Ионосфера ( / aɪ ˈ ɒ n ə ˌ s f ɪər / ) [1] [2] — ионизированная часть верхних слоев атмосферы Земли , на высоте примерно от 48 км (30 миль) до 965 км (600 миль) над уровнем моря. , [3] область, включающая 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, поскольку, помимо других функций, влияет на распространение радиосигналов в отдаленные места на Земле . [4] Это также влияет на сигналы GPS , которые проходят через этот слой.
Еще в 1839 году немецкий математик и физик Карл Фридрих Гаусс предположил, что электропроводящая область атмосферы может объяснить наблюдаемые изменения магнитного поля Земли. [5] Шестьдесят лет спустя Гульельмо Маркони получил первый трансатлантический радиосигнал 12 декабря 1901 года в Сент-Джонсе, Ньюфаундленд (ныне Канада ), используя для приема антенну длиной 152,4 м (500 футов), поддерживаемую воздушным змеем. Передающая станция в Полдху , Корнуолл, использовала передатчик с искровым разрядником для создания сигнала частотой примерно 500 кГц и мощностью, в 100 раз превышающей любой ранее производимый радиосигнал. Полученное сообщение состояло из трех цифр — азбуки Морзе для буквы S. Чтобы достичь Ньюфаундленда, сигналу придется дважды отразиться от ионосферы. Однако доктор Джек Белроуз оспорил это, основываясь на теоретических и экспериментальных работах. [6] Однако год спустя Маркони все же добился трансатлантической беспроводной связи в Глейс-Бэй, Новая Шотландия . [7]
В 1902 году Оливер Хевисайд предположил существование слоя ионосферы Кеннелли-Хевисайда , носящего его имя. [8] Предложение Хевисайда включало средства, с помощью которых радиосигналы передаются вокруг кривизны Земли. Также в 1902 году Артур Эдвин Кеннелли обнаружил некоторые радиоэлектрические свойства ионосферы. [9]
В 1912 году Конгресс США наложил на радиолюбителей Закон о радио 1912 года , ограничивая их работу частотами выше 1,5 МГц (длина волны 200 метров или меньше). Правительство считало эти частоты бесполезными. Это привело к открытию распространения ВЧ-радиосигналов через ионосферу в 1923 году. [10]
В 1925 году наблюдения доктора Альфреда Н. Голдсмита и его команды во время солнечного затмения в Нью-Йорке продемонстрировали влияние солнечного света на распространение радиоволн, обнаружив, что короткие волны становились слабыми или неслышимыми, в то время как длинные волны стабилизировались во время затмения, тем самым способствуя понимание роли ионосферы в радиопередаче. [11]
В 1926 году шотландский физик Роберт Уотсон-Уотт ввел термин ионосфера в письме, опубликованном только в 1969 году в журнале Nature : [12]
В последние годы мы стали свидетелями повсеместного принятия термина «стратосфера»… и… сопутствующего ему термина «тропосфера»… Термин «ионосфера» обозначает область, основной характеристикой которой является крупномасштабная ионизация со значительной средние свободные пути, кажется уместным в качестве дополнения к этой серии.
В начале 1930-х годов пробные передачи Радио Люксембурга случайно предоставили свидетельства первой радиомодификации ионосферы; В 2017 году HAARP провел серию экспериментов с использованием одноименного эффекта Люксембурга . [13]
Эдвард В. Эпплтон был удостоен Нобелевской премии в 1947 году за подтверждение в 1927 году существования ионосферы. Ллойд Беркнер впервые измерил высоту и плотность ионосферы. Это позволило создать первую полную теорию распространения коротковолнового радио. Морис В. Уилкс и Дж. Рэтклифф исследовали тему распространения очень длинных радиоволн в ионосфере. Виталий Гинзбург разработал теорию распространения электромагнитных волн в такой плазме, как ионосфера.
В 1962 году для изучения ионосферы был запущен канадский спутник «Алуэтт-1» . После этого успеха были Alouette 2 в 1965 году и два спутника ISIS в 1969 и 1971 годах, а также AEROS-A и -B в 1972 и 1975 годах, все для измерения ионосферы.
