Jonosfera - Ionosphere

Jonosfery ( / aɪ ɒ n ə ˌ s f ɪər / ) jest zjonizowany część górnych warstw atmosfery ziemskiej , od około 48 km (30 ml) do 965 km (600 mil) wysokości, w obszarze, który obejmuje termosferze i części mezosferze i Exosphere . Jonosfera jest jonizowana przez promieniowanie słoneczne. Odgrywa ważną rolę w elektryczności atmosferycznej i tworzy wewnętrzną krawędź magnetosfery . Ma znaczenie praktyczne, ponieważ między innymi wpływa na propagację radiową do odległych miejsc na Ziemi.

Historia odkrycia

Już w 1839 roku niemiecki matematyk i fizyk Carl Friedrich Gauss postulował, że przewodzący elektrycznie region atmosfery może odpowiadać za obserwowane zmiany pola magnetycznego Ziemi. Sześćdziesiąt lat później Guglielmo Marconi odebrał pierwszy transatlantycki sygnał radiowy 12 grudnia 1901 r. w St. John's w Nowej Funlandii (obecnie w Kanadzie ) za pomocą anteny z latawcem o długości 152,4 m (500 stóp). Stacja nadawcza w Poldhu w Kornwalii wykorzystała nadajnik iskiernikowy do wytworzenia sygnału o częstotliwości około 500  kHz i mocy 100 razy większej niż jakikolwiek wcześniej wytwarzany sygnał radiowy. Otrzymana wiadomość składała się z trzech kropek, alfabetu Morse'a na literę S . Aby dotrzeć do Nowej Fundlandii, sygnał musiałby dwukrotnie odbić się od jonosfery. Dr Jack Belrose zakwestionował to jednak, opierając się na pracach teoretycznych i eksperymentalnych. Jednak rok później Marconi osiągnął transatlantycką łączność bezprzewodową w Glace Bay w Nowej Szkocji .

W 1902 Oliver Heaviside zaproponował istnienie warstwy Kennelly-Heaviside w jonosferze, która nosi jego imię. Propozycja Heaviside'a obejmowała środki, za pomocą których sygnały radiowe są transmitowane wokół krzywizny Ziemi. Propozycja Heaviside'a, w połączeniu z prawem Plancka dotyczącym promieniowania ciała doskonale czarnego, mogła hamować rozwój radioastronomii w wykrywaniu fal elektromagnetycznych z ciał niebieskich do 1932 roku (oraz rozwój nadajników-odbiorników radiowych o wysokiej częstotliwości) . Również w 1902 roku Arthur Edwin Kennelly odkrył niektóre z właściwości radioelektrycznych jonosfery.

W 1912 roku Kongres USA nałożył na radioamatorów ustawę radiową z 1912 roku , ograniczając ich działalność do częstotliwości powyżej 1,5 MHz (długość fali 200 metrów lub mniejsza). Rząd uważał, że te częstotliwości są bezużyteczne. Doprowadziło to do odkrycia propagacji radia HF przez jonosferę w 1923 roku.

W 1926 roku szkocki fizyk Robert Watson-Watt wprowadził termin jonosfera w liście opublikowanym dopiero w 1969 roku w Nature :

W ostatnich latach byliśmy świadkami powszechnego przyjęcia terminu „stratosfera”...i towarzyszącego mu terminu „troposfera”... Termin „jonosfera” dla regionu, w którym główną cechą jest jonizacja na dużą skalę ze znaczną oznacza wolne ścieżki, wydaje się być odpowiednim dodatkiem do tej serii.

We wczesnych latach 30. transmisje testowe Radia Luxembourg przypadkowo dostarczyły dowodów na pierwszą radiową modyfikację jonosfery; W 2017 r. HAARP przeprowadził serię eksperymentów z wykorzystaniem tytułowego efektu Luksemburga .

Edward V. Appleton otrzymał w 1947 roku Nagrodę Nobla za potwierdzenie w 1927 roku istnienia jonosfery. Lloyd Berkner najpierw zmierzył wysokość i gęstość jonosfery. Pozwoliło to na stworzenie pierwszej kompletnej teorii propagacji fal radiowych. Maurice V. Wilkes i JA Ratcliffe badali temat propagacji radiowej bardzo długich fal radiowych w jonosferze. Witalij Ginzburg opracował teorię propagacji fal elektromagnetycznych w plazmach, takich jak jonosfera.

W 1962 roku kanadyjski satelita Alouette 1 został wystrzelony w celu zbadania jonosfery. Po jego sukcesie były Alouette 2 w 1965 i dwa satelity ISIS w 1969 i 1971, kolejne AEROS-A i -B w 1972 i 1975, wszystkie do pomiaru jonosfery.

