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Scientific Reports Band 13, Artikelnummer: 11579 (2023) Diesen Artikel zitieren

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Die Ionosphäre, die Weltraumumgebung der Erde, weist weit verbreitete turbulente Strukturen oder Plasmaunregelmäßigkeiten auf, die durch die Polarlichterscheinungen in den Polarregionen der Erde sichtbar gemacht werden. Solche Plasmaunregelmäßigkeiten werden seit Jahrzehnten untersucht, Plasmaturbulenzen bleiben jedoch ein schwer fassbares Phänomen. Wir kombinieren maßstabsabhängige Messungen eines bodengestützten Radars mit Satellitenbeobachtungen, um gleichzeitig kleine Unregelmäßigkeiten in der unteren und oberen Ionosphäre zu charakterisieren und führen eine statistische Analyse eines Aggregats beider Instrumente über die Zeit durch. Wir demonstrieren die klare Kartierung von Informationen vertikal entlang der ionosphärischen Höhensäule für feldsenkrechte Wellenlängen bis hinunter zu 1,5 km. Unsere Ergebnisse zeichnen ein Bild der Ionosphäre in den hohen Breitengraden der nördlichen Hemisphäre als einem turbulenten System, das sich in einem ständigen Zustand des Wachstums und Verfalls befindet; Energie wird ständig injiziert und abgeführt, während das System kontinuierlich versucht, schneller ins Gleichgewicht zurückzukehren. Wir verbinden die weit verbreitete Unregelmäßigkeitsdissipation mit der Pedersen-Leitfähigkeit in der E-Region und diskutieren in diesem Zusammenhang die Ähnlichkeiten zwischen Unregelmäßigkeiten in der Polkappe und in der Polarlichtregion. Wir stellen fest, dass die Auswirkungen einer leitenden E-Region auf bestimmte turbulente Eigenschaften (Spektralindex im kleinen Maßstab) im Datensatz nahezu allgegenwärtig sind, und schlagen daher vor, dass die Elektrodynamik einer leitenden E-Region bei der Diskussion von Plasmaturbulenzen berücksichtigt werden muss hohe Breiten. Diese enge Beziehung eröffnet die Möglichkeit, dass die Leitfähigkeit der E-Region mit der Entstehung von Unregelmäßigkeiten in der F-Region zusammenhängt, obwohl weitere Studien erforderlich sind, um diese Möglichkeit zu bewerten.

Die Eigenschaften des Plasmas in der Ionosphäre hoher Breitengrade werden zu einem großen Teil durch die Wechselwirkung zwischen der Erdmagnetosphäre und dem Sonnenwind bestimmt1. Dieser ultimative Energieeintrag des Sonnenwinds wird in der Ionosphäre am deutlichsten durch den Partikelniederschlag und die dadurch ausgelöste Darstellung von Polarlichtern deutlich. Aufprallende Niederschlagspartikel erzeugen elektrische Felder und leiten elektrische Ströme weiter, die für die verlangsamende Wirkung der Ionosphäre auf den Sonnenwind verantwortlich sind. Lokal wirken starke elektrische Felder, Plasmakonvektion und starke Gradienten der Plasmadichte zusammen und erzeugen Instabilitäten2,3, die zu Turbulenzen und Plasmaunregelmäßigkeiten führen können.

Unregelmäßigkeiten in hohen Breitengraden entwickeln sich meist in Richtungen senkrecht zu den nahezu vertikalen Magnetfeldlinien, was auf einen schnellen und effizienten feldausgerichteten (vertikalen) Transport von Plasma zurückzuführen ist, woraus sich gezeigt hat, dass eine einzelne Plasmaunregelmäßigkeitsstruktur eine sehr lange haben sollte vertikale Wellenlänge4,5,6,7. Daher werden ionosphärische Plasmaunregelmäßigkeiten häufig als zweidimensionale Turbulenzen beschrieben, wobei die feldsenkrechte Wellenlänge einer Unregelmäßigkeitsstruktur im Wesentlichen die Größe der Unregelmäßigkeit angibt. Ab einem bestimmten Punkt werden turbulente Informationen nicht mehr zwischen der unteren (E-Region) und der oberen (F-Region) Ionosphäre abgebildet. Es wurde angenommen, dass die senkrechte Skalengröße solcher nicht kartierten Unregelmäßigkeiten weit über 1 km8 liegt, obwohl in einem kürzlich erschienenen Artikel9 im Anhang vorläufige Berechnungen vorgestellt wurden, die darauf hindeuten, dass Skalen deutlich unter 1 km problemlos zwischen Peaks kartiert werden können Höhen der E-Region und der Oberseite der F-Region.

Es gab nur wenige systematische Untersuchungen der gesamten Höhensäule der Ionosphäre, da es schwierig war, Daten mit guter Abdeckung sowohl in horizontalen geomagnetischen Koordinaten als auch in der Höhe zu erhalten. Während in der Vergangenheit von Raumfahrzeugen wie Satelliten und Raketen durchgeführte In-situ-Messungen praktisch alle Höhen abdeckten, sind solche Messungen von Natur aus lokal und es gibt keine Möglichkeit, eine andere Richtung als „vorwärts“ im Bezugssystem des Raumfahrzeugs direkt zu sondieren. Raumfahrzeuge erstellen eindimensionale Schnitte durch ionosphärisches Plasma und gehen davon aus, dass in den senkrechten Dimensionen vorhandene Informationen auf eine Dimension projiziert werden: eine nützliche Annahme, die dennoch problematisch sein kann10. Trotz dieser Einschränkungen haben sich Raumfahrzeuge als hervorragende Werkzeuge zur Untersuchung einer Vielzahl plasmaphysikalischer Phänomene in der Ionosphäre auf Skalen von \(\sim 1\) cm bis zu 100 km erwiesen11,12,13,14,15.

Bodengestützte Experimente mit Radar können erweiterte Höhenbereiche untersuchen, die sich häufig über Teile der E- und F-Region erstrecken, und große Plasmamengen gleichzeitig überwachen. Das große Super Dual Auroral Radar Network (Superdarn) kann die großräumige Konvektion von Plasma in der Ionosphäre effektiv beobachten, indem es eine Vielzahl einzelner Unregelmäßigkeiten16 analysiert, und inkohärente Streuradare (ISRs), wie etwa die European Incoherent Scatter Scientific Association (eiscat )17 beobachten die Bewegungen einer Vielzahl einzelner Elektronen gleichzeitig und liefern so skalenabhängige Informationen über das Wachstum von Unregelmäßigkeiten18. Kürzlich wurde die ISR-Technologie verwendet, um das ionosphärische Unregelmäßigkeitsfeld zu rekonstruieren und höhenabhängige Mehrpunkt-Plasmamessungen zu aggregieren19.

Eine aktuelle Studie, die auf dem kohärenten Streuradar Icebear 3D basiert, entwickelte eine Methode zur gleichzeitigen Messung von Plasma in einem großen kontinuierlichen Skalenintervall, das Skalen zwischen 1,5 und 25 km20 abdeckt. Die Methode korreliert die Positionen einzelner 3-m-Farley-Uneman-Wellen (FB) in der E-Region und erzeugt ein räumliches Leistungsspektrum ihrer Tendenz, sich im Raum zu bündeln, durch Anwendung von Monte-Carlo-basierten Werkzeugen, die aus kosmologischen Galaxiendurchmusterungen übernommen wurden . Es wurde gezeigt, dass das resultierende Clusterspektrum mit der Strukturierung oder Filamentierung des Polarlichts oben übereinstimmt, wie von Satelliten gemessen, die in der oberen F-Region umkreisen20.

