Ионосфера

Ионосфера ( / aɪ ɒ п ə ˌ ы е ɪər / ^{[1] [2]} ) является ионизированной частью верхней атмосферы Земли , от примерно 48 км (30 миль) до 965 км (600 миль) над уровнем моря, ^[3] регион, который включает термосферу и части мезосферы и экзосферы . Ионосфера ионизируется солнечным излучением. Он играет важную роль в атмосферном электричестве и образует внутренний край магнитосферы.. Он имеет практическое значение, потому что, помимо других функций, он влияет на распространение радиоволн в отдаленные места на Земле. ^[4]

Взаимосвязь атмосферы и ионосферы

История открытия [ править ]

Еще в 1839 году немецкий математик и физик Карл Фридрих Гаусс постулировал, что электропроводящая область атмосферы может объяснять наблюдаемые изменения магнитного поля Земли. Шестьдесят лет спустя Гульельмо Маркони получил первый трансатлантический радиосигнал 12 декабря 1901 года в Сент-Джонс, Ньюфаундленд (ныне в Канаде ), используя для приема антенну с воздушным змеем длиной 152,4 м (500 футов). Передающая станция в Полдху , Корнуолл, использовала передатчик с искровым разрядником для генерации сигнала с частотой примерно 500  кГц.и мощность в 100 раз больше, чем любой ранее произведенный радиосигнал. Полученное сообщение было три DITS, тем Морзе для буквы S . Чтобы достичь Ньюфаундленда, сигнал должен дважды отразиться от ионосферы. Однако доктор Джек Белроуз оспорил это, основываясь на теоретических и экспериментальных работах. ^[5] Тем не менее, год спустя Маркони добился трансатлантической беспроводной связи в Глейс-Бей, Новая Шотландия . ^[6]

В 1902 году Оливер Хевисайд предположил существование слоя Кеннелли – Хевисайда в ионосфере, который носит его имя. Предложение Хевисайда включало средства, с помощью которых радиосигналы передаются вокруг кривизны Земли. Предложение Хевисайд, в сочетании с законом Планка излучения черного тела, может быть затруднено рост радиоастрономии для обнаружения электромагнитных волн от небесных тел до 1932 (и развития высокочастотных приемопередатчиков) ^{[ править ]} . Также в 1902 году Артур Эдвин Кеннелли обнаружил некоторые радиоэлектрические свойства ионосферы.

В 1912 году Конгресс США ввел Закон Radio 1912 на радиолюбителей , ограничивая свои операции до частот выше 1,5 МГц (длина волны 200 метров или меньше). Правительство считало эти частоты бесполезными ^{[ необходима цитата ]} . Это привело к открытию распространения КВ радиоволн через ионосферу в 1923 году.

В 1926 году шотландский физик Роберт Уотсон-Ватт ввел термин ионосфера в письме, опубликованном только в 1969 году в журнале Nature :

В последние годы мы стали свидетелями повсеместного распространения термина «стратосфера» ... и ... сопутствующего термина «тропосфера» ... Термин «ионосфера» для области, в которой основной характеристикой является крупномасштабная ионизация со значительной длина свободного пробега, представляется целесообразным в качестве дополнения к этой серии.

В начале 1930-х годов тестовые передачи Радио Люксембурга непреднамеренно предоставили доказательства первой радиомодификации ионосферы; В 2017 году HAARP провела серию экспериментов с использованием одноименного эффекта Люксембурга . ^[7]

Эдвард В. Эпплтон был удостоен Нобелевской премии в 1947 г. за подтверждение в 1927 г. существования ионосферы. Ллойд Беркнер впервые измерил высоту и плотность ионосферы. Это позволило создать первую полную теорию распространения коротковолнового радиоизлучения. Морис В. Уилкс и Дж. А. Рэтклифф исследовали тему распространения очень длинных радиоволн в ионосфере. Виталий Гинзбург разработал теорию распространения электромагнитных волн в плазме, такой как ионосфера.

В 1962 году для изучения ионосферы был запущен канадский спутник Alouette 1 . После его успеха были Alouette 2 в 1965 году и два спутника ISIS в 1969 и 1971 годах, а затем EROS-A и -B в 1972 и 1975 годах, все для измерения ионосферы.