26 lipca 1963 wystrzelony został pierwszy operacyjny satelita geosynchroniczny Syncom 2. Pokładowe radiolatarnie na tym satelicie (i jego następcach) umożliwiły – po raz pierwszy – pomiar zmian całkowitej zawartości elektronów (TEC) wzdłuż wiązki radiowej z orbity geostacjonarnej do odbiornika naziemnego. (Obrót płaszczyzny polaryzacji bezpośrednio mierzy TEC wzdłuż ścieżki.) Australijska geofizyka Elizabeth Essex-Cohen od 1969 roku używała tej techniki do monitorowania atmosfery nad Australią i Antarktydą.

Geofizyka

Jonosfera to otoczka elektronów oraz elektrycznie naładowanych atomów i molekuł otaczająca Ziemię, rozciągająca się od wysokości około 50 km (30 mil) do ponad 1000 km (600 mil). Istnieje głównie dzięki promieniowaniu ultrafioletowemu ze Słońca .

Najniższa część ziemskiej atmosfery , troposfera rozciąga się od powierzchni do około 10 km (6 mil). Powyżej znajduje się stratosfera , a za nią mezosfera. W stratosferze napływające promieniowanie słoneczne tworzy warstwę ozonową . Na wysokości ponad 80 km (50 mil) w termosferze atmosfera jest tak cienka, że ​​wolne elektrony mogą istnieć przez krótki czas, zanim zostaną wychwycone przez pobliski jon dodatni . Liczba tych wolnych elektronów jest wystarczająca, aby wpłynąć na propagację radiową . Ta część atmosfery jest częściowo zjonizowana i zawiera plazmę zwaną jonosferą.

Ultrafioletowe (UV), promieniowania rentgenowskiego i krótszych długości fal z promieniowania słonecznego są jonizujące, ponieważ fotony w tych częstotliwości zawiera wystarczającą ilość energii, aby usunąć elektron z atomu obojętnego gazu lub cząsteczka po absorpcji. W procesie tym lekki elektron uzyskuje dużą prędkość, dzięki czemu temperatura powstającego gazu elektronowego jest znacznie wyższa (rzędu tysiąca K) niż temperatura jonów i obojętnych. Procesem odwrotnym do jonizacji jest rekombinacja , w której wolny elektron jest „wychwytywany” przez jon dodatni. Rekombinacja zachodzi spontanicznie i powoduje emisję fotonu unoszącego energię wytworzoną podczas rekombinacji. Wraz ze wzrostem gęstości gazu na niższych wysokościach przeważa proces rekombinacji, ponieważ cząsteczki gazu i jony znajdują się bliżej siebie. Równowaga między tymi dwoma procesami określa ilość obecnej jonizacji.

Jonizacja zależy przede wszystkim od Słońca i jego aktywności . Ilość jonizacji w jonosferze różni się znacznie w zależności od ilości promieniowania otrzymywanego ze Słońca. Tak więc występuje efekt dobowy (pory dnia) i efekt sezonowy. Lokalna półkula zimowa jest odsunięta od Słońca, przez co odbierane jest mniej promieniowania słonecznego. Aktywność Słońca moduluje się zgodnie z cyklem słonecznym , przy czym więcej promieniowania występuje wraz z większą liczbą plam słonecznych, z okresem około 11 lat. Otrzymane promieniowanie różni się również w zależności od położenia geograficznego ( strefy polarne, zorzowe , średnie szerokości geograficzne i regiony równikowe). Istnieją również mechanizmy, które zaburzają jonosferę i zmniejszają jonizację. Występują zaburzenia, takie jak rozbłyski słoneczne i związane z nimi uwalnianie naładowanych cząstek do wiatru słonecznego, który dociera do Ziemi i oddziałuje z jej polem geomagnetycznym .

Sydney Chapman zaproponował, aby obszar poniżej jonosfery nazwać neutrosferą ( neutralną atmosferą ).

Warstwy jonizacji

W nocy warstwa F jest jedyną obecną warstwą o znacznej jonizacji, podczas gdy jonizacja w warstwach E i D jest wyjątkowo niska. W ciągu dnia, warstwy D i E się znacznie silniej zjonizowane, podobnie jak warstwy F, które rozwija się dodatkowy obszar słabsze jonizacji znaną jako F ₁ warstwy. Warstwa F ₂ utrzymuje się w dzień iw nocy i jest głównym obszarem odpowiedzialnym za załamanie i odbicie fal radiowych.

Warstwa D

Warstwa D jest warstwą najbardziej wewnętrzną, 48 km (30 mil) do 90 km (56 mil) nad powierzchnią Ziemi. Jonizacja jest tutaj spowodowana promieniowaniem wodorowym alfa Lymana o długości fali 121,6 nanometra (nm) jonizującym tlenek azotu (NO). Ponadto, wysoka aktywność słoneczna może generować twardych promieni X (długość fali <1 nm ), które jonizują N ₂ i O ₂ . Szybkość rekombinacji w warstwie D jest wysoka, więc obojętnych cząsteczek powietrza jest znacznie więcej niż jonów.

