Ионосфера ( / aɪ ˈ ɒ n ə ˌ s f ɪər / ) [1] [2] — ионизированная часть верхней атмосферы Земли , примерно от 48 км (30 миль) до 965 км (600 миль) над уровнем моря , [3] область, которая включает термосферу и части мезосферы и экзосферы . Ионосфера ионизируется солнечным излучением . Она играет важную роль в атмосферном электричестве и образует внутренний край магнитосферы . Она имеет практическое значение, поскольку, среди прочих функций, она влияет на распространение радиосигнала в отдаленные места на Земле . [4] Она 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 объяснять наблюдаемые изменения магнитного поля Земли. [5] Шестьдесят лет спустя, 12 декабря 1901 года, Гульельмо Маркони принял первый трансатлантический радиосигнал в Сент-Джонсе, Ньюфаундленд (ныне в Канаде ), используя для приема антенну длиной 152,4 м (500 футов), поддерживаемую воздушным змеем. [6] Передающая станция в Полдху , Корнуолл, использовала передатчик с искровым разрядником для создания сигнала с частотой приблизительно 500 кГц и мощностью в 100 раз больше, чем любой ранее созданный радиосигнал. Полученное сообщение состояло из трех точек, кода Морзе для буквы S. Чтобы достичь Ньюфаундленда, сигнал должен был дважды отразиться от ионосферы. Однако доктор Джек Белроуз оспорил это, основываясь на теоретических и экспериментальных работах. [7] Однако Маркони все же добился трансатлантической беспроводной связи в Глейс-Бей, Новая Шотландия , годом позже. [8]
В 1902 году Оливер Хевисайд предположил существование слоя Кеннелли-Хевисайда ионосферы, который носит его имя. [9] Предложение Хевисайда включало средства, с помощью которых радиосигналы передаются вокруг кривизны Земли. Также в 1902 году Артур Эдвин Кеннелли открыл некоторые радиоэлектрические свойства ионосферы. [10]
В 1912 году Конгресс США ввел Закон о радио 1912 года для радиолюбителей , ограничив их работу частотами выше 1,5 МГц (длина волны 200 метров или меньше). Правительство считало эти частоты бесполезными. Это привело к открытию распространения радиоволн КВ через ионосферу в 1923 году. [11]
В 1925 году наблюдения во время солнечного затмения в Нью-Йорке, проведенные доктором Альфредом Н. Голдсмитом и его командой, продемонстрировали влияние солнечного света на распространение радиоволн, показав, что короткие волны стали слабыми или неслышимыми, в то время как длинные волны стабилизировались во время затмения, что способствовало пониманию роли ионосферы в передаче радиосигналов. [12]
В 1926 году шотландский физик Роберт Уотсон-Уотт ввел термин «ионосфера» в письме, опубликованном только в 1969 году в журнале Nature : [13]
В последние годы мы стали свидетелями всеобщего принятия термина «стратосфера»… и сопутствующего ему термина «тропосфера»... Термин «ионосфера» для области, основной характеристикой которой является крупномасштабная ионизация со значительными длинами свободного пробега, представляется уместным в качестве дополнения к этому ряду.
В начале 1930-х годов тестовые передачи Радио Люксембурга непреднамеренно предоставили доказательства первой радиомодификации ионосферы; в 2017 году HAARP провел серию экспериментов, используя одноименный эффект Люксембурга . [14]
Эдвард В. Эпплтон был удостоен Нобелевской премии в 1947 году за подтверждение в 1927 году существования ионосферы. Ллойд Беркнер первым измерил высоту и плотность ионосферы. Это позволило создать первую полную теорию распространения коротковолновых радиоволн. Морис В. Уилкс и Дж. А. Ратклифф исследовали тему распространения очень длинных радиоволн в ионосфере. Виталий Гинзбург разработал теорию распространения электромагнитных волн в плазме, такой как ионосфера.
В 1962 году был запущен канадский спутник Alouette 1 для изучения ионосферы. После его успеха в 1965 году был запущен Alouette 2 , а в 1969 и 1971 годах — два спутника ISIS , а в 1972 и 1975 годах — AEROS-A и -B, все для измерения ионосферы.
