Ионосфера - Ionosphere

В ионосфера (/аɪˈɒпəˌsжɪər/^[1][2]) - ионизированная часть Верхняя атмосфера Земли от 48 км (30 миль) до 965 км (600 миль) над уровнем моря,^[3] регион, который включает термосфера и части мезосфера и экзосфера. Ионосфера - это ионизированный солнечным излучением. Он играет важную роль в атмосферное электричество и образует внутренний край магнитосфера. Это имеет практическое значение, поскольку, помимо других функций, влияет на распространение радио в далекие места на Земле.^[4]

Взаимосвязь атмосферы и ионосферы

История открытия

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 г. в г. Сент-Джонс, Ньюфаундленд (Сейчас в Канада ) с использованием антенны длиной 152,4 м (500 футов) с опорой на воздушных змеев для приема. Передающая станция в Poldhu, Корнуолл, использовал передатчик искрового разрядника произвести сигнал с частота примерно 500кГц и мощность в 100 раз больше, чем любой ранее произведенный радиосигнал. Полученное сообщение состояло из трех точек, азбука Морзе для письма S. Чтобы достичь Ньюфаундленда, сигнал должен дважды отразиться от ионосферы. Доктор Джек Белроуз однако оспорил это, основываясь на теоретической и экспериментальной работе.^[5] Однако Маркони действительно достиг трансатлантической беспроводной связи в Глейс-Бэй, Новая Шотландия, год спустя.^[6]

В 1902 г. Оливер Хевисайд предложил существование Кеннелли – Хевисайд несушка ионосферы, которая носит его имя. Предложение Хевисайда включало средства, с помощью которых радиосигналы передаются вокруг кривизны Земли. Предложение Хевисайда в сочетании с законом Планка об излучении черного тела, возможно, препятствовало развитию радиоастрономии в области обнаружения электромагнитных волн от небесных тел до 1932 года (и разработке высокочастотных радиопередатчиков).^{[нужна цитата ]}. Также в 1902 г. Артур Эдвин Кеннелли открыл некоторые радиоэлектрические свойства ионосферы.

В 1912 г. Конгресс США наложил Закон о радио 1912 года на радиолюбители, ограничивая их работу частотами выше 1,5 МГц (длина волны 200 метров или меньше). Правительство считало эти частоты бесполезными^{[нужна цитата ]}. Это привело к открытию КВ радиоволн через ионосферу в 1923 году.

В 1926 году шотландский физик Роберт Уотсон-Ватт ввел термин ионосфера в письме, опубликованном только в 1969 г. Природа:

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 Люксембург непреднамеренно предоставлено свидетельство первой радиомодификации ионосферы; HAARP провел серию экспериментов в 2017 году с одноименным Люксембург Эффект.^[7]

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

В 1962 г. Канадский спутник Алуэтт 1 был запущен для изучения ионосферы. После его успеха были Алуэтт 2 в 1965 г. и два ИГИЛ спутники 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) впервые позволили измерить полное электронное содержание (TEC) изменение радиолуча с геостационарной орбиты на земной приемник. (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

Ионосфера - это оболочка электроны и электрически заряженный атомы и молекулы которая окружает Землю, простираясь от высоты примерно 50 км (31 миль) до более 1000 км (620 миль). Он существует в первую очередь благодаря ультрафиолетовый излучение от солнце.

Самая нижняя часть Атмосфера Земли, то тропосфера простирается от поверхности примерно на 10 км (6,2 мили). Выше этого стратосфера, затем мезосфера. В стратосфере поступающая солнечная радиация создает озоновый слой. На высоте более 80 км (50 миль) в термосфера, атмосфера настолько тонка, что свободные электроны могут существовать в течение коротких периодов времени, прежде чем они будут захвачены ближайшим положительным ион. Число этих свободных электронов достаточно, чтобы влиять на распространение радио. Эта часть атмосферы частично ионизированный и содержит плазма которая называется ионосферой.