26 июля 1963 года был запущен первый действующий геостационарный спутник Syncom 2. ^[8] Бортовые радиомаяки на этом спутнике (и его последователях) позволили - впервые - измерить изменение полного электронного содержания (TEC) вдоль радиолуча от геостационарной орбиты к земному приемнику. (Вращение плоскости поляризации непосредственно измеряет ПЭС вдоль траектории.) Австралийский геофизик Элизабет Эссекс-Коэн с 1969 года использовала этот метод для мониторинга атмосферы над Австралией и Антарктидой. ^[9]

Геофизика [ править ]

Ионосфера - это оболочка из электронов и электрически заряженных атомов и молекул, которая окружает Землю и простирается от высоты примерно 50 км (31 миль) до более 1000 км (620 миль). Он существует в первую очередь за счет ультрафиолетового излучения Солнца .

Самая нижняя часть атмосферы Земли , тропосфера, простирается от поверхности примерно на 10 км (6,2 мили). Выше - стратосфера , а за ней - мезосфера. В стратосфере приходящая солнечная радиация создает озоновый слой . На высоте более 80 км (50 миль) в термосфере атмосфера настолько тонкая, что свободные электроны могут существовать в течение коротких периодов времени, прежде чем они будут захвачены ближайшим положительным ионом . Число этих свободных электронов достаточно, чтобы повлиять на распространение радиоволн . Эта часть атмосферы частично ионизирована и содержит плазму. которая называется ионосферой.

Ультрафиолетовые (УФ), рентгеновских лучей и более короткие длины волн от солнечного излучения являются ионизирующими, так как фотоны на этих частотах содержат достаточное количество энергии , чтобы выбить электрон из нейтрального атома или молекулы газа при поглощении. В этом процессе легкий электрон приобретает высокую скорость, так что температура создаваемого электронного газа намного выше (порядка тысячи К), чем температура ионов и нейтралов. Процесс, обратный ионизации, - это рекомбинация., в котором свободный электрон «захватывается» положительным ионом. Рекомбинация происходит спонтанно и вызывает испускание фотона, уносящего энергию, произведенную при рекомбинации. По мере увеличения плотности газа на более низких высотах преобладает процесс рекомбинации, поскольку молекулы газа и ионы находятся ближе друг к другу. Баланс между этими двумя процессами определяет количество присутствующей ионизации.

Ионизация зависит в первую очередь от Солнца и его активности . Степень ионизации ионосферы сильно зависит от количества излучения, полученного от Солнца. Таким образом, существует дневной (время суток) эффект и сезонный эффект. Местное зимнее полушарие отклонено от Солнца, поэтому солнечная радиация поступает меньше. Активность Солнца изменяется в соответствии с солнечным циклом , при этом большее количество радиации происходит с большим количеством солнечных пятен с периодичностью около 11 лет. Полученное излучение также зависит от географического положения (полярные, авроральные зоны, средние широты, и экваториальные области). Есть также механизмы, которые нарушают ионосферу и уменьшают ионизацию. Есть возмущения, такие как солнечные вспышки и связанный с ними выброс заряженных частиц в солнечный ветер, который достигает Земли и взаимодействует с ее геомагнитным полем.

Сидней Чепмен предложил называть область ниже ионосферы нейтросферой ^[10] ( нейтральная атмосфера ). ^{[11] [12]}

Слои ионизации [ править ]

Ночью слой F является единственным слоем со значительной ионизацией, в то время как ионизация в слоях E и D чрезвычайно низка. В течение дня слои D и E становятся намного более ионизированными, как и слой F, который развивает дополнительную, более слабую область ионизации, известную как слой F ₁ . Слой F ₂ сохраняется днем ​​и ночью и является основной областью, ответственной за преломление и отражение радиоволн.

Слой D [ править ]

Слой D - это самый внутренний слой на высоте от 60 км (37 миль) до 90 км (56 миль) над поверхностью Земли. Ионизация здесь происходит из-за серии -альфа-излучения водорода Лаймана с длиной волны 121,6 нанометра (нм), ионизирующей оксид азота (NO). Кроме того, высокая солнечная активность может генерировать жесткие рентгеновские лучи (длина волны <1 нм ), которые ионизируют N ₂ и O ₂ . Скорость рекомбинации высока в слое D, поэтому нейтральных молекул воздуха гораздо больше, чем ионов.

