Abstrak
Bercak-bercak lapisan es kutub adalah pulau-pulau dengan kepadatan plasma yang ditingkatkan yang terbentuk selama interval medan magnet antarplanet (IMF) ke arah selatan. Studi saat ini meneliti pengamatan bercak-bercak lapisan es kutub selama badai aurora berurutan yang terjadi pada 9 September 2011. Perambatan dan evolusi bercak-bercak lapisan es kutub berskala besar dipantau oleh tiga radar SuperDARN (MCM, ZHO, dan SYE) yang terletak di Belahan Bumi Selatan. Selama periode badai, radar MCM mengamati gumpalan periodik gema hamburan balik HF yang merambat ke arah matahari. Dengan memeriksa plot pemindaian 2-D, terdapat bercak-bercak radar memanjang fajar-senja yang bergerak melintasi kutub magnet dan akhirnya bergabung ke zona aurora sisi malam. Radar ZHO dan SYE yang simultan merekam gumpalan plasma ionosfer berurutan dan kecepatan negatif Doppler sedang di dekat batas kutub oval aurora sisi malam. Pengamatan GPS terkoordinasi di ZHO menunjukkan peningkatan berdenyut dalam kandungan elektron total (TEC) dan kilauan. Karena nilai-nilai tinggi dalam data TEC, bercak-bercak radar tersebut diduga merupakan hasil dari pengangkutan plasma berdensitas tinggi dari ionosfer sisi siang yang disinari matahari selama badai aurora berurutan. Pengamatan in situ oleh satelit DMSP menunjukkan penataan ulang bercak-bercak plasma di dekat batas kutub oval aurora oleh semburan aliran berdenyut.
Poin-poin Utama
- Bercak tutup kutub diamati sebagai gema hamburan balik HF yang merambat ke arah matahari selama kondisi IMF selatan yang kuat
- Tiga radar HF yang berbeda, MCM, ZHO dan SYE, memantau evolusi lapisan es kutub
- Geseran aliran yang kuat bertindak untuk mengiris bercak plasma berdensitas tinggi di dekat batas aurora sisi malam
1 Pendahuluan
Bercak-bercak kutub adalah kawasan dengan kepadatan elektron yang meningkat di wilayah ionosfer F Bumi . Bercak-bercak ini dikenal sebagai fenomena berskala besar, membentang secara horizontal antara 100 dan 1.000 km, dengan kepadatan plasma setidaknya dua kali lipat dari latar belakang di sekitarnya (Carlson, 1994 ; Crowley, 1996 ; Hosokawa et al., 2019 ). Bercak tutupan kutub telah diamati dari jarak jauh menggunakan instrumen optik dan radar dari darat seperti all-sky imager (Jin et al., 2014 ; Weber et al., 1986 ), radar hamburan koheren (Milan et al., 2002 ; Rodger & Graham, 1996 ), radar hamburan inkoheren (Jin et al., 2019 ), fotometer pemindaian meridian, dan pengamatan GPS-TEC (Moen et al., 2007 ; Wang et al., 2020 ; Xiong et al., 2019 ; Zhang, Zhang, Lockwood, et al., 2013 ). Bercak-bercak ini diketahui memiliki dampak substansial pada perambatan gelombang radio dan dapat menyebabkan gangguan sinyal untuk sistem komunikasi frekuensi tinggi (HF) dan navigasi yang mengandalkan sinyal radio (Jin et al., 2017 ; Moen et al., 2013 ; Xiong et al., 2019 ; Zhang, Zhang, Lockwood, et al., 2013 ). Ionosfer kutub diketahui memiliki struktur plasma pada berbagai skala spasial (Tsunoda, 1988 ). Studi awal menunjukkan bahwa bercak-bercak khas lapisan es kutub diangkut dari ionosfer sisi siang yang terkena sinar matahari (Buchau et al., 1985 ; Carlson, 2012 ). Dengan menggunakan penerima GPS berbasis darat dan pencitra optik, ditemukan bahwa bercak-bercak menyebar sepanjang garis arus konveksi ionosfer melintasi lapisan es kutub pusat, yang biasanya bervariasi antara 300 dan 1.000 m/s (Buchau et al., 1985 ; Hosokawa et al., 2006 ; Zhang, Zhang, Lockwood, et al., 2013 ). Zhang, Zhang, Moen, et al. ( 2013 ) menyajikan bukti yang jelas untuk bercak-bercak lapisan es kutub berdensitas tinggi yang dihasilkan dari segmentasi lidah ionisasi (TOI) yang ditingkatkan.
