Anthonio MagalhãesAstrônomos pela primeira vez capturaram evidências visuais da existência de estruturas de plasma tubulares nas camadas interiores da magnetosfera em torno da Terra.
“Há mais de 60 anos, os cientistas acreditavam que essas estruturas existiam, mas ao vê-las pela primeira vez, nós fornecemos evidências visuais que elas estão realmente lá,” Cleo Loi, da Escola de Física na Universidade de Sydney, disse.
Loi é a principal autora desta pesquisa, feita como parte de sua tese de graduação premiada e publicada na revista Geophysical Research Letters.
“A descoberta das estruturas é importante porque elas causam distorções de sinal indesejadas que poderiam, como um exemplo, afetar nossos sistemas civis e militares de navegação por satélite. Então, precisamos entendê-las “, disse ela.
A região do espaço em torno da Terra ocupada pelo seu campo magnético, chamada magnetosfera, é preenchida com plasma criado pela atmosfera sendo ionizado pela luz solar.
A camada mais interna da magnetosfera é a ionosfera, e acima disso está a plasmasfera. Elas são incorporadas com uma variedade de estruturas de plasma de forma estranha, incluindo os tubos.
“Nós medimos sua posição estando a cerca de 600 km acima do solo, na ionosfera superior, e elas parecem estar continuando para cima na plasmasfera. Isso é onde a atmosfera neutra termina, e nós estamos fazendo a transição para o plasma do espaço exterior”, disse Loi.
Usando a matriz Murchison Widefield, um radiotelescópio no deserto da Austrália Ocidental, Loi descobriu que podia mapear grandes áreas do céu e explorar os recursos de fotos rápidas da matriz para criar um filme – capturando eficientemente os movimentos em tempo real do plasma.
Veja a publicação completa de Loi:
Abstrato
A ionização da atmosfera da Terra pela luz solar forma um ambiente de plasma complexo e multicamadas dentro da magnetosfera da Terra, sendo as camadas mais íntimas a ionosfera e a plasmasfera. Acredita-se que a plasmasfera esteja embutida com estruturas de densidade cilíndrica (dutos) alinhadas ao longo do campo magnético da Terra, mas evidências diretas para estas permanecem escassas. Aqui, relatamos a primeira observação direta de grande angular de uma extensa gama de canais alinhados em campo que superam a ionosfera superior e a plasmasfera interna, usando uma nova técnica de imagem baseada no solo. Nós estabelecemos suas alturas e movimentos por rastreamento de recursos e análise de paralaxe. As estruturas são surpreendentemente organizadas, aparecendo como regularmente espaçadas, alternando tubos de sobredensidade e baixas densidades fortemente alinhadas com o campo magnético da Terra.
1. Introdução
A plasmasfera é uma região toroidal dentro da magnetosfera terrestre que é preenchida com plasma da ionosfera, que é uma camada foto-ionizada perto da superfície da Terra [ Goldstein , 2006 ]. A existência de dutos alinhados no campo na plasmasfera é amplamente aceita como a explicação para detecções terrestres de ondas em modo assobador, que podem ser guiadas ao longo de tais ductos [ Ohta et al. , 1996 ; Bakharev et al. , 2010 ]. As interações onda-partícula que aceleram e precipitam partículas na atmosfera ocorrem de forma eficiente dentro desses ductos, De modo que sua existência auxilia na remoção de partículas energéticas da magnetosfera e, desse modo, influencia o acoplamento magnetosférico-ionosférico global e energética [ Sonwalkar , 2006 ]. As propriedades do ducto foram estudadas principalmente através de observações indiretas e terrestres de assobios de fontes naturais (relâmpagos) e transmissores VLF artificiais [ Singh et al. , 1998 ; Ganguli et al. , 2000 ; Clilverd et al. , 2003 ]. Uma vez que as estruturas orientadoras não podem ser detectadas independentemente dos assobiadores, as observações que usam assobiadores gerados por raios são necessariamente intermitentes, e aqueles que usam assobiadores artificiais estão restritos espacialmente. As detecções diretas dos ductos plasmásféricos foram alcançadas por medidas saturadas no satélite [ Sonwalkar et al. , 1994 ], mas essas e também medições indiretas por satélite, como o som [ Darrouzet et al. , 2009 ; Yearby et al. , 2011 ; Karpachev et al. , 2014 ] são fortemente restritas pelos padrões orbitais da nave espacial. As morfologias de duto foram assim difíceis de estabelecer. Yearby et al. , 2011 ; Karpachev et al. , 2014 ] são fortemente restritas pelos padrões orbitais da nave espacial.