26 июля 1963 года был запущен первый действующий геосинхронный спутник Syncom 2. [14] Бортовые радиомаяки на этом спутнике (и его преемниках) впервые позволили измерить изменение общего электронного содержания (TEC) вдоль радиолуча от геостационарной орбиты до земного приемника. (Вращение плоскости поляризации напрямую измеряет ПЭС на пути.) Австралийский геофизик Элизабет Эссекс-Коэн с 1969 года использовала этот метод для мониторинга атмосферы над Австралией и Антарктидой. [15]
Ионосфера представляет собой оболочку из электронов , электрически заряженных атомов и молекул , окружающую Землю, [16] простирающуюся от высоты примерно 50 км (30 миль) до более чем 1000 км (600 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 миль). Выше находится стратосфера , за ней следует мезосфера. В стратосфере приходящая солнечная радиация создает озоновый слой . На высоте более 80 км (50 миль) в термосфере атмосфера настолько тонка, что свободные электроны могут существовать в течение коротких периодов времени, прежде чем они будут захвачены близлежащим положительным ионом . Число этих свободных электронов достаточно, чтобы влиять на распространение радиоволн . Эта часть атмосферы частично ионизирована и содержит плазму , называемую ионосферой.
Ультрафиолетовое (УФ), рентгеновское излучение и более короткие волны солнечного излучения являются ионизирующими, поскольку фотоны на этих частотах содержат достаточную энергию, чтобы выбить электрон из атома или молекулы нейтрального газа при поглощении. В этом процессе легкий электрон приобретает такую высокую скорость, что температура создаваемого электронного газа значительно выше (порядка тысячи К), чем температура ионов и нейтралов. Обратным к ионизации процессом является рекомбинация , при которой свободный электрон «захватывается» положительным ионом. Рекомбинация происходит спонтанно и вызывает испускание фотона, уносящего энергию, образующуюся при рекомбинации. По мере увеличения плотности газа на меньших высотах преобладает процесс рекомбинации, поскольку молекулы газа и ионы располагаются ближе друг к другу. Баланс между этими двумя процессами определяет степень присутствующей ионизации.
Ионизация зависит в первую очередь от Солнца и его крайнего ультрафиолетового (EUV) и рентгеновского излучения, которое сильно меняется в зависимости от солнечной активности . Чем более магнитно активно Солнце, тем больше активных областей солнечных пятен имеется на Солнце одновременно. Активные области солнечных пятен являются источником повышенного нагрева короны и сопутствующего увеличения EUV- и рентгеновского излучения, особенно во время эпизодических магнитных извержений, которые включают солнечные вспышки , которые увеличивают ионизацию на освещенной солнцем стороне Земли, и события с солнечными энергетическими частицами , которые могут увеличить ионизацию в полярные регионы. Таким образом, степень ионизации в ионосфере следует как суточному (времени суток) циклу, так и 11-летнему солнечному циклу . Существует также сезонная зависимость степени ионизации, поскольку местное зимнее полушарие наклонено от Солнца, поэтому получаемая солнечная радиация меньше. Полученная радиация также зависит от географического положения (полярные зоны, полярные сияния , средние широты и экваториальные регионы). Существуют также механизмы, которые нарушают ионосферу и уменьшают ионизацию.
Сидни Чепмен предложил называть область ниже ионосферы нейтросферой [17] ( нейтральная атмосфера ). [18] [19]
Ночью слой F является единственным слоем со значительной ионизацией, тогда как ионизация в слоях E и D чрезвычайно низка. В течение дня слои D и E ионизируются гораздо сильнее, как и слой F, в котором образуется дополнительная, более слабая область ионизации, известная как слой F 1 . Слой F 2 сохраняется днем и ночью и является основной областью, ответственной за преломление и отражение радиоволн.
Слой D — это самый внутренний слой, расположенный на высоте от 48 км (30 миль) до 90 км (56 миль) над поверхностью Земли. Ионизация здесь происходит за счет альфа-излучения водорода серии Лаймана на длине волны 121,6 нанометра (нм), ионизирующего оксид азота (NO). Кроме того, солнечные вспышки могут генерировать жесткое рентгеновское излучение (длина волны < 1 нм ), которое ионизирует N 2 и O 2 . Скорость рекомбинации в слое D высока, поэтому нейтральных молекул воздуха гораздо больше, чем ионов.
