Bevezetés

1957 nyarán a Szovjet Tudományos Akadémiától levél érkezett az MTA-nak, amelyben felkérték Magyarországot a Nemzetközi Geofizikai Év keretében felbocsátandó szovjet mesterséges holdak optikai követésére. Egyúttal felajánlották, hogy a megfigyelésekhez átadnak negyven darab AT–1 jelzésű kis távcsövet is. Az MTA a Csillagvizsgáló Intézethez és annak akkori igazgatójához, Detre Lászlóhoz fordult. A feladatot az intézetnek nyilván el kellett vállalnia, annak ellenére, hogy az égen gyorsan haladó égitestek (kisbolygók, üstökösök) pozícióinak megfigyelése akkor igen távol állt az intézet asztrofizikai orientációjától. A még gyorsabban haladó műholdak megfigyelésében pedig 1957 októbere előtt még senkinek nem lehetett semmi­féle tapasztalata.

A megfigyelőhálózat megszervezésére Almár Iván kapott megbízást. 1957 végén már folytak megfigyelési kísérletek az intézet főépületének tetőteraszáról, s megkezdődött a vidéki állomások kiválasztása és felszerelése is. Kevéssel később, ötven évvel ezelőtt, 1958-ban már megkezdődött, és szolgálatszerűen folyt az átvonuló szovjet szputnyikok égi pozícióinak rögzítése Budapesten, majd Baján, Szombathelyen és évekkel később Miskolcon is. Az előrejelzéseket táviratilag kaptuk a moszkvai központtól, és eredményeinket is kódolt táviratokban küldtük Moszkvába.

Ez időben a megfigyelési technika és a módszerek javítása volt napirenden. Az első tudományos közlemény, amely a magyar megfigyelők által alkalmazott új módszerre vonatkozott, Almár Iván A 2. szputnyik földárnyékba való belépésének megfigyelése pontos térbeli helyzetének meghatározása céljából című cikke volt, amely az Asztronomicseszkij Cirkulár 1958. május 26-i számában jelent meg. Tudomásunk szerint ez volt az első, kifejezetten a mesterséges holdakhoz kapcsolódó, idegen nyelvű tudományos célú írás Magyarországról. A Magyar Tudomány ugyancsak 1958-ban közölte első, az űrkorszak kezdetéhez kapcsolódó cikkét (Almár, 1958).

Az előrejelzések pontosságának növekedése és a megfigyelések technikai feltételeinek jelentős javulása (TZK binokuláris távcsövek félig automatizált változatainak bevezetése, az időpontok rögzítésének korszerűsítése stb.) következtében egyre több viszonylag pontos (tized fok, illetve tized másodperc pontosságú) megfigyelés gyűlt össze Magyarországon, illetve természetesen más, együttműködő országokban is. Az 1960-as évek elején már nyilvánvaló követelménnyé vált ezek közös értékelése és tudományos hasznosítása – a szovjet pályaszámító központ igényeinek kielégítésén túl. A régióban elsőként az Ill Márton által kezdeményezett INTEROBS-program tett kísérletet ilyen feldolgozásra, a műholdpályának közvetlenül a megfigyelésekből történő levezetésére, majd a keringési idő változásából a fékező felsőlégkör sűrűségének meghatározására. Ezt követően számos további javaslat született arra, hogy miként lehetne speciális (vizuális) műholdmegfigyelésekkel a felsőlégkörre vonatkozó, hasznos ismeretekhez jutni. Mi magunk is kezdeményeztünk több ilyen új eljárást, illetve elkezdtünk – az akkori primitív számítástechnika hazánkban rendelkezésre álló eszközeit is bevetve – korszerű feldolgozó programokat készíteni (Illés Erzsébet és Horváth András).