Da das Polarlicht sowohl eine Quelle freier Energie als auch ein starker Modulator elektrischer Felder ist, ist es ein entscheidender Faktor bei der Erzeugung von Plasmaunregelmäßigkeiten in hohen Breitengraden2. In der E-Region ist das nächtliche Polarlicht direkt mit starken Verbesserungen der ionosphärischen Leitfähigkeit verbunden21,22,23 und besteht im Allgemeinen aus Elektronen mit hoher kinetischer Energie24,25. Die freie Energie, die durch Kollisionen zwischen ausfallenden Teilchen und der neutralen Atmosphäre im Polarlicht bereitgestellt oder injiziert wird, bedeutet zu Recht, dass das gesamte System zeitweise extrem strukturiert ist und Turbulenzen weit verbreitet sind und sich bis in den cm-Bereich erstrecken26,27. Dann sind übliche Dissipationswege wie Erwärmung durch Partikelaufprall, chemische Effekte und Joulesche Erwärmung nicht die einzigen Prozesse, die für die Dissipation von Energie im System Ionosphäre-Atmosphäre berücksichtigt werden müssen. Während Turbulenzen ausgelöst werden, um Geschwindigkeits-, Dichte- und Temperaturgradienten auszugleichen, werden sie möglicherweise auch zu einem wichtigen Kanal, durch den Energie dissipiert wird.

Schematische Darstellungen der Ionosphäre. Tafel (a) zeigt einen schematischen Schnitt durch die Ionosphäre und zeigt eine Plasmaunregelmäßigkeitsstruktur, die irgendwo in der F-Region beobachtet wurde, mit einer feldsenkrechten (horizontalen) Wellenlänge von 5 km und einer feldausgerichteten (vertikalen) Wellenlänge auf der Größenordnung von 500 km. Ebenfalls angegeben ist die Richtung des Erdmagnetfelds auf der Nordhalbkugel und des ionosphärischen elektrischen Felds am Höhepunkt der E-Region. (Wir nutzen hier die Gelegenheit, um darauf hinzuweisen, dass der nördliche geomagnetische Pol der Erde tatsächlich ein magnetischer Südpol ist, daher die Richtung des schwarzen Vektors in Tafel (a). Tafel (b) zeigt einen schematischen Schnitt durch die Ionosphäre der Erde mit Schwarm-As Die Umlaufbahn wird als durchgezogene schwarze Linie angezeigt, und die zentrale Höhe, in der Icebear 3D kohärente Streuechos erkennt, wird als durchgezogene rote Linie angezeigt. Die Abbildung zeigt, dass Schwarm A die obere F-Region abtastet, während Icebear die Ionosphäre in der Nähe des E-Region-Gipfels abtastet . Tafel (c) zeigt eine schematische Darstellung der Ionosphäre in hohen Breiten von einem Aussichtspunkt direkt über dem magnetischen Nordpol der Erde. In dieser Darstellung befindet sich die Sonne gegen 12 Uhr (Mittag) und die Morgendämmerung (06 Uhr) liegt rechts , während Kreise mit konstanter magnetischer Breite angezeigt werden. Eine Arbeitsdefinition der Polkappe (polwärts von 82\(^\circ\) mlat) und das ungefähre Sichtfeld von Icebear werden in der grünen bzw. roten Linie angezeigt, während sich die Umlaufbahn von Swarm A ergibt eine globale Berichterstattung.

Die Energiedissipation aufgrund von Dichteunregelmäßigkeiten erfolgt über zwei Hauptkanäle28. Eine davon wird typischerweise im Fourier-Raum untersucht und ist die Übertragung von Energie von einer Skala auf eine andere29,30. Hier spricht man von Modenkopplung als einem Mechanismus, der zu einer „Kaskade“ von größeren zu kleineren Maßstäben führt. Irgendwann würde die Kaskade Größenordnungen erreichen, in denen molekulare Prozesse für die Zerstreuung sorgen. Solche molekularen Prozesse werden durch Plasmadiffusion beschrieben. Ein interessanter Punkt, der ursprünglich von 8 angesprochen und von 31 wieder hervorgehoben wurde, ist, dass bei der Einführung instabiler Strukturen in der F-Region das Vorhandensein von Diffusion stark beschleunigt wird, wenn das Plasma eine Verbindung zu einer leitenden E-Region herstellen kann. Dies erfordert zwei Bedingungen, wobei sich die erste auf die beteiligten Skalen bezieht. Die Maßstäbe müssen klein genug sein, damit die Diffusion sie beeinflussen kann, und auch groß genug, um sie bis in die E-Region abbilden zu können. Die andere Bedingung besteht lediglich darin, dass zunächst eine leitende E-Region vorhanden ist. Panel a) von Abb. 1 veranschaulicht diese Kriterien schematisch; Wenn eine einzelne elektrostatische Unregelmäßigkeitsstruktur in der F-Region (schwarzes und rotes Rechteck) in der Lage ist, sich mit einer leitenden E-Region (gelbes Band) zu verbinden, führt eine schnelle ambipolare Diffusion dazu, dass sich die Unregelmäßigkeitsstruktur auflöst. Wenn die feldsenkrechte Wellenlänge dieser unregelmäßigen Struktur (5 km in Abb. 1a) zu kurz ist, ist die feldausgerichtete Wellenlänge anschließend zu kurz, als dass die Struktur bis in den E-Bereich abgebildet werden könnte. Ob eine gegebene Unregelmäßigkeitsstruktur bis in die E-Region kartiert werden kann, hängt von der Leitfähigkeit der Ionosphäre ab, aber eine 5 km lange Struktur, die in etwa 450 km Höhe beobachtet wird, sollte immer bis in die E-Region kartieren9. Im Fourier-Raum beschleunigt sich die turbulente Kaskade, die mit einer dissipierenden elektrostatischen Unregelmäßigkeitsstruktur verbunden ist, auf einer mittleren Skala, und das Unregelmäßigkeitsspektrum wird infolge der erhöhten Dissipation auf kleineren Skalen steiler9,12,13. Wie oben erwähnt, hängt es von der feldsenkrechten Wellenlänge ab, ob die betreffende Unregelmäßigkeit eine Verbindung zur E-Region herstellen kann. Die Frage der Energieinjektion und anschließenden Dissipation wurde in der jüngeren Vergangenheit von verschiedenen Autoren behandelt3,9,32,33 und bleibt ein schwer fassbares Thema.

In dieser Studie präsentieren wir neue Ergebnisse aus der aktiven Region der Ionosphäre in hohen Breitengraden, in denen wir zeigen, dass turbulente Dissipation von Plasmaunregelmäßigkeiten in einem Ausmaß allgegenwärtig ist, dass man nicht von Energieinjektion (die zu Wachstum führt) und Dissipation (was zu führt) sprechen kann Zerfall) als unterschiedliche Phänomene im ionosphärischen Plasma. Während in unregelmäßigen Abständen Energie in das Ionosphäre-Atmosphäre-System gepumpt wird, wird sie gleichzeitig effektiv abgeleitet. Wir zeigen, dass kleinräumige Informationen, in diesem Fall Plasmaturbulenzen, entlang der Feldlinien der Erde zwischen den E- und F-Regionen für Maßstäbe bis hinunter zu 1,5 km kartiert werden. Wir zeigen dies durch drei direkte Verbindungen zwischen dem 3D-Radar von Icebear und den Swarm-Satelliten der ESA, die gleichzeitige Messungen der turbulenten Strukturierung in der E- und F-Region liefern. Anschließend führen wir eine statistische Analyse umfangreicher Datensätze beider Instrumente durch, um die aus den Konjunktionen abgeleiteten Ergebnisse zu untermauern. Wir diskutieren die Ähnlichkeiten zwischen Unregelmäßigkeiten in der Polkappe und solchen in der Polarlichtregion, wo die Leitfähigkeitsdynamik der E-Region das Hauptmerkmal ist, das beide Regionen gemeinsam haben, was darauf hindeutet, dass die elektrische Leitfähigkeit der Ionosphäre eine größere Rolle spielt als bisher Gedanke: Wir vermuten, dass es einen intrinsischen Zusammenhang zwischen Turbulenzen in der F-Region einerseits und der Leitfähigkeit der E-Region andererseits gibt.