26 июля 1963 года был запущен первый действующий геосинхронный спутник Syncom 2. [15] Бортовые радиомаяки на этом спутнике (и его последователях) впервые позволили измерить изменение общего электронного содержания (TEC) вдоль радиолуча от геостационарной орбиты до наземного приемника. (Вращение плоскости поляризации напрямую измеряет TEC вдоль пути.) Австралийский геофизик Элизабет Эссекс-Коэн с 1969 года использовала эту технику для мониторинга атмосферы над Австралией и Антарктидой. [16]
Ионосфера — это оболочка из электронов и электрически заряженных атомов и молекул , которая окружает Землю, [17] простираясь от высоты около 50 км (30 миль) до более чем 1000 км (600 миль). Она существует в основном за счет ультрафиолетового излучения Солнца .
Самая нижняя часть атмосферы Земли , тропосфера , простирается от поверхности примерно до 10 км (6 миль). Выше находится стратосфера , за которой следует мезосфера. В стратосфере входящее солнечное излучение создает озоновый слой . На высотах выше 80 км (50 миль), в термосфере , атмосфера настолько тонкая, что свободные электроны могут существовать в течение коротких периодов времени, прежде чем они будут захвачены близлежащим положительным ионом . Количество этих свободных электронов достаточно, чтобы повлиять на распространение радиоволн . Эта часть атмосферы частично ионизирована и содержит плазму , которая называется ионосферой.
Ультрафиолетовое (УФ), рентгеновское и более коротковолновое солнечное излучение являются ионизирующими , поскольку фотоны на этих частотах содержат достаточно энергии, чтобы выбить электрон из нейтрального газового атома или молекулы при поглощении. В этом процессе легкий электрон приобретает высокую скорость, так что температура созданного электронного газа намного выше (порядка тысячи К), чем у ионов и нейтралов. Обратным процессом ионизации является рекомбинация , в которой 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 процесс рекомбинации преобладает, 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 экстремального ультрафиолетового (EUV) и рентгеновского излучения, которое сильно меняется в зависимости от солнечной активности . Чем более магнитно активно Солнце, тем больше активных областей солнечных пятен на Солнце в любой момент времени. 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 солнечных энергичных частиц , которые могут увеличивать ионизацию в полярных регионах. Таким образом, степень ионизации в ионосфере следует как суточному (время суток) циклу, так и 11-летнему солнечному циклу . Существует также сезонная зависимость в степени ионизации, поскольку местное зимнее полушарие наклонено в сторону от Солнца, поэтому получаемое солнечное излучение меньше. Полученное излучение также зависит от географического положения (полярные, авроральные зоны, средние широты и экваториальные регионы). Существуют также механизмы, которые возмущают ионосферу и уменьшают ионизацию.
Сидни Чепмен предложил называть область под ионосферой нейтросферой [18] ( нейтральной атмосферой ). [19] [20]
Ночью слой F является единственным слоем со значительной ионизацией, в то время как ионизация в слоях E и D крайне низкая. Днем слои D и E становятся гораздо более ионизированными, как и слой F, который развивает дополнительную, более слабую область ионизации, известную как слой F 1. Слой F 2 сохраняется и днем, и ночью и является основной областью, ответственной за рефракцию и отражение радиоволн.
Слой D — самый внутренний слой, находящийся на высоте от 48 до 90 км (от 30 до 56 миль) над поверхностью Земли. Ионизация здесь происходит из-за излучения водорода серии Лаймана -альфа 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 . Скорости рекомбинации в слое D высоки, поэтому нейтральных молекул воздуха гораздо больше, чем ионов.
Радиоволны средней частоты (СЧ) и более низкой высокой частоты (ВЧ) значительно ослабляются в слое D, поскольку проходящие радиоволны заставляют электроны двигаться, которые затем сталкиваются с нейтральными молекулами, отдавая свою энергию. Низкие частоты испытывают большее поглощение, поскольку они перемещают электроны дальше, что приводит к большей вероятности столкновений. Это основная причина поглощения радиоволн ВЧ , особенно на частотах 10 МГц и ниже, с постепенно уменьшающимся поглощением на более высоких частотах. Этот эффект достигает пика около полудня и уменьшается ночью из-за уменьшения толщины слоя D; только небольшая часть остается из-за космических лучей . Типичным примером действия слоя D является исчезновение далеких станций вещательного диапазона AM 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 шапкой (или PCA), потому что повышенная ионизация значительно усиливает поглощение радиосигналов, проходящих через область. [21] Фактически, уровни поглощения могут увеличиваться на многие десятки дБ во время интенсивных событий, чего достаточно для поглощения большинства (если не всех) трансполярных КВ-радиопередач. Такие события обычно длятся менее 24–48 часов.