Az 1960-as évek végén a műholdmegfigyelések és a szovjet és amerikai műholdak pályaadatai már gyakorlatilag mindenki számára hozzáférhetőek voltak. Magyarország mint az Interkozmosz-program tagállama is publikálta megfigyeléseit, és megkapta azokat is, amelyeket más programok keretében hajtottak végre. Egyre aktuálisabbá vált az a prob­léma, hogy milyen célra és hogyan dolgozzuk fel a rendelkezésre álló megfigyelési anyagot. Ott, ahol nagyobb pontosságú, fotografikus, később lézeres megfigyelések álltak rendelkezésre, a geodéták kezdeményezték a Föld pontos alakjának levezetését bizonyos pályaelemek változásai alapján. Ehhez azonban nagyteljesítményű számítógépekre is szükség volt, amilyenek hazánkban akkor még nem működtek. Maradt a másik, hasonlóan ígéretes feladat: a felsőlégkör sűrűségének, hőmérsékletének, esetleg kémiai összetételének vizsgálata sok hold segítségével, de a megfigyelési technika és a számítástechnika területén kisebb elvárásokkal. Ésszerű döntés volt, hogy mi is a felsőlégköri modellek vizsgálatával, ellenőrzésével kapcsolatos lehetőségekre koncentráltunk.

Az 1970-es évek elején már egyre jobb felsőlégköri modellek álltak rendelkezésre világszerte. Elsősorban Luigi Jacchia amerikai tudós nevét kell megemlíteni mint az első, igazán használható modellek kidolgozójáét. Ezekből jött létre a CIRA, vagyis a COSPAR nemzetközi referencialégkörök sorozata – később MSIS néven is szerepelt, pl. MSIS’86 = CIRA’86 (Rees – Fuller-Rowell, 1988), amely már annyira tökéletesnek látszott, hogy a korábban e területen dolgozó sok kutatócsoport abba is hagyta a műholdak pályaváltozásain alapuló felsőlégköri vizsgálatokat, mert nem látott lehetőséget a továbblépésre.

A mi kis kutatócsoportunk a Csillagvizsgáló Intézetben más állásponton volt. Úgy láttuk, hogy ezek a felsőlégköri modellek általánosságban jók ugyan, de különleges esetekben, például napkitörések által kiváltott geomágneses viharok idején nem írják le megfelelően a felsőlégkör sűrűségének a beérkező naprészecske-áram hatására bekövetkező megnövekedését. Más, ugyancsak nehezen magyarázható anomáliákat is találtunk, és a további években ezekre koncentráltuk kutatásainkat. Az 1980-as évekre – nemzetközi együttműködés keretében – már hozzáférhetővé váltak olyan in situ sűrűségmérések is, amelyet francia és olasz műholdak fedélzeti műszerei hajtottak végre. Ezek a mérések igen gyakoriak és pontosak voltak ugyan, de tekintve a kérdéses műholdak speciális, az egyenlítőhöz közeli pályáit és viszonylag rövid élettartamát, csak bizonyos feladatok vizsgálatára voltak alkalmasak. Mi igyekeztünk éppen ezekre koncentrálni, ugyanakkor nem feledkeztünk el arról a rendkívül gazdag megfigyelési anyagról sem, amely évtizedek alatt a különböző magyar és külföldi követőállomásokon gyűlt össze. Felhasználtuk és továbbfejlesztettük a rendelkezésre álló számítástechnikai programokat is. Főbb eredményeinket az alábbiakban foglaljuk össze.