Die beiden in der vorliegenden Studie verwendeten Hauptdatensätze sind in Tafel b von Abb. 1 schematisch dargestellt. Der Satellit Swarm A der Swarm-Mission der Europäischen Weltraumorganisation34 umkreist die F-Region der Ionosphäre (durchgezogene schwarze Linie), während der kanadische Eisbär 3D-kohärent ist Streuradar35 untersucht die E-Region der Ionosphäre (durchgezogene rote Linie).

In der F-Region stützen wir uns in der vorliegenden Studie auf die hochauflösenden Plasmadichtebeobachtungen von der Frontplatte des Electric Field Instrument (EFI)36 an Bord von Swarm. Die Umlaufbahnen der Swarm-Satelliten decken in einem 131-Tage-Zyklus alle magnetischen Ortszeiten in einer Höhe von rund 500 km ab. Die 16 Hz Advanced Plasma Density-Berechnungen werden durch den Strom durch die Frontplatte des Satelliten in Verbindung mit der Bordsonde Langmuir erstellt. Wir verwenden diese Beobachtungen, um die spektrale Leistungsdichte (psd) zu berechnen und so Dichtespektren zu erhalten. Wir verlassen uns auf die Erkennung und Charakterisierung von Versteilerungsspektren, Spektren, die einen Bruchpunkt und einen anschließenden Leistungsabfall aufweisen, und verwenden dabei eine Methode, die ausführlich in9,31 dokumentiert ist. Kurz gesagt umfasst die Analyse die automatische Berechnung und Erkennung von Spektren der steiler werdenden Plasmadichte. Für die Dichtespektren selbst verwenden wir eine Methode basierend auf Welchs psd37,38. Um das Vorhandensein spektraler Bruchpunkte zu identifizieren, gehen wir zunächst davon aus, dass der PSD einem Potenzgesetz mit zwei Steigungen entspricht, wobei sich Steigung, auch Spektralindex genannt, auf die Steigung einer logarithmisch linearen Anpassung der Leistung gegenüber der Frequenz bezieht. Um Spektralindizes zu berechnen, passen wir eine stückweise lineare Hermite-Funktion an den Logarithmus des Spektrums an39. Wenn eine spektrale Anpassung an den Logarithmus eines Spektrums einen numerischen Unterschied zwischen der ersten und zweiten Spektralsteigung von mehr als 0,8 zeigt, wobei die zweite Steigung am steilsten ist, schließen wir auf einen mit der Versteilung verbundenen Spektralbruch. Wie in 9 erläutert, muss der spektrale Bruch zwischen den Frequenzen 0,19 Hz und 6,5 Hz gefunden werden, was räumlichen Skalen entlang der Strecke zwischen 39,9 bzw. 1,2 km entspricht. Wir führen die vorangehende Analyse an 60-s-Segmenten der Plasmadichte durch, die in hohen Breiten mit einer Kadenz von 5 s aufgenommen wurden, was bedeutet, dass sich die Spektren stark überlappen. Die ursprüngliche Abtastfrequenz von 16 Hz wird dann auf eine Zeitreihe von Dichtespektren mit einer Auflösung von 5 Sekunden reduziert. Aus dieser Analyse extrahieren und speichern wir den zweiten Spektralindex (kleinskaligen Spektralindex) für die steiler werdenden Spektren.

Drei Konjunktionen zwischen Swarm-Satelliten und Icebear 3D. Die Felder (a, d, g) zeigen das Signal-Rausch-Verhältnis (SNR) des 3D-Echos des Eisbären in einer Farbskala und die Schwarmumlaufbahn in einer schwarzen Linie. Die durchgezogene schwarze Linie entspricht der Umlaufbahnstrecke, die für die Dichtemessungen in den Feldern (b, e, h) verwendet wurde. Die Tafeln (c,f,i) vergleichen die Clusterspektren der E-Region (durchgezogene rote Linie) mit den Dichtespektren der F-Region (durchgezogene schwarze Linie), normiert auf denselben Effektivwert. Schwarze gestrichelte Linien zeigen eine Doppelsteigungsanpassung der Dichtespektren der F-Region, wobei ein weißer Kreis die Position des Bruchpunkts anzeigt. In allen neun Panels stammen die schwarz gefärbten Daten von den Swarm-Satelliten (der 16-Hz-Dichtedatensatz) und die rot gefärbten Daten stammen von Icebear. Beachten Sie, dass sich die Panels (a,d,g) alle vollständig im Sichtfeld von Icebear befinden – die Echoerkennung ist im Allgemeinen zu jedem Zeitpunkt spärlich.

Der andere Datensatz besteht aus Radioechos von 3-m-Dichtegradienten, die durch die Farley-Buneman-Instabilität erzeugt wurden40,41. Icebear oder The Ionospheric Continuous-Wave E-region Bistatic Experimental Auroral Radar mit Sitz in Saskatchewan, Kanada, arbeitet mit einer Frequenz von 49,5 MHz35. Es wurde kürzlich neu konfiguriert, um Echos mit einer beispiellosen räumlichen Auflösung sowohl in der Höhe als auch im Azimut sowie einem weiten Sichtfeld zu erkennen, was zum 3D-Datensatz von Icebear führte42,43. Die in der vorliegenden Studie gezeigten Ergebnisse basieren auf 114 Millionen einzelnen Echos der E-Region, die auf eine Kugelschale 105 km über der Erdoberfläche projiziert werden. Motiviert durch die Art und Weise, wie sich diese Echos auf dieser Schale zu häufen scheinen44, wendet eine neue Analysemethode Zweipunktkorrelationsstatistiken auf Echopopulationen an, was die Schätzung einer Autokorrelationsfunktion für die zweidimensionale Echodichteverteilung20 ermöglicht. Dabei handelt es sich um zwei Dimensionen, die eine Ebene senkrecht zu den magnetischen Feldlinien der Erde bilden. Die räumlichen Korrelationen ergeben wiederum eine neuartige Methode zur Schätzung der spektralen Leistungsdichte der scheinbaren Häufung von FB-Wellen in der Ionosphäre der E-Region. Es ist hier wichtig zu beachten, dass die von Icebear erkannten Unregelmäßigkeiten zwar räumliche Größenordnungen von 3 m haben, wir uns jedoch auf die Tatsache verlassen, dass einzelne kohärente Streuechos das größere Feld der Plasmaunregelmäßigkeiten in der E-Region verfolgen. Es zeigte sich, dass dieses Feld auf allen Skalen zwischen 1,5 und 25 km20 bemerkenswert gut mit der kleinräumigen Strukturierung der von der Aurora erzeugten Strömungen übereinstimmt.

Mit Ausnahme von drei glückverheißenden Konjunktionen, die wir gleich beschreiben werden, überschneiden sich die Zeiträume der beiden in der vorliegenden Studie verwendeten Datensätze nicht. Der 16-Hz-Advanced-Plasmadichtedatensatz enthält nur sporadische Beobachtungen in hohen Breitengraden nach 2020, während die 3D-Datensätze von Icebear keine Beobachtungen vor 2020 enthalten. Die 16-Hz-Schwarmdichtemessungen haben im Jahr 2022 zugenommen, nominale Polarlicht-Elektrojet-Indizes sind für dieses Jahr jedoch noch nicht verfügbar . Die nicht überlappenden aggregierten Ergebnisse stimmen dennoch mit drei direkten Verbindungen zwischen den Instrumenten überein, und wir zeigen, dass beide Datensätze in etwa vorhersagbaren langfristigen Schwankungen (Sonnenzyklus) entsprechen. Der Schwarmdatensatz (F-Region) reicht von Ende 2014 bis 2019, aus dem wir 510.000 Versteilerungsspektren extrahiert haben. Der Icebear-Datensatz erstreckt sich von 2020 bis 2021 und besteht aus 7350 Spektren, wobei jedes Spektrum auf unterschiedlichen Echopopulationen basiert, wobei jede Population zwischen 1000 und 500.000 Echos enthält.