A Murchison Widefield Array (MWA) [ Lonsdale et al. , 2009 ; Tingay et al. , 2013 ] é um radiotelescópio de baixa freqüência (80-300 MHz) localizado na Austrália Ocidental a 26 ° 42’12 “S, 116 ° 40’15” E (geográfico) e uma latitude geomagnética de 38,6 ° S (McIlwain L Parâmetro [ McIlwain , 1961 ] de 1.6). Embora principalmente destinado a estudar o cosmos, também é uma sonda exquisitamente sensível do plasma próximo da Terra. Novos conceitos de design incluem seu amplo campo de visão (FoV) e capacidade de imagem de alta cadência. Uma multidão de fontes de rádio celestiais não resolvidas (principalmente galáxias de rádio e quasares) iluminam de volta o plasma, Permitindo que se sonda as flutuações com alta completude espacial, medindo a distribuição angular das mudanças de refração da fonte. Uma vez que os interferômetros medem posições angulares usando diferenças de fase basais, eles são insensíveis ao componente de deslocamento constante da densidade de coluna de elétrons (“conteúdo de elétrons total” (TEC)), o que adiciona uma fase igual a todas as antenas e cancela. Em vez disso, a mudança angular induzida por refração Δ θ de uma fonte de rádio depende do gradiente transversal ∇ ⊥ TEC no TEC em direção à fonte e é dada por [ Thompson et al. , 2001 ] Eles são insensíveis ao componente de deslocamento constante da densidade da coluna de elétrons (“conteúdo de elétrons total” (TEC)), que adiciona uma fase igual a todas as antenas e cancela. Em vez disso, a mudança angular induzida por refração Δ θ de uma fonte de rádio depende do gradiente transversal ∇ ⊥ TEC no TEC em direção à fonte e é dada por [ Thompson et al. , 2001 ] Eles são insensíveis ao componente de deslocamento constante da densidade da coluna de elétrons (“conteúdo de elétrons total” (TEC)), que adiciona uma fase igual a todas as antenas e cancela. Em vez disso, a mudança angular induzida por refração Δ θ de uma fonte de rádio depende do gradiente transversal ∇ ⊥ TEC no TEC em direção à fonte e é dada por [ Thompson et al. , 2001 ]
(1)Aqui e e m e são a carga e massa de elétrons, ε 0 é a permissividade do vácuo, e ν é a freqüência de observação de rádio. O sinal negativo indica que a direção da refração é para diminuir o TEC.
2- Observações e Resultados
Analisamos dados de MWA compreendendo 46 instantâneos, cada um integrado por 2min a uma freqüência de 183MHz em uma largura de banda de 30,72MHz, de um patch de 30 ° × 50 ° (NS × EW) de céu perto de zênite. Estes foram registados durante um intervalo de 1,5 h em 15 de outubro de 2013 entre 1346 e 1517 UTC (horário local da pré-noite), no qual o telescópio estava rastreando as coordenadas celestes RA = 0 °, Dec = -27 ° (J2000). Medimos as mudanças de refração das ~ 1000 fontes celestes visíveis em cada instantâneo de ~ 30 °, ajustando-se às posições das mesmas fontes vistas em cada instantâneo e calculando offsets a partir das posições em tempo médio. Mais detalhadamente, o software de busca de fontes AEGEAN [ Hancock et al. , 2012 ] foi utilizado pela primeira vez para localizar picos de intensidade (fontes de rádio candidato) nas imagens. Nós submetemos as fontes do candidato a uma série de restrições de qualidade e, em seguida, cruzamos o restante com o catálogo nacional de levantamento do céu (VLA) do Observatório de Astronomia de Rádio (NVLA) [ Condon et al. , 1998 ], um banco de dados publicado de fontes de rádio celestiais, mantendo apenas os candidatos com homólogos no NVSS. A correspondência cruzada foi realizada identificando a fonte NVSS mais próxima da fonte candidata dentro do raio de busca (3arc min) e associando-a ao último.