Радиоволны средней частоты (MF) и более низкой частоты (HF) значительно ослабляются в слое D, поскольку проходящие радиоволны заставляют электроны двигаться, которые затем сталкиваются с нейтральными молекулами, отдавая свою энергию. Более низкие частоты испытывают большее поглощение, потому что они перемещают электроны дальше, что приводит к большей вероятности столкновений. Это основная причина поглощения ВЧ радиоволн , особенно на частотах 10 МГц и ниже, с постепенным уменьшением поглощения на более высоких частотах. Этот эффект достигает максимума около полудня и ослабевает ночью из-за уменьшения толщины слоя D; лишь небольшая часть осталась за счет космических лучей . Типичный пример действия слоя D - исчезновение дальнего диапазона вещания AM. станции в дневное время.

Во время солнечных протонных событий ионизация может достигать необычно высоких уровней в D-области над высокими и полярными широтами. Такие очень редкие события известны как события поглощения полярной шапки (или PCA), поскольку повышенная ионизация значительно усиливает поглощение радиосигналов, проходящих через регион. ^[13] Фактически, уровни поглощения могут увеличиваться на многие десятки дБ во время интенсивных явлений, чего достаточно для поглощения большинства (если не всех) трансполярных ВЧ-радиосигналов. Такие мероприятия обычно длятся от 24 до 48 часов.

Слой E [ править ]

Слой Е представляет собой средний слой, 90 км (56 миль) до 150 км (93 миль) над поверхностью Земли. Ионизация происходит из-за ионизации молекулярного кислорода (O ₂ ) солнечным излучением мягким рентгеновским излучением (1–10 нм) и дальним ультрафиолетовым (УФ) излучением . Обычно при наклонном падении этот слой может отражать только радиоволны с частотами ниже примерно 10 МГц и может вносить небольшой вклад в поглощение на частотах выше. Однако во время интенсивных спорадических E- событий E _sслой может отражать частоты до 50 МГц и выше. Вертикальная структура E-слоя в первую очередь определяется конкурирующими эффектами ионизации и рекомбинации. Ночью слой E ослабевает, потому что больше нет основного источника ионизации. После захода солнца увеличение высоты максимума слоя E увеличивает дальность распространения радиоволн за счет отражения от слоя.

Этот регион также известен как слой Кеннелли – Хевисайда или просто слой Хевисайда. Его существование было предсказано в 1902 году независимо и почти одновременно американским инженером-электриком Артуром Эдвином Кеннелли (1861–1939) и британским физиком Оливером Хевисайдом (1850–1925). В 1924 году его существование обнаружили Эдвард В. Эпплтон и Майлз Барнетт .

E _сек слой [ править ]

Слой E _s ( спорадический слой E) характеризуется небольшими тонкими облаками интенсивной ионизации, которые могут поддерживать отражение радиоволн, редко до 450 МГц. Спорадические явления E могут длиться от нескольких минут до нескольких часов. Спорадическое распространение E делает радиолюбителей, работающих на УКВ,очень взволнован, так как могут открыться пути распространения, которые обычно недоступны. Исследователи до сих пор исследуют несколько причин спорадического ЭП. Это распространение происходит чаще всего в летние месяцы, когда могут быть достигнуты высокие уровни сигнала. Дистанция пропуска обычно составляет около 1640 км (1020 миль). Расстояния для односкачкового распространения могут быть от 900 км (560 миль) до 2500 км (1600 миль). Возможен двухэтапный прием на расстоянии более 3500 км (2200 миль).

F слой [ править ]

Слой F или область, также известный как слой Appleton-Barnett, простирается приблизительно от 150 км (93 миль) до более чем 500 км (310 миль) над поверхностью Земли. Это слой с самой высокой электронной плотностью, что означает, что сигналы, проникающие через этот слой, будут уходить в космос. В производстве электронов преобладает крайнее ультрафиолетовое (УФ, 10–100 нм) излучение, ионизирующее атомарный кислород. Слой F состоит из одного слоя (F ₂ ) ночью, но днем ​​на профиле электронной плотности часто формируется вторичный пик (обозначенный F ₁ ). Поскольку F ₂ слой остается днем и ночью, он отвечает за большинство SkyWave распространения радио волн и междугородныхвысокочастотная (ВЧ или коротковолновая ) радиосвязь.