A nemzetközi felsőlégköri modellek

Már az 1960-as évek elejére világossá vált, hogy a Napon lejátszódó változások és a Nap−Föld geometria határozza meg, hogy a Napból jövő elektromágneses sugárzás és részecskeáram milyen változásokat idéz elő a felsőlégkörben. A geometria változásából következően a Föld Nap körüli pályáján való végighaladás az excentricitás és a tengelyhajlás miatt éves és szezonális változást, a Föld tengely körüli forgása napszakos, a Nap ten­gelyforgása 27 napos, a naptevékenység változása kb. tizenegy éves (huszonkét éves?), illetve random jelentkező változásokat idéz elő. A geometria miatti változásokat a különböző ciklushosszak miatt könnyen szét lehetett választani, és le lehetett írni, a naptevékenység okozta változások azonban nehezebben megfoghatóaknak bizonyultak. Annál is inkább, mert a felsőlégkörre ható elektromágne­ses sugárzás egy része nem jut le a Föld felszínére, így nem áll folyamatosan a modellszámítások rendelkezésére. A már a 60-as években a Föld körül keringő holdak méréseiből elég jó korreláció látszott a Nap ultraibolya (UV-) és extrém ultraibolya (EUV-), valamint a Föld felszínén is mérhető 11 cm-es rádiósugárzása között, így ezt a paramétert használták a modellekben a naptevékenységből adódó UV- és EUV-sugárzások okozta sűrűségváltozások jellemzésére (S10,7 vagy F10,7 jelzéssel).

A korpuszkuláris fűtés okozta változások leírására pedig az Ap geofizikai paramétert használták, ugyanis a hirtelen megjelenő, nagy sűrűségváltozásokról hamar felismerték, hogy geomágneses viharok idején lépnek fel. Az Ap planetáris geomágneses index, amelyet az aurora-övezet környékén elhelyezkedő több geofizikai állomás méréseiből határoznak meg, pedig éppen a geomágneses viharok erősségét jellemzi. Hogy ezt a geomágneses viharok idején fellépő sűrűségváltozást hamar fel lehetett ismerni, abban nagy szerepe volt annak a szerencsés véletlennek, hogy az első szputnyikok felbocsátása idején szokatlanul erős naptevékenységi maximum volt, és az azt követő években voltak a rekord erősségű geomágneses viharok. Ekkor már több mesterséges hold keringett a Föld körül, tehát több magasságban, párhuzamosan lehetett látni a hirtelen fellépő, nagy fékeződést.

A gyűrűáramfűtés felfedezése

A Konkoly Obszervatórium budapesti Szput­nyikmegfigyelési Csoportjában a földi felsőlégkör sűrűségváltozásaira vonatkozó kutatásainkat saját megfigyeléseink alapján a modellek kontrolljával kezdtük. Miután láttuk, hogy a fotografikus észleléseknél pontatlanabb, de nagyon nagy számú vizuális észleléseink a legnagyobb és előre jelezhetetlenül jelentkező sűrűségváltozások követésére sokkal alkalmasabbak lehetnek, mint a már viszonylag elég jól leírt egyéb változások vizsgálatára, úgy döntöttünk, hogy az előbbiek vizsgálatát tűzzük magunk elé célként. Bár az akkori megfigyelési és számítástechnikai eszközeink nem voltak egy szinten a nyugati világ obszervatóriumainak lehetőségeivel, de célunk mégis az volt, hogy a COSPAR kongresszusain bemutatott legjobb felsőlégköri modelleket (Jacchia modelljei, CIRA, MSIS) ellenőrizzük és javítsuk.

Az órák vagy egy-két nap alatt lezajló geomágeses légsűrűség-növekedések esetében azonban a vizuális megfigyeléseknek nemcsak a pontossága, de az időfelbontása sem volt elegendő arra, hogy a légsűrűség és a hőmérséklet gyors időbeli változásait követni lehessen. Ugyanis csak nagyon ritka esetben sikerült egymás utáni átvonuláskor megfigyelni egy-egy szputnyikot (ami 1,5 órás időfelbontást jelent a periódusgörbén), jó esetben ez naponta (ami egynapos időfelbontás), de néha csak többnaponta sikerült.

Almár Iván, aki korábban csillagspektroszkópiával is foglalkozott, felismerte, hogy az ott az abszorpciós színképvonalak összintenzitásának jellemzésére használt ekvivalens széles­ség paraméter nagyon jól általánosítható a geomágneses vihar alatt létrejövő sűrűségváltozás-görbe alatti integrál meghatározására, amely a vihar által kiváltott összsűrűségváltozást jellemzi. Az általa kidolgozott módszer pedig az, hogy, ha a geomágneses vihar előtti és utáni nyugalmi időszakban meghatározzuk a periódusgörbét – ami nyugalmi időszakban egyenletesen csökkenő, vagyis lefelé tartó egyenes – akkor a periódus hirtelen esésének mértéke a vihar előtti szintről a vihar utáni szintre adja ezt az integrált (1. ábra). A modellértékekkel összehasonlítva látjuk, hogy hol és mikor kell a modellt javítani.