Sejak penemuannya, banyak penelitian telah difokuskan pada mekanisme pembentukan bercak-bercak lapisan es kutub (Lockwood & Carlson, 1992 ; Milan et al., 2002 ; Moen et al., 2006 ; Rodger et al., 1994 ). Bercak-bercak es kutub diyakini terbentuk di dekat daerah tenggorokan konveksi yang dekat dengan daerah aliran masuk puncak di sisi siang. Karena rekombinasi yang lambat pada ketinggian daerah ionosfer F, penyelidikan sebelumnya menunjukkan bahwa bercak-bercak yang dimulai pada garis lintang subaurora sisi siang bertahan lama, dan menyebar anti-matahari di sepanjang garis arus konveksi ke zona aurora sisi malam (Hosokawa et al., 2009a , 2011 ; Oksavik et al., 2010 ). Sementara pola konveksi ditentukan terutama oleh parameter IMF hulu (Ruohoniemi & Greenwald, 2005 ). Selama kondisi IMF B z ke selatan (negatif) , pola konveksi sebagian besar didorong oleh proses penyambungan kembali magnetik pada magnetopause sisi siang (Cowley & Lockwood, 1992 ). Bercak kutub umumnya diasosiasikan dengan IMF B z ke selatan (Lockwood & Carlson, 1992 ; Valladares et al., 1998 ), meskipun radar dan instrumen optik juga telah merekamnya selama periode IMF B z ke utara (McEwen & Harris, 1996 ; Wood et al., 2008 ). Perubahan polaritas dalam IMF B y menyebabkan perpindahan pola konveksi ke arah senja (fajar) untuk nilai IMF B y positif (negatif) . Oleh karena itu, variabilitas dalam besarnya IMF B y juga dapat memainkan peran kunci dalam modulasi penataan plasma menjadi bercak-bercak (Milan et al., 2002 ; Zhang et al., 2011 ).
Karena umur panjang plasma ionosfer pada ketinggian wilayah F, bercak kutub ini dapat mempertahankan kepadatan elektron yang ditingkatkan selama beberapa jam, seperti memasuki ionosfer sisi malam (Milan et al., 2002 ; Schunk & Sojka, 1987 ). Bercak tutup kutub keluar dari oval aurora sisi malam selama penyambungan kembali ekor magnet yang sedang berlangsung (Lorentzen et al., 2004 ; Zhang et al., 2024 ). Namun, sedikit penelitian yang berfokus pada keluarnya bercak tutup kutub ke zona aurora sisi malam, terutama pada bagaimana bercak berevolusi selama aktivitas subbadai. Dengan menggunakan data fotometer pemindaian meridian di sisi malam, Moen et al. ( 2007 ) mengidentifikasi bercak cahaya udara yang bergabung ke dalam batas kutub zona aurora sisi malam. Distribusi waktu lokal magnetik (MLT) dari bercak kutub simetris sekitar 23:25 MLT, yang menunjukkan bahwa bercak kutub tidak secara istimewa berasal dari sel fajar atau senja. Disimpulkan bahwa tidak ada ketergantungan polaritas IMF B y dalam kemunculan statistik bercak kutub sisi malam (Moen et al., 2015 ). Pengangkutan bercak plasma jarak jauh di ionosfer kutub dapat menyebabkan berbagai efek cuaca ruang angkasa pada komunikasi satelit trans-ionosfer (Hosokawa, Shiokawa, et al., 2009 ; Xiong et al., 2019 ). Telah ditemukan bahwa bercak dapat lebih terstruktur untuk menciptakan ketidakteraturan skala kecil di zona aurora sisi malam (Jin et al., 2014 ). Namun, mekanisme terperinci untuk evolusi dan penataan bercak masih harus dijawab (Jin et al., 2016 ).
Tujuan utama dari penelitian ini adalah untuk menunjukkan penyebaran dan evolusi bercak lapisan es kutub di wilayah Antartika selama badai aurora berurutan. Dalam penelitian ini, bercak lapisan es kutub, sebagai wilayah dengan daya hamburan balik yang tinggi, secara khusus diukur oleh radar koheren HF di lapisan es kutub tengah dan zona aurora sisi malam. Diperlihatkan bahwa bercak lapisan es kutub direstrukturisasi oleh geseran aliran di dekat batas kutub zona aurora sisi malam.
2 Instrumentasi dan Set Data
Dalam studi ini, kami menganalisis parameter IMF hulu dan plasma angin surya dari set data OMNI. Indeks arus cincin simetris geomagnetik Sym-H dan indeks elektrojet aurora (AE) dari Pusat Data Dunia di Kyoto digunakan untuk menggambarkan lingkungan ruang angkasa global dan aktivitas geomagnetik lintang tinggi.
Untuk mengkarakterisasi fenomena ionosfer kutub, kami menganalisis pengukuran hamburan ionosfer dari radar HF Super Dual Auroral Radar Network (SuperDARN). Jaringan SuperDARN adalah rantai radar HF dan beroperasi antara 8–20 MHz, yang didistribusikan ke seluruh dunia untuk menyelidiki atmosfer atas dan ionosfer (Chisham et al., 2007 ; Greenwald et al., 1995 ; Nishitani et al., 2019 ). Pemindaian 16-beam standar yang digunakan oleh radar menciptakan bidang pandang (FOV) yang meluas hingga ∼52° dalam azimuth, dan dari 180 km hingga lebih dari 3.000 km dalam rentang miring. Gema Doppler ionosfer yang diterima oleh radar SuperDARN, yang menyiratkan sinyal hamburan balik dari ketidakteraturan plasma yang sejajar dengan medan (Lester et al., 2004 ), digunakan untuk memperoleh parameter dasar daya hamburan balik, kecepatan garis pandang (LOS), dan lebar spektral. Wilayah gema daya hamburan balik tinggi yang diamati oleh radar SuperDARN HF disebut sebagai patch kutub (Milan et al., 2002 ; Rodger & Graham, 1996 ; Taguchi et al., 2009 , 2010 ). Di sini radar SuperDARN di stasiun McMurdo (∼77.9°S, ∼166.7°E, MCM), Zhongshan (∼69.4°S, ∼76.4°E, ZHO) dan Syowa (∼69°S, ∼39°E, SYE, juga disebut radar SENSU) memiliki pengamatan yang baik pada ionosfer kutub selama subbadai aurora berurutan pada 9 September 2011.
