és a felsőlégkör állapota közötti összefüggések izgattak, illetőleg

 

az ionoszférán belül lejátszódó fizikai folyamatok. Hogy amiket észlelünk – akár mesterséges holdak segítségével, akár felszíni módszerekkel, például ionoszondázás révén – azok mögött milyen fizikai folyamatok vannak. Nekem mindig az volt a felfogásom, hogy ne határolódjak el egy szűk területre, hanem szélesebb rálátásom legyen, szélesebb szemléletmódom.” (Tudomány születik, MANT 2014, 64.o) A kutatás mellett még legalább kétféle fontos tevékenységet végzett egész életében: oktatást és szervezést. Három egyetemen is tanított: eleinte Sopronban, majd Budapesten, ahol az ELTE meteorológusait és geofizikusait oktatta, végül pedig a BME Űrtechnológiai Laboratóriumában segítette az űrkutató hallgatói csoport tevékenységét, mint tudományos tanácsadó. ”A fiatalság, a következő nemzedék oktatását mindig örömmel végeztem.” – mondta. Élete utolsó éveiben is hetente feljárt Budapestre tanítani. Szervezési tevékenységet a soproni intézetben és két MTESZ tagegyesületben végzett. Intézetében megszervezte és vezette az Aeronómiai Osztályt. A Magyar Geofizikusok Egyesülete soproni csoportjának titkára, majd elnöke volt. Már 1972-től vezette a MTESZ Központi Asztronautikai Szakosztályának soproni csoportját (ez volt az első vidéki csoportunk). Legnagyobb érdemének az idén már 30. alkalommal megrendezett Ionoszféra Magnetoszféra Fizikai Szemináriumok folyamatos, lelkes szervezését tartom. Nélküle ez a rendezvénysorozat nem tölthette volna be fontos szerepét a magyar űrkutatásban. Bencze Pál a magyar geofizika és űrkutatás pótolhatatlan egyénisége volt. Emlékét megőrizzük! Almár Iván

 

Megemlékezés Dr. Märcz Ferencről

Dr. Märcz Ferenc 2016. december 29-én hunyt el és 2017. január 13-án vettünk végső búcsút Tőle. Bár tudtunk gyenge egészségi állapotáról, halála mégis oly váratlan volt és megrendülten vettük tudomásul, hogy ismét egy kedves kolléga, barát távozott közülünk. Märcz Ferenc 1957-ben szerzett geofizikus-mérnöki diplomát a Soproni Műszaki Egyetemen. Az MTA Geodéziai és Geofizikai Kutató Laboratóriumában, majd annak jogutódjában a Geodéziai és Geofizikai Kutatóintézet Aeronómiai Osztályán kezdte meg munkásságát s egészen 1999-ben történt nyugdíjazásáig ott dolgozott, sőt azon túl is, amíg egészsége engedte, a szakmaszeretet továbbra is kutatómunkára ösztönözte.

 

Szakterülete az alsó ionoszféra jelenségeinek kutatása, valamint a légköri elektromos elemek összefüggéseinek feltárása volt. Tudományos eredményeit kandidátusi értekezésében foglalta össze, a Műszaki Tudományok kandidátusa tudományos fokozatot 1981-ben nyerte el. Közel száz tudományos közleménye fémjelzi munkásságát, ezek közül számos munka rangos nemzetközi folyóiratban (Journal of Geophysical Research, Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, Annales Geophysicae, stb.) jelent meg, melyekre sok hivatkozás történt. Tagja volt a Magyar Geofizikusok Egyesületének, a Magyar Asztronautikai Társaságnak, a Geofizikai Tudományos Bizottságnak (GTB), valamint a Veszprémi Akadémiai Bizottságnak (VEAB). 2009-ben magas állami kitüntetésben részesült. Sólyom László köztársasági elnök a Magyar Köztársasági Érdemrend tisztikeresztje, polgári tagozata kitüntetést adományozta dr. Märcz Ferencnek a légköri elektromos paraméterek és a rádióhullámok ionoszférikus abszorpciója mérésének kidolgozásáért, a légköri elektromos potenciálgradiens időbeli változásainak elemzéséért, a légköri elektromos és extraterresztrikus paraméterek kapcsolatának vizsgálatáért és a geomágneses utóhatás nap-földfizikai összefüggéseinek tanulmányozásáért. Szerény, csendes személyiségét, s a kollégáinak írt kedves, alkalmi versikéket megőrizzük szívünkben és emlékeinkben.