Az 1960-as évektől az 1970-es évek közepéig Illés Erzsébet vezetésével mintegy hatvan szputnyikmegfigyelő állomás tizenkét évnyi megfigyelési anyagából kikerestük a geomágneses viharok körüli megfigyeléseket, digitalizáltuk, és az általunk írt számítógépi programokkal feldolgoztuk. Ehhez a magyar hálózat megfigyelésein kívül felhasználtuk egész Eurázsia megfigyelési hálózatának anyagát: angol, francia, finn, német, lengyel, román, bulgár és a volt Szovjetunió összes megfigyelőállomásáét is. Ezeket ekkoriban csak nyomtatásban tették hozzáférhetővé az egyes állomások. A többmillió adatból 89 ekvivalens időtartamot (D) sikerült meghatározni, amelyek a jelentős számú (34) mesterséges hold különböző magasságokban történt fékeződése miatt a modellhibák magasságfüggésére engedtek következtetni. A D-értékekből vezettük le, hogy főleg 200−300 km között a modellek nagyon alábecsülik a sűrűségváltozásokat geomágneses viharok idején, néhol több száz százalékkal is. Hogy ez milyen lényeges, az akkor derült ki, amikor a Skylab űrállomás élettartama lényegesen rövidebbnek bizonyult, mint amennyit a szokásos felsőlégköri modellek alapján számoltak, vagyis a vártnál sokkal hamarabb fékeződött le, és égett el a légkörben.

A több mesterséges hold párhuzamos mérése nemcsak a magasságfüggést, de a földrajzi szélességtől és a napszaktól való függés vizsgálatát is lehetővé tette. Észrevettük, hogy az éjszaka közepén mindig van egy, a nappalihoz képest kisebb sűrűségi maximum a maradékokban (2. ábra), amely sokkal erőteljesebb geomágneses viharok idején. Nagyobb földrajzi szélességek felé a maximum nagysága csökken, és fázisban is későbbi helyi időre tolódik át. A geomágneses szempontból nyugodt időben megjelenő éjféli sűrűségnövekedést – amit egyébként mások is megtaláltak – egy, a szubszoláris pontból radiálisan kiinduló szelek által kiváltott kompressziós fűtésnek tulajdonítottuk. A viharok alatt fellépő, megnövekedett amplitúdójú maximumnak viszont tovább kerestük az okát.

Ebben sokat segített a MANT (Magyar Asztronautikai Társaság) által 1972 óta évente, majd később kétévente szervezett Ionoszféra–Magnetoszféra Szeminárium (a sorozat azóta is létezik), amelyen geofizikus, fizikus, meteorológus, ionoszféra-kutató, napfizikus és csillagász kollégákkal együtt vettünk részt, hogy egymással ismertessük az intézeteinkben folyó, az űrkutatással kapcsolatos tevékenységünket. Többek között Verő József, Szemerédy Pál, Abonyi Iván, Tarcsay György, Benkó György, Varga András és legfőképpen Bencze Pál (akivel tartós együttműködés is kialakult) a magnetoszférát, a bolygóközi teret és a galaktikus kozmikus sugárzást tárgyaló előadásai alapján ismertük fel, hogy a modellmaradékokban talált maximumoknak a helyi időben elfoglalt helyei (3. ábra) arra utalnak, hogy a geomágneses viharok idején létrejövő sűrűségnövekedésnek nem csak az aurora-övezet lehet a forrása, ahogy ezt a modellek feltételezik, és az Ap indexszel leírják.