Selain radar SuperDARN, satu penerima sintilasi Sistem Satelit Navigasi Global (GNSS) dioperasikan di stasiun ZHO (Li et al., 2010 ). Penerima ini adalah Monitor Sintilasi Ionosfer/kandungan elektron total (TEC) GNSS (GISTM), model GSV4004 (Van Dierendonck et al., 1993 ). Indeks sintilasi fase (σ ϕ ) dan amplitudo (S 4 ) pada frekuensi L1 diperoleh dari penerima secara otomatis dengan pengaturan standar (Van Dierendonck et al., 1993 ). Data TEC pada resolusi satu menit juga digunakan dalam studi ini.
Untuk menganalisis dinamika aurora terkait, kami juga menggunakan citra aurora dan pengamatan in situ dari wahana antariksa Defense Meteorological Satellite Program (DMSP) F18. Citra aurora diambil oleh Special Sensor Ultraviolet Spectrographic Imager (SSUSI) pada pita panjang Lyman-Birge-Hopfield (LBHL) (160–165 nm) (Paxton et al., 2001 ). Kami juga menggunakan pengamatan in situ kerapatan ion dan suhu ion dari Special Sensor for Ion and Electron Scintillation (SSIES), kecepatan pergeseran ion dari Ion Drift Meter (IDM) (Greenspan et al., 1986 ), data magnetik dari Special Sensor Magnetometer (SSM) (Kilcommons et al., 2017 ), serta data presipitasi ion dan elektron dari instrumen Special Sensor J (SSJ) (Redmon et al., 2017 ). Kami menghitung arus yang selaras dengan medan dengan persamaan berikut (Lühr et al., 2015 ):
di mana μ 0 adalah permeabilitas ruang bebas, V sc adalah kecepatan pesawat ruang angkasa, B y adalah medan magnet dalam arah y , dan dt adalah 1 s.
3 Pengamatan
3.1 Angin Surya dan Kondisi Geomagnetik
Gambar 1 memberikan IMF, parameter plasma angin surya, dan indeks geomagnetik terkait. Resolusi temporal data ini adalah 1 menit, yang diperoleh dari situs web OMNI terintegrasi ( https://omniweb.gsfc.nasa.gov/ow_min.html ). Panel teratas pada Gambar 1 menampilkan tiga komponen IMF B x , B y , dan B z . Terlihat jelas bahwa IMF B z bergerak kuat ke selatan (negatif) antara ∼14:55 UT dan ∼18:45 UT, IMF B y terutama didominasi ke timur (positif) dari ∼14:30 UT hingga ∼21:00 UT, dan komponen IMF B x berfluktuasi di sekitar nilai nol. Durasi panjang IMF B z ke arah selatan selama hampir 4 jam menandakan bahwa sejumlah besar energi angin surya ditransfer ke magnetosfer melalui proses penyambungan kembali magnetik yang terjadi pada magnetopause sisi siang, dan kemudian disimpan di ekor magnet. Panel berikutnya menunjukkan bahwa parameter plasma angin surya dari kerapatan jumlah proton (N) secara umum menurun dari 24/cc menjadi 4/cc selama seluruh periode, kecepatan plasma (V) secara bertahap meningkat dengan peningkatan mendadak pada ∼18:01 UT dan ∼18:46 UT. Kombinasi N dan V mengakibatkan gangguan tekanan dinamis angin surya (P), yang memiliki tekanan langsung ke magnetopause sisi siang.
Angin surya yang terganggu dan IMF berinteraksi dengan magnetosfer, menyebabkan respons global dalam medan elektromagnetik dan lingkungan plasma. Indeks Geomagnetic SymH pada Gambar 1 menunjukkan tren penurunan dengan puncak minor pada ∼16:40 UT. Badai magnetik sedang terjadi pada 12:42 UT dengan peningkatan tiba-tiba arus cincin ke arah barat (tidak ditampilkan di sini). Selama periode waktu antara 14:00 UT dan 16:40 UT, badai ini sesuai dengan fase awal badai magnetik, dan fase utamanya dimulai pada 16:40 UT. Perlu dicatat bahwa indeks elektrojet aurora lintang tinggi (AU, AL dan AE) berfluktuasi dari ∼15:30 UT dengan beberapa peningkatan berikutnya, menunjukkan puncak berurutan hingga ∼19:40 UT. Yaitu, subbadai aurora berurutan terjadi selama badai magnetik sedang ini. Bersama dengan parameter IMF dan plasma angin surya, disarankan bahwa IMF B z selatan yang berlangsung lama memengaruhi sistem arus ionosfer lintang tinggi secara mencolok, yang dibuktikan oleh potensi tutup kutub silang (CPCP) yang disimpulkan dari data SuperDARN di panel bawah.