Sátori Gabriella

 

A RENDEZVÉNY SZERVEZŐI     

MAGYAR ASZTRONAUTIKAI TÁRSASÁG  A  Magyar  Asztronautikai  Társaság  (MANT)  jogelődje  1956‐ban  alakult.  Küldetése  azóta  is  változatlan,  legfontosabb  célkitűzései  az  alábbiak:  terjeszteni  az  űrhajózási‐űrkutatási  ismereteket;  egységes  magyar  szaknyelv  kialakítása  az  asztronautikában;  foglalkozni  az  ifjúsággal,  és  erősíteni azt az elvet, hogy az űrtan nem csak az űrhajózást jelenti, hanem  jelen  van  mindennapi  életünkben:  a  katasztrófa‐előrejelzéstől  kezdve  a  termésbecslésen  és  a  műholdas  helymeghatározáson  át  az  orvos‐  és  jogtudományig  egyaránt.  A  MANT  az  űrkutatás  iránt  érdeklődő  és  az  űrtevékenységgel  aktívan  foglalkozó  hazai  szakembereket  tömöríti.  A  társaság  szakmai  programok  (konferenciák,  szemináriumok,  találkozók)  szervezése  mellett  minél  szélesebb  közönséghez  szeretne  szólni,  a  fiataloktól  az  idősekig  egyaránt.  Az  általános  és  középiskolás  fiatalok  számára  pályázatokat,  programokat,  űrtáborokat,  a  felsőoktatásban  tanulók  számára  ifjúsági  szakmai  fórumot,  űrakadémiát,  világűrklubot  szervez, rendszeres kiadványokat jelentet meg.  További információ a Társaságról: www.mant.hu

MTA CSILLAGÁSZATI ÉS FÖLDTUDOMÁNYI  KUTATÓKÖZPONT GEODÉZIAI ÉS GEOFIZIKAI INTÉZET  Az  MTA  Csillagászati  és  Földtudományi  Kutatóközpont  Geodéziai  és  Geofizikai  Intézet  három  nagy  múltú  intézet  összevonásával  létrehozott  kutatóintézet. A Geodéziai és a Geofizikai Kutatólaboratóriumok az egykori 

 

Selmecbányai  Akadémia  utódintézményei,  a  Földrengésjelző  Intézetet  1905‐ben alapították Budapesten. Nemzetközi és hazai kutatási feladata a  bolygóközi  tértől  a  Föld  magjáig  terjedő  óriási  térrész,  a  Föld‐rendszer  fizikai állapotának, folyamatainak megfigyelése, modellezése és elemzése.  A  felfedező  kutatások  mellett  közfeladatként  ellátja  a  Nemzeti  Szeizmológiai  Szolgálat  és  a  Föld  körüli  térség  diagnosztizálásának  feladatait is. Az intézet űrkutatási tevékenysége a műholdas gravimetriai  kutatások,  tektonikai  folyamatok  űrgeodéziai  módszerekkel  való  megfigyelése,  valamint  a  Nap–Föld  fizikai  kölcsönhatások,  a  Föld  plazmakörnyezete és a geomágneses tér modellezése terén jelentős.   További információ: www.ggki.hu   

SOPRONI EGYETEM SIMONYI KÁROLY MŰSZAKI,  FAANYAGTUDOMÁNYI ÉS MŰVÉSZETI KAR  INFORMATIKAI ÉS GAZDASÁGI INTÉZETE  A  Soproni  Egyetemen  (SOE)  2002‐ben  indult  el  a  gazdaságinformatikus  (GAIN)  képzés.  Az  ötéves  képzési  formában  gondozott  képzést  2005‐től  BSc‐képzésként  hirdettük  meg,  amelyhez  kapcsolódóan  2009‐től  MSc‐ képzés,  2014‐től  pedig  felsőoktatási  szakképzés  is  folyik,  valamint  PhD‐ programot is kínálunk. A SOE Simonyi Károly Műszaki, Faanyagtudományi  és  Művészeti  Kar  (SKK)  Informatikai  és  Gazdasági  Intézete  felelős  a  gazdaságinformatikus  alapképzésért  és  mesterképzésért,  valamint  az  Informatika a faiparban doktori programban résztvevő doktoranduszokért.  További információ: www.inf.nyme.hu