Fale radiowe średniej częstotliwości (MF) i niższej wysokiej częstotliwości (HF) są znacznie tłumione w warstwie D, ponieważ przechodzące fale radiowe powodują ruch elektronów, które następnie zderzają się z neutralnymi cząsteczkami, oddając swoją energię. Niższe częstotliwości doświadczają większej absorpcji, ponieważ przesuwają elektrony dalej, co prowadzi do większej szansy na zderzenia. Jest to główna przyczyna pochłaniania fal radiowych HF , szczególnie w zakresie 10 MHz i niższych, przy stopniowo mniejszej absorpcji przy wyższych częstotliwościach. Efekt ten osiąga szczyt około południa i zmniejsza się w nocy ze względu na zmniejszenie grubości warstwy D; tylko niewielka część pozostaje dzięki promieniom kosmicznym . Typowym przykładem działania warstwy D jest zanikanie w ciągu dnia odległych stacji nadawczych AM .

Podczas słonecznych zdarzeń protonowych jonizacja może osiągnąć niezwykle wysoki poziom w regionie D na wysokich i polarnych szerokościach geograficznych. Takie bardzo rzadkie zdarzenia są znane jako zdarzenia absorpcji czapki polarnej (lub PCA), ponieważ zwiększona jonizacja znacznie zwiększa absorpcję sygnałów radiowych przechodzących przez region. W rzeczywistości poziomy absorpcji mogą wzrosnąć o kilkadziesiąt dB podczas intensywnych wydarzeń, co wystarcza do zaabsorbowania większości (jeśli nie wszystkich) transpolarnych transmisji sygnałów radiowych HF. Takie wydarzenia trwają zwykle krócej niż 24 do 48 godzin.

Warstwa E

Warstwa E to warstwa środkowa znajdująca się od 90 km (60 mil) do 150 km (90 mil) nad powierzchnią Ziemi. Jonizacja jest wynikiem miękkiego promieniowania rentgenowskiego (1-10 nm) i dalekiego ultrafioletu (UV) promieniowania słonecznego jonizacji tlenu cząsteczkowego (O ₂ ). Zwykle, przy skośnym padaniu, warstwa ta może odbijać tylko fale radiowe o częstotliwościach niższych niż około 10 MHz i może przyczyniać się nieco do pochłaniania na wyższych częstotliwościach. Jednakże, w trakcie intensywnego sporadycznych E zdarzeń, E _s warstwa może odzwierciedlać częstotliwości do 50 MHz i wyższych. Strukturę pionową warstwy E determinują przede wszystkim konkurencyjne efekty jonizacji i rekombinacji. W nocy warstwa E słabnie, ponieważ główne źródło jonizacji nie jest już obecne. Po zachodzie słońca wzrost wysokości maksimum warstwy E zwiększa zasięg, do którego fale radiowe mogą się przemieszczać w wyniku odbicia od warstwy.

Region ten jest również znany jako warstwa Kennelly-Heaviside lub po prostu warstwa Heaviside. Jego istnienie przewidzieli w 1902 r. niezależnie i niemal równocześnie amerykański inżynier elektryk Arthur Edwin Kennelly (1861–1939) i brytyjski fizyk Oliver Heaviside (1850–1925). W 1924 roku jego istnienie odkryli Edward V. Appleton i Miles Barnett .

Warstwa E _s

Warstwa E _s ( sporadyczna warstwa E) charakteryzuje się małymi, cienkimi chmurami intensywnej jonizacji, które mogą wspierać odbicie fal radiowych, często do 50 MHz, a rzadko do 450 MHz. Imprezy Sporadic-E mogą trwać od kilku minut do wielu godzin. Sporadyczna propagacja E sprawia, że ​​operowanie VHF przez radioamatorów jest bardzo ekscytujące, gdy drogi propagacji na duże odległości, które są generalnie nieosiągalne, „otwierają się” na dwukierunkową komunikację. Istnieje wiele przyczyn sporadycznego E, które wciąż są poszukiwane przez naukowców. Ta propagacja występuje codziennie w czerwcu i lipcu na półkuli północnej w średnich szerokościach geograficznych, kiedy często osiągane są wysokie poziomy sygnału. Odległości pominięcia wynoszą zazwyczaj około 1640 km (1020 mil). Odległości dla propagacji jednego przeskoku mogą wynosić od 900 km (560 mil) do 2500 km (1600 mil). Propagacja Multi-hop ponad 3500 km (2200 mil) jest również powszechne, czasami do odległości 15000 km (9300 mil) lub więcej.

Warstwa F

Warstwa F lub region, znany również jako warstwa Appleton Barnett, rozciąga się od około 150 km (90 mil) do ponad 500 km (300 ml) nad powierzchnią ziemi. Jest to warstwa o największej gęstości elektronowej, co oznacza, że ​​sygnały przenikające przez tę warstwę uciekną w kosmos. Produkcja elektronów jest zdominowana przez promieniowanie ultrafioletowe (UV, 10–100 nm) jonizujące tlen atomowy. Warstwa F składa się z jednej warstwy (F ₂ ) w nocy, ale w ciągu dnia w profilu gęstości elektronowej często tworzy się wtórny pik (oznaczony jako F ₁ ). Ponieważ C ₂ resztki warstwy w dzień i w nocy, jest ona odpowiedzialna za większość skywave propagacji radiowej fali i dalekobieżnego wysokiej częstotliwości (HF lub falach krótkich ) komunikacji radiowej.