Слой E — это средний слой, от 90 до 150 км (от 56 до 93 миль) над поверхностью Земли. Ионизация происходит из-за мягкого рентгеновского (1–10 нм) и дальнего ультрафиолетового (УФ) солнечного излучения, ионизации молекулярного кислорода (O 2 ). Обычно при наклонном падении этот слой может отражать только радиоволны с частотами ниже примерно 10 МГц и может немного способствовать поглощению 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 в первую очередь определяется конкурирующими эффектами ионизации и рекомбинации. Ночью слой E ослабевает, поскольку первичный источник ионизации больше не присутствует. После захода солнца увеличение высоты максимума слоя E увеличивает диапазон, на который радиоволны могут распространяться путем 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 слой E) характеризуется небольшими тонкими облаками интенсивной ионизации, которые могут поддерживать отражение радиоволн, часто до 50 МГц и редко до 450 МГц. Спорадические события E могут длиться от нескольких минут до многих часов. Спорадическое распространение E делает работу радиолюбителей на УКВ очень захватывающей, когда дальние пути распространения, которые обычно недоступны, «открываются» для двусторонней связи. Существует несколько причин спорадического распространения E, которые все еще изучаются исследователями. Это распространение происходит каждый день в течение июня и июля в средних широтах северного полушария, когда часто достигаются высокие уровни сигнала. Расстояния скачков обычно составляют около 1640 км (1020 миль). Расстояния для одного скачка распространения могут быть где-то от 900 до 2500 км (от 560 до 1550 миль). Распространено также многоскачковое распространение на расстояние более 3500 км (2200 миль), иногда на расстояния до 15 000 км (9300 миль) и более.
Слой или область F , также известный как слой Эпплтона-Барнетта, простирается от примерно 150 км (93 мили) до более чем 500 км (310 миль) над поверхностью Земли. Это слой с самой высокой электронной плотностью, что подразумевает, что сигналы, проникающие в этот слой, будут уходить в космос. Производство электронов доминирует под действием экстремального ультрафиолетового (УФ, 10–100 нм) излучения, ионизирующего атомарный кислород. Слой F состоит из одного слоя (F 2 ) ночью, но в течение дня в профиле электронной плотности часто образуется вторичный пик (обозначенный F 1 ). Поскольку слой F 2 сохраняется и днем, и ночью, он отвечает за большую часть распространения радиоволн по небесной волне и радиосвязи на большие расстояния с высокой частотой (HF или shortwave ).
Выше слоя F число ионов кислорода уменьшается, и более легкие ионы, такие как водород и гелий, становятся доминирующими. Эта область выше пика слоя F и ниже плазмосферы называется верхней ионосферой.
С 1972 по 1975 год НАСА запустило спутники AEROS и AEROS B для изучения области F. [22]
Ионосферная модель — это математическое описание ионосферы как функции местоположения, высоты, дня года, фазы цикла солнечных пятен и геомагнитной активности. С точки зрения геофизики состояние ионосферной плазмы можно описать четырьмя параметрами: электронной плотностью, электронной и ионной температурой и, поскольку присутствует несколько видов ионов, ионным составом . Распространение радиоволн зависит исключительно от электронной плотности.
Модели обычно выражаются в виде компьютерных программ. Модель может быть основана на базовой физике 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. Одной из наиболее широко используемых моделей является Международная эталонная ионосфера (IRI), [23] которая основана на данных и определяет четыре упомянутых параметра. IRI является международным проектом, спонсируемым Комитетом по космическим исследованиям (COSPAR) и Международным союзом радионауки (URSI). [24] Основными источниками данных являются всемирная сеть ионозондов , мощные радары некогерентного рассеяния (Jicamarca, Arecibo , Millstone Hill, Malvern, St Santin), верхние зонды ISIS и Alouette , а также приборы in situ на нескольких спутниках и ракетах. IRI обновляется ежегодно. IRI точнее описывает изменение электронной плотности от нижней части ионосферы до высоты максимальной плотности, чем описывает полное электронное содержание (TEC). С 1999 года эта модель является «Международным стандартом» для земной ионосферы (стандарт TS16457).