Tomamos a posição de referência de uma fonte, identificada exclusivamente pelo seu nome de catálogo NVSS, para ser a média de suas coordenadas celestes (medida pelo AEGEAN) em todos os instantâneos. Em seguida, para cada instantâneo, calculamos o vetor de deslocamento angular de cada fonte a partir da sua posição de referência. As distribuições desses deslocamentos (equivalentemente o campo gradiente TEC) são mostradas na Figura 1 para vários instantâneos (veja o filme S1 nas informações de suporte para uma animação do conjunto de dados completo). Bandas de setas marcadamente organizadas são visíveis, com uma separação característica de banda de ~ 2 °. Estes refletem um campo de gradiente que oscila espacialmente, implicando bandas alternadas de baixa densidade e sobredensidades. As bandas estão bem alinhadas com o campo magnético da Terra. Tomar a divergência do campo vetorial revela a estrutura do duto mais proeminente. Isso é mostrado na Figura 2 para um instantâneo representativo (veja Movie S2 para uma animação do conjunto de dados completo).
Figura 1.
Os campos vetoriais de deslocamentos de origem celestial para os instantâneos (a) primeiro, (b) médio e (c) últimos, superados com as linhas de campo geomagnético (linhas sólidas pretas) de um único shell L. As posições das linhas de campo foram calculadas com base no modelo de campo de referência geomagnético australiano [ Geoscience Australia , 2010 ] a uma altitude de 600 km. Assumindo ser localmente reto e paralelo, sua aparente convergência surge de uma distorção de perspectiva devido à sua inclinação íngreme (-60 °). O centro de cada seta marca a posição média do tempo (usada como ponto de referência) de uma fonte de rádio celestial e a seta representa o seu vetor de deslocamento. Os comprimentos de seta foram dimensionados para 50 vezes a distância de deslocamento real. Azul e vermelho indicam setas com componentes x positivos e negativos (para o oeste e para o leste), respectivamente. O norte está para cima e o leste é para a esquerda de acordo com a convenção astronômica, e x = y = 0 ° marca a localização do zênite. As unidades ao longo dos eixos x e y correspondem à distância angular através do MWA FoV (1 ° ↔ 10km a 600km de altitude).
O gráfico de divergência de vetor para o instantâneo do meio (ou seja, a divergência do campo vetorial mostrado na Figura 1 b), com a estrutura do duto claramente visível. As regiões de divergência positiva (sobredensidades relativas) são representadas por tons vermelhos-amarelos, enquanto as regiões de divergência negativa (relativa subdensidades) são representadas por tons azul-ciano. O branco representa valores próximos de zero (dentro do FoV) ou não-numéricos (fora do FoV). Linhas de campo geomagnético foram sobre traçadas como linhas sólidas pretas, como para a Figura 1 .
Os deslocamentos medidos exibem uma proporcionalidade λ 2 (Figura 3 a) consistente com a equação (1), onde λ é o comprimento de onda observado. Os movimentos de origem excedem os erros de medição e são geralmente maiores do que a largura da função de espalhamento do ponto do telescópio (119arc seg a 183MHz). As oscilações quase-senousais das fontes de rádio são evidentes; A série temporal de uma fonte, com erros, é mostrada na Figura 3 b. Note-se que as fontes celestiais deriva pelo céu muito mais rápido do que as estruturas, que são quase estacionárias acima da MWA. Seu gradiente TEC característico (uma medida da amplitude), obtido a partir do deslocamento angular médio usando a equação (1) , aumenta ao longo do tempo e duplica em 1. 5h (Figura 3 c). Isto é comparável aos intervalos de tempo de crescimento previstos e relatados para dutos de assobios na literatura [ Singh et al. , 1998 ; McCormick , 2002 ].
(A ) Dependência de comprimento de onda ( λ ) do tamanho do deslocamento para cinco fontes de rádio brilhantes, cujas densidades de fluxo são mostradas na figura lenda (1Jy ≡10 -26 Wm -2Hz -1 ). Cada conjunto de pontos representa medições realizadas em um único instantâneo de tempo. As linhas retas representam os melhores ajustes para as medições em quatro freqüências diferentes dentro da largura de banda de observação de 30 MHz, obrigada a passar pela origem. (B) Componente leste-oeste do deslocamento de uma das fontes na Figura 3a em função do tempo. Diferentes cores representam medidas em quatro freqüências independentes. As linhas tracejadas indicam a largura da função de espalhamento do ponto do telescópio. As barras de erro nas Figuras 3a e 3b representam erros de montagem da posição.