Powyżej warstwy F zmniejsza się liczba jonów tlenu , a dominujące stają się lżejsze jony, takie jak wodór i hel. Ten obszar powyżej szczytu warstwy F i poniżej plazmosfery nazywany jest górną jonosferą.

W latach 1972-1975 NASA wystrzeliła satelity EROS i EROS B, aby zbadać region F.

Model jonosferyczny

Jonosferyczna modelu jest matematyczny opis jonosfery w zależności od lokalizacji, wysokość, dnia roku, fazy cyklu plam słonecznych i aktywności geomagnetyczne. Geofizycznie stan plazmy jonosferycznej można opisać czterema parametrami: gęstością elektronową, temperaturą elektronów i jonów oraz, ze względu na obecność kilku rodzajów jonów, składem jonowym . Propagacja radiowa zależy wyłącznie od gęstości elektronowej.

Modele są zwykle wyrażane jako programy komputerowe. Model może opierać się na podstawowej fizyce oddziaływań jonów i elektronów z atmosferą obojętną i światłem słonecznym lub może być opisem statystycznym opartym na dużej liczbie obserwacji lub kombinacji fizyki i obserwacji. Jednym z najczęściej używanych modeli jest Międzynarodowa Jonosfera Referencyjna (IRI), która opiera się na danych i określa cztery wymienione właśnie parametry. IRI to międzynarodowy projekt sponsorowany przez Komitet Badań Kosmicznych (COSPAR) i Międzynarodową Unię Nauk Radiowych (URSI). Głównymi źródłami danych są sieć na całym świecie od jonosonda , potężne niespójne Rozproszenie radary (Jicamarca, Arecibo , Millstone Hill, Malvern, St Santin), Isis i Alouette zrazowej zewnętrznej syreny , aw instrumentów situ na kilku satelitów i rakiet. IRI jest aktualizowana co roku. IRI dokładniej opisuje zmienność gęstości elektronów od dna jonosfery do wysokości maksymalnej gęstości niż w opisie całkowitej zawartości elektronów (TEC). Od 1999 roku model ten jest „Międzynarodowym Standardem” dla jonosfery naziemnej (norma TS16457).

Trwałe anomalie w wyidealizowanym modelu

Jonogramy umożliwiają wywnioskowanie za pomocą obliczeń prawdziwego kształtu różnych warstw. Niejednorodna struktura elektronu / jonu - plazmy wytwarza szorstkie ślady echa, widoczne głównie w nocy i na wyższych szerokościach geograficznych oraz w warunkach zaburzonych.

Anomalia zimowa

Na średnich szerokościach geograficznych, F ₂ warstwa jonów dziennej produkcji jest wyższa w okresie letnim, jak oczekiwano, ponieważ słońce świeci bardziej bezpośrednio na Ziemi. Istnieją jednak sezonowe zmiany w stosunku molekularnym do atomów atmosfery obojętnej, które powodują, że letni wskaźnik utraty jonów jest jeszcze wyższy. Powoduje to, że wzrost strat letnim przytłacza wzrost produkcji lato, a całkowity F ₂ jonizacja jest rzeczywiście niższa miejscowych miesiącach letnich. Ten efekt jest znany jako anomalia zimowa. Anomalia jest zawsze obecna na półkuli północnej, ale zwykle nie występuje na półkuli południowej w okresach niskiej aktywności słonecznej.

Anomalia równikowa

W odległości około ±20 stopni od równika magnetycznego znajduje się anomalia równikowa . Jest to występowanie niecki w jonizacji w warstwie F ₂ na równiku i grzbietach na około 17 stopniach szerokości magnetycznej. Przez pole magnetyczne Ziemi linie poziome na równiku magnetycznym. Ogrzewanie słoneczne i oscylacje pływowe w dolnej jonosferze przesuwają plazmę w górę i w poprzek linii pola magnetycznego. To tworzy warstwę prądu elektrycznego w obszarze E, która wraz z poziomym polem magnetycznym wymusza jonizację do warstwy F, koncentrując się na ± 20 stopniach od równika magnetycznego. Zjawisko to znane jest jako fontanna równikowa .

Równikowy elektrojet

Światowy wiatr napędzany energią słoneczną tworzy tak zwany system prądów Sq (słonecznie cichy) w regionie E jonosfery Ziemi ( region dynama jonosferycznego ) (100–130 km (60–80 mil) wysokości). W wyniku tego prądu powstaje pole elektrostatyczne skierowane na zachód-wschód (świt-zmierzch) po równikowej stronie dziennej jonosfery. Na magnetycznym równiku zanurzeniowym, gdzie pole geomagnetyczne jest poziome, to pole elektryczne powoduje zwiększony przepływ prądu w kierunku wschodnim w zakresie ± 3 stopni równika magnetycznego, znany jako elektrodżet równikowy .