3.2 Pola Konveksi Ionosfer Lintang Tinggi
Pola pergeseran plasma ionosfer lintang tinggi di Belahan Bumi Selatan disimpulkan dari peta potensial listrik SuperDARN. Kontur global potensial elektrostatik diperoleh dari teknik pemasangan harmonik sferis yang dikembangkan oleh Ruohoniemi dan Baker ( 1998 ). Peta potensial yang ditunjukkan pada Gambar 2 diperoleh pada irama 6 menit untuk durasi antara 18 UT dan 19 UT. Pada gambar ini, tengah hari magnetik berada di bagian atas setiap panel, dan lintang magnetik ditunjukkan oleh garis melingkar abu-abu dalam kelipatan 10° dengan 60° MLAT di batas luar. Plot representatif yang diberikan dalam interval 6 menit ditunjukkan pada Gambar 2 , panel dari 18:04 UT hingga 18:54 UT dengan pemisahan 6 menit yang ketat, untuk memastikan cakupan yang wajar dengan pengukuran hamburan balik. Plot jangkauan-waktu-intensitas (RTI) radar SuperDARN yang sesuai ditunjukkan pada Gambar 4 , dengan hampir keempat struktur patch tutup kutub diidentifikasi oleh MCM. Kecepatan LOS simultan di lapisan es kutub tengah lebih dari 800 m/s dari radar MCM, yaitu bercak-bercak pergerakan anti-matahari yang substansial. Panel-panel ini mengungkap tren temporal dan spasial dari vektor pergeseran horizontal ketidakteraturan plasma ionosfer. Titik-titik gema hamburan balik yang diukur tersebut digunakan untuk membentuk pola potensial di wilayah F ionosfer. Pergeseran E × B mengangkut bercak-bercak di sepanjang kontur ekuipotensial sehingga untuk interval waktu dari 18:04 UT hingga 18:54 UT, terdapat bukti observasi yang jelas tentang aliran anti-matahari umum melintasi lapisan es kutub tengah (Wang, Lu, dkk., 2022 ).
Perbandingan antara lokasi pancaran radar masing-masing dengan pola potensial listrik menunjukkan bahwa ZHO dan SYE mengamati di sekitar wilayah diskontinuitas subbadai Harang sepanjang interval waktu pada Gambar 2. Pancaran radar MCM tersebut selalu berlokasi di lapisan kutub tengah selama interval waktu tersebut. Pengamatan radar MCM dilakukan oleh 16 pancarannya yang umumnya diarahkan ke kutub yang meluas ke zona aurora sisi malam dalam area berbentuk kipas, seperti yang ditunjukkan pada Gambar 3. Arah pandang pancaran pusat 7 radar MCM terutama ke sisi malam antara 14 UT dan 21 UT. Pengukuran nyata radar SuperDARN untuk menghasilkan potensial listrik pada Gambar 2 terutama berlokasi di sel sisi senja dan lapisan kutub tengah. Selama 18:04 UT–18:54 UT, konveksi plasma di lapisan es kutub tengah meningkat secara bertahap dari yang sangat terlokalisasi kurang dari 600 m/s pada 18:04 UT menjadi hampir lebih dari 800 m/s di area lapisan es kutub yang lebih besar pada 18:16 UT. Aliran plasma sisi malam di atas ZHO dan SYE sedikit sekitar 400 m/s rata-rata dengan aliran balik yang khas sebelum 18:30 UT, tetapi mereka memiliki komponen fajar yang jelas dan kuat, terutama di bagian timur. Pola konveksi global juga memberikan indikasi yang baik tentang lokasi tepi ekuator dari konveksi lintang tinggi di sisi malam. Pemeriksaan panel yang cermat mengungkapkan bahwa tepi ini menunjukkan ekspansi ke arah ekuator dan kontraksi ke arah kutub sebagai respons terhadap aktivitas subbadai.
3.3 Lapisan Kutub di Belahan Bumi Selatan
Sebagai rentang optimal untuk pengamatan radar HF SuperDARN terhadap konveksi ionosfer, radar MCM mengamati langsung di atas kutub magnet selatan (Bristow et al., 2011 ). Dilaporkan bahwa laju hamburan MCM lebih tinggi daripada radar zona aurora, dan merupakan indikasi kehadiran yang hampir konstan dari ketidakteraturan kerapatan yang sejajar dengan medan di lapisan es kutub (Bristow et al., 2011 ). Radar SYE memiliki area pemindaian tumpang tindih yang signifikan dengan radar MCM seperti yang ditunjukkan pada Gambar 3 , dan SYE memindai hampir sepanjang oval aurora di sisi siang hari (Sato et al., 1999 ). Sementara radar ZHO terletak tepat di bawah area pemindaian SYE dan karenanya melengkapi perluasan yang berguna untuk area penyelidikan yang lebih besar yang dikombinasikan dengan SYE (Liu et al., 2011 , 2013 ). Geometri pengamatan ini, seperti diilustrasikan dalam Gambar 3 , memfasilitasi pengukuran simultan ketidakteraturan lapisan kutub pusat dan fenomena zona aurora.