Legalább húszféle geofizikai és bolygóközi paramétert vizsgáltunk meg mind a modell-leírás, mind a jelenség mögötti fizika megértése érdekében. Azt találtuk, hogy a galaktikus kozmikus sugárzás Deep Riverben mért beütésszáma (CDR) önmagában jobb paraméter lenne a felsőlégkör sűrűségének leírására, mint az addig használt S10,7 és Ap. Ez arra utalt, hogy a bolygóközi térben a napszéllel terjedő zavarok, amelyek a kozmikus sugárzás részecskéit is szétszórják, és ezzel csökkentik a Föld felszínén mért beütésszámukat is (Forbush-csökkenések), okozhatják az általunk talált többletsűrűség-effektust.

Tehát a geomágneses viharok környékét kezdtük részletesebben vizsgálni. Kiderült, hogy viharok után a sűrűséggörbe nem tér azonnal vissza a nyugalmi szintre, ahogy ezt az Ap görbe alapján várnánk, hanem még kb. egy hétig magasabban marad (4. ábra). Ez azt eredményezi, hogy a viharok előtti és a viharok utáni időkben ugyanazon Ap értékhez más sűrűségérték tartozik: a sűrűség az Ap kétértékű függvénye, tehát az Ap önmagában nem alkalmas a geomágneses effektus leírására.

4. ábra • Geomágneses viharok után a légsűrűség (felső görbe) nem tér azonnal vissza a nyugalmi szintre, mint a modellekben indexként használt Ap (alsó görbe). Tehát nyilvánvaló, hogy a légsűrűség nem lehet az Ap (vagy Kp) egyértékű függvénye, ahogy ez az összes felsőlégköri modellben szerepel.

Ez vezetett annak a felismerésére, hogy az aurora-fűtés mellett kell, hogy legyen egy másik forrása is a magnetoszférán keresztül a napszélből megcsapolt energiabetáplálásnak. A talált effektusok a következők voltak: a földrajzi szélességtől való függés – a nagyobb maradékokkal az egyenlítőnél –, az éjféli éles maximum és a hatórás helyett csak kétórás időkésés a Dst indexhez képest. A Bencze Pállal folytatott diszkussziók révén jutottunk arra a következtetésre, hogy a gyűrűáramból kiszóródó részecskék (a napszélből származó protonok, illetve az ionoszféra eredetű oxigénionok) fűtése hozhatja létre azt a jelenséget, hogy a légsűrűség geomágneses viharok után még napokig nem tér vissza a korábbi nyugalmi szintre. Ezért a légsűrűség számításánál az Ap mellé (amelyhez képest a modellek hatórás időkéséssel számoltak) egy, a gyűrűáram erősségének változását jellemző ΔDst/Δt paramétertől függő szorzófaktort vezettünk be, a Dst-hez képest kétórás időkéséssel. Mivel a ΔDst/Δt arányosnak bizonyult a Dst-vel, ezért a feltételi egyenletekben Dst-t használtuk indexként. Ezzel sokkal jobb leírását tudtuk adni a magnetoszféra-viharokkal kapcsolatos felsőlégköri sűrűségnövekedéseknek, mint a nemzetközi modellek (3. ábra).

Az 1980−1990-es években már megszületett a Dst-t is figyelembe vevő dMSIS modellünk, majd ennek a magasság- és napszakfüggést is figyelembe vevő változata, a ddMSIS, (Almár−Illés-Almár, 2004; Illés-Almár, 2004a), amelynek megalkotásánál már rendelkezésünkre álltak a francia CASTOR-hold CACTUS mikroakcelerométerének nagyfelbontású és nagypontosságú in situ sűrűségmérései is (a mérések gyakorisága 10 s volt). Ezzel felhívtuk az elméleti szakemberek figyelmét arra is, hogy a belső magnetoszféra és a légkör kapcsolata sokkal bonyolultabb, mint ahogy azt harminc éven keresztül gondolták, és a magnetoszféra fűtésének ezt a második forrását, mármint a gyűrűáramfűtést is bele kell építeni a fizikai leírásba.