Efemeryczne zaburzenia jonosferyczne

Promienie rentgenowskie: nagłe zaburzenia jonosferyczne (SID)

Gdy Słońce jest aktywne, mogą wystąpić silne rozbłyski słoneczne, które uderzają w oświetloną słońcem stronę Ziemi twardymi promieniami rentgenowskimi. Promienie rentgenowskie przenikają do obszaru D, uwalniając elektrony, które gwałtownie zwiększają absorpcję, powodując zaciemnienie radiowe o wysokiej częstotliwości (3-30 MHz), które może utrzymywać się przez wiele godzin po silnych rozbłyskach. W tym czasie sygnały o bardzo niskich częstotliwościach (3–30 kHz) będą odbijane od warstwy D zamiast warstwy E, gdzie zwiększona gęstość atmosfery zwykle zwiększa pochłanianie fali i tym samym ją tłumi. Gdy tylko promienie rentgenowskie kończą się, nagłe zakłócenie jonosferyczne (SID) lub zaciemnienie radiowe stopniowo maleje, gdy elektrony w regionie D szybko rekombinują, a propagacja stopniowo powraca do warunków sprzed rozbłysku w ciągu kilku minut, a nawet godzin, w zależności od słońca. siła i częstotliwość flary.

Protony: absorpcja czapki polarnej (PCA)

Z rozbłyskami słonecznymi wiąże się uwalnianie wysokoenergetycznych protonów. Cząstki te mogą uderzyć w Ziemię w ciągu 15 minut do 2 godzin po rozbłysku słonecznym. Protony krążą wokół i wzdłuż linii pola magnetycznego Ziemi i przenikają do atmosfery w pobliżu biegunów magnetycznych, zwiększając jonizację warstw D i E. PCA zwykle trwa od około godziny do kilku dni, średnio od około 24 do 36 godzin. Koronalne wyrzuty masy mogą również uwalniać energetyczne protony, które zwiększają absorpcję regionu D w regionach polarnych.

Burze geomagnetyczne

Burza magnetyczna jest tymczasowy - czasem intensywne - zaburzenie ziemskiej magnetosfery .

• Podczas burzy geomagnetycznej warstwa F₂ stanie się niestabilna, fragmentaryczna, a nawet może całkowicie zniknąć.
• W północnych i południowych rejonach polarnych Ziemi zorze polarne będą widoczne na nocnym niebie.

Błyskawica

Błyskawica może powodować zaburzenia jonosferyczne w regionie D na jeden z dwóch sposobów. Pierwszy to fale radiowe VLF (bardzo niskiej częstotliwości) wprowadzone do magnetosfery . Te tak zwane fale trybu „gwizdka” mogą oddziaływać z cząstkami pasa radiacyjnego i powodować ich wytrącanie się na jonosferze, dodając jonizację do regionu D. Zaburzenia te nazywane są zdarzeniami „ wytrącania elektronów wywołanych przez piorun ” (LEP).

Dodatkowa jonizacja może również wystąpić w wyniku bezpośredniego ogrzewania/jonizacji w wyniku ogromnych ruchów ładunku podczas uderzeń pioruna. Te wydarzenia nazywane są wczesnymi/szybkimi.

W 1925 roku CTR Wilson zaproponował mechanizm, dzięki któremu wyładowania elektryczne z burz z piorunami mogą rozprzestrzeniać się w górę z chmur do jonosfery. W tym samym czasie, Robert Watson-Watt, pracuje w Stacji Badawczej Radia w Slough, UK, zasugerował, że sporadyczne jonosferyczna warstwa (E _s ) wydaje się być zwiększona w wyniku wyładowań atmosferycznych, ale to bardziej praca była potrzebna. W roku 2005, Davis i C. C. Johnson, pracuje w Rutherford Appleton Laboratory, Oxfordshire, Wielka Brytania, wykazano, że E _s warstwę istotnie zwiększona w wyniku wyładowania atmosferyczne. Ich późniejsze badania skupiły się na mechanizmie, dzięki któremu ten proces może zachodzić.