Gambar 3 menunjukkan tiga pindaian representatif yang menunjukkan struktur dua dimensi daya hamburan balik dan kecepatan LOS yang diamati oleh MCM, ZHO, dan SYE selama 18:30 UT, 18:38 UT, dan 18:46 UT pada Koordinat Geomagnetik Terkoreksi yang Disesuaikan Ketinggian (AACGM) (Shepherd, 2014 ). Untuk membantu analisis, kurva magenta menyajikan batas kutub dan ekuator dari oval aurora Feldstein untuk Q = 3 (Holzworth & Meng, 1975 ). Tiga plot teratas adalah data daya hamburan balik yang diamati oleh ketiga radar ini, yang menunjukkan bahwa bercak tutup kutub diamati sebagai daerah daya tinggi yang terpisah di sekitar kutub magnet. Bentuk bercak tutup kutub yang diamati oleh MCM kira-kira memanjang dalam arah fajar-senja yang miring. Perhatikan bahwa batas tajam terdepan dan terdepan dari wilayah hamburan balik bergerak ke arah radar ZHO selama keberadaan bercak tutup kutub yang diamati oleh MCM, yaitu pergeseran anti-matahari ke sektor sisi malam, yang menunjukkan bahwa evolusi temporal dan spasial bercak tutup kutub dikaitkan dengan IMF B z yang sangat ke selatan dan B y positif yang diberikan dalam Gambar 1. Akibatnya, baik SYE maupun ZHO di zona aurora sisi malam mengamati struktur hamburan balik yang ditingkatkan di gerbang jarak dekat dengan struktur skala kecil.
Plot bawah pada Gambar 3 menunjukkan kecepatan LOS yang diukur oleh ketiga radar SuperDARN ini. Warna merah menunjukkan aliran plasma menjauhi radar, dan kecepatan menuju radar ditunjukkan dengan warna biru. Panel menunjukkan bahwa kecepatan LOS dari patch tutup kutub yang diukur oleh MCM melebihi 800 m/s, yang menunjukkan bahwa kecepatan konveksi di tutup kutub tengah agak tinggi. Di zona aurora sisi malam, aliran plasma di tepi kutub ZHO dan SYE menuju aliran dengan sekitar 200 m/s, sementara patch menjauh dari radar di tepi ekuator area pemindaian radar. Hal ini terutama disebabkan oleh penyelarasan arah berkas radar, yaitu, berkas radar di bagian kutub FOV sebagian besar berada pada arah fajar-senja, sementara gerbang berkas radar di bagian ekuator condong ke arah tengah hari-tengah malam. Di tutup kutub tengah, patch merupakan aliran anti-matahari yang memasuki FOV radar ZHO dan SYE. Gema biru kutub dalam ZHO dan SYE menunjukkan bahwa gerakan bercak tersebut memiliki komponen aliran senja yang lemah. Perubahan warna ini menunjukkan bahwa bercak-bercak kutub tersebut terbawa oleh konveksi ionosfer ke sisi fajar untuk IMF B z yang sangat ke selatan dan komponen B y yang positif .
Untuk menunjukkan perambatan dan evolusi bercak lapisan es kutub dari sisi siang ke ionosfer sisi malam, Gambar 4 menunjukkan plot RTI dari daya hamburan balik, kecepatan LOS, dan lebar spektral untuk radar MCM dan ZHO. Durasi waktu sama dengan daerah yang diarsir untuk IMF dan indeks geomagnetik yang ditampilkan pada Gambar 1. Plot RTI disajikan sebagai fungsi rentang miring dalam km dan UT. Dari plot RTI MCM, serangkaian gema hamburan balik merambat menjauhi MCM dan diberi anotasi sebagai segmen putus-putus yang menunjukkan perambatan anti-matahari. Gumpalan gema radar HF yang merambat ini adalah bercak lapisan es kutub yang mengandung ketidakteraturan plasma skala dekameter (Hosokawa et al., 2016 ; Milan et al., 2002 ). Bercak-bercak lapisan es kutub yang diamati oleh MCM menunjukkan struktur berskala besar dari ~900 km hingga lebih dari 3.000 km dalam rentang kemiringan. Secara khusus, gema hamburan ionosfer di atas lapisan es kutub tengah menunjukkan kejadian berkala sebagaimana ditunjukkan oleh daya yang sangat tinggi, kecepatan LOS yang tinggi, dan lebar spektral.