Ультрафиолетовый (УФ), рентгеновский снимок и короче длины волн из солнечная радиация находятся ионизирующий, поскольку фотоны на этих частотах содержат достаточно энергии, чтобы выбить электрон из атома или молекулы нейтрального газа при поглощении. В этом процессе легкий электрон приобретает высокую скорость, так что температура созданного электронного газа намного выше (порядка тысячи К), чем газа ионов и нейтралов. Обратный процесс к ионизация является 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 Мероприятия. Степень ионизации ионосферы сильно зависит от количества излучения, полученного от Солнца. Таким образом, есть дневной (время суток) эффект и сезонный эффект. Местная зима полушарие отклоняется от Солнца, поэтому солнечная радиация поступает меньше. Активность Солнца модулируется вслед за солнечный цикл с большим количеством солнечных пятен с периодичностью около 11 лет. Полученное излучение также зависит от географического положения (полярное, полярное сияние зоны, средние широты, и экваториальные области). Есть также механизмы, которые нарушают ионосферу и уменьшают ионизацию. Есть такие нарушения, как солнечные вспышки и связанный с этим выброс заряженных частиц в Солнечный ветер который достигает Земли и взаимодействует с ее геомагнитный поле.

Сидней Чепмен предложил назвать область ниже ионосферы нейтросфера^[10](в нейтральная атмосфера).^[11][12]

Слои ионизации

Ионосферные слои.

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 F₁ слой. F₂ Слой сохраняется днем ​​и ночью и является основной областью, отвечающей за преломление и отражение радиоволн.

Слой D

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 Серия Лайман -альфа-излучение водорода на длина волны из 121,6 нанометр (нм) ионизирующий оксид азота (НЕТ). Кроме того, высокий солнечная активность может генерировать жесткое рентгеновское излучение (длина волны <1 нм), которые ионизируют N₂ и O₂. В слое D скорость рекомбинации высока, поэтому нейтральных молекул воздуха намного больше, чем ионов.

Средняя частота (MF) и нижняя высокая частота (HF) радиоволны 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 увеличивает вероятность столкновений. Это основная причина поглощение КВ радиоволн, особенно на 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; только небольшая часть остается из-за космические лучи. Типичный пример действия слоя D - исчезновение далеких AM. группа вещания станции в дневное время.

В течение солнечные протонные события 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 событий, чего достаточно, чтобы поглотить большую часть (если не все) трансполярные передачи КВ радиосигналов. Такие мероприятия обычно длятся от 24 до 48 часов.

Слой E

В Слой E это средний слой, расположенный от 90 км (56 миль) до 150 км (93 мили) над поверхностью Земли. Ионизация происходит из-за мягкого рентгеновского излучения (1–10 нм) и дальнего ультрафиолетового (УФ) солнечного излучения. кислород (O₂). 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 спорадический E события, E_s слой 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 Кеннелли – Хевисайд несушка или просто слой Хевисайда. Его существование было предсказано в 1902 году независимо и почти одновременно американским инженером-электриком. Артур Эдвин Кеннелли (1861–1939) и британский физик Оливер Хевисайд (1850–1925). В 1924 году его существование было обнаружено Эдвард В. Эпплтон и Майлз Барнетт.

E_s слой

E_s слой (спорадический E-слой) характеризуется небольшими тонкими облаками интенсивной ионизации, которые могут поддерживать отражение радиоволн, редко до 225 МГц. Спорадические явления E могут длиться от нескольких минут до нескольких часов. Спорадическое распространение E делает УКВ работающими радиолюбители 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 составлять от 900 км (560 миль) до 2500 км (1600 миль). Возможен двухэтапный прием на расстоянии более 3500 км (2200 миль).

F слой

В F слой или регион, также известный как слой Эпплтона-Барнетта, простирается от примерно 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 преобладают крайний ультрафиолет (УФ, 10–100 нм) излучение, ионизирующее атомарный кислород. Слой F состоит из одного слоя (F₂) ночью, но днем ​​вторичный пик (обозначенный F₁) часто формируется в профиле электронной плотности. Потому что F₂ слой остается днем ​​и ночью, он отвечает за большинство небесная волна распространение радио волны и дальние расстояния высокая частота (HF, или коротковолновый ) радиосвязь.