Estimamos a altitude, o movimento e a orientação das estruturas usando o MWA como uma câmera estéreo. O MWA consiste em 128 elementos de recepção (“telhas”) espalhados por uma área de cerca de 3 km de distância (Figura 4 a). Ao dividir a matriz leste-oeste e imagiologia utilizando os dois grupos de telhas separadamente, medimos um deslocamento de paralaxe (figura 4 b), que implica uma altura característica de 570 ± 40 km ( G = 1,8), em média ao longo do intervalo e o FOV . Isso está dentro do intervalo L anteriormente deduzido para estruturas semelhantes [ Jacobson e Erickson , 1993 ; Hoogeveen e Jacobson , 1997 ].
(A) Layout das telhas de 128 MWA, com marcadores ocos quadrados e circulares destacando os dois grupos de peças usadas para medir a mudança de paralaxe. As telhas de núcleo central (cruzamentos) foram excluídas para maximizar a linha de base efetiva (~ 890m), deixando 37 telhas para a metade leste e 35 para o oeste. (B) Histogramas das mudanças de paralaxe medidas para as metades leste e oeste, cada uma de 92 medidas independentes (46 instantâneos × duas polarizações instrumentais). O deslocamento relativo dos dois histogramas representa uma paralaxe de 5,3 ± 0,4 arco min.
Uma análise de paralaxe só é significativa para estruturas que estão localizadas em altitude. No entanto, o MWA mede o derivado espacial de uma quantidade integrada em coluna e, portanto, é sensível a irregularidades em uma ampla gama de altitudes. Um argumento contra as estruturas que se estendem em altitude e, portanto, para a aplicabilidade da análise de paralaxe, vem da observação de que as bandas são ainda proeminentes até ângulos zenith de ζ ~ 20 °. Se fossem estendidos em altitude (como folhas verticais), as linhas de visão oblíquas perfurariam várias folhas, fazendo com que as características se misturassem e lave. As bandas claras no campo vetorial ∇ ⊥ TEC existem para ζ ~ 20 °, Implicando que as irregularidades não podem ser estendidas em altitude por mais de ζ ≈ 3 vezes a separação entre as bandeiras, ou seja, que as suas larguras transversais horizontais e verticais são comparáveis. Isso também suporta a interpretação do duto cilíndrico, em oposição às estruturas verticais semelhantes às folhas. A contribuição para o TEC a partir do plasma liso acima e abaixo da camada de irregularidade cancela quando a derivada espacial horizontal é tomada e, portanto, a situação é observacionalmente equivalente a uma fina camada de plasma embutida com irregularidades que são delimitadas acima e abaixo por vácuo. Isso suporta a validade da técnica de paralaxe e explica por que obtivemos uma altitude bem definida ao medir. Que as suas larguras transversais horizontais e verticais são comparáveis. Isso também suporta a interpretação do duto cilíndrico, em oposição às estruturas verticais semelhantes a folhas. A contribuição para o TEC a partir do plasma liso acima e abaixo da camada de irregularidade cancela quando a derivada espacial horizontal é tomada e, portanto, a situação é observacionalmente equivalente a uma fina camada de plasma embutida com irregularidades que são delimitadas acima e abaixo por vácuo. Isso suporta a validade da técnica de paralaxe e explica por que obtivemos uma altitude bem definida ao medir. Que as suas larguras transversais horizontais e verticais são comparáveis. Isso também suporta a interpretação do duto cilíndrico, em oposição às estruturas verticais semelhantes a folhas. A contribuição para o TEC a partir do plasma liso acima e abaixo da camada de irregularidade cancela quando a derivada espacial horizontal é tomada e, portanto, a situação é observacionalmente equivalente a uma fina camada de plasma embutida com irregularidades que são delimitadas acima e abaixo por vácuo. Isso suporta a validade da técnica de paralaxe e explica por que obtivemos uma altitude bem definida ao medir. A contribuição para o TEC a partir do plasma liso acima e abaixo da camada de irregularidade cancela quando a derivada espacial horizontal é tomada e, portanto, a situação é observacionalmente equivalente a uma fina camada de plasma embutida com irregularidades que são delimitadas acima e abaixo por vácuo. Isso suporta a validade da técnica de paralaxe e explica por que obtivemos uma altitude bem definida ao medir. A contribuição para o TEC a partir do plasma liso acima e abaixo da camada de irregularidade cancela quando a derivada espacial horizontal é tomada e, portanto, a situação é observacionalmente equivalente a uma fina camada de plasma embutida com irregularidades que são delimitadas acima e abaixo por vácuo. Isso suporta a validade da técnica de paralaxe e explica por que obtivemos uma altitude bem definida ao medir.