Aplikacje

Komunikacja radiowa

Ze względu na zdolność zjonizowanych gazów atmosferycznych do załamywania fal radiowych o wysokiej częstotliwości (HF lub krótkofalowe ), jonosfera może odbijać fale radiowe skierowane w niebo z powrotem w kierunku Ziemi. Fale radiowe skierowane pod kątem w niebo mogą powrócić na Ziemię poza horyzont. Technika ta, zwana propagacją „przeskoku” lub „ faly nieba ”, była używana od lat dwudziestych XX wieku do komunikowania się na odległości międzynarodowe lub międzykontynentalne. Powracające fale radiowe mogą ponownie odbijać się od powierzchni Ziemi w niebo, umożliwiając osiągnięcie większych zasięgów przy wielokrotnych przeskokach . Ta metoda komunikacji jest zmienna i zawodna, a odbiór na danej ścieżce zależy od pory dnia lub nocy, pór roku, pogody i 11-letniego cyklu plam słonecznych . W pierwszej połowie XX wieku był szeroko wykorzystywany do transoceanicznej obsługi telefonicznej i telegraficznej oraz komunikacji biznesowej i dyplomatycznej. Ze względu na względną zawodność krótkofalową komunikację radiową w większości porzucono w branży telekomunikacyjnej, chociaż nadal jest ona ważna dla komunikacji na dużych szerokościach geograficznych, gdzie nie jest możliwa łączność radiowa na bazie satelitarnej. Niektóre stacje nadawcze i zautomatyzowane usługi nadal używają krótkofalowych częstotliwości radiowych , podobnie jak hobbyści radioamatorzy do prywatnych kontaktów rekreacyjnych.

Mechanizm załamania

Kiedy fala radiowa dociera do jonosfery, pole elektryczne w tej fali wymusza drgania elektronów w jonosferze z taką samą częstotliwością jak fala radiowa. Część energii o częstotliwości radiowej jest przekazywana na tę rezonansową oscylację. Oscylujące elektrony zostaną wówczas albo utracone w wyniku rekombinacji, albo ponownie wypromieniują pierwotną energię fal. Całkowite załamanie może wystąpić, gdy częstotliwość zderzeń jonosfery jest mniejsza niż częstotliwość radiowa, a gęstość elektronów w jonosferze jest wystarczająco duża.

Jakościowe zrozumienie sposobu rozchodzenia się fali elektromagnetycznej w jonosferze można uzyskać, przywołując optykę geometryczną . Ponieważ jonosfera jest plazmą, można wykazać, że współczynnik załamania światła jest mniejszy niż jedność. W związku z tym „promień” elektromagnetyczny jest odchylony od normalnej, a nie w kierunku normalnej, co byłoby wskazane, gdy współczynnik załamania światła jest większy niż jedność. Można również wykazać, że współczynnik załamania plazmy, a tym samym jonosfery, jest zależny od częstotliwości, patrz Dyspersja (optyka) .

Częstotliwość krytyczną jest ograniczenie częstotliwości równej lub poniżej którego fala radiowa jest odbijana przez warstwę jonosferycznego na pionowej padania . Jeśli transmitowana częstotliwość jest wyższa niż częstotliwość plazmy jonosfery, elektrony nie mogą reagować wystarczająco szybko i nie są w stanie ponownie wypromieniować sygnału. Oblicza się go jak pokazano poniżej:

${\ Displaystyle f_ {\ tekst {krytyczny}} = 9 \ razy {\ sqrt {N}}}$

gdzie N = gęstość elektronów na m ³ f _krytyczny w Hz.

Maksymalna częstotliwość użytkowa (MUF) jest zdefiniowana jako górna granica częstotliwości, która może być używana do transmisji między dwoma punktami w określonym czasie.

${\ Displaystyle f_ {\ tekst {muf}} = {\ Frac {f_ {\ tekst {krytyczny}}} {\ grzech \ alfa}}}$

gdzie = kąt natarcia , kąt fali względem horyzontu , a sin jest funkcją sinus . ${\ Displaystyle \ alfa}$

Częstotliwość odcięcia jest częstotliwość, poniżej którego fala radiowa nie przenikają do warstwy jonosfery przy kącie padania wymaganej do transmisji między dwoma określonymi punktami przez załamanie się od warstwy.

Korekcja jonosferyczna GPS/GNSS

Istnieje wiele modeli używanych do zrozumienia wpływu globalnych systemów nawigacji satelitarnej jonosfery. Model Klobuchara jest obecnie używany do kompensacji efektów jonosferycznych w GPS . Model ten został opracowany w Laboratorium Badań Geofizycznych Sił Powietrznych USA około 1974 roku przez Johna (Jack) Klobuchara. System nawigacji Galileo wykorzystuje model NeQuick .

Inne aplikacje

Otwarty system Elektrodynamiczny pęta , które korzysta z jonosfery jest badane. Miejsca paska wykorzystuje styczniki osoczu i jonosfery jako części obiegu do energii ekstraktu z pola magnetycznego za pomocą indukcji elektromagnetycznej .

Pomiary

Przegląd

Naukowcy badają strukturę jonosfery różnymi metodami. Zawierają:

• pasywne obserwacje emisji optycznych i radiowych generowanych w jonosferze
• odbijając od niego fale radiowe o różnych częstotliwościach
• niespójne radary rozproszone, takie jak EISCAT , Sondre Stromfjord, Millstone Hill , Arecibo , Advanced Modular Incoherent Scatter Radar (AMISR) i radary Jicamarca
• radary koherentne Rozproszenie takie jak (SuperDARN) Super Podwójny Auroral Radar sieci radarów
• specjalne odbiorniki do wykrywania, jak fale odbite zmieniły się w stosunku do fal nadawanych.