Выше слоя F количество ионов кислорода уменьшается, и более легкие ионы, такие как водород и гелий, становятся доминирующими. Эта область выше пика F-слоя и ниже плазмосферы называется верхней ионосферой.

С 1972 по 1975 год НАСА запустило спутники EROS и EROS B для изучения F-области. ^[14]

Модель ионосферы [ править ]

Модель ионосферы - это математическое описание ионосферы как функции местоположения, высоты, дня года, фазы цикла солнечных пятен и геомагнитной активности. С геофизической точки зрения состояние ионосферной плазмы может быть описано четырьмя параметрами: электронной плотностью, электронной и ионной температурой и, поскольку присутствуют несколько видов ионов, ионным составом . Распространение радиоволн однозначно зависит от электронной плотности.

Модели обычно выражаются в виде компьютерных программ. Модель может быть основана на фундаментальных физических принципах взаимодействия ионов и электронов с нейтральной атмосферой и солнечным светом, или это может быть статистическое описание, основанное на большом количестве наблюдений или комбинации физики и наблюдений. Одна из наиболее широко используемых моделей - это Международная эталонная ионосфера (IRI) ^[15], которая основана на данных и определяет четыре только что упомянутых параметра. IRI - это международный проект, спонсируемый Комитетом по космическим исследованиям (COSPAR) и Международным союзом радионауки (URSI). ^[16] Основными источниками данных являются всемирная сеть ионозондов , мощнаянекогерентного рассеяния радары (Хикамарка, Аресибо , Милстон Hill, Malvern, Сент - Сантин), верхнюю сторону и ISIS Алуэтт оповещатели , а в точке инструментов на нескольких спутников и ракет. IRI обновляется ежегодно. IRI более точно описывает изменение концентрации электронов от дна ионосферы до высоты максимальной плотности, чем полное электронное содержание (TEC). С 1999 г. эта модель является «Международным стандартом» для земной ионосферы (стандарт TS16457).

Постоянные аномалии идеализированной модели [ править ]

Ионограммы позволяют с помощью вычислений определить истинную форму различных слоев. Неоднородная структура электрона / ион - плазма производит грубые эхо следы, увиденные преимущественно в ночное время и в более высоких широтах, и в нарушенных условиях.

Зимняя аномалия [ править ]

В средних широтах образование ионов в дневное время в слое F ₂ выше летом, как и ожидалось, поскольку Солнце светит более прямо на Землю. Однако существуют сезонные изменения в соотношении молекул и атомов в нейтральной атмосфере, из-за которых скорость потери ионов в летнее время становится еще выше. В результате увеличение потерь в летнее время преобладает над увеличением производства в летнее время, и общая ионизация F ₂ фактически ниже в местные летние месяцы. Этот эффект известен как зимняя аномалия. Аномалия всегда присутствует в северном полушарии, но обычно отсутствует в южном полушарии в периоды низкой солнечной активности.

Экваториальная аномалия [ править ]

Примерно в пределах ± 20 градусов от магнитного экватора находится экваториальная аномалия . Это возникновение провала ионизации в слое F ₂ на экваторе с гребнем примерно на 17 градусов по магнитной широте. В поле Земли магнитные линии расположены горизонтально на магнитном экваторе. Солнечный нагрев и приливные колебания в нижней ионосфере перемещают плазму вверх и поперек силовых линий магнитного поля. Это создает слой электрического тока в области E, который с горизонтальным магнитным полем заставляет ионизацию подниматься в слой F, концентрируясь под углом ± 20 градусов от магнитного экватора. Это явление известно как экваториальный фонтан..

Экваториальный электроджет [ править ]

Мировой солнечный ветер приводит к возникновению так называемой системы Sq (солнечного спокойствия) в области E ионосферы Земли ( область ионосферного динамо ) (высота 100–130 км (62–81 миль)). В результате этого тока возникает электростатическое поле, направленное с запада на восток (рассвет-сумерки) на дневной экваториальной стороне ионосферы. На экваторе магнитного падения, где геомагнитное поле горизонтально, это электрическое поле приводит к усиленному течению тока в восточном направлении в пределах ± 3 градусов от магнитного экватора, известному как экваториальный электроджет .