Среднечастотные (СЧ) и более низкие высокочастотные (ВЧ) радиоволны значительно ослабляются в слое D, поскольку проходящие радиоволны заставляют двигаться электроны, которые затем сталкиваются с нейтральными молекулами, отдавая свою энергию. Более низкие частоты испытывают большее поглощение, поскольку они перемещают электроны дальше, что приводит к большей вероятности столкновений. Это основная причина поглощения ВЧ-радиоволн , особенно на частоте 10 МГц и ниже, с постепенно уменьшающимся поглощением на более высоких частотах. Этот эффект достигает максимума около полудня и снижается ночью из-за уменьшения толщины слоя D; лишь малая часть остается благодаря космическим лучам . Типичным примером действия уровня D является исчезновение удаленных радиостанций AM- диапазона в дневное время.
Во время солнечных протонных событий ионизация может достигать необычно высоких уровней в D-области в высоких и полярных широтах. Такие очень редкие события известны как события поглощения полярной шапки (или PCA), поскольку повышенная ионизация значительно усиливает поглощение радиосигналов, проходящих через этот регион. [20] Фактически, уровни поглощения могут увеличиваться на многие десятки дБ во время интенсивных событий, что достаточно для поглощения большей части (если не всех) передач трансполярных ВЧ-радиосигналов. Такие события обычно длятся менее 24–48 часов.
Слой E — это средний слой, расположенный на высоте от 90 км (56 миль) до 150 км (93 миль) над поверхностью Земли. Ионизация происходит за счет ионизации молекулярного кислорода (O 2 ) мягким рентгеновским излучением (1–10 нм) и дальним ультрафиолетовым (УФ) солнечным излучением . Обычно при наклонном падении этот слой может отражать только радиоволны с частотами ниже 10 МГц и может вносить небольшой вклад в поглощение на частотах выше. Однако во время интенсивных спорадических событий E слой E s может отражать частоты до 50 МГц и выше. Вертикальная структура слоя E определяется в первую очередь конкурирующими эффектами ионизации и рекомбинации. Ночью слой E ослабевает, поскольку основного источника ионизации больше нет. После захода солнца увеличение высоты максимума слоя E увеличивает дальность распространения радиоволн за счет отражения от слоя.
Эта область также известна 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 было обнаружено Эдвардом В. Эпплтоном и Майлзом Барнеттом .
Слой E s (спорадический E-слой) характеризуется небольшими тонкими облаками интенсивной ионизации, которые могут поддерживать отражение радиоволн часто до 50 МГц и редко до 450 МГц. Спорадические явления-E могут длиться от нескольких минут до многих часов. Спорадическое распространение E делает работу радиолюбителей в диапазоне УКВ очень интересной, когда пути распространения на большие расстояния, которые обычно недоступны, «открываются» для двусторонней связи. Существует множество причин спорадического E, которые все еще изучаются исследователями. Это распространение происходит каждый день в июне и июле в средних широтах северного полушария, когда часто достигаются высокие уровни сигнала. Дистанция пропуска обычно составляет около 1640 км (1020 миль). Расстояния для распространения за один прыжок могут составлять от 900 км (560 миль) до 2500 км (1600 миль). Также распространено многоскачковое распространение на расстояние более 3500 км (2200 миль), иногда на расстояния 15 000 км (9300 миль) и более.
Слой или область F , 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 плотностью электронов, а это означает, что сигналы, проникающие в этот слой, уходят в космос. В производстве электронов преобладает крайнее ультрафиолетовое (УФ, 10–100 нм) излучение, ионизирующее атомарный кислород. Слой F ночью состоит из одного слоя (F 2 ), но днем в профиле электронной плотности часто формируется вторичный пик (обозначенный F 1 ). Поскольку слой F 2 сохраняется днем и ночью, он отвечает за большую часть распространения радиоволн по пространству и высокочастотную (ВЧ или коротковолновую ) радиосвязь на большие расстояния.
Над слоем F количество ионов кислорода уменьшается и преобладают более легкие ионы, такие как водород и гелий. Эта область выше пика слоя F и ниже плазмосферы называется верхней ионосферой.
С 1972 по 1975 год НАСА запустило спутники EROS и EROS B для изучения региона F. [21]
Ионосферная модель — это математическое описание ионосферы как функции местоположения, высоты, дня года, фазы цикла солнечных пятен и геомагнитной активности. Геофизически состояние ионосферной плазмы можно описать четырьмя параметрами: плотностью электронов, температурой электронов и ионов и, поскольку присутствует несколько разновидностей ионов, ионным составом . Распространение радиоволн однозначно зависит от плотности электронов.
