jonosfär

Jordens atmosfärs struktur (vänster) och jonosfärens läge (höger)

Jonosfäriska skikt: elektrontäthet och jonsammansättning

Detaljerad vy av atmosfären och jonosfären med fördelning av temperatur, tryck, densitet och elektronkoncentration

Den jonosfären är den del av atmosfären i en himlakropp som innehåller stora mängder av joner och fritt elektroner . För planeterna i solsystemet , gör jonosfären majoriteten av hög stämning . Den jonisering av gasmolekylerna utförs genom hög energi komponenter av solstrålning (hård ultraviolett och röntgenstrålning ). Strålningsområdet bestämmer övergången till neutrosfären .

Jordens jonosfär påverkar radiotrafiken genom att reflektera korta vågor och därmed möjliggöra globala förbindelser. Det dämpar också spridningen av radiovågor med långa våglängder. Den börjar ovanför mesosfären på en höjd av cirka 80 km, når sin största elektrontäthet på en höjd av cirka 300 km och passerar slutligen in i det interplanetära rummet. Den så kallade övergångshöjden, vid vilken koncentrationen av joniserat, atomiskt syre (O ⁺ ) och protoner (vätejoner H ⁺ ) är densamma, kan betraktas som gränsen mellan jonosfären och plasmasfären . Det ligger vanligtvis på en höjd av 1000 km. Där ökar skalhöjden med vilken partikeldensiteten minskar exponentiellt. Jonosfären ligger därför till stor del inom den termosfär som definieras med avseende på neutrala partiklar .

Bildning av jonosfären

Den tangentiella utsikten över norrskenet illustrerar höjdberoendet för energiinmatningen i atmosfären genom korpuskulär strålning.

Jonosfären skapas genom absorption av joniserande solstrålning, främst genom högenergi-elektromagnetiska vågor (ultraviolett och röntgenstrålning) men också genom partikelstrålning ( korpuskulär strålning ) huvudsakligen elektroner och protoner . Men den kosmiska bakgrundsstrålningen och meteoritströmmarna , som kontinuerligt brinner upp i jordens atmosfär, ger också ett visst bidrag till joniseringen. Solstrålningen lösgör valenselektroner från atomerna: positiva joner och fria elektroner skapas och sålunda en elektriskt ledande yta på atmosfären. En (åtminstone delvis) joniserad gas kallas också plasma .

Elektroninnehållet ( TEC ) i jonosfären den 12 februari 2007 kl 09:00  UT = 10:00  CET

På väg ner absorberas solens ultravioletta och röntgenstrålar mer och mer. Strålningen är mest energisk vid höga höjder ( exosfär ), men träffar bara några få joniserbara gasmolekyler. Ju tätare atmosfären blir, desto större blir lokal jonisering . Men som ett resultat av absorptionen minskar strålningsintensiteten. Ökningen i atmosfärstäthet minskar också gaspartiklarnas genomsnittliga fria väg , vilket leder till en accelererad återförening av elektroner och positiva joner ( rekombination ). Balansen mellan jonisering och rekombination bestämmer den lokala elektrontätheten. Det beskriver Sydney Chapmans teori i sin enklaste form . Men eftersom den molekylära kompositionen beror på höjden och både den energi som krävs för jonisering och de möjliga rekombinationsprocesserna beror på typen av neutral gas, bildas vanligtvis tre maximala joniseringar under dagen mellan exosfären och den nedre jonosfären (D-, E - och F- Region).

Höjden på dessa lager beror på densitetsfördelningen hos de (dominerande) neutralerna, men också på den höjdberoende förekomsten av de olika typerna av atomer och molekyler. Intensiteten hos solstrålningen påverkar bara elektronernas lokala densitet, inte höjden på elektrontäthets maxima.

Graden av jonisering beror främst på solens strålningsintensitet, men också på rekombinations- och fästprocesserna. Därför finns det ett dagligt (dagligen), ett säsongsbetonat (säsongsbetonat) och ett geografiskt (lokalt) beroende. I F-regionen är situationen mer komplicerad, varför empiriska joniseringskartor används. Solaktivitet spelar också en viktig roll i den elva år långa solfläckcykeln och ibland händelser som solstormar .

De jonosfäriska skikten

Ionosfärens struktur beroende på årstid och tid på dagen.

Det finns tre lokala joniseringsmaxima inom jonosfären, varför det är uppdelat i tre områden: D-, E- och F-skikten.