Ионограммы позволяют вывести, с помощью вычислений, истинную форму различных слоев. Неоднородная структура электронно - ионно - плазменной системы создает грубые эхо-следы, которые видны преимущественно ночью и на более высоких широтах, а также в возмущенных условиях.
В средних широтах дневное производство ионов слоя F 2 выше летом, как и ожидалось, поскольку Солнце светит более прямо на Землю. Однако существуют сезонные изменения в молекулярно-атомном соотношении нейтральной атмосферы, которые приводят к тому, что скорость потери ионов летом становится еще выше. В результате увеличение летних потерь подавляет увеличение летнего производства, 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.
В пределах приблизительно ± 20 градусов от магнитного экватора находится экваториальная аномалия. [25] [26] Это возникновение провала в ионизации в слое F 2 на экваторе и гребня примерно на 17 градусах магнитной широты. [25] Линии магнитного поля Земли горизонтальны на магнитном экваторе. Солнечный нагрев и приливные колебания в нижней ионосфере перемещают плазму вверх и поперек линий магнитного поля. Это создает слой электрического тока в области E, который с горизонтальным магнитным полем заставляет ионизацию подниматься в слой F, концентрируясь на ± 20 градусах от магнитного экватора. Это явление известно как экваториальный фонтан .
Всемирный солнечный ветер приводит к возникновению так называемой Sq (солнечной тихой) токовой системы в области E ионосферы Земли ( область ионосферного динамо ) (высота 100–130 км (60–80 миль)). Результатом этого тока является электростатическое поле, направленное с запада на восток (рассвет–сумерки) в экваториальной дневной стороне ионосферы. На экваторе магнитного падения, где геомагнитное поле горизонтально, это электрическое поле приводит к усилению восточного тока в пределах ± 3 градусов от магнитного экватора, известного как экваториальный электроджет .
Когда Солнце активно, могут происходить сильные солнечные вспышки , которые поражают освещенную солнцем 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 очень низкочастотные (3–30 кГц) сигналы будут отражаться слоем D вместо слоя E, где повышенная плотность атмосферы обычно увеличивает поглощение волны и, таким образом, ослабляет ее. Как только рентгеновские лучи заканчиваются, внезапное ионосферное возмущение (SID) или радиозатмение неуклонно снижается, поскольку электроны в D-области быстро рекомбинируют, и распространение постепенно возвращается к условиям, предшествовавшим вспышке, в течение нескольких минут или часов в зависимости от силы и частоты солнечной вспышки.
С солнечными вспышками связан выброс высокоэнергетических протонов. Эти частицы могут достичь Земли в течение 15 минут - 2 часов после солнечной вспышки. Протоны движутся по спирали вокруг и вниз по линиям магнитного поля Земли и проникают в атмосферу вблизи магнитных полюсов, увеличивая ионизацию слоев D и E. PCA обычно длятся от часа до нескольких дней, в среднем около 24-36 часов. Выбросы корональной массы также могут высвобождать энергичные протоны, которые усиливают поглощение D-области в полярных регионах.
Геомагнитные бури и ионосферные бури — это временные и интенсивные возмущения магнитосферы и ионосферы Земли .
Во время геомагнитной бури слой F₂ станет нестабильным, фрагментированным и может даже полностью исчезнуть. В северных и южных полярных областях Земли на ночном небе будут наблюдаться полярные сияния .
Молния может вызывать ионосферные возмущения в D-области одним из двух способов. Первый — через ОНЧ (очень низкие частоты) радиоволны, запускаемые в магнитосферу . Эти так называемые волны «свистящего» режима могут взаимодействовать с частицами радиационного пояса и заставлять их выпадать на ионосферу, добавляя ионизацию в D-область. Эти возмущения называются событиями « высыпания электронов, вызванных молнией» (LEP).
Дополнительная ионизация может также происходить от прямого нагрева/ионизации в результате огромных перемещений заряда при ударах молнии. Эти события называются ранними/быстрыми.