Hogy mikét érhettük el ezeket az eredményeket, noha ezeket az in situ méréseket előttünk már mások is analizálták? Azzal, hogy nem a sablonos, mindenki által használt statisztikai programokat használtuk csak, hanem magunk fejlesztettünk a kitűzött feladatokhoz alkalmasabb számítógépi programokat. A szokványos statisztikai programok fel­tételi egyenleteibe új tagokat vettünk be, amire az 1960-as évek óta nem volt példa. Így sikerült két új fűtés létét bizonyítani, és a modellekbe a leírásukat bevezetni (ddMSIS-modell).

A gyűrűáramfűtés felfedezése és az egyenlítőn a nagy energiájú semleges atomok által közvetített fűtés bizonyítása után szerettük volna kimutatni a gyűrűáramból a hullám−részecske kölcsönhatás miatt kiszóródó részecskék fűtését is az aurora-övezet alatti ún. SAR-ív régióban (5. ábra). Ezt azonban sem a CACTUS, sem az akkor már szintén rendelkezésünkre álló, olasz San Marco V hold akcelerométeres méréseiből nem sikerült végrehajtani, mert a CACTUS-akcelerométert szállító CASTOR-hold 30º-os inklinációjú, a San Marco V pedig 3º-os inklinációjú pályán mozgott, tehát sohasem mértek az 50−60º szélesség felett. Ezért 2000−2001-ben a régi vizuális észlelésekhez nyúltunk vissza. Ezek az észlelések azonban nem voltak elég pontosak ennek a finom effektusnak a kimutatásához, viszont melléktermékként egy másik jelenség felfedezését tették lehetővé.

Észak–dél aszimmetria a felsőlégkör
sűrűségében és hőmérsékletében

Nevezetesen kiderült, hogy az északi félgömb felett melegebb a felsőlégkör, mint a déli felett (Illés-Almár − Almár, 2006). Miután a megfigyelési anyag tizenkét éve mindenféle évszakot, naptevékenységet, napszakot stb. tartalmaz, ez átlagban értendő. Mi okozhat ilyen különbséget a két félgömb hőmérsékletében? A szárazföld–tenger borítottság, esetleg a geomágneses tér aszimmetriája? A geomágnesesen nyugodt és zavart napok között azonban nem találtunk különbséget; ha van, az finomabb, mint amit a pontatlan vizuális észlelésekkel ki lehet mutatni. A tengerborítottság mint okozó esetén érdekes, hogy a víz nagyobb fajhője még 200−400 km magasságok között is éreztetheti a hatását!

Geomágneses viharok után
több a felhő Eurázsia felett

2000 után a geomágneses vizsgálatoknak még egy másik, érdekes mellékterméke is adódott (Illés-Almár, 2004b). Amikor az 1970-es évek elején az ekvivalens időtartamokhoz gyűjtöttük a megfigyelési anyagot, észrevettük, hogy geomágneses viharok után sokkal kevesebb a megfigyelés a viharok előtti észlelésszámhoz képest, de magunk sem mertük elhinni, hogy itt egy reális jelenséget fedezhetnénk fel. A 2000-es évekre azonban mások kutatásai is ebbe az irányba mutattak, sőt elmélet is született, hogy a galaktikus kozmikus sugárzás beütésszámának megváltozása miatt a levegő vezetőképességében létrejövő változás szól bele a felhőképződésbe.