Над слоем F количество кислород количество ионов уменьшается, и более легкие ионы, такие как водород и гелий, становятся доминирующими. Эта область выше пика слоя F и ниже плазмосфера называется верхней ионосферой.

С 1972 по 1975 год НАСА запустил ЭРОС и ЭРОС Б спутники для изучения области F.^[14]

Ионосферная модель

An модель ионосферы представляет собой математическое описание ионосферы как функции местоположения, высоты, дня года, фазы цикла солнечных пятен и геомагнитной активности. Геофизически состояние ионосферы плазма можно описать четырьмя параметрами: электронная плотность, электрон и ион температура и, поскольку присутствуют несколько видов ионов, ионный состав. Распространение радио 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 справочная ионосфера (IRI),^[15] который основан на данных и определяет только что упомянутые четыре параметра. IRI - это международный проект, спонсируемый Комитет по космическим исследованиям (КОСПАР) и Международный союз радионауки (УРСИ).^[16] Основными источниками данных являются всемирная сеть ионозонды, мощный некогерентное рассеяние радары (Хикамарка, Аресибо, Миллстон-Хилл, Малверн, Сент-Сантин), ИГИЛ и Алуэтт наверху эхолоты, а также инструменты на местах на нескольких спутниках и ракетах. IRI обновляется ежегодно. IRI более точно описывает изменение концентрации электронов от дна ионосферы до высоты максимальной плотности, чем при описании полное электронное содержание (TEC). С 1999 г. эта модель является «Международным стандартом» для земной ионосферы (стандарт TS16457).

Постоянные аномалии идеализированной модели

Ионограммы позволяют вычислять истинную форму различных слоев. Неоднородная структура электрон /ион -плазма создает грубые эхо-следы, наблюдаемые преимущественно ночью и в более высоких широтах, а также в условиях возмущения.

Зимняя аномалия

В средних широтах F₂ В слое дневное производство ионов летом выше, 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 летней продуктивности, и общее количество F₂ ионизация действительно ниже в 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

Электрические токи, создаваемые в ионосфере, направленной на Солнце.

В пределах примерно ± 20 градусов от магнитный экватор, это экваториальный аномалия. Это возникновение провала ионизации в F₂ слой на экваторе и гребни около 17 градусов по магнитной широте. В Магнитное поле Земли линии горизонтальны на магнитном экваторе. Солнечное отопление и приливный колебания в нижней ионосфере перемещают плазму вверх и поперек силовых линий магнитного поля. Это устанавливает слой электрического тока в области E, который с горизонтальный магнитное поле заставляет ионизацию проникать в слой F, концентрируясь под углом ± 20 градусов от магнитного экватора. Это явление известно как экваториальный фонтан.

Экваториальный электроджет

Мировой солнечный ветер приводит к возникновению так называемой системы токов 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

Рентгеновские лучи: внезапные ионосферные возмущения (SID)

Когда Солнце активно, сильно солнечные вспышки может произойти попадание жесткого рентгеновского излучения на залитую солнцем сторону Земли. 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 рентгеновские лучи заканчиваются, внезапное возмущение ионосферы (SID) или отключение радиосигнала заканчивается, когда электроны в D-области быстро рекомбинируют, а мощность сигнала возвращается к норме.

Протоны: поглощение полярной шапки (PCA)

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 около магнитных полюсов, увеличивая ионизацию слоев D и E. PCA обычно длится от часа до нескольких дней, в среднем от 24 до 36 часов. Выбросы корональной массы может также выделять энергичные протоны, которые усиливают поглощение D-области в полярных областях.

Геомагнитные бури

А геомагнитная буря это временное сильное нарушение земной магнитосфера.

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

Молния

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

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 К. Т. Р. Уилсон предложил механизм, с помощью которого электрический разряд от грозовой бури мог распространяться вверх от облаков в ионосферу. Примерно в то же время Роберт Уотсон-Ватт, работавший на Радиоисследовательской станции в Слау, Великобритания, предположил, что спорадический слой E в ионосфере (E_s), похоже, был усилен в результате удара молнии, но это потребовало дополнительной работы. В 2005 году К. Дэвис и К. Джонсон, работая в лаборатории Резерфорда Эпплтона в Оксфордшире, Великобритания, продемонстрировали, что E_s слой действительно был усилен в результате молнии. Их последующие исследования были сосредоточены на механизме, с помощью которого может происходить этот процесс.