A computação da paralaxe separadamente sobre a primeira e a segunda metade do intervalo estabelece uma deriva para baixo de 720 ± 90 km para 470 ± 40 km com o tempo. A divisão dos dados espacialmente nas metades norte e sul do FoV revela altitudes maiores ao norte. Isso é consistente com a inclinação magnética acentuada no site MWA (-60 °) e implica que as estruturas se estendem entre ~ 400 e 1000 km dentro do FoV, provavelmente se estendendo acima disso. Assim, eles superam a ionosfera superior e a plasmasfera interna, e assim a transição de um meio dominado pelo neutro para o plasma. Essas propriedades são consistentes com as altitudes que os canais de assobios devem ocupar à noite [ Sonwalkar , 2006 ]. Os espaçamentos físicos dos tubos são então de 10 a 50 km, e flutuações TEC associadas entre cerca de 0.
3 Discussão
3.1 Capacidades anteriores
Embora a hipótese da existência de dutos de densidade alinhados no campo represente um grande número de dados experimentais [ Ohta et al. , 1996 ; Singh et al. , 1998 ; Carpenter e Smith , 2001 ], não foi anteriormente possível verificar diretamente que grandes estruturas de densidade cilíndrica amplamente estendidas ao longo das linhas de campo magnético da Terra existem ou para rastrear seus movimentos de forma precisa e contínua em escalas regionais. Observações in situ saturadas [ Sonwalkar et al. , 1994 ] só podem medir densidades em pontos únicos e não podem investigar instantaneamente a distribuição de densidade em escala regional. Os dados de som e os espectrogramas de assobios superiores foram interpretados em termos de orientação de sinal por ductos alinhados no campo [ Darrouzet et al. , 2009 ; Yearby et al. , 2011 ], mas esses métodos dependem de suposições sobre propagação de ondas [ Singh et al. , 1998 ], e as detecções só são possíveis em condições adequadas. Eles também sofrem de restrições espaciais impostas pelos caminhos orbitais por satélite e os canais de receptores terrestres. Com um modelo para o campo magnético da Terra, os movimentos radiais dos dutos e seus valores da casca Lpodem ser deduzidos dos espectrogramas de assobios, mas as derivações zonais não podem ser estabelecidas de forma semelhante [ Saxton e Smith , 1989 ; Carpenter e Smith , 2001 ].