Für den Vergleich zwischen Schwarm und Eisbär vergleichen wir Beobachtungen in der nächtlichen Polarlichtregion, die die Einsatzzeiten und das ungefähre Sichtfeld von Eisbär darstellt. (Der Betrieb von Icebear ist aus Kostengründen weitgehend auf die Nachtseite beschränkt – das Sichtfeld von Icebear liegt tagsüber normalerweise äquatorwärts der Polarlichter am Tag.) Wir definieren die Polarlichtregion auf der Nachtseite als auf 60\(^\circ\) begrenzt. und 70\(^\circ\) magnetischer Breite (mlat) und zwischen 18 und 06 Uhr magnetischer Ortszeit (mlt), wobei wir das höhenangepasste korrigierte geomagnetische Koordinatensystem verwenden, um geomagnetische Koordinaten zu berechnen45. Während wir sowohl In-situ- als auch bodengestützte Instrumente verwenden, um die Polarlichtregion zu charakterisieren, analysieren wir auch Schwarm-basierte F-Regionsmessungen von der Polkappe (polwärts von 82\(^\circ\) magnetischer Breite, durchgezogene grüne Linie in Abb. 1c). In der vorliegenden Studie verwenden wir nur Daten von der nördlichen Hemisphäre, wo sich Eisbär befindet, aber die hier berichteten In-situ-Ergebnisse sind mit der südlichen Hemisphäre vergleichbar9, Abbildung 2 darin.

Abbildung 2 stellt die beiden verwendeten Instrumente vor und zeigt die einzigen drei Konjunktionen, die zwischen Icebear und einem Swarm-Satelliten identifiziert wurden. Jede Zeile entspricht einer Konjunktion, während jede Spalte die unterschiedlichen Messungen der beiden Instrumente zeigt. Die linke Spalte (Felder a, d und g) zeigt die 3D-Echoverteilung von Icebear, wobei das Signal-Rausch-Verhältnis (SNR) in dB mit einer Farbskala ausgedrückt wird, und die Umlaufbahn eines Swarm-Satelliten wird mit a dargestellt durchgezogene schwarze Linie. Die mittlere Spalte (Felder b, e und h) zeigt dann Zeitreihen der Plasmadichte, wie sie von Swarm während der betreffenden Konjunktion beobachtet wurden, einem Zeitraum von 75 Sekunden bei jeder Konjunktion.

Die rechte Spalte (Felder c, f und i) zeigt einen direkten Vergleich zwischen dem F-Region-Dichtespektrum (schwarz, gemessen von Swarm) und dem E-Region-Clusterspektrum (rot, gemessen von Icebear). Die untere x-Achse zeigt die Wellenzahl k und die obere x-Achse zeigt r, die räumliche Skala, die jeder Wellenzahl zugeordnet ist: \(k~=~2\pi /r\). Das Clusterspektrum von Icebear ist ein inhärentes räumliches Spektrum und wird natürlich als Funktion von k ausgedrückt. In-situ-Spektren von Swarm hingegen sind zeitliche Spektren, die aus einer Fourier-Analyse von Zeitreihen abgeleitet wurden. Diese werden in räumliche Spektren umgewandelt, indem davon ausgegangen wird, dass das Plasma in Bezug auf das Raumfahrzeug stationär ist. Da die Umlaufgeschwindigkeit eines Satelliten in einer erdnahen Umlaufbahn etwa 7,6 km/s beträgt, wird diese Annahme normalerweise zutreffen, könnte jedoch bei extrem schneller Plasmakonvektion (in der Größenordnung von einigen km/s) scheitern. Für solche zeitlich-räumlichen Leistungsspektren lautet die Umrechnungsformel dann \(r~=~v_{sc}/f\), wobei \(v_{sc}\) die Geschwindigkeit des Raumfahrzeugs in Bezug auf die Erde ist, und f ist die Abtastfrequenz des betreffenden In-situ-Instruments. In den Diagrammen der rechten Spalte nutzen wir diese Beziehung zwischen den Spektren der E- und F-Region, nämlich den räumlichen Maßstab, aus und zeichnen die beiden Spektren auf derselben x-Achse auf. Wir normalisieren die Dichtespektren mit dem Effektivwert der Clusterspektren. Der Grund für die Normalisierung der Größen durch einen konstanten Wert besteht darin, die Steigungen zwischen den beiden grafisch dargestellten Werten äquivalent zu machen. Als Gegenleistung für den Verzicht auf Informationen über die relative Stärke zwischen den Zeitreihen können wir uns nun auf die relativen Unterschiede und Ähnlichkeiten zwischen den beiden konzentrieren.

Die rechte Spalte von Abb. 2 zeigt, dass alle drei Konjunktionen eine bemerkenswert konsistente formmäßige Übereinstimmung zwischen den Leistungsspektren der F- und E-Region für kleine räumliche Maßstäbe (\(<8\) km) aufweisen, bei denen einzelne Merkmale vorliegen spiegeln sich zeitweise sowohl in den Spektren der E- als auch der F-Region wider. Andererseits unterscheiden sie sich bei den größeren räumlichen Skalen alle drastisch, was möglicherweise auf eine charakteristische Übergangsskala hinweist. In allen drei F-Region-Dichtespektren identifizieren wir klare Bruchpunkte, und im Fall der Konjunktionen vom 22. Mai 2022 und 28. August 2021 liegt der Bruchpunkt auf der Übergangsskala.

Die Anpassung des Spektralindex (Steigung) zwischen den beiden verschiedenen Spektren hat die Hauptkonsequenz, dass es bestimmte turbulente Größen in den stochastischen Prozessen sowohl in der unteren als auch in der oberen Ionosphäre gibt, die abgebildet werden, gleichzeitig beobachtet werden und im Idealfall nahezu identisch sind Fall. Der Spektralindexwert, auf den sich die Regionen einigen, liegt tendenziell im dissipativen Bereich, wie in Abb. 2, und im Allgemeinen, wie wir bald zeigen werden. Es ist daher verlockend, den Schluss zu ziehen, dass die formmäßige enge Übereinstimmung zwischen den Spektren von den dissipativen Prozessen abhängt. Für die Skalen, die in der F-Region als träge gelten (\(>8\) km), sind die Clusterspektren der E-Region durchweg steiler als die der F-Region. Es bleibt abzuwarten, ob diese Unstimmigkeit für Skalen unterhalb der Haltepunktskala außerhalb eines Gültigkeitsbereichs der Methode liegen könnte. Da jedoch ein besonderer Schwerpunkt auf der Bruchpunktskala im Bereich der Übereinstimmung liegt (die rein physikalischer Natur sein sollte), könnte die Unstimmigkeit im Spektralindex auf eine charakteristische Nichtkartierung in größeren Maßstäben hinweisen.

Langfristige Trends bei der spektralen Versteilung der Dichte in der Polkappe der F-Region. Der Kreisdatenpunkt stellt den mittleren Spektralindexwert im kleinen Maßstab in einer Carrington-Rotation in allen polwärts von \(82^\circ\) mlat beobachteten Versteilerungsspektren dar, wobei vertikale Fehlerbalken der Variation (Standardabweichung) innerhalb der Carrington-Rotation entsprechen. Eine dicke gestrichelte schwarze Linie zeigt die Anpassung von Gl. (2) und eine durchgezogene schwarze Linie zeigt die Anpassung einer Summe von Gleichungen. (1) und (2). Beachten Sie, dass wir hier absolute Werte für die Spektralindizes anzeigen, was bedeutet, dass zunehmend positive Werte einer Versteilung entsprechen. Ein grün schattierter Bereich zeigt die Anzahl der Sonnenflecken. Die Ausdehnung des schattierten Bereichs entspricht einer Perzentilzahl von 5 % und 95 % der Sonnenflecken für jede Carrington-Rotation.