Модели обычно представляют собой компьютерные программы. Модель может быть основана на основах физики взаимодействия ионов и электронов с нейтральной атмосферой и солнечным светом или может представлять собой статистическое описание, основанное на большом количестве наблюдений или комбинации физики и наблюдений. Одной из наиболее широко используемых моделей является Международная эталонная ионосфера (IRI) [22] , которая основана на данных и определяет четыре только что упомянутых параметра. IRI — это международный проект, спонсируемый Комитетом по космическим исследованиям (КОСПАР) и Международным союзом радионауки (URSI). [23] Основными источниками данных являются всемирная сеть ионозондов , мощные радары некогерентного рассеяния (Хикамарка, Аресибо , Миллстон-Хилл, Малверн, Сен-Сантен), верхние зонды ISIS и Alouette , а также приборы на месте на нескольких спутниках и ракетах. IRI обновляется ежегодно. IRI более точно описывает изменение плотности электронов от нижней части ионосферы до высоты максимальной плотности, чем при описании общего содержания электронов (TEC). С 1999 года эта модель является «Международным стандартом» для земной ионосферы (стандарт TS16457).
Ионограммы позволяют посредством вычислений определить истинную форму различных слоев. Неоднородная структура электронно / ионной плазмы дает грубые эхо-следы, видимые преимущественно ночью и в более высоких широтах, а также в условиях возмущения .
В средних широтах дневное производство ионов F 2 в слое F 2 выше летом, как и ожидалось, поскольку Солнце светит прямо на Землю. Однако существуют сезонные изменения в молекулярно-атомном соотношении нейтральной атмосферы, из-за которых скорость потерь ионов летом становится еще выше. В результате увеличение потерь в летнее время превосходит увеличение производства в летнее время, а 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.
Примерно в пределах ± 20 градусов от магнитного экватора находится экваториальная аномалия . Это возникновение провала ионизации в слое F 2 на экваторе и максимума около 17 градусов магнитной широты. Линии магнитного поля Земли горизонтальны на магнитном экваторе. Солнечное нагревание и приливные колебания в нижней ионосфере перемещают плазму вверх и поперек силовых линий магнитного поля. Это создает слой электрического тока в области E, который вместе с горизонтальным магнитным полем вызывает ионизацию в слое F, концентрируясь под углом ± 20 градусов от магнитного экватора. Это явление известно как экваториальный фонтан .
Всемирный солнечный ветер приводит к образованию так называемой системы токов Sq (солнечного покоя) в восточной области ионосферы Земли ( область ионосферного динамо ) (высота 100–130 км (60–80 миль)). В результате этого тока возникает электростатическое поле, направленное с запада на восток (рассвет-закат) на экваториальной дневной стороне ионосферы. На экваторе магнитного падения, где геомагнитное поле горизонтально, это электрическое поле приводит к усиленному потоку тока в восточном направлении в пределах ± 3 градусов от магнитного экватора, известному как экваториальная электроджета .
Когда Солнце активно, могут возникать сильные солнечные вспышки , которые поражают освещенную сторону Земли жесткими рентгеновскими лучами. Рентгеновские лучи проникают в D-область, высвобождая электроны, которые быстро увеличивают поглощение, вызывая высокочастотное (3–30 МГц) радиозатмение, которое может сохраняться в течение многих часов после сильных вспышек. В это время сигналы очень низкой частоты (3–30 кГц) будут отражаться слоем D вместо слоя E, где повышенная плотность атмосферы обычно увеличивает поглощение волны и, таким образом, ослабляет ее. Как только рентгеновское излучение прекращается, внезапное ионосферное возмущение (SID) или затемнение радиосигнала постепенно снижается, поскольку электроны в D-области быстро рекомбинируют, и распространение постепенно возвращается к предвспышечным условиям в течение минут или часов в зависимости от солнечной активности. сила и частота вспышек.
С солнечными вспышками связан выброс 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 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 D-области в полярных регионах.
Геомагнитные бури и ионосферные бури представляют собой временные и интенсивные возмущения магнитосферы и ионосферы Земли .
Во время геомагнитной бури слой F₂ станет нестабильным, фрагментируется и может даже полностью исчезнуть. В северных и южных полярных регионах Земли на ночном небе можно будет наблюдать полярные сияния .
Молния может вызвать ионосферные возмущения в D-области одним из двух способов. Первый — это радиоволны ОНЧ (очень низкой частоты), попадающие в магнитосферу . Эти так называемые волны «свистовой» моды могут взаимодействовать с частицами радиационного пояса и вызывать их осаждение в ионосферу, добавляя ионизацию в D-область. Эти возмущения называются событиями « высыпаний электронов , вызванных молнией » (LEP).