As reivindicações de estruturas de densidade alinhadas em escala regional, espaçadas regularmente, com propriedades similares às vistas aqui foram feitas com base em observações pelo interferômetro de rádio da matriz muito grande (VLA) [ Jacobson e Erickson , 1993 ; Helmboldt et al. , 2012a, 2012b ] e o Los Alamos deriva plasmasfera rádio interferômetro [ Jacobson et al. , 1996 ; Hoogeveen e Jacobson , 1997 ]. Embora esses estudos pudessem medir desvios zônicos, a identificação das estruturas dependia de ondas planas de plano para medições escassamente amostradas, um modelo cuja adequação não poderia ser verificada de forma independente. O pressuposto de que as irregularidades estavam alinhadas no campo, Juntamente com um modelo para o campo magnético da Terra, é necessário para inferir suas altitudes. Muitos desses pressupostos são desnecessários aqui. A completude de amostragem da MWA ultrapassa a dos instrumentos VLA e Los Alamos por um fator de 100, tornando-se o primeiro radiotelescópio capaz de imaginar o plasma. Isso nos permitiu visualizar pela primeira vez a escala regional, a natureza alinhada no campo dessas estruturas de densidade e demonstrar uma periodicidade espacial clara e notável no seu layout, sem quaisquer pressuposições anteriores sobre sua morfologia. Ao contrário desses e outros estudos baseados no solo, nossa técnica de paralaxe para estabelecer as altitudes não requer conhecimento do campo magnético da Terra. Ao remover a dependência da transmissão de onda para a detecção dos dutos,
3.2 Mecanismo de Formação
As irregularidades da densidade plasmática ocorrem mais frequentemente durante períodos perturbados geomagnéticamente, mas os mecanismos de formação subjacentes não estão bem estabelecidos [ Hoogeveen e Jacobson , 1997 ; Darrouzet et al. , 2009 ]. As condições geomagnéticas durante o intervalo foram levemente incertas com um índice de K p de 2, as observações ocorrendo na fase de recuperação de uma tempestade moderada (corrente nominal máxima de D s t = – 45 nT perto de 04 UTC, 24 h máximo K p de 4). Estudos teóricos indicam que ondulações e ondulações na densidade eletrônica plasmasférica podem ser produzidas por uma instabilidade de intercâmbio que ocorre preferencialmente logo após períodos de convecção magnetosférica forte [ Sazykin et al. , 2004 ; Buzulukova et al. , 2008 ]. Tais ondulações foram observadas em escala global em observações por satélite [ Goldstein , 2005 ]. Embora abaixo da escala espacial das grades utilizadas nesses estudos de simulação, estruturas menores do tipo duto, como as vistas nos nossos dados, podem se formar se este mecanismo continuar a operar em escalas espaciais menores. Observamos que as estruturas alinhadas em campo de menor proeminência e multiplicidade geralmente aparecem nos dados MWA em condições geomagnéticas mais silenciosas. Eles são visíveis em cerca de metade de todas as noites inspecionadas até agora, a maioria das quais (com exceção do conjunto de dados atual) não foram obtidas durante períodos de atividade de tempestade.
As estruturas azimutais organizadas na plasmasfera externa foram atribuídas à convecção E × B sob a influência das ondas estacionárias da freqüência ultralow (ULF) [ Adrian et al. , 2004 ]. Embora as escalas espaciais das ondas ULF excedam em muito as observadas aqui, as estruturas de densidade em pequena escala podem crescer através do intercâmbio de tubos de fluxo sob a imposição de um campo elétrico de grande escala [ Rodger et al. , 1998 ]. O transporte descendente constante estabelecido acima é consistente com a convecção E × B para um campo elétrico para o oeste de ~ 1mVm -1 , um valor razoável para períodos de atividade substorial [ Carpenter e Smith , 2001 ]. As estruturas quasiperiódicas, alinhadas em campo, denominadas bolhas de plasma, formam-se através de um processo relacionado, onde os distúrbios ionosféricos ambulantes (TIDs) desencadeiam a instabilidade Rayleigh-Taylor [ Buhari et al. , 2014 ]. No entanto, a formação de bolhas de plasma só é viável perto do equador, onde as linhas de campo geomagnético quase horizontais podem suportar o plasma contra a gravidade e não nas latitudes médias. É pouco provável que as flutuações sejam TIDs, que têm uma relação de dispersão [ Shiokawa et al. , 2013 ] grosseiramente inconsistente com as propriedades espaciais e temporais medidas aqui. Além disso, as flutuações semelhantes a TID aparecem rotineiramente nos dados de MWA, e estas exibem propriedades marcadamente diferentes das vistas aqui.
Os campos elétricos que variam espacialmente na plasmasfera podem causar compressões localizadas, espremendo o plasma para baixo dos tubos de fluxo selecionados [ Park and Banks , 1974 ]. A ionização secundária da precipitação de partículas também pode produzir densificações seletivas de tubo de fluxo. Embora os eventos de precipitação natural sejam largamente confinados às zonas aurorais, o poderoso farol de navegação VLF no Cabo Noroeste (~ 400 km ao norte da MWA) é conhecido por causar precipitação de elétrons concentrada em direção ao sul [ Parrot et al. , 2007 ]. Uma análise de Fourier de nossos dados revela a existência de estruturas que derivam em direções opostas. Os componentes com frequências espaciais maiores são observados para a deriva para o leste, enquanto aqueles com menores freqüências espaciais derivam para o oeste. Nós medimos velocidades de deriva dentro de 2% da corotação, consistente com estas na plasmasfera interna onde a corotação é relativamente rígida [ Galvan et al. , 2010 ]. O espaçamento regular das estruturas poderia ter surgido a partir de uma instabilidade de Kelvin-Helmholtz conduzida por cisalhamento no plasma e depois amplificada através de uma instabilidade de intercâmbio.