Selama interval waktu gema hamburan balik yang tinggi dari 16:00 UT hingga 19:30 UT, radar ZHO juga mengamati serangkaian ketidakteraturan dalam gerakan menuju fajar seperti yang ditunjukkan pada Gambar 4. Semburan aliran anti-matahari ini disebarkan dari ionosfer sisi siang, dengan kemiringan pergeseran yang berbeda dari radar MCM. Ini karena perambatan bercak dimodulasi oleh aktivitas aurora sisi malam. Fitur lain dari data radar ZHO adalah bahwa bercak-bercak lapisan es kutub ini muncul sebagai beberapa skala horizontal yang lebih kecil, yang menunjukkan bahwa bercak-bercak lapisan es kutub dipecah menjadi gumpalan skala yang lebih kecil karena dinamika subbadai aurora yang terkait. Selain itu, gema berkelanjutan yang terjadi pada kisaran kemiringan ∼1.000 km dari ZHO sangat menonjol. Hasil statistik menunjukkan bahwa sebagian besar gema hamburan balik ionosfer terjadi dengan kisaran kemiringan kurang dari 1.300 km (Liu et al., 2012 ).
Untungnya, satu penerima sintilasi GPS dioperasikan di stasiun ZHO. Gambar 5 menunjukkan data GPS untuk semua satelit GPS yang tersedia. Data TEC menunjukkan peningkatan berdenyut (∆TEC = 10–20 TECU) dari kerapatan plasma dari 16:00–20:30 UT. Peningkatan kerapatan dalam TEC ini dikaitkan dengan peningkatan ROT dan aktivitas sintilasi fase (σ ϕ ). Indeks sintilasi amplitudo (S 4 ) juga menunjukkan beberapa variasi yang dikaitkan dengan pulsa TEC, namun besarnya tetap cukup kecil (Wang et al., 2018 , 2022a ). Dengan membandingkan dengan pengamatan radar SuperDARN, disimpulkan bahwa pulsa TEC ini adalah bercak lapisan kutub (Zhang, Zhang, Lockwood, et al., 2013 ). Jelasnya, bercak lapisan kutub ini dikaitkan dengan ketidakteraturan skala kilometer seperti yang ditunjukkan oleh indeks σ ϕ dan beberapa ketidakteraturan skala ratus meter yang diukur dengan S 4 . Selain itu, hamburan balik HF mencatat adanya ketidakteraturan skala dekameter (Moen et al., 2000 ). Hal ini menunjukkan bahwa bercak-bercak kutub ini terkait dengan ketidakteraturan pada skala spasial yang luas (Zhang et al., 2024 ).
Berikutnya, kami menunjukkan evolusi bercak tutup kutub saat berjumpa dengan batas aurora sisi malam. Gambar 6 menunjukkan plot pindaian kecepatan LOS, daya, dan lebar spektral dari radar MCM, ZHO, dan SYE pada pukul 17:22 UT. Secara kebetulan, DMSP F18 melewati area ini dari atmosfer atas kutub saat fajar hingga senja. Gambar 6d menunjukkan citra aurora yang ditumpangkan pada pita LHBL dari SSUSI di atas F18. Batas aurora kutub dari SSUSI ditunjukkan sebagai garis putus-putus hitam. Dapat dilihat bahwa sebagian FOV radar SYE dan ZHO berada di dalam zona aurora, tempat wilayah semburan aliran plasma, daya, dan lebar spektral teramati. Orbit DMSP F18 ditunjukkan sebagai segmen hitam pada Gambar 6 .
Pengamatan in situ dari DMSP F18 ditunjukkan pada Gambar 7. Gambar 7a menunjukkan kerapatan ion (Ni) dan suhu ion (Ti), dan satu bercak di tutup kutub pusat (∼84° MLAT) diamati antara 17:17–17:18 UT sebagai kerapatan ion yang ditingkatkan. Struktur plasma yang lebih menarik diamati di dekat batas tutup kutub (yaitu, batas aurora kutub), yaitu, dari ∼17:20:55 hingga 17:22:15 UT. F18 berpotongan dengan 3 interval peningkatan kerapatan dan diberi anotasi sebagai A, B, dan C pada Gambar 7. Setiap interval berlangsung selama sekitar 20 detik (yaitu, panjang spasial 150 km dengan asumsi kecepatan satelit 7,5 km/detik). Batas kutub dan ekuator dari peningkatan kerapatan ini diberi anotasi dengan garis putus-putus vertikal. Jelas, struktur kerapatan ini dikaitkan dengan semburan aliran lintas-jalur terstruktur (Vy), di mana kerapatan minimum sesuai dengan peningkatan aliran anti-matahari dan kerapatan maksimum sesuai dengan aliran lintas-jalur yang lemah. Struktur aliran juga dikaitkan dengan arus yang selaras dengan medan secara signifikan seperti yang ditunjukkan pada Gambar 7c . Gambar 7d dan 7e menunjukkan elektron dan ion yang mengendap dari SSJ di atas F18. Peningkatan kerapatan AC terutama terletak di kutub batas presipitasi (∼17:22 UT). Namun, masih ada peningkatan yang dapat diamati dalam presipitasi elektron di tepi peningkatan kerapatan.