Różnorodne eksperymenty, takie jak HAARP (ang. High Frequency Active Auroral Research Program ), wykorzystują nadajniki radiowe o dużej mocy do modyfikowania właściwości jonosfery. Badania te skupiają się na badaniu właściwości i zachowania plazmy jonosferycznej, ze szczególnym naciskiem na umiejętność jej zrozumienia i wykorzystania do usprawnienia systemów komunikacji i nadzoru zarówno do celów cywilnych, jak i wojskowych. HAARP powstał w 1993 roku jako proponowany dwudziestoletni eksperyment i jest obecnie aktywny w pobliżu Gakony na Alasce.

Projekt radarowy SuperDARN bada wysokie i średnie szerokości geograficzne przy użyciu spójnego rozpraszania wstecznego fal radiowych w zakresie od 8 do 20 MHz. Spójne rozpraszanie wsteczne jest podobne do rozpraszania Bragga w kryształach i obejmuje konstruktywną interferencję rozpraszania z nieregularności gęstości jonosferycznej. Projekt obejmuje ponad 11 różnych krajów i wiele radarów na obu półkulach.

Naukowcy badają również jonosferę na podstawie zmian fal radiowych przechodzących przez nią z satelitów i gwiazd. Arecibo teleskopu znajdującego się w Puerto Rico , pierwotnie przeznaczone do badania jonosfery Ziemi.

Jonogramy

Jonogramy pokazują wirtualne wysokości i krytyczne częstotliwości warstw jonosferycznych, które są mierzone za pomocą jonosondy . Jonosonda omiata zakres częstotliwości, zwykle od 0,1 do 30 MHz, przepuszczając w kierunku pionowym do jonosfery. Wraz ze wzrostem częstotliwości każda fala jest załamywana w mniejszym stopniu przez jonizację w warstwie, a więc każda z nich przenika dalej, zanim zostanie odbita. W końcu osiągana jest częstotliwość, która umożliwia falę penetrację warstwy bez odbicia. W przypadku fal modowych ma to miejsce, gdy transmitowana częstotliwość nieznacznie przekracza szczytową częstotliwość plazmy lub krytyczną częstotliwość warstwy. Ślady odbitych impulsów radiowych o wysokiej częstotliwości są znane jako jonogramy. Zasady redukcji podane są w: „Podręczniku interpretacji i redukcji jonogramów URSI”, pod redakcją Williama Roya Piggotta i Karla Rawera , Elsevier Amsterdam, 1961 (dostępne są tłumaczenia na język chiński, francuski, japoński i rosyjski).

Niespójne radary rozproszone

Niespójne radary rozproszone działają powyżej częstotliwości krytycznych. Dlatego technika ta umożliwia sondowanie jonosfery, w przeciwieństwie do jonosond, również powyżej pików gęstości elektronowej. Fluktuacje termiczne gęstości elektronowej rozpraszające transmitowane sygnały nie są spójne , stąd nazwa tej techniki. Ich widmo mocy zawiera informacje nie tylko o gęstości, ale także o temperaturze jonów i elektronów, masach jonów i prędkościach dryfu.

Okultacja radiowa GNSS

Okultacja radiowa to technika teledetekcji, w której sygnał GNSS stycznie ociera się o Ziemię, przechodząc przez atmosferę i odbierany przez satelitę Low Earth Orbit (LEO). Gdy sygnał przechodzi przez atmosferę, ulega załamaniu, zakrzywieniu i opóźnieniu. Satelita LEO bada całkowitą zawartość elektronów i kąt zagięcia wielu takich ścieżek sygnału, obserwując wznoszenie się lub zachodzenie satelity GNSS za Ziemią. Używając odwrotnej transformacji Abela , można zrekonstruować profil promieniowy refrakcji w tym punkcie stycznej na Ziemi.

Główne misje okultacji radiowej GNSS obejmują GRACE , CHAMP i COSMIC .

Indeksy jonosfery

W modelach empirycznych jonosfery, takich jak Nequick, jako pośrednie wskaźniki stanu jonosfery stosuje się następujące wskaźniki.

Intensywność słoneczna

F10.7 i R12 to dwa wskaźniki powszechnie stosowane w modelowaniu jonosferycznym. Oba są cenne ze względu na swoje długie zapisy historyczne obejmujące wiele cykli słonecznych. F10.7 to pomiar natężenia słonecznej emisji radiowej o częstotliwości 2800 MHz wykonany za pomocą naziemnego radioteleskopu . R12 to 12-miesięczna średnia dziennych liczb plam słonecznych. Wykazano, że oba wskaźniki są ze sobą skorelowane.