Эфемерные ионосферные возмущения [ править ]

Рентгеновские лучи: внезапные ионосферные возмущения (SID) [ править ]

Когда Солнце активно, могут происходить сильные солнечные вспышки, которые поражают залитую солнечным светом сторону Земли жесткими рентгеновскими лучами. Рентгеновские лучи проникают в D-область, высвобождая электроны, которые быстро увеличивают поглощение, вызывая отключение радиосигнала на высоких частотах (3–30 МГц). В это время сигналы очень низкой частоты (3–30 кГц) будут отражаться слоем D, а не слоем E, где повышенная плотность атмосферы обычно увеличивает поглощение волны и, таким образом, ослабляет ее. Как только рентгеновское излучение прекращается , внезапное ионосферное возмущение (SID) или отключение радиосигнала прекращается, поскольку электроны в D-области быстро рекомбинируют, а уровень сигнала возвращается к норме.

Протоны: поглощение полярной шапки (PCA) [ править ]

С солнечными вспышками связано выделение протонов высокой энергии. Эти частицы могут поразить Землю в течение от 15 минут до 2 часов после солнечной вспышки. Протоны вращаются по спирали вокруг силовых линий магнитного поля Земли и вниз и проникают в атмосферу вблизи магнитных полюсов, увеличивая ионизацию слоев D и E. PCA обычно длится от часа до нескольких дней, в среднем от 24 до 36 часов. Корональные выбросы массы также могут высвобождать энергичные протоны, которые усиливают поглощение в D-области в полярных областях.

Геомагнитные бури [ править ]

Геомагнитная буря временное интенсивное нарушение земной магнитосферы .

• Во время геомагнитной бури слой F₂ станет нестабильным, фрагментируется и даже может полностью исчезнуть.
• В регионах Северного и Южного полюсов Земли на небе будут наблюдаться полярные сияния .

Молния [ править ]

Молния может вызывать ионосферные возмущения в D-области одним из двух способов. Первый - через радиоволны ОНЧ (очень низкой частоты), запускаемые в магнитосферу . Эти так называемые «свистящие» волны могут взаимодействовать с частицами радиационного пояса и вызывать их осаждение на ионосферу, добавляя ионизацию в D-область. Эти возмущения называют событиями " высыпания электронов, вызванного молнией " (LEP).

Дополнительная ионизация может также происходить при прямом нагреве / ионизации в результате огромных движений заряда при ударах молнии. Эти события называются ранними / быстрыми.

В 1925 году CTR Wilson предложил механизм, с помощью которого электрический разряд от грозы мог распространяться вверх от облаков в ионосферу. Примерно в то же время, Роберт Уотсон-Уотт, работающий на исследовательской станции радио в Топи, Великобритания, предположил , что в ионосфере спорадический E слой (E _сек ) , как представляется, усиливается в результате молнии , но что необходима дальнейшая работа. В 2005 году К. Дэвис и К. Джонсон, работающие в лаборатории Резерфорда Эпплтона в Оксфордшире, Великобритания, продемонстрировали, что слой E _s действительно увеличился в результате грозовой активности. Их последующие исследования были сосредоточены на механизме, с помощью которого может происходить этот процесс.

Приложения [ править ]

Радиосвязь[ редактировать ]

Благодаря способности ионизированных атмосферных газов преломлять высокочастотные (ВЧ или коротковолновые ) радиоволны ионосфера может отражать радиоволны, направленные в небо, обратно к Земле. Радиоволны, направленные под углом в небо, могут вернуться на Землю за горизонт. Этот метод, называемый "пропуском" или " распространение небесной волны ", используется с 1920-х годов для связи на международных или межконтинентальных расстояниях. Возвращающиеся радиоволны могут снова отражаться от поверхности Земли в небо, что позволяет достичь большей дальности с помощью нескольких прыжков . Этот метод связи непостоянен и ненадежен: прием на заданном пути зависит от времени дня или ночи, времени года, погоды и 11-летнего возраста.цикл солнечных пятен . В первой половине 20 века он широко использовался для трансокеанской телефонной и телеграфной связи, а также для деловой и дипломатической связи. Из-за своей относительной ненадежности от коротковолновой радиосвязи в основном отказались в телекоммуникационной отрасли, хотя она остается важной для связи в высоких широтах, где спутниковая радиосвязь невозможна. Некоторые радиостанции и автоматизированные службы все еще используют коротковолновые радиочастоты, как и радиолюбители для частных развлекательных контактов.