Дополнительная ионизация также может произойти в результате прямого нагрева/ионизации в результате огромных движений заряда при ударе молнии. Эти события называются ранними/быстрыми.
В 1925 году Ч.ТР. Уилсон предложил механизм, с помощью которого электрический разряд грозы мог распространяться вверх от облаков в ионосферу. Примерно в то же время Роберт Уотсон-Ватт, работавший на радиоисследовательской станции в Слау, Великобритания, предположил, что ионосферный спорадический слой E (E s ), по-видимому, увеличился в результате молний, но необходимы дополнительные исследования. В 2005 году К. Дэвис и К. Джонсон, работавшие в лаборатории Резерфорда Эпплтона в Оксфордшире, Великобритания, продемонстрировали, что слой E s действительно увеличился в результате активности молний. Их последующие исследования были сосредоточены на механизме, посредством которого может происходить этот процесс.
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 « небесной волной», 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 за несколько прыжков . Этот метод связи непостоянен и ненадежен: прием по определенному маршруту зависит от времени дня и ночи, времени года, погоды и 11-летнего цикла 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 телекоммуникационная отрасль в основном отказалась от коротковолновой радиосвязи, хотя она остается важной для связи в высоких широтах, где спутниковая радиосвязь невозможна. Коротковолновое вещание полезно для пересечения международных границ и покрытия больших территорий при небольших затратах. Автоматизированные службы по-прежнему используют коротковолновые радиочастоты, как и радиолюбители для частных развлекательных контактов и для оказания помощи в экстренной связи во время стихийных бедствий. Вооруженные силы используют короткие волны, чтобы быть независимыми от уязвимой инфраструктуры, включая спутники, а низкая задержка коротковолновой связи делает ее привлекательной для биржевых трейдеров, где миллисекунды имеют значение. [24]
Когда радиоволна достигает ионосферы, электрическое поле в волне заставляет электроны в ионосфере колебаться с той же частотой, что и радиоволна. Некоторая часть радиочастотной энергии передается этим резонансным колебаниям. Колеблющиеся электроны тогда либо потеряются в результате рекомбинации, либо повторно излучат первоначальную волновую энергию. Полная рефракция может возникнуть, когда частота столкновений ионосферы меньше радиочастоты и если плотность электронов в ионосфере достаточно велика.
Качественное представление о том, как распространяется электромагнитная волна в ионосфере, можно получить, обратившись к геометрической оптике . Поскольку ионосфера представляет собой плазму, можно показать, что показатель преломления меньше единицы. Следовательно, электромагнитный «луч» отклоняется от нормали, а не к нормали, как это было бы видно, если показатель преломления больше единицы. Можно также показать, что показатель преломления плазмы, а значит и ионосферы, зависит от частоты, см. Дисперсия (оптика) . [25]
Критическая частота — это предельная частота, на которой или ниже которой радиоволна отражается слоем ионосферы при вертикальном падении . Если передаваемая частота выше плазменной частоты ионосферы, то электроны не могут ответить достаточно быстро и не способны повторно излучать сигнал. Он рассчитывается, как показано ниже:
где N = плотность электронов на м 3 и f критическая величина в Гц.
Максимальная полезная частота (MUF) определяется как верхний предел частоты, который можно использовать для передачи между двумя точками в определенное время.
где = угол прихода , угол волны относительно горизонта , а sin — функция синуса .
Частота среза — это частота, ниже которой радиоволна не может проникнуть в слой ионосферы под углом падения, необходимым для передачи между двумя заданными точками за счет преломления от слоя.
Существует ряд моделей, используемых для понимания воздействия ионосферы на глобальные навигационные спутниковые системы. Модель Клобучара в настоящее время используется для компенсации ионосферных эффектов в GPS . Эта модель была разработана в Лаборатории геофизических исследований ВВС США примерно в 1974 году Джоном (Джеком) Клобучаром. [26] В навигационной системе Galileo используется модель NeQuick. [27]
Исследуется открытая система электродинамического троса, использующая ионосферу . Космический трос использует плазменные контакторы и ионосферу как части цепи для извлечения энергии из магнитного поля Земли посредством электромагнитной индукции .