Aufgrund der fehlenden kontinuierlichen Schwarm-16-Hz-Datenabdeckung in den Jahren 2021 und 2022 sind Konjunktionen wie die in Abb. 2 spärlich. Das obige Argument bedarf jedoch einer größeren Menge an Beweisen, um es zu untermauern. Wie bereits erwähnt, besteht unser oberstes Ziel darin, den spärlichen Satz von Konjunktionen durch einen statistischen Vergleich zwischen den beiden Datensätzen zu ergänzen. Bevor wir dies tun, müssen wir jedoch kurz die Natur der steiler werdenden Dichtespektren der F-Region in der Polkappe diskutieren, da die Dichtespektren dieser beiden Regionen weitgehend die gleiche Spektralform aufweisen (siehe Abbildung 2 in 9). Abbildung 3 in der vorliegenden Arbeit zeigt in schwarzen Kreispunkten jeweils den mittleren kleinräumigen Spektralindex für jede 27-tägige Rotationsperiode der Sonne (auch Carrington-Rotationen genannt) für die gesamte Polkappe. Fehlerbalken kennzeichnen die oberen und unteren Quartilverteilungen in jeder Carrington-Rotation. Darüber hinaus passen wir eine überwiegend saisonale Funktion an die Daten an. Hier greifen wir auf eine lineare Anpassung zwischen dem Zenitwinkel der Sonne an jedem Messpunkt und dem Spektralindex zurück9,

a und b sind Parameter, die durch nichtlineare Minimierung der kleinsten Quadrate der Funktionen ermittelt werden. Die durchgezogene schwarze Linie in Abb. 3 ist der durchschnittliche Zenitwinkel der Sonne in der Polkappe (Z), multipliziert mit einer Steigung a und einem Achsenabschnitt b, wobei ein zusätzlicher Trend des Sonnenzyklus hinzugefügt wurde:

Dabei sind \(\mu\) und \(\sigma\) der Median bzw. die Standardabweichung des langfristigen 1-Wochen-Median-Polarkappen-Spektralindex, t ist die Anzahl der seit dem 0. Januar des Jahres 0 verstrichenen Tage und \(\theta _0\) ist eine Phasenverschiebung, die einfach das Funktionsminimum auf das Ende des Jahres 2019 verschiebt. Zur Veranschaulichung der tatsächlich beobachteten Trends im Sonnenzyklus und zur Validierung von Gl. (2) zeigen wir mit dem grün schattierten Bereich in Abb. 3 die mittlere Sonnenfleckenzahl in jeder Carrington-Rotation entlang der rechten y-Achse. Obwohl die gestrichelte schwarze Linie in Abb. 3 (Gl. 2) an die Spektralindexdaten angepasst ist, gelingt es ihr, die langfristigen Sonnenfleckentrends bemerkenswert gut zu erfassen. Genauer gesagt ist die Summe der Gleichungen. (1) und (2) passen bemerkenswert gut zu den Spektralindexbeobachtungen der F-Region-Polkappe und zeigen, dass die spektrale Versteilerung (der Indexwert oder die Steigung) selbst in der F-Region-Polkappe stark saisonabhängig ist, mit einem deutlichen, aber bescheidenen Trend zum Sonnenzyklus.

Langfristige Trends bei der spektralen Versteilung der Dichte im nächtlichen Polarlicht. Die Datensätze der F-Region und der E-Region insgesamt für die Polarlichtregion, mit den Beobachtungen von Swarm A in Schwarz und den Beobachtungen von Icebear in Rot, beide basieren auf Beobachtungen innerhalb der nachtseitigen Polarlichter (Abb. 1c). Jeder Schwarm-A-Datenpunkt stellt den mittleren Spektralindexwert im kleinen Maßstab in einer Carrington-Rotation dar, wobei vertikale Fehlerbalken der Variation (Standardabweichung) innerhalb der Carrington-Rotation entsprechen. Jeder Icebear-3D-Datenpunkt stellt die Steigung des mittleren Spektrums dar, das in jeder Carrington-Rotation gefunden wurde, wobei Fehlerbalken die Variation (Standardabweichung) in den einzelnen Spektralindizes für diesen Zeitraum angeben. Der Trend des Sonnenzyklus wird mithilfe von Gl. angepasst. (2), nur für die Icebear-Daten (rot). Ein grün schattierter Bereich zeigt die Anzahl der Sonnenflecken. Die Ausdehnung des schattierten Bereichs entspricht einer Perzentilzahl von 5 % und 95 % der Sonnenflecken für jede Carrington-Rotation.

Dies steht in krassem Gegensatz zum Verhalten der Spektralindizes der Polarlichtregion (Abb. 4), das eine äquivalente Langzeitanalyse zeigt, die auf Daten der nächtlichen Polarlichter angewendet wird (roter Kasten in Abb. 1c). Dabei sind keine jahreszeitlichen Abhängigkeiten erkennbar, sondern ein etwa gleicher Verlauf des Sonnenzyklus. Um genau zu sein, geht in den Fehlerbalken in Abb. 4 jeglicher saisonale Trend verloren, der, wie wir in Abb. 5 unten beweisen, tagesaktuelle Schwankungen darstellt, die durch Änderungen der geomagnetischen Aktivität verursacht werden.

Bevor wir auf die Grundursache der in den Abbildungen dargestellten Trends eingehen, 3 und 4 müssen wir die roten Datenpunkte in Abb. 4 einführen: die Icebear-3D-Daten. Wir sammeln 7350 E-Region-Clustering-Spektren aus der Polarlichtregion, die in den Jahren 2020 (teilweise) und 2021 auftreten. Abbildung 4 zeigt in Rot das mittlere Clustering-Spektrum für alle in einer Carrington-Rotation gemessenen Spektren. Wie bereits erwähnt, gibt es kaum direkte Überschneidungen zwischen den Datensätzen, aber die Trends in der Sonnenfleckenzahl (grün schattierter Bereich, Gleichung 2 in gestrichelter schwarzer Linie) bieten einen Kontext, in dem die Anpassung des Sonnenzyklus möglicherweise langfristige Trends in beiden Datensätzen erfassen kann , obwohl die vom Schwarm gemessenen Datenpunkte größtenteils leicht über der Anpassung erscheinen. Die Implikation ist, dass wir die beiden unterschiedlichen Größen als Messungen derselben zugrunde liegenden Größe in der Natur betrachten, was wiederum eine feldorientierte Abbildung bestimmter turbulenter Eigenschaften impliziert.

Der Grund für die beobachteten saisonalen Trends in Abb. 3 ist klar31. Stark magnetisierte Elektronen werden im Erdmagnetfeld faktisch eingefroren. Die Bewegung der Ionen induziert dann ein ambipolares elektrisches Feld, das die sonst schnelle Ionendiffusion stark verlangsamt. In der Polkappe schließt im Sommer eine hohe Pedersen-Leitfähigkeit der E-Region das ambipolare elektrische Feld aus, das mit Plasmaunregelmäßigkeiten der F-Region verbunden ist, was dazu führt, dass das Plasma mit der hohen Diffusionsrate der Ionen senkrecht statt mit der ausgeglichenen ambipolaren Diffusionsrate diffundiert. Andererseits kann im Polarwinter die Leitfähigkeit der E-Region vernachlässigbar werden, was zu einer langsamen ambipolaren Diffusion führt. Die periodische Zunahme und Abnahme des Unregelmäßigkeitsabfalls wird durch den variierenden kleinräumigen Spektralindex der F-Region deutlich, wie er von Swarm A gemessen wird: Wenn die ambipolare Diffusion im Sommer zunimmt, neigen die Dichtespektren der F-Region dazu, erheblich steiler zu werden, beginnend bei etwa 2,3 im Winter auf etwa 3,2 im Sommer (Abb. 3). Dies zeigt, dass der kleinräumige Spektralindex effektiv zur Messung des Ausmaßes saisonaler Änderungen der Pedersen-Leitfähigkeit der Polkappen verwendet werden kann.