Механизм рефракции [ править ]

Когда радиоволна достигает ионосферы, электрическое поле в волне заставляет электроны в ионосфере колебаться с той же частотой, что и радиоволна. Часть радиочастотной энергии передается этим резонансным колебаниям. Осциллирующие электроны тогда либо будут потеряны для рекомбинации, либо повторно излучают энергию исходной волны. Полное преломление может возникать, когда частота столкновений ионосферы меньше радиочастоты, и если концентрация электронов в ионосфере достаточно велика.

Качественное понимание того, как электромагнитная волна распространяется в ионосфере, можно получить, вспомнив геометрическую оптику . Поскольку ионосфера представляет собой плазму, можно показать, что показатель преломления меньше единицы. Следовательно, электромагнитный «луч» отклоняется от нормали, а не по направлению к нормали, как было бы обозначено, когда показатель преломления больше единицы. Также можно показать, что показатель преломления плазмы и, следовательно, ионосферы зависит от частоты, см. Дисперсия (оптика) . ^[17]

Критическая частота является предельной частотой на уровне или ниже которого радиоволна отражаются ионосферным слоем при вертикальном падении . Если передаваемая частота выше, чем плазменная частота ионосферы, то электроны не могут отвечать достаточно быстро, и они не могут повторно излучать сигнал. Он рассчитывается, как показано ниже:

${\ displaystyle f _ {\ text {critical}} = 9 \ times {\ sqrt {N}}}$

где N = концентрация электронов на м ^3, а _{критическое значение} f в Гц.

Максимальная полезная частота (МПЧ) определяется как верхний предел частоты, который может использоваться для передачи между двумя точками в указанное время.

${\ displaystyle f _ {\ text {muf}} = {\ frac {f _ {\ text {critical}}} {\ sin \ alpha}}}$

где = угол атаки , угол волны относительно горизонта , а sin - функция синуса .${\ displaystyle \ alpha}$

Частота отсечки - это частота, ниже которой радиоволна не может проникнуть через слой ионосферы при угле падения, необходимом для передачи между двумя заданными точками за счет преломления от слоя.

Коррекция ионосферы GPS / GNSS [ править ]

Для понимания влияния ионосферных глобальных навигационных спутниковых систем используется ряд моделей. Модель Клобучара в настоящее время используется для компенсации ионосферных эффектов в GPS . Эта модель была разработана в Лаборатории геофизических исследований ВВС США в 1974 году Джоном (Джеком) Клобучаром. ^[18] В навигационной системе Galileo используется модель NeQuick. ^[19]

Другие приложения [ править ]

Открытая система электродинамического троса , который использует ионосферу, в настоящее время исследуются. Пространство фал использует плазменные контакторы и ионосферу в качестве части схемы для извлечения энергии из магнитного поля Земли с помощью электромагнитной индукции .

Измерения [ править ]

Обзор [ править ]

Ученые исследуют структуру ионосферы самыми разными методами. Они включают:

• пассивные наблюдения оптического и радиоизлучения, генерируемого в ионосфере
• отражая от него радиоволны разных частот
• радары некогерентного рассеяния, такие как EISCAT , Sondre Stromfjord, Millstone Hill , Arecibo , усовершенствованный модульный радар некогерентного рассеяния (AMISR) и радары Jicamarca
• когерентные разбросы радары , такие как (SuperDARN) Супер Dual Аврорального радара сеть радары
• специальные приемники для определения того, как отраженные волны изменились от передаваемых волн.

В различных экспериментах, таких как HAARP ( Программа высокочастотных активных исследований полярных сияний ), используются мощные радиопередатчики для изменения свойств ионосферы. Эти исследования сосредоточены на изучении свойств и поведения ионосферной плазмы с особым упором на способность понимать и использовать ее для улучшения систем связи и наблюдения как в гражданских, так и в военных целях. HAARP был начат в 1993 году как предполагаемый двадцатилетний эксперимент и в настоящее время активен около Гаконы, Аляска.