В 1925 году CTR Wilson предложил механизм, посредством которого электрический разряд от гроз может распространяться вверх от облаков к ионосфере. Примерно в то же время Роберт Уотсон-Уотт, работавший на Радиоисследовательской станции в Слау, Великобритания, предположил, что спорадический слой E ионосферы (E s ), по-видимому, усиливается в результате молнии, но что необходимы дополнительные исследования. В 2005 году C. Davis и C. Johnson, работавшие в Лаборатории Резерфорда Эпплтона в Оксфордшире, Великобритания, продемонстрировали, что слой E s действительно усиливается в результате грозовой активности. Их последующие исследования были сосредоточены на механизме, посредством которого может происходить этот процесс.
Благодаря способности ионизированных атмосферных газов преломлять высокочастотные (КВ или короткие волны ) радиоволны, ионосфера может отражать радиоволны, направленные в небо, обратно к Земле. Радиоволны, направленные под углом в небо, могут возвращаться на Землю за горизонтом. Этот метод, называемый «пропуском» или « распространением небесной волны », использовался с 1920-х годов для связи на международных или межконтинентальных расстояниях. Возвращающиеся радиоволны могут снова отражаться от поверхности Земли в небо, что позволяет достигать больших дальностей с помощью нескольких скачков . Этот метод связи является изменчивым и ненадежным, с приемом по заданному пути в зависимости от времени дня или ночи, времен года, погоды и 11-летнего цикла солнечных пятен . В первой половине 20-го века он широко использовался для трансокеанской телефонной и телеграфной связи, а также для деловой и дипломатической связи. Из-за своей относительной ненадежности, коротковолновая радиосвязь была в основном заброшена телекоммуникационной отраслью, хотя она остается важной для высокоширотной связи, где спутниковая радиосвязь невозможна. Коротковолновое вещание полезно для пересечения международных границ и покрытия больших территорий при низких затратах. Автоматизированные службы по-прежнему используют коротковолновые радиочастоты , как и радиолюбители- любители для частных контактов в рекреационных целях 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. [27]
Когда радиоволна достигает ионосферы, электрическое поле в волне заставляет электроны в ионосфере колебаться на той же частоте, что и радиоволна. Часть радиочастотной энергии отдается этим резонансным колебаниям. Колеблющиеся электроны затем либо будут потеряны в рекомбинации, либо будут повторно излучать исходную энергию волны. Полная рефракция может произойти, когда частота столкновений ионосферы меньше радиочастоты, и если плотность электронов в ионосфере достаточно велика.
Качественное понимание того, как электромагнитная волна распространяется через ионосферу, 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 к нормали, как это было бы, когда показатель преломления больше единицы. Можно также показать, что показатель преломления плазмы, а значит и ионосферы, зависит от частоты, см. Дисперсия (оптика) . [28]
Критическая частота — это предельная частота, на которой или ниже которой радиоволна отражается ионосферным слоем при вертикальном падении . Если передаваемая частота выше плазменной частоты ионосферы, то электроны не могут реагировать достаточно быстро и не способны повторно излучать сигнал. Она рассчитывается следующим образом:
где N = плотность электронов на м3 , а f критическая в Гц.
Максимальная используемая частота (МПЧ) определяется как верхний предел частоты, который может использоваться для передачи между двумя точками в указанное время.
где = угол прихода , угол волны относительно горизонта , а sin — синусоидальная функция.
Частота отсечки — это частота, ниже которой радиоволна не может проникнуть через слой ионосферы под углом падения, необходимым для передачи между двумя заданными точками путем преломления от слоя.
Существует ряд моделей, используемых для понимания эффектов ионосферы на глобальные навигационные спутниковые системы. Модель Клобучара в настоящее время используется для компенсации ионосферных эффектов в GPS . Эта модель была разработана в Геофизической исследовательской лаборатории ВВС США около 1974 года Джоном (Джеком) Клобучаром . [29] Навигационная система Galileo использует модель NeQuick . [30] GALILEO передает 3 коэффициента для вычисления эффективного уровня ионизации, который затем используется моделью NeQuick для вычисления задержки дальности вдоль линии прямой видимости. [31]
Исследуется открытая система электродинамического троса, которая использует 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 с помощью самых разных методов. Они включают в себя:
Различные эксперименты, такие как HAARP ( High Frequency Active Auroral Research Program ), включают в себя мощные радиопередатчики для изменения свойств ионосферы. Эти исследования сосредоточены на изучении свойств и поведения ионосферной плазмы, с особым акцентом на возможности понимания и использования ее для улучшения систем связи и наблюдения как для гражданских, так и для военных целей. HAARP был начат в 1993 году как предложенный двадцатилетний эксперимент и в настоящее время активен около Гаконы, Аляска.