Ezt kontrollálandó visszatértünk ismét a régi vizuális megfigyelési anyaghoz, amely tizenkét éven keresztül gyűlt hatvan megfigyelőállomáson egész Eurázsiában. Azt találtuk, hogy a megfigyelt szputnyikátvonulások száma valóban 25%-kal csökkent geomágneses viharok után a viharok előtti időszakokhoz képest (6. ábra). Ezt pedig a felhőborítottságon kívül más nem okozhatta, mert a tizenkét év anyagába mindenféle évszak, holdfázis, ünnep és hétköznap beleesett, ami az észlelések számát befolyásolni szokta. Az igaz, hogy mesterséges holdat megfigyelni általában csak este szürkület után és reggel szürkület előtt lehet, amikor a megfigyelő már sötétben van, de az átvonuló szputnyikot még megvilágítja a nap. Tehát azt állíthatjuk, hogy szürkületek idején a geomágneses viharok utáni nyugalmi időszakokban Eurázsia felett kb. 25%-kal nagyobb volt a felhőborítottság, mint ugyanezen napszakokban a geomágneses viharok előtt. Hogy ezek milyen fajta felhők, arról nem tájékoztatnak a megfigyelések, csak arról, hogy az észlelők nem látták a műholdak átvonulását.
 

6. ábra • Az egy-egy nap alatt észlelt műholdátvonulások száma (N) geomágneses viharok (nulladik nap) előtt és után. A szuperponált epochák módszerét 14 geomágneses vihar időszakára alkalmaztuk.

A felsőlégköri gravitációs
és akusztikus hullámok

A Dst-vel jellemzett gyűrűáramfűtés-tagot is levonva, a maradékok már fehér zajt adtak; mi legalábbis semmiféle paramétertől nem találtunk függést. A szórás pedig sokkal nagyobb volt, mint amit akár a CACTUS, akár a San Marco V hold mérési pontossága megengedhetett volna. Ezért a szórást kezdtük vizsgálni mindenféle paraméter függvényében. Ezt a vizsgálatot különösen a San Marco V hold egy másodperc időfelbontású mérései tették lehetővé. A régi vizuális és a CACTUS-anyag csak statisztikai vizsgálatokra volt alkalmas (Illés-Almár et al., 2001).

A szórás nőtt a magassággal, a napszakkal, a földrajzi szélességgel. Kiderült, hogy a hullámzás amplitúdója ugrásszerűen megnő egy bizonyos magasság felett, amely magasság a napszakkal változik. Találtunk példát olyan esetre is, amikor a Hold egy viszonylag alacsony magasságon olyan térrészen ment át, amelyen belül a hullámzás amplitúdója hirtelen nagyobb lett, mint a térrész környezetében (7. ábra).

7. ábra • Példa az általunk felfedezett felsőlégköri hullámjelenségek egyikére. Ebben az esetben a hold olyan térrészen haladt át, ahol a légköri hullámok amplitúdója nagyobb volt a környezeténél (térbeli rezonancia).

Továbbá kétféle, nagyon gyors sűrűségváltozást találtunk. Az egyik fajta effektus egy néhány tíz másodpercig tartó hirtelen sűrűségcsökkenés vagy sűrűségcsökkenés-sorozat, amelynek mélysége hat-tízszerese a környezet hullámamplitúdójának. Ezt Bencze Pállal közösen a San Marco V hold ionoszféra-buborékon való áthaladásával hoztuk összefüggésbe. Robert W. Schunk és Howard G. Demars (2003) modellszámításai is igazolták ezt a hipotézisünket. A másik fajta változás a háttér-hullámzás amplitúdójánál tíz−húszszor nagyobb, hirtelen sűrűségnövekedések (8. ábra), amikor a San Marco V hold meteornyomokon haladhatott keresztül (Bencze Pál hipotézise).

8. ábra • Példa az általunk felfedezett felsőlégköri hullámjelenségek egyikére. A görbe elején látható nagy sűrűségnövekedés majd csökkenés feltehetőleg arra utal, hogy a hold egy meteornyomot metszett.

Egyébként ezekből a vizsgálatokból nyilvánvalóvá vált, hogy a 200 km feletti termoszférában is állandóan jelen vannak belső gravitációs és akusztikus hullámok, amelyek miatt a modellek 10−15%-nál pontosabban gyakorlatilag sohasem tudják előre megadni egy pontban a pillanatnyi légsűrűséget – amire egyébként már többek között vezető amerikai geodéták is felhívták a figyelmet.

Miért fontos a felsőlégkör vizsgálata?