4 Diskusi
Studi terkini ini berfokus pada evolusi dinamis bercak tutupan kutub yang diamati sebagai kawasan dengan daya hamburan balik tinggi oleh radar SuperDARN, dari tutupan kutub tengah ke zona aurora sisi malam. Pengamatan radar MCM menunjukkan bahwa bercak tersebut kemungkinan berasal dari ionosfer sisi siang dan kemudian diangkut bersama aliran konvektif di atas tutupan kutub ke ionosfer sisi malam. Hosokawa dkk. ( 2016 ) melaporkan interval bercak tutupan kutub selama kondisi penggerak angin surya yang tenang, diukur oleh pencitra cahaya udara seluruh langit yang terletak di dekat puncak dan radar SuperDARN di belahan bumi utara. Aspek yang berbeda dari studi kami adalah lingkungan ruang angkasa antarplanet eksternal. Untuk studi saat ini, bercak tutupan kutub terjadi dalam konteks badai magnetik yang dipicu guncangan (Zong dkk., 2021 ). Pengaruh aktivitas subbadai aurora yang berulang/berurutan pada distribusi spasial dan kemunculan periodik penataan bercak tutupan kutub menjadi perhatian khusus.
Tanda-tanda aktivitas subbadai aurora berurutan selama interval 16:00 UT–19:30 UT diidentifikasi secara jelas oleh indeks elektrojet aurora yang terganggu (AU, AL, dan AE) yang ditunjukkan pada Gambar 1. Lonjakan aurora ke arah barat yang berurutan dan perluasan oval aurora sisi malam dapat disimpulkan dari indeks AE yang meningkat secara signifikan. Perluasan dan kontraksi yang sesuai dari pola potensial listrik konveksi skala besar terlihat jelas dalam pola konveksi SuperDARN global yang ditunjukkan pada Gambar 2 , dengan pola potensial listrik yang terbesar selama perluasan subbadai dan fase pemulihan awal. Pola potensial yang menyusut setelah subbadai berurutan secara kualitatif diidentifikasi oleh peningkatan nilai batas Heppner-Maynard (HMB) pada tengah malam seperti yang ditunjukkan oleh lingkaran hijau muda di panel Gambar 2 (Heppner & Maynard, 1987 ). Munculnya bercak lapisan es kutub yang diamati oleh radar MCM didahului oleh setiap peningkatan indeks AE kira-kira. Kebetulan seperti itu menyiratkan korespondensi hampir satu-satu antara bercak tutup kutub terpusat dan kejadian proses subbadai yang intensif. Bercak cahaya udara yang melayang optik di wilayah tutup kutub di sekitar sektor MLT sore/malam hari memiliki kejadian pengulangan 30 menit atas di bawah kondisi IMF B z yang dominan ke selatan dan B y ke timur (Lorentzen et al., 2004 ). Tanda tangan observasional serupa dengan pengukuran radar MCM SuperDARN saat ini. Terungkap bahwa periodisitas bercak kutub terjadi pada dua periode berbeda, 40 menit, dan pada 5–12 menit. Modulasi periode yang lebih panjang dianggap sebagai hasil dari konfigurasi ulang skala besar pola konveksi sisi siang. Sebaliknya, yang periode yang lebih pendek berhubungan dengan penyambungan kembali magnetopause sisi siang yang terjadi pada tingkat yang sama dengan pembentukan aurora yang bergerak ke arah kutub (Hosokawa et al., 2019 ).
Untuk studi saat ini, meskipun bercak-bercak tutupan kutub yang diamati oleh radar MCM memiliki karakteristik penampakan periodik, resolusi spasial yang buruk (45 km per gerbang jangkauan) tidak mampu menangkap fitur skala halus dari bercak-bercak tersebut seperti yang diamati oleh pencitra seluruh langit (Hosokawa et al., 2016 ). Selain itu, radar ZHO dan SYE yang terletak di sektor pratengah malam baru saja mengamati gema hamburan ionosfer berurutan, seperti yang ditunjukkan pada Gambar 3. Seperti dicatat dalam Zhang, Zhang, Lockwood, et al. ( 2013 ), keberadaan subbadai mengungkapkan interval penyambungan kembali ekor magnet berdenyut di bawah IMF B z yang sangat ke selatan . Ketika keluar dari wilayah tutupan kutub, bercak-bercak tutupan kutub dapat dipecah menjadi sejumlah gumpalan plasma kecil dan kembali ke arah matahari dalam aliran balik aurora dari sel konveksi senja/fajar (Moen et al., 2015 ; Zhang et al., 2015 ). Baru-baru ini, Zhang et al. ( 2024 ) menemukan bahwa bercak lapisan es di kutub menyebar miring ke arah sektor senja sisi malam, dan kemudian keluar dari lapisan es di sisi malam melalui wilayah waktu lokal magnetik (MLT) yang luas, hal ini diungkapkan melalui berbagai instrumen dan simulasi.