Проект радара SuperDARN исследует высокие и средние широты с помощью когерентного обратного рассеяния радиоволн в диапазоне от 8 до 20 МГц. Когерентное обратное рассеяние похоже на рассеяние Брэгга в кристаллах и включает конструктивную интерференцию рассеяния от неоднородностей плотности ионосферы. В проекте задействовано более 11 стран и несколько радаров в обоих полушариях.
Ученые также изучают ионосферу по изменениям радиоволн от спутников и звезд, проходящих через нее. Телескоп Аресибо, расположенный в Пуэрто-Рико , изначально предназначался для изучения ионосферы Земли.
Ионограммы показывают виртуальные высоты и критические частоты ионосферных слоев, которые измеряются ионозондом . Ионозонд охватывает 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, и поэтому каждая проникает дальше, прежде чем отразится. В конце концов, достигается частота, которая позволяет волне проникать в слой, не отражаясь. Для волн обычного режима это происходит, когда передаваемая частота чуть превышает пиковую плазменную или критическую частоту слоя. Трассировки отраженных высокочастотных радиоимпульсов известны как ионограммы. Правила редукции приведены в: "URSI Handbook of Ionogram Interpretation and Reduction", под редакцией Уильяма Роя Пигготта и Карла Равера , Elsevier Amsterdam, 1961 (имеются переводы на китайский, французский, японский и русский языки).
Радары некогерентного рассеяния работают выше критических частот. Поэтому этот метод позволяет зондировать ионосферу, в отличие от ионозондов, также выше пиков электронной плотности. Тепловые флуктуации электронной плотности, рассеивающие передаваемые сигналы, лишены когерентности , что и дало название этому методу. Их спектр мощности содержит информацию не только о плотности, но и о температурах ионов и электронов, массах и скоростях дрейфа ионов. Радары некогерентного рассеяния также могут измерять нейтральные движения атмосферы, такие как атмосферные приливы , сделав предположения о частоте столкновений ионов и нейтралов в области ионосферного динамо . [32]
Радиозатмение — это метод дистанционного зондирования , при котором сигнал GNSS по касательной касается Земли, проходит через атмосферу и принимается спутником на низкой околоземной орбите (LEO). Когда сигнал проходит через атмосферу, он преломляется, искривляется и задерживается. Спутник LEO отбирает данные об общем электронном содержании и угле изгиба многих таких путей сигнала, наблюдая за тем, как спутник GNSS поднимается или заходит за Землю. Используя обратное преобразование Абеля , можно реконструировать радиальный профиль рефракции в этой точке касания на Земле.
К основным радиозатменным миссиям ГНСС относятся GRACE , CHAMP и COSMIC .
В эмпирических моделях ионосферы, таких как Неквика, в качестве косвенных индикаторов состояния ионосферы используются следующие индексы.
F10.7 и R12 — два индекса, которые обычно используются в ионосферном моделировании. Оба они ценны своими длительными историческими записями, охватывающими несколько солнечных циклов. F10.7 — это измерение интенсивности солнечного радиоизлучения на частоте 2800 МГц, выполненное с помощью наземного радиотелескопа . R12 — это 12-месячное среднее значение ежедневных чисел солнечных пятен. 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 в верхней атмосфере Земли. Теперь у нас есть данные с космического аппарата GOES , который измеряет фоновый поток рентгеновского излучения от Солнца, параметр, более тесно связанный с уровнями ионизации в ионосфере.
Объекты в Солнечной системе, имеющие заметные атмосферы (т. е. все основные планеты и многие из крупных естественных спутников ), как правило, создают ионосферы. [33] Известно, что ионосферы есть у планет: Венеры , Марса , [34] Юпитера , Сатурна , Урана , Нептуна и Плутона .
Атмосфера Титана включает ионосферу, которая простирается на высоту от 880 до 1300 км (от 550 до 810 миль) и содержит соединения углерода. [35] Ионосферы также наблюдались на Ио , Европе , Ганимеде и Тритоне .
{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )См. стр. 229.