A semleges felsőlégkör műholdas vizsgálata nem tartozik a „divatos” kutatási témák közé, pedig a Nap−Föld fizikai kapcsolatok fontos részét képezi. Ugyanis a Nap-hatások kapcsolata a földi magnetoszférával, továbbá a kölcsönhatás a gyakorlatilag azonos rétegben egyidejűleg jelenlévő, töltött részecskék alkotta ionoszféra, illetve a semleges részecskékből álló felsőlégkör között ezúton tanulmányozható a legtisztábban.

A Napról sugárzás formájában érkező energia nagy része éppen a semleges felsőlégkörben termalizálódik. A szoláris fűtés helyeinek pontos meghatározása által juthatunk el annak tisztázásáig, hogy hol és milyen formában áramlik be ez az energia (3. ábra). A felsőlégkörben sokkal tisztábban látszanak ezek a fontos folyamatok, mint a meteorológia által tanulmányozott alsólégkörben: egyrészt a légkör felfelé exponenciálisan csökkenő sűrűsége miatt (a ritka felsőlégkörben a kisebb szoláris effektusok is viszonylag könnyen azonosíthatóak), másrészt a talaj közelében olyan erősen érvényesülnek a felszín lokális hatásai, hogy a kozmoszból érkező hatások elkenődnek, illetve módosulnak. Ami a felsőlégköri kutatásokat még napjainkban is igazán nehézzé teszi, az az a körülmény, hogy a felsőlégkör sűrűségét (hőmérsékletét) csak nagyon kevés mesterséges hold méri közvetlenül, s azok is viszonylag rövid időszakokon belül. Ezért volt szükségünk arra, hogy több évtizedig tartó vizsgálatainkban a műholdak fékeződésén alapuló, közvetett módon levezetett adatokat is felhasználjuk. Eredményeink e két eljárás egyedülálló kombinációjának köszönhetőek.
 

Kulcsszavak: felsőlégköri modellek, hullámok a felsőlégkörben, műholdmegfigyelés, Nap−Föld fizikai kapcsolatok, űrkutatás
 

IRODALOM

Almár Iván (1958): Asztronautika – története, felosztása és egyes problémái. Magyar Tudomány. 65, 3, 1–2,

Almár Iván (1979): A felsőlégköri geomágneses effektus összintenzitásának vizsgálata. Doktori értekezés. MTA, Budapest

Almár Iván – Illés-Almár Erzsébet (2004): A Proposal to Improve the CIRA’86 Model in the Equatorial Region: The ddMSIS Model. Advances in Space Research. 34, 8, 1768–1772.

Rees, David – Fuller-Rowell, Timothy J. (1988): Chapter 2. The CIRA Theoretical Thermosphere Model. Advances in Space Research. 8, 5–6, 27–106.

Illés Erzsébet (1993): A semleges légköri geomágneses fűtés egyenlítői forrásának kimutatása és vizsgálata. Kandidátusi értekezés. MTA, Budapest

Illés-Almár Erzsébet – Almár I. – Bencze P. – Laneve, G. (2001): Wave-like Variations and Sudden Density Decreases in the Lower Thermosphere As Measured by the San Marco V Satellite. Physics and Chemistry of the Earth (C). 26, 4, 275–280.

Illés-Almár Erzsébet (2004a): Two Distinct Sources of Magnetospheric Heating in the Atmosphere: The Aurora and the Ring Current. Advances in Space Research. 34, 8, 1773–1778.

Illés-Almár Erzsébet (2004b): Weather Reacting to Geomagnetic Storms. Advances in Space Research. 34, 2, 376–378.

Illés-Almár Erzsébet – Almár Iván (2006): A North-South Asymmetry in Thermospheric Density. Advances in Space Research. 38, 11, 2461–2464.

Schunk, Robert W. – Demars, Howard G. (2003): Effect of Plasma Bubbles on the Thermosphere. Journal of Geophysical Research. 108, A6, SIA5, 1–8.