Seperti yang diulas oleh Hosokawa et al. ( 2019 ), bercak-bercak sering kali berukuran 100–2.000 km dan tampak sebagai struktur berbentuk lingkaran atau cerutu. Di sini bercak-bercak tutupan kutub yang diamati oleh MCM menunjukkan struktur peningkatan hamburan balik memanjang fajar-senja seperti yang ditunjukkan pada Gambar 3. Ini adalah bercak berbentuk cerutu yang umum (Hosokawa et al., 2010 , 2013 , 2014 ; Thomas et al., 2015 ). Dengan pemeriksaan dekat dari tiga plot kipas daya hamburan balik SuperDARN selama interval yang diinginkan, ditemukan bahwa struktur yang ditingkatkan yang membentuk bercak-bercak tutupan kutub sering bergerak dari sisi fajar ke sisi senja di sepanjang aliran konveksi anti-matahari latar belakang (selama IMF positif B y ). Fitur menarik dari bercak memanjang fajar-senja tersebut terjadi selama waktu subbadai kuat, alih-alih struktur bercak berbentuk cerutu yang umum dilaporkan (Nishimura et al., 2014 ; Zou et al., 2015 ), yang biasanya terjadi selama waktu non-badai terutama di bawah kondisi yang didominasi IMF B y . Analisis statistik menunjukkan bahwa bercak kutub memanjang fajar-senja terjadi di bawah IMF B z yang kuat , yang konsisten dengan kondisi IMF B z selatan yang kuat saat ini (Zou et al., 2015 ).
Perambatan bercak tutupan kutub dari sisi siang ke ionosfer sisi malam telah didokumentasikan dengan baik oleh transisi daya hamburan balik yang tinggi dari radar MCM ke radar ZHO dan SYE. GPS TEC dan penerima sintilasi di ZHO mengamati peningkatan TEC berdenyut sebesar 10–20 TECU dan peningkatan sintilasi fase GPS. Ini menunjukkan pentingnya dampak cuaca antariksa dari bercak tutupan kutub ini, di mana sebagian besar bercak tutupan kutub di dekat zona aurora sisi malam terstruktur dengan baik oleh berbagai proses ketidakstabilan setelah perjalanan panjang dari sisi siang (Jin et al., 2014 ). Salah satu dampak cuaca antariksa yang penting dari bercak tutupan kutub adalah evolusi dan restrukturisasinya saat berjumpa dengan batas tutupan kutub sisi malam dan memasuki zona aurora (Hosokawa, Shiokawa, et al., 2009 ; Jin et al., 2016 ). Misalnya, diantisipasi bahwa geseran aliran intens di dekat batas aurora dapat membagi bercak lapisan es kutub menjadi substruktur yang lebih kecil (Jin et al., 2016 ; Zhang et al., 2024 ). Dampak ini ditunjukkan dengan jelas oleh pengamatan in situ dari DMSP F18 (lih. Gambar 7 ), di mana daerah dengan kepadatan rendah berkorespondensi baik dengan aliran plasma anti-matahari yang intens. Dalam literatur, ada juga penelitian yang menunjukkan penipisan plasma cepat dalam semburan aliran karena rekombinasi kimia cepat, dan dampak ini telah digunakan untuk menjelaskan pembentukan awal bercak lapisan es kutub (Rodger et al., 1994 ). Gambar 7a menunjukkan bahwa hanya ada peningkatan lemah dalam suhu ion (peningkatan sekitar 500 K). Oleh karena itu, proses ini seharusnya memiliki dampak minimum pada restrukturisasi bercak lapisan es kutub dalam kejadian kami. Selain geser aliran, peningkatan FAC dan presipitasi elektron juga diamati di dekat tepi bercak lapisan kutub A, B, dan C. Energi bebas ini juga akan bekerja pada bercak yang direstrukturisasi dan menciptakan ketidakteraturan kerapatan skala yang lebih kecil di atas peningkatan kerapatan tinggi, yang menghasilkan peningkatan kilauan ionosfer dan daya hamburan balik HF.
5 Kesimpulan
Subbadai adalah peristiwa cuaca antariksa yang intens dan dinamis yang terjadi dalam sistem kopling magnetosfer-ionosfer, dan dapat secara signifikan memengaruhi pembentukan dan evolusi lapisan es kutub. Studi terkini menyajikan lapisan es berturut-turut di lapisan es kutub tengah dan zona aurora sisi malam selama subbadai aurora berurutan. Hasil utama dirangkum sebagai berikut:
- Menurut plasma angin surya hulu dan parameter IMF pada tanggal 9 September 2011 dari pukul 14:00 hingga 21:00 UT, IMF selatan yang kuat dominan selama munculnya bercak-bercak. Bercak-bercak di tutup kutub tengah tersebut berbentuk seperti cerutu dengan struktur memanjang dari fajar hingga senja bersama dengan perambatan anti-ke arah matahari.
- Bercak-bercak tutup kutub terlihat sebagai daerah dengan daya hamburan balik HF yang ditingkatkan yang disebarkan dari radar MCM ke radar ZHO dan SYE. Data GPS menunjukkan denyut TEC dan kilauan fase yang signifikan. Ini menunjukkan bercak-bercak plasma berdensitas tinggi merupakan struktur yang baik dengan ketidakteraturan skala kecil yang signifikan.
- Di dekat batas kutub oval aurora, pengamatan in situ oleh DMSP F18 menunjukkan bukti bahwa bercak-bercak tersebut direstrukturisasi oleh semburan aliran anti-matahari yang signifikan (hingga -2,7 km/detik). Semburan presipitasi elektron lunak dan peningkatan arus yang selaras dengan medan dikaitkan dengan tepi bercak-bercak lapisan es kutub yang direstrukturisasi.