4 Conclusão e Perspectiva
Apesar da aparente ubiquidade de ductos alinhados no campo em sistemas magnetosféricos (por exemplo, Io-Jupiter [ Imai et al. , 1992 ] e Sun [ Duncan , 1979 ]), os processos de auto-organização em plasmas têm sido difíceis de isolar observacionalmente. Nossos resultados demonstram que os radiotelescópios widefield, como o MWA, são poderosas ferramentas quantitativas para estudar sua formação, dinâmica e morfologia. Os radiotelescópios diferem fundamentalmente de muitas abordagens para sondar a ionosfera e plasmasfera na medida em que medem gradientes de densidade em vez de densidade absoluta.
O rastreamento de características terrestres e as capacidades de triangulação de altitudes que demonstramos aqui oferecem oportunidades valiosas para o monitoramento em tempo real, em escala regional, de estruturas e dinâmicas magnetosféricas internas em uma base quase contínua, sem restrições pelas limitações das órbitas da nave espacial ou a propagação de assobios. Ao contrário das observações de assobio terrestre, que permitem apenas medições radiais, a MWA pode acompanhar os movimentos radiais e horizontais, permitindo assim que as derivações de plasma a granel se caracterizem em três dimensões. Seu potencial para realizar reconstrução 3-D de estruturas de densidade pode fornecer restrições empíricas sobre a distribuição de plasma ao longo e através de tubos de fluxo magnético. Isso pode ser útil, por exemplo, Para especificar condições de fronteira apropriadas em estudos de simulação de fluxos de plasma globais [ Tu et al. , 2006 ].
Reconhecimentos
Os dados que suportam este documento estão disponíveis mediante solicitação enviada por e-mail para o autor correspondente em [email protected] . Este trabalho científico faz uso do Observatório de Radio-astronomia Murchison, operado pela CSIRO. Reconhecemos o povo Wajarri Yamatji como os proprietários tradicionais do site do Observatório. O apoio ao MWA vem da Fundação Nacional de Ciência dos EUA (concede AST-0457585, PHY-0835713, CAREER-0847753, AST-0908884 e AST-1412421), o Australian Research Council (LIEF concede LE0775621 e LE0882938), o US Air Força do Escritório de Pesquisa Científica (concessão FA9550-0510247), e o Centro de Astrofísica do Todo o céu (um Centro de Excelência do Conselho Australiano de Pesquisa financiado pela concessão CE110001020). O apoio também é fornecido pelo Smithsonian Astrophysical Observatory, A Escola de Ciências do MIT, o Instituto de Pesquisa Raman, a Universidade Nacional Australiana e a Universidade Victoria de Wellington (através da concessão MED-E1799 do Ministério de Desenvolvimento Econômico da Nova Zelândia e uma bolsa de pesquisa da IBM Shared University). O governo federal australiano oferece suporte adicional através da Organização de Pesquisa Científica e Industrial da Commonwealth (CSIRO), da Estratégia Nacional de Infra-estrutura de Pesquisa Colaborativa, do Fundo de Investimento Educacional e do Fundo de Pesquisa Estratégica da Austrália Índia e da Astronomia Austrália Limited, sob contrato com a Universidade Curtin. Reconhecemos o iVEC Petabyte Data Store, a Iniciativa em Computação Inovadora e o Centro de Excelência CUDA patrocinado pela NVIDIA na Universidade de Harvard e o Centro Internacional de Pesquisa de Radioastronomia (ICRAR) Joint Venture da Universidade de Curtin e da Universidade da Austrália Ocidental, financiado pelo governo do estado da Austrália Ocidental. Agradecemos ao DB Melrose por discussões sobre interpretações físicas.
O Editor agradece a Vijay Harid e um revisor anônimo por sua assistência na avaliação deste artigo.
Fonte: http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2015GL063699/full