Entscheidend ist, dass die Pedersen-Leitfähigkeit in der Polkappe weitgehend vom Zenitwinkel der Sonne abhängt. Wenn wir die Situation umdrehen, könnten wir vermuten, dass die spektralen Indizes kleinräumiger dissipierender Unregelmäßigkeiten inhärent mit Änderungen der Pedersen-Leitfähigkeit der Ionosphäre zusammenhängen. Dieses Argument wird durch die allgemeine Ähnlichkeit zwischen Dichtespektren in der Polkappe und im nächtlichen Polarlicht gestützt, wie wir in einer früheren Studie berichteten: F-Region-Dichtespektren aus diesen beiden Sektoren zeigen die gleichen statistischen Eigenschaften, im Durchschnitt jedoch mehr oder weniger identische Spektralformen (siehe Abbildung 2 in9). Da die Leitfähigkeitsdynamik eindeutig für die Versteilerung in der Polkappe verantwortlich ist (Abb. 3), ist es vernünftig anzunehmen, dass die Erhöhung der Leitfähigkeit im E-Bereich ebenfalls eng mit der spektralen Versteilung verbunden ist, die im nächtlichen Polarlicht zu sehen ist (Abb. 4). Dort befindet sich die Ionosphäre, wie bereits erwähnt, normalerweise im Dunkeln, und die Ionisierung in Höhen der E-Region ist auf die Ausfällung hochenergetischer Partikel zurückzuführen46,47.

Wie Dichtespektren der F-Region auf den Sonnenzenitwinkel und die Polarlichtaktivität reagieren. Tafel (a) zeigt den Anteil der F-Region-Dichtespektren, die in jedem Sonnenzenitwinkelbereich eine Versteilung aufweisen, für das nächtliche Polarlicht (Kreise) und die Polkappe (Quadrate). Tafel (b) zeigt ebenfalls den Anteil der F-Region-Dichtespektren, die in jedem SME-Index-Bin eine Versteilung aufweisen.

Wenn die spektrale Versteilung in der Polarlichtregion größtenteils durch Partikelniederschläge verursacht wird, sollten wir einige klare Abhängigkeiten von der geomagnetischen Aktivität erkennen. Wir wenden uns hier den geomagnetischen Indizes zu. Der Supermag (sme)-Index ist ein aktueller Polarlicht-Elektrojet-Index48, der nachweislich gut mit der gesamten integrierten nachtseitigen Polarlichtleistung korreliert49. In Abb. 5 stellen wir die Reaktion in den Dichtespektren der F-Region auf sich ändernde Sonnenzenitwinkel und Polarlichtaktivität dar. Tafel (a) zeigt die Abhängigkeit der spektralen Versteilung der F-Region von der Änderung des Zenitwinkels der Sonne, entsprechend Änderungen in der solaren EUV-Photoionisierung, für das nächtliche Polarlicht und die Polkappe. Panel (b) zeigt die Abhängigkeit in derselben Größe als Funktion des KMU-Index für beide Regionen. Wir sehen, dass, während der Anteil der steiler werdenden Spektren in der Polkappe dramatisch zunimmt, wenn der Zenitwinkel 90\(^\circ\) (den Sonnenterminator) überschreitet, es in den Polarlichtdatenpunkten auf der Nachtseite keine solche Bewegung gibt. Mit anderen Worten: Die EUV-Photoionisierung durch die Sonne hat keinen Einfluss auf die spektrale Versteilung im Polarlichtplasma. In Bild (b) ist die Situation jedoch umgekehrt: Die Dichtespektren der Polkappen werden nicht wesentlich steiler, wenn die geomagnetische Aktivität zunimmt, während die Spektren aus der Polarlichtregion eine noch dramatischere Versteilerung erfahren, und zwar ab etwa 20 %, wenn der SME-Index darunter liegt 70 nT, bis etwa 90 % für die am stärksten gestörten Bedingungen (SME-Index \(>1000\) nT). Nebenbei erwähnen wir hier, dass der Zenitwinkel der Sonne und der SME-Index nicht korrelieren. Der Zenitwinkel der Sonne (an einem festen Punkt auf der Erde) hängt nur von der Zeit ab, mit klaren täglichen und saisonalen Abhängigkeiten. Der SME-Index hingegen misst die nächtlichen Hall-Ströme und verfolgt die geomagnetische Aktivität. Allerdings führt der Russel-McPherron-Effekt aufgrund der Dipolneigung der Erde zu einer geringfügigen Abhängigkeit zwischen den beiden Größen50. Der Russel-McPherron-Effekt bedeutet, dass die Tagundnachtgleiche eine erhöhte geomagnetische Aktivität aufweist51, was an sich keine offensichtlichen Abhängigkeiten vom Zenitwinkel der Sonne im SME-Index hervorrufen sollte.

Zurück zu den Abb. Aus den Abbildungen 3 und 4 kommen wir zu dem Schluss, dass in jeder Carrington-Rotation in diesen Abbildungen die tägliche Variation der geomagnetischen Aktivität die Ursache für die mit den vertikalen Fehlerbalken verbundenen Variationen ist. Darüber hinaus hat die Variation der geomagnetischen Aktivität einen viel größeren Einfluss auf die Beobachtungen in der Polarlichtregion, wo sich die meisten hochenergetischen Teilchen befinden, als in der Polkappe. Daher sind die Polkappen-Fehlerbalken in Abb. 3 klein, was eine verringerte Tendenz hochenergetischer Teilchen widerspiegelt, eine E-Region-Ionisation zu verursachen, wie auch in Abb. 5b gezeigt.

Der steile Anstieg der weißen Kreispunkte in Abb. 5b weist darauf hin, dass die allgemeine Versteilerung der F-Region-Dichtespektren in der Polarlichtregion stark von der hohen Polarlichtaktivität abhängt, was darauf hindeutet, dass die Polarlichter oder Partikel, die mit Teilsturminjektionsereignissen verbunden sind, die Ursache sind Variabilität in den spektralen Eigenschaften dort. Welchen Einfluss hat dann die Polarlichtaktivität auf die Spektralformen in unseren beiden Datensätzen, einschließlich des E-Region-Clusterspektrums? In Abb. 6 zeigen wir zwei spektrale Eigenschaften, gruppiert durch den SME-Index, für beide Datensätze im nächtlichen Polarlicht. Panel (a) zeigt den kleinräumigen (\(<8\) km) Spektralindex für die Dichtespektren der F-Region (schwarze Kreise) und die Clusterspektren der E-Region (rote Hexagramme) von der Anpassung der Spektralsteigungen an den Mittelwert Spektren in jedem Bin und mit vertikalen Fehlerbalken, die die Variabilität der einzelnen Spektralindizes angeben. Während wir sehen, dass sich der kleinräumige Spektralindex über das Intervall hinweg kaum ändert, stellen wir fest, dass die beiden Datensätze ähnlich auf sich ändernde Polarlichtaktivität reagieren: Sehen Sie sich die gemeinsame Spitze am letzten Sme-Index-Bin an. Im weiteren Verlauf zeigt Panel (b) die gesamte Dichteschwankung in den Spektren der F-Region (schwarze Kreise) und die gesamte Clusterschwankung in den Spektren der E-Region an, wobei wir Medianwerte für jedes SME-Index-Bin vertikal anzeigen Fehlerbalken, die die oberen und unteren Quartilverteilungen in jedem Bin darstellen. Die Varianz wird hier als gesamter integrierter psd berechnet, der auch als quadratischer Mittelwert (rms) bezeichnet wird, wobei wir die Spektren zwischen 1 und 25 km für Schwarm A und zwischen 1,5 und 25 km für Eisbär 3D (der kleinste verfügbare Maßstab für) integrieren Clustering-Spektren beträgt 1,5 km). Einfach ausgedrückt ist rms die Fläche unter dem Diagramm, das psd anzeigt, eine Größe, die leicht aus den Spektren der F- und E-Region extrahiert werden kann. Beachten Sie, dass die Einheiten entlang der y-Achse hier willkürlich sind, da der Cluster-Effektivwert entlang der y-Achse verschoben wurde, um den Vergleich der SME-Index-Abhängigkeiten zu erleichtern. Diese Normalisierung ist im Wesentlichen eine Multiplikation mit einer konstanten Zahl, sodass die Form der beiden Kurven in Abb. 6 direkt verglichen werden kann. Hier sehen wir eine klare Reaktion der Daten auf sich ändernde Polarlichtaktivitäten. Die SME-Index-Abhängigkeit, die durch die Dichtevarianz der F-Region angezeigt wird, stimmt eng mit der Clustering-Varianz der E-Region überein, bis hin zu dem Rückgang, der auftritt, wenn der SME-Index etwa 1000 nT beträgt.