Проект радара SuperDARN исследует высокие и средние широты с использованием когерентного обратного рассеяния радиоволн в диапазоне от 8 до 20 МГц. Когерентное обратное рассеяние похоже на брэгговское рассеяние в кристаллах и включает в себя конструктивную интерференцию рассеяния на неоднородностях плотности ионосферы. В проекте участвуют более 11 разных стран и множество радаров в обоих полушариях.

Ученые также исследуют ионосферу по изменениям радиоволн от спутников и звезд, проходящих через нее. Аресибо телескоп находится в Пуэрто - Рико , был первоначально предназначен для изучения ионосферы Земли.

Ионограммы [ править ]

Ионограммы показывают виртуальные высоты и критические частоты ионосферных слоев, измеренные ионозондом.. Ионозонд сканирует диапазон частот, обычно от 0,1 до 30 МГц, передавая сигнал при вертикальном падении на ионосферу. По мере увеличения частоты каждая волна меньше преломляется ионизацией в слое, поэтому каждая волна проникает дальше, прежде чем отразится. В конечном итоге достигается частота, позволяющая волне проникать в слой, не отражаясь. Для обычных модовых волн это происходит, когда передаваемая частота просто превышает пиковую плазменную или критическую частоту слоя. Записи отраженных высокочастотных радиоимпульсов известны как ионограммы. Правила восстановления приведены в: "Справочнике URSI по интерпретации и восстановлению ионограмм", под редакцией Уильяма Роя Пигготта и Карла Руэра., Elsevier Amsterdam, 1961 (есть переводы на китайский, французский, японский и русский языки).

Радары некогерентного рассеяния [ править ]

Радары некогерентного рассеяния работают на частотах выше критических. Таким образом, метод позволяет зондировать ионосферу, в отличие от ионозондов, также выше пиков электронной плотности. Тепловые флуктуации электронной плотности, рассеивающие передаваемые сигналы, не имеют когерентности , что и дало название этой технике. Их спектр мощности содержит информацию не только о плотности, но и о температурах ионов и электронов, массах и скоростях дрейфа ионов.

Радиозатмение GNSS [ править ]

Радиозатмение - это метод дистанционного зондирования, при котором сигнал GNSS касается Земли по касательной, проходя через атмосферу, и принимается спутником на низкой околоземной орбите (НОО). Когда сигнал проходит через атмосферу, он преломляется, изгибается и задерживается. Спутник LEO измеряет общее содержание электронов и угол изгиба многих таких сигнальных путей, когда он наблюдает за подъемом или заходом спутника GNSS за Землей. Использование Inverse Абеля преобразования , а радиальный профиль рефрактерности на этой касательной точки на земле может быть восстановлен.

Основные радиозатменные миссии GNSS включают GRACE , CHAMP и COSMIC .

Индексы ионосферы [ править ]

В эмпирических моделях ионосферы, таких как Nequick, следующие индексы используются как косвенные индикаторы состояния ионосферы.

Солнечная интенсивность [ править ]

F10.7 и R12 - два индекса, обычно используемые при моделировании ионосферы. Оба они ценны своими долгими историческими данными, охватывающими несколько солнечных циклов. F10.7 - это измерение интенсивности солнечного радиоизлучения на частоте 2800 МГц, выполненное с помощью наземного радиотелескопа . R12 - это среднее дневное количество солнечных пятен за 12 месяцев. Было показано, что оба индекса коррелируют друг с другом.

Однако оба индекса являются лишь косвенными индикаторами солнечного ультрафиолета и рентгеновского излучения, которые в первую очередь ответственны за ионизацию верхних слоев атмосферы Земли. Теперь у нас есть данные с космического корабля GOES, который измеряет фоновый поток рентгеновских лучей от Солнца, параметр, более тесно связанный с уровнями ионизации в ионосфере.