Приложения

Радиосвязь

Благодаря способности ионизированных атмосферных газов к преломлять высокая частота (HF, или коротковолновый ) радиоволны, ионосфера может отражать радиоволны, направленные в небо, обратно к Земле. Радиоволны, направленные под углом в небо, могут вернуться на Землю за горизонт. Эта техника, называемая «пропустить» или «небесная волна "распространение" 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 несколькими хмель. Этот метод связи непостоянен и ненадежен: прием по заданному маршруту 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 коротковолновое радио частоты, как и радиолюбитель любители для частных развлекательных контактов.

Механизм рефракции

Когда радиоволна достигает ионосферы, электрическое поле в волне заставляет электроны в ионосфере в колебание на той же частоте, 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 происходить, когда частота столкновений ионосферы меньше радиочастоты, и если концентрация электронов в ионосфере достаточно велика.

Качественное понимание того, как электромагнитная волна распространяется через ионосферу, можно получить, вспомнив геометрическая оптика. 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]

В критическая частота предельная частота, на которой или ниже радиоволна отражается ионосферным слоем в вертикальном направлении. заболеваемость. Если передаваемая частота выше, чем плазменная частота ионосферы, то электроны не могут реагировать достаточно быстро, и они не могут повторно излучать сигнал. Он рассчитывается, как показано ниже:

${displaystyle f_ {ext {critical}} = 9 секунд {sqrt {N}}}$

где N = плотность электронов на м³ и е_{критический} в Гц.

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

${displaystyle f_ {ext {muf}} = {frac {f_ {ext {critical}}} {sin alpha}}}$

куда ${displaystyle alpha}$ = угол атаки, угол волны относительно горизонт, а грех - это синус функция.

В частота среза - частота, ниже которой радиоволна не может проникнуть через слой ионосферы под углом падения, необходимым для передачи между двумя заданными точками за счет преломления от слоя.

Ионосферная коррекция GPS / GNSS

Эта секция нуждается в расширении. Вы можете помочь добавляя к этому. (Октябрь 2013)

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 около 1974 года Джоном (Джеком) Клобучаром.^[18] В Галилео Система навигации использует модель NeQuick.^[19]

Другие приложения

В открытая система электродинамический трос, использующий ионосферу. В космический трос использует плазменные контакторы и ионосферу как части цепи для извлечения энергии из магнитного поля Земли с помощью электромагнитная индукция.

Измерения

Обзор

Ученые исследуют структуру ионосферы самыми разными методами. Они включают:

• пассивные наблюдения оптического и радиоизлучения, генерируемого в ионосфере
• отражая от него радиоволны разных частот
• некогерентное рассеяние радары, такие как EISCAT, Сондре Стромфьорд, Millstone Hill, Аресибо, Усовершенствованный модульный радар некогерентного рассеяния (AMISR) и Хикамарка радары
• радары когерентного рассеяния, такие как Сеть Super Dual Auroral Radar (SuperDARN) радары
• специальные приемники для определения того, как отраженные волны изменились от передаваемых волн.

Разнообразные эксперименты, такие как HAARP (Программа высокочастотных активных исследований северных сияний ), включают радиопередатчики большой мощности 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. В Радиотелескоп Аресибо находится в Пуэрто-Рико, изначально предназначался для изучения ионосферы Земли.

Ионограммы

Ионограммы показывают виртуальные высоты и критические частоты слоев ионосферы и которые измеряются ионозонд. 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 Уильям Рой Пигготт и Карл Роуэр, Elsevier Amsterdam, 1961 (есть переводы на китайский, французский, японский и русский языки).