Durch geomagnetische Aktivität bedingte spektrale Eigenschaften im nächtlichen Polarlicht. Panel (a) zeigt den Spektralindex im kleinen Maßstab, während Panel (b) die gesamte integrierte Leistung (rms) zeigt, beide nach SME-Index gruppiert und beide zeigen die F-Region-Dichtespektren in schwarzen Kreisen und die E-Region Clustering-Spektren in rot gefüllten Hexagrammen, wobei Fehlerbalken die oberen und unteren Quartilverteilungen angeben. Der Effektivwert in Tafel (b) wird durch Integration von psd über ein ähnliches Frequenz-/Wellenzahlintervall für beide Instrumente erhalten. Die Integration erfolgt für Schwarm A zwischen 1 und 25 km und für Eisbär 3D zwischen 1,5 und 25 km.

Die in Abb. 6 erkennbare enge Übereinstimmung ist bemerkenswert, da sich die beiden Datenbanken zeitlich nicht überschneiden und einzelne große Ereignisse daher nicht für die beobachteten Merkmale verantwortlich sein können. Die enge Übereinstimmung im Spektralindex (\(\sim -2,6\)) spiegelt sich auch weitgehend in den Konjunktionen wider, die in Abb. 2 dargestellt sind, und in den Spektren der steiler werdenden Dichte in hohen Breitengraden im Allgemeinen9. Solche steilen Spektralindizes sind mit unregelmäßiger Dissipation oder turbulenter Diffusion verbunden13. Die gemeinsamen Merkmale für SME-Index-Bins von mehr als 1000 nT, die wir in beiden Feldern von Abb. 6 beobachten, könnten dadurch verursacht werden, dass sich der äquatorwärts gerichtete Teil des Polarlichtovals aus dem Sichtfeld von Icebear bewegt, dank der Ausdehnung des Ovals mit zunehmender Vergrößerung geomagnetische Aktivität. Da sich die Morphologie des Polarlichts zwischen den polwärts und äquatorwärts gerichteten Grenzen des Polarlichtovals unterscheidet, ist es wahrscheinlich, dass sich die beobachteten spektralen Eigenschaften ändern.

Die natürlichste Erklärung für die steiler werdenden Dichtespektren in der Polarlichtzone ist die turbulente Umverteilung der Energie durch die Zunahme von Instabilitäten auf einigen größeren Skalen und die anschließende beschleunigte Rückkehr zum Gleichgewicht12,13,52. Diese Interpretation wird durch die Abbildungen stark gestützt. 5b und 6b, wo sowohl der Anteil der steiler werdenden Dichtespektren als auch die Gesamtdichtevarianz von der geomagnetischen Aktivität abhängen. Wie Abb. 6a zeigt, bleibt der Spektralindex im kleinen Maßstab jedoch im klassisch als „dissipatives Regime“ bezeichneten Zustand gleich. Eine mögliche Interpretation des Vorstehenden ist, dass ein gemeinsamer Treiber, z. B. der magnetosphärische Teilsturmzyklus, das Wachstum der Turbulenzen in der E-Region durch die Injektion hochenergetischer Teilchen vorantreibt. Anschließend geht die Turbulenz aufgrund von Leitfähigkeitssteigerungen in einen dissipativen Bereich über, Verbesserungen, die tatsächlich durch die ausfallenden Partikel selbst verursacht werden9,21,23,46. Die beobachteten Dichteunregelmäßigkeiten in der F-Region hängen dann weitgehend davon ab, was in der E-Region vor sich geht.

Die Abbildungen 2, 4 und 6 stimmen alle überein: Die E- und F-Regionen und damit die gesamte Höhensäule der Ionosphäre zeigen bemerkenswert ähnliche turbulente Eigenschaften im kleinen Maßstab. Das in den drei Konjunktionen in Abb. 2 dargestellte Verhalten wird durch die statistischen Aggregate bestätigt, obwohl sich diese zeitlich nicht überschneiden. Daraus lässt sich schließen, dass bei einer leitenden E-Region immer dann, wenn eine kleinräumige turbulente Struktur in der F-Region beobachtet wird, diese auch in der E-Region beobachtbar sein sollte. Abbildung 2 zeigt deutlich, dass dies für Maßstäbe von nur 1,5 km gilt, Fluktuationsmaßstäbe, die für GNSS-Szintillationen günstig sind53,54,55,56,57. Unsere Ergebnisse deuten dann darauf hin, dass solche Radioszintillationen durchaus in der E-Region in hohen Breiten entstehen könnten58,59.

Während die spektrale Übereinstimmung auf kleineren Skalen offensichtlich ist, ist die Unstimmigkeit auf den größeren Skalen, die in Abb. 2 dargestellt ist, ein wichtiges Ergebnis: Die Spektren der E-Region weisen Spektralindizes im dissipativen Bereich für das gesamte Skalenintervall auf, während die F-Region Spektren tun dies nur unterhalb des Haltepunkts. Tatsächlich tendiert der anfängliche Spektralindex (über dem Bruchpunkt) sowohl für die Polkappe als auch für die Polarlichtregion in Richtung −5/39. Wir sehen dann eine deutliche Diskrepanz für Skalen, die größer als der F-Region-Breakpoint sind. Die vertikale Abbildung hängt explizit sowohl von der Hall- als auch von der Pedersen-Leitfähigkeit9 ab, Leitfähigkeiten, die auch die mit dem \(\sim -2,6\)-Spektralindex31 verbundene Unregelmäßigkeitsdissipation verursachen. Auf dieser Grundlage können wir spekulieren, dass die Leitfähigkeitsdynamik für die in Abb. 2 dargestellte großräumige Diskrepanz verantwortlich ist, das Thema muss jedoch noch weiter untersucht werden.

Wie bereits erwähnt, sind die Spektren der steiler werdenden Dichte in der Polkappe und in der Polarlichtregion grundsätzlich ähnlich. Allerdings macht Abb. 5 deutlich, dass die beiden Regionen völlig unterschiedliche Treiber aufweisen. Das gemeinsame Merkmal ist die Pedersen-Leitfähigkeit; In der Polkappe werden die Leitfähigkeitsverbesserungen durch solare EUV-Photoionisierung erreicht, während sie in der nachtseitigen Polarlichter durch hochenergetische Elektronenausfällung erreicht werden. Kombinieren Sie dies mit den spektralen Bruchpunkten der F-Region, die auf der \(\sim\)km-Skala gefunden werden, und wir werden dazu geführt, eine Hypothese über die Natur der turbulenten Strukturierung aufzustellen, die wir in der gesamten nördlichen Ionosphäre hoher Breitengrade beobachten.