Геомагнитные возмущения [ править ]

• В - и K -indices представляют собой измерение поведения горизонтальной составляющей геомагнитного поля . К -index использует шкалу от 0 до 9 , чтобы измерять изменение горизонтальной составляющей геомагнитного поля. Новый K- индекс определен в Геомагнитной обсерватории Боулдера .
• Уровни геомагнитной активности Земли измеряются флуктуацией магнитного поля Земли в единицах СИ, называемых теслами (или в гауссах , не относящихся к СИ , особенно в более старой литературе). Магнитное поле Земли измеряют вокруг планеты многие обсерватории. Полученные данные обрабатываются и превращаются в показатели измерения. Ежедневные измерения для всей планеты доступны через оценку A _p -индекса, называемого планетарным A-индексом (PAI).

Ионосферы других планет и естественных спутников [ править ]

Объекты в Солнечной системе, которые имеют заметную атмосферу (то есть все основные планеты и многие из более крупных естественных спутников ), обычно образуют ионосферы. ^{[ необходима цитата ]} Известно, что планеты имеют ионосферы, включая Венеру , Марс , ^[20] Юпитер , Сатурн , Уран , Нептун и Плутон .

Атмосфера Титана включает в ионосферу , что составляет от приблизительно 880 км (550 миль) до 1300 км (810 миль) в высоту и содержит углеродные соединения. ^[21] Ионосферы также наблюдались на Ио , Европе , Ганимеде и Тритоне .

См. Также [ править ]

Примечания [ править ]

Ссылки [ править ]

• Дэвис, Кеннет (1990). Ионосферное радио . IEE Электромагнитные волны. Серия № 31. Лондон, Великобритания: Питер Перегринус Лтд. / Институт инженеров-электриков. ISBN 978-0-86341-186-1.
• Харгривз, Дж. К. (1992). Верхняя атмосфера и солнечно-земные отношения . Издательство Кембриджского университета.
• Келли, MC (2009). Ионосфера Земли: физика плазмы и электродинамика (2-е изд.). Академическая пресса. ISBN 9780120884254.
• Макнамара, Лео Ф. (1994). Путеводитель радиолюбителей по ионосфере . ISBN 978-0-89464-804-5.
• Роуэр, К. (1993). Распространение волн в ионосфере . Дордрехт: Kluwer Academic Publ. ISBN 978-0-7923-0775-4.
• Билица, Дитер (2001). "Международный справочник по ионосфере 2000" (PDF) . Радио наука . 36 (2): 261–275. Bibcode : 2001RaSc ... 36..261B . DOI : 10.1029 / 2000RS002432 .
• J. Lilensten, P.-L. Blelly: Du Soleil à la Terre, Aéronomie et météorologie de l'espace , Collection Grenoble Sciences, Université Joseph Fourier Grenoble I, 2000. ISBN 978-2-86883-467-6 . 
• П.-Л. Blelly, D. Alcaydé: Ionosphere , in: Y. Kamide, A. Chian, Handbook of the Solar-Terrestrial Environment , Springer-Verlag Berlin Heidelberg, стр. 189–220, 2007. doi : 10.1007 / 11367758_8
• Волланд, Х. (1984). Атмосферная электродинамика . Берлин: Springer Verlag.
• Schunk, RW; Надь, АФ (2009). «Ионосферы: физика, физика плазмы, химия» . Eos Transactions (2-е изд.). 82 (46): 556. Bibcode : 2001EOSTr..82..556K . DOI : 10.1029 / 01EO00328 . ISBN 9780521877060.

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы, связанные с ионосферой .

Поищите информацию об ионосфере в Викисловаре, бесплатном словаре.

• Гехред, Пол и Норм Коэн, страница радиопользователя SWPC .
• Проект Amsat-Italia по ионосферному распространению (веб-сайт ESA SWENET)
• NZ4O Солнечная космическая погода и архив геомагнитных данных
• NZ4O 160 метров (средняя частота) Теория распространения радиоволн Примечания на уровне непрофессионала Объяснение "на первый взгляд" таинственных случаев распространения радиоволн
• Программа геомагнетизма USGS
• Британская энциклопедия, Ионосфера и магнитосфера
• Текущие космические погодные условия
• Текущий поток солнечного рентгеновского излучения
• Сеть супердвойных авроральных радаров
• Европейская радиолокационная система некогерентного рассеяния