Радары некогерентного рассеяния

Некогерентное рассеяние радары работают выше критических частот. Таким образом, метод позволяет зондировать ионосферу, в отличие от ионозондов, также выше пиков электронной плотности. Тепловые флуктуации электронной плотности, рассеивающие передаваемые сигналы, отсутствуют. согласованность, давшие название технике. Их спектр мощности содержит информацию не только о плотности, но и о температурах ионов и электронов, массах и скоростях дрейфа ионов.

ГНСС радиозатмение

Радио затмение - 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 инверсии Преобразование Авеля, а радиальный профиль преломления в этой точке касания на Земле можно восстановить.

Основные радиозатменные миссии GNSS включают: ГРЕЙС, ЧЕМПИОН, и КОСМИЧЕСКИЙ.

Индексы ионосферы

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

Солнечная интенсивность

F10.7 и R12 - два индекса, обычно используемые при моделировании ионосферы. Оба они ценны своими долгими историческими данными, охватывающими несколько солнечных циклов. F10.7 - измерение интенсивности солнечного радиоизлучения на частоте 2800 МГц с использованием наземного радиотелескоп. 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 из ИДЕТ космический аппарат, который измеряет фон Рентгеновский поток от Солнца, параметр, более тесно связанный с уровнями ионизации в ионосфере.

Геомагнитные возмущения

• В А - и K -индексы являются мерой поведения горизонтальной составляющей геомагнитное поле. В K-index использует шкалу от 0 до 9 для измерения изменения горизонтальной составляющей геомагнитного поля. Новый K-индекс определяется на Боулдерская геомагнитная обсерватория.
• Уровни геомагнитной активности Земли измеряются колебаниями магнитного поля Земли в SI единицы называются теслас (или в не-СИ гаусс, 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 А_п-индекс, называемый планетарный А-индекс (PAI).

Ионосферы других планет и естественных спутников

Объекты Солнечной системы с заметной атмосферой (то есть все основные планеты и многие из них естественные спутники ) вообще производят ионосферы.^{[нужна цитата ]} Известно, что планеты имеют ионосферы: Венера, Марс,^[20] Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон.

В атмосфера Титана включает ионосферу, высота которой колеблется от 880 км (550 миль) до 1300 км (810 миль) и содержит соединения углерода.^[21] Ионосферы также наблюдались на Ио, Европа, Ганимед, и Тритон.

Смотрите также

Примечания

Рекомендации

• 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, М. С. (2009). Ионосфера Земли: физика плазмы и электродинамика (2-е изд.). Академическая пресса. ISBN  9780120884254.
• Макнамара, Лео Ф. (1994). Путеводитель по ионосфере для радиолюбителей. 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). "Международная справочная ионосфера 2000" (PDF). Радио Наука. 36 (2): 261–275. Bibcode:2001RaSc ... 36..261B. Дои:10.1029 / 2000RS002432.
• J. Lilensten, P.-L. Blelly: Du Soleil à la Terre, Aéronomie et météorologie de l'espace, Коллекция наук Гренобля, Университет Жозефа Фурье Гренобля I, 2000. ISBN  978-2-86883-467-6.
• П.-Л. Блелли, Д. Алкайде: Ионосфера, в: Ю. Камиде, А. Чиан, Справочник солнечно-земной среды, Springer-Verlag Berlin Heidelberg, стр. 189–220, 2007. Дои:10.1007/11367758_8
• Волланд, Х. (1984). Атмосферная электродинамика. Берлин: Springer Verlag.
• Schunk, R.W .; Надь, А. Ф. (2009). «Ионосферы: физика, физика плазмы, химия». Eos Транзакции (2-е изд.). 82 (46): 556. Bibcode:2001EOSTr..82..556K. Дои:10.1029 / 01EO00328. ISBN  9780521877060.

внешняя ссылка

• 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
• Примечания по теории распространения радиоволн NZ4O 160 метров (средняя частота) Объяснение на уровне непрофессионала "на первый взгляд" таинственных случаев распространения радиоволн на 160 метров (СЧ / ВЧ)
• Программа геомагнетизма USGS
• Британская энциклопедия, ионосфера и магнитосфера
• Текущие космические погодные условия
• Текущий поток солнечного рентгеновского излучения
• Сеть супердвойных авроральных радаров
• Европейская радарная система некогерентного рассеяния