Die Instabilität des Gradientendrift-Austauschs wird durch Dichtegradienten ausgelöst und führt durch Ladungstrennung und anschließende elektrische Polarisationsfelder zu einer \(\varvec{E}\times \varvec{B}\)-Drift, die die Dichtegradienten, die sie ausgelöst haben, verstärkt3 ,31. Die Wachstumsrate dieser Instabilität begünstigt kleine Maßstäbe (\(\sim ~1\) km)3 und es ist durch nichtlineare Simulationen bekannt, dass sie einen spektralen Bruchpunkt bei Maßstäben zwischen 2 und 3 km verursacht60. Darüber hinaus weist die Tatsache, dass die steiler werdenden Polkappendichtespektren auf kleinen Skalen im Wesentlichen denen der nachtseitigen Polarlichter ähneln, auf einen Instabilitätsmechanismus hin, der unabhängig vom Partikelniederschlag funktioniert.

Unabhängig davon, welcher Instabilitätsmechanismus für die beobachtete turbulente Strukturierung verantwortlich ist, ist die in der vorliegenden Studie berichtete enge Übereinstimmung zwischen der E- und F-Region ein Beweis für die Rolle der Leitfähigkeitsdynamik bei der Entstehung dieser Instabilitäten. Obwohl wir keine E-Region-Beobachtungen von der Polkappe haben, ist die vertikale Kartierung kleinräumiger Informationen zwischen der E- und F-Region im vorliegenden Polarlichtdatensatz allgegenwärtig.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass wir durch eine umfassende Analyse der von Swarm A gemessenen In-situ-Dichtespektren der F-Region zusammen mit den von Icebear 3D gemessenen Clusterspektren der bodengestützten E-Region mehrere Entdeckungen gemacht haben:

Die Dichtespektren der F-Region sind eng mit den Clusterspektren der E-Region verknüpft, sowohl in der Spektralform als auch in der gesamten spektralen Leistung. Die beiden Größen stammen aus völlig unterschiedlichen Analysen; Ersteres basiert auf Plasmadichteschwankungen in der Ionosphäre auf der Oberseite und Letzteres charakterisiert die Tendenz von 3-m-FB-Wellen, sich in der Ionosphäre auf der Unterseite zu sammeln. Daher ist dieser Befund an sich schon bemerkenswert. Es zeigt, dass das ionosphärische Unregelmäßigkeitsfeld entlang der gesamten Höhensäule für die betrachteten Maßstäbe (zwischen 1,5 und 25 km) ähnliche statistische Eigenschaften aufweist und dass die Häufung von 3-m-FB-Wellen in der E-Region eng der Unregelmäßigkeit der Plasmadichte folgt Feld.

Während die Unregelmäßigkeitsleistung der Polarlichtzone mit der geomagnetischen Aktivität zunimmt, bleiben die Spektralindizes fest im klassischen dissipativen Bereich – dies gilt sowohl für die E- als auch für die F-Region. In den vorliegenden Datenbanken sind E-Region-Ionisation, Unregelmäßigkeiten und Unregelmäßigkeitsdissipation allgegenwärtig und schwer zu trennen. Wir interpretieren dies so, dass das Wachstum turbulenter Strukturen in der Polarlichtregion tendenziell mit einer Ionisierung der E-Region und der daraus resultierenden Dissipation einhergeht. Unter Berücksichtigung des vorherigen Punktes stellen wir fest, dass diese turbulente Unregelmäßigkeitsdissipation sowohl im E-Bereich als auch im oberen F-Bereich zusammenwirkt und beweist, dass das turbulente Energiebuch für die kleinen Maßstäbe vertikal entlang der Höhensäule abgebildet ist.

Das gemeinsame Merkmal der steiler werdenden Dichtespektren in der Polkappe und dem nächtlichen Polarlicht sind Verbesserungen der Pedersen-Leitfähigkeit, was darauf hindeutet, dass die Leitfähigkeitsdynamik der E-Region bei der Erörterung von Plasmaunregelmäßigkeiten in hohen Breitengraden genau berücksichtigt werden sollte.

Die 3D-Echodaten von Icebear für 2020 und 2021 werden mit DOI 10.5281/zenodo.7509022 veröffentlicht. Daten der Swarm-Mission der Europäischen Weltraumorganisation können von der Webseite https://swarm-diss.eo.esa.int/ heruntergeladen werden. Auf Supermag-Daten kann unter https://supermag.jhuapl.edu/mag/ zugegriffen werden. Sonnenfleckenzahlen werden von SILSO, World Data Center-Sunspot Number and Long-term Solar Observations, Royal Observatory of Belgium, bereitgestellt und können unter http://www.sidc.be/silso/ abgerufen werden.

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Diese Arbeit ist Teil des LIPS-Projekts (Lifetimes of Ionospheric Plasma Structures) an der Universität Oslo und wird teilweise durch den Research Council of Norway (RCN) Grant 324859 unterstützt. AS erkennt die Finanzierung durch die RCN Grants 326039 und 245683 an. Wir danken der Canadian Space Agency (CSA) [20SUGOICEB], dem John R. Evans Leaders Fund der Canada Foundation for Innovation (CFI) [32117], dem Natural Science and Engineering Research Council (NSERC) und dem International Space Mission Training Program für ihre Unterstützung unterstützt durch das Collaborative Research and Training Experience (CREATE) [479771-2016], das Discovery Grants-Programm [RGPIN-2019-19135]; und die Digital Research Alliance of Canada [RRG-FT2109].

Diese Autoren trugen gleichermaßen bei: Jean-Pierre St-Maurice, Glenn Hussey, Andres Spicher, Yaqi Jin, Adam Lozinsky, Lindsay V. Goodwin, Draven Galeschuk, Jaeheung Park und Lasse BN Clausen.

Fachbereich Physik, Universität Oslo, Oslo, Norwegen

Magnus F. Ivarsen, Yaqi Jin und Lasse BN Clausen

Fachbereich Physik und Technische Physik, University of Saskatchewan, Saskatoon, SK, Kanada

Magnus F. Ivarsen, Jean-Pierre St-Maurice, Glenn Hussey, Adam Lozinsky und Draven Galeschuk

Institut für Physik und Astronomie, University of Western Ontario, London, ON, Kanada

Jean-Pierre St-Maurice

Abteilung für Physik und Technologie, UIT der Arktischen Universität Norwegens, Tromsø, Norwegen

Andres Spicher

Zentrum für solar-terrestrische Forschung, New Jersey Institute of Technology, Newark, NJ, USA

Lindsay V. Goodwin

Korea Astronomy and Space Science Institute, Taejon, Südkorea

Jaeheung-Park

Abteilung für Astronomie und Weltraumwissenschaften, Korea University of Science and Technology, Taejon, Südkorea

Jaeheung-Park

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MFI führte die Analyse durch und verfasste das Manuskript. JPSM, AS, YJ und JP waren bei der Analyse behilflich. GCH, AL und DG haben das ICEBEAR 3D-Radar entworfen und gebaut. Alle Autoren haben das Manuskript überprüft.

Korrespondenz mit Magnus F. Ivarsen.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

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Nachdrucke und Genehmigungen

Ivarsen, MF, St-Maurice, JP., Hussey, G. et al. Gleichzeitige Messung kleiner Plasmaunregelmäßigkeiten in den E- und F-Regionen hoher Breitengrade. Sci Rep 13, 11579 (2023). https://doi.org/10.1038/s41598-023-38777-4

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Eingegangen: 14. April 2023

Angenommen: 14. Juli 2023

Veröffentlicht: 18. Juli 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41598-023-38777-4

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