Ученые исследуют структуру ионосферы самыми разными методами. Они включают:
В различных экспериментах, таких как HAARP ( Программа высокочастотных активных авроральных исследований ), используются мощные радиопередатчики для изменения свойств ионосферы. Эти исследования сосредоточены на изучении свойств и поведения ионосферной плазмы, с особым упором на возможность понять и использовать ее для улучшения систем связи и наблюдения как в гражданских, так и в военных целях. HAARP был начат в 1993 году как предложенный двадцатилетний эксперимент и в настоящее время активен недалеко от Гаконы, Аляска.
Радарный проект SuperDARN исследует высокие и средние широты с использованием когерентного обратного рассеяния радиоволн в диапазоне от 8 до 20 МГц. Когерентное обратное рассеяние аналогично брэгговскому рассеянию в кристаллах и включает конструктивную интерференцию рассеяния от неоднородностей плотности ионосферы. В проекте участвуют более 11 стран и несколько радаров в обоих полушариях.
Ученые также исследуют ионосферу по изменениям проходящих через нее радиоволн от спутников и звезд. Телескоп Аресибо , расположенный в Пуэрто-Рико , изначально предназначался для изучения ионосферы Земли.
Ионограммы показывают виртуальные высоты и критические частоты слоев ионосферы, 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 из-за ионизации в слое, и поэтому каждая волна проникает дальше, прежде чем отразится. В конце концов достигается частота, позволяющая волне проникнуть в слой без отражения. Для волн обыкновенной моды это происходит, когда передаваемая частота чуть превышает пиковую плазменную или критическую частоту слоя. Следы отраженных высокочастотных радиоимпульсов известны как ионограммы. Правила редукции приведены в: «Справочник URSI по интерпретации и редукции ионограмм», под редакцией Уильяма Роя Пигготта и Карла Равера , Elsevier Amsterdam, 1961 (доступны переводы на китайский, французский, японский и русский языки).
Радары некогерентного рассеяния работают на частотах выше критических. Таким образом, методика позволяет зондировать ионосферу, в отличие от ионозондов, и выше пиков электронной концентрации. Тепловые флуктуации электронной плотности, рассеивающие передаваемые сигналы, лишены когерентности , что и дало этому методу название. Их спектр мощности содержит информацию не только о плотности, но и об ионных и электронных температурах, массах ионов и скоростях дрейфа.
Радиозатмение — это метод дистанционного зондирования , при котором сигнал GNSS касается Земли по касательной, проходя через атмосферу, и принимается спутником на низкой околоземной орбите (LEO). Когда сигнал проходит через атмосферу, он преломляется, искривляется и задерживается. Спутник LEO измеряет общее содержание электронов и угол изгиба многих таких путей прохождения сигнала, наблюдая, как спутник GNSS поднимается или заходит за Землей. Используя обратное преобразование Абеля , можно восстановить радиальный профиль рефракции в этой точке касания на Земле.
Основные миссии радиозатмения GNSS включают GRACE , CHAMP и COSMIC .
В эмпирических моделях ионосферы, таких как Некик, в качестве косвенных показателей состояния ионосферы используются следующие индексы.
F10.7 и R12 — два индекса, обычно используемые при моделировании ионосферы. Оба ценны своими длинными историческими записями, охватывающими несколько солнечных циклов. F10.7 — измерение интенсивности солнечного радиоизлучения на частоте 2800 МГц, произведенное с помощью наземного радиотелескопа . R12 — среднее количество солнечных пятен за 12 месяцев. Было показано, что эти два индекса коррелируют друг с другом.
Однако оба индекса являются лишь косвенными индикаторами солнечного ультрафиолетового и рентгеновского излучения, которые в первую очередь ответственны за ионизацию верхних слоев атмосферы Земли. Теперь у нас есть данные космического корабля GOES , который измеряет фоновый поток рентгеновского излучения от Солнца — параметр, более тесно связанный с уровнями ионизации в ионосфере.
Объекты Солнечной системы, имеющие значительную атмосферу (т. е. все крупные планеты и многие крупные естественные спутники ), обычно образуют ионосферы. [28] Известно, что планеты, имеющие ионосферу, включают Венеру , Марс , [29] Юпитер , Сатурн , Уран , Нептун и Плутон .
Атмосфера Титана включает ионосферу высотой от 880 км (550 миль) до 1300 км (810 миль) и содержит соединения углерода. [30] Ионосферы также наблюдались на Ио , Европе , Ганимеде и Тритоне .
{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )См. стр. 229.