Oba wskaźniki są jednak tylko pośrednimi wskaźnikami emisji słonecznego ultrafioletu i promieniowania rentgenowskiego, które są przede wszystkim odpowiedzialne za powodowanie jonizacji w górnych warstwach atmosfery Ziemi. Mamy teraz dane ze statku kosmicznego GOES, które mierzą strumień promieniowania rentgenowskiego tła ze Słońca, parametr ściślej związany z poziomami jonizacji w jonosferze.

Zaburzenia geomagnetyczne

• W - i K -indices jest miarą zachowania się w poziomej części składowej pola magnetycznego Ziemi . K -index wykorzystuje skalę pół-logarytmicznym od 0 do 9, do pomiaru siły poziomej składowej pola magnetycznego Ziemi. Boulder K- index jest mierzony w Boulder Geomagnetic Observatory .
• W geomagnetyczne poziom aktywności Ziemi mierzy się fluktuacji pola magnetycznego w SI jednostek zwanych teslach (lub-Si nie Gs , zwłaszcza w starszych literaturze). Pole magnetyczne Ziemi jest mierzone wokół planety przez wiele obserwatoriów. Pobrane dane są przetwarzane i przekształcane w wskaźniki pomiarowe. Dzienne pomiary dla całej planety są udostępniane przez oszacowanie A _p -index, zwany planetarny A-indeks (PAI).

Jonosfery innych planet i naturalnych satelitów

Obiekty w Układzie Słonecznym, które mają znaczną atmosferę (tj. wszystkie główne planety i wiele większych naturalnych satelitów ) generalnie wytwarzają jonosfery. Planety, o których wiadomo, że mają jonosfery, to Wenus , Mars , Jowisz , Saturn , Uran , Neptun i Pluton .

Atmosferze Titan zawiera jonosfery waha się od około 880 km (550 mil) do 1,300 km (810 mi), w wysokości, a związki zawierające węgiel. Jonosfery zaobserwowano również w Io , Europie , Ganimedesie i Trytonie .

Zobacz też

Uwagi

Bibliografia

• Davies, Kenneth (1990). Radio jonosferyczne . Seria fal elektromagnetycznych IEE nr 31. Londyn, Wielka Brytania: Peter Peregrinus Ltd/The Institution of Electrical Engineers. Numer ISBN 978-0-86341-186-1.
• Hargreaves, JK (1992). Górna atmosfera i relacje słoneczno-ziemskie . Wydawnictwo Uniwersytetu Cambridge.
• Kelley, MC (2009). Jonosfera Ziemi: Fizyka Plazmy i Elektrodynamika (wyd. 2). Prasa akademicka. Numer ISBN 9780120884254.
• McNamara, Leon F. (1994). Radioamatorzy Przewodnik po jonosferze . Numer ISBN 978-0-89464-804-5.
• Rawer, K. (1993). Propagacja fal w jonosferze . Dordrecht: Kluwer Academic Publ. Numer ISBN 978-0-7923-0775-4.
• Bilitza, Dieter (2001). „Międzynarodowa jonosfera referencyjna 2000” (PDF) . Nauka radiowa . 36 (2): 261-275. Kod Bibcode : 2001RaSc...36..261B . doi : 10.1029/2000RS002432 . hdl : 2060/19910021307 .
• J. Lilensten, P.-L. Bllly: Du Soleil à la Terre, Aéronomie et metéorologie de l'espace , Collection Grenoble Sciences, Université Joseph Fourier Grenoble I, 2000. ISBN  978-2-86883-467-6 .
• P.-L. Bllly, D. Alcaydé: Ionosphere , w: Y. Kamide, A. Chian, Handbook of the Solar-Terrestrial Environment , Springer-Verlag Berlin Heidelberg, s. 189–220, 2007. doi : 10.1007/11367758_8
• Volland, H. (1984). Elektrodynamika atmosfery . Berlin: Springer Verlag.
• Schunk, RW; Nagy, AF (2009). „Jonosfery: Fizyka, Fizyka Plazmy i Chemia” . Transakcje Eos (wyd. 2). 82 (46): 556. Kod bib : 2001EOSTr..82..556K . doi : 10.1029/01EO00328 . Numer ISBN 9780521877060.

Zewnętrzne linki

• Gehred, Paul i Norm Cohen, strona użytkownika radia SWPC .
• Projekt Amsat-Italia dotyczący propagacji jonosferycznej (strona internetowa ESA SWENET)
• NZ4O Solar Space Pogoda i archiwum danych geomagnetycznych
• Miernik NZ4O 160 (średnia częstotliwość) Uwagi dotyczące teorii propagacji radiowej Objaśnienia dotyczące „pozornie” tajemniczych zdarzeń propagacji miernika 160 (MF/HF) na poziomie laików
• Program geomagnetyzmu USGS
• Encyclopaedia Britannica, Jonosfera i magnetosfera
• Aktualne warunki pogodowe w kosmosie
• Aktualny słoneczny strumień rentgenowski
• Super podwójna sieć radarowa zorzy polarnej
• Europejski system radaru niespójnego rozproszonego