Joniseringsmaxima tilldelas energiabsorptionen av vissa typer av gaspartiklar. Över en höjd av 100 km räcker inte blandningen av luften längre för en jämn fördelning av gaserna; en heterogen fördelning sker. Detta område är känt som heterosfären . Absorptionen av strålning som joniserar en viss gas sker där den är mycket koncentrerad.

några jonosfäriska elementära reaktioner

jonisering

${\ displaystyle h \, \ nu + \ mathrm {O_ {2}} \ Rightarrow \ mathrm {O} _ {2} ^ {+} + e ^ {-}}$

${\ displaystyle h \, \ nu + \ mathrm {O} \ Rightarrow \ mathrm {O} ^ {+} + e ^ {-}}$

${\ displaystyle h \, \ nu + \ mathrm {N} _ {2} \ Rightarrow \ mathrm {N} _ {2} ^ {+} + e ^ {-}}$

${\ displaystyle (\ mathrm {N} _ {2} ^ {+} + \ mathrm {O} \ Rightarrow {\ mathrm {NO}} ^ {+} + \ mathrm {N})}$

${\ displaystyle e ^ {-} + \ mathrm {O} \ Rightarrow \ mathrm {O} ^ {+} + 2 {e ^ {-}}}$

Avgiftsutbyte

${\ displaystyle \ mathrm {H} + \ mathrm {O} ^ {+} \ Rightarrow \ mathrm {H} ^ {+} + \ mathrm {O}}$

${\ displaystyle \ mathrm {O} _ {2} + \ mathrm {O} ^ {+} \ Rightarrow \ mathrm {O} _ {2} ^ {+} + \ mathrm {O}}$

Rekombination

${\ displaystyle \ mathrm {O} _ {2} ^ {+} + e ^ {-} \ Rightarrow 2 \, {\ mathrm {O}}}$

${\ displaystyle {\ mathrm {NO}} ^ {+} + e ^ {-} \ Rightarrow \ mathrm {N} + \ mathrm {O}}$

${\ displaystyle \ mathrm {O} ^ {+} + e ^ {-} \ Rightarrow \ mathrm {O} + h \, \ nu}$

Elektrontäthet i jonosfären på dagsidan av jorden med joniseringsmaxima för D-, E- och F-skikten

D-lagret

D-skiktet är det skikt som ligger närmast jorden och existerar bara under dagen i ett höjdintervall mellan 70 och 90 km. Jonisering sker genom strålning från Lyman - serien på 121,6 nm, vilken är absorberad av kvävemonoxid (NO). I tider med ett tillräckligt högt antal solfläckar, hårda röntgenstrålar (våglängd <1 nm) joniserar också luftmolekylerna (N ₂ , O ₂ ). Under natten är det en liten mängd kvarvarande jonisering på grund av kosmiska strålar. ${\ displaystyle \ alpha}$

På grund av den höga lufttätheten där är å ena sidan rekombinationen stor, varför skiktet nästan löses upp inom några minuter vid solnedgången, å andra sidan är kollisionsfrekvensen mellan elektroner och andra partiklar mycket hög under dagen (ca. . 10 miljoner kollisioner per sekund). För radiovågor betyder detta stark dämpning, vilket ökar med ökande våglängd. I fjärrtrafik förhindrar detta användning av himmelvågen på radiofrekvenser under cirka 10 MHz ( jonosfärisk vågledare ) under dagen . VHF-signaler kan spridas på D-skiktet ( jonstrålning ).

E-lagret

E-skiktet är det mellersta jonosfäriska skiktet, som bildas på en höjd mellan 90 och 130 km. Jonisering sker på grund av mjuka röntgenstrålar (våglängd 1–10 nm) och ultraviolett strålning (mellan 80 och 102,7 nm) på atomärt syre (O) samt kväve- och syremolekyler (N ₂ , O ₂ ). Den har en genomsnittlig elektronkoncentration på cirka 100 000 per cm³, så att endast 0,1% av de närvarande atomerna joniseras.

E-skiktet bildas på jordsidan av jorden, når sitt joniseringsmaximum vid middagstid och försvinner nästan helt inom en timme efter solnedgången. I solfläcken maximalt är skiktet högre än i det minsta. Inom E-skiktet förekommer starka lokala joniseringar ofta, men inte regelbundet, i ett lager bara några kilometer tjockt, vilket kallas det sporadiska E-skiktet .

För kortvåg är reflektion vid E-skiktet bara av intresse för lokal trafik, eftersom dess kritiska frekvens bara är mellan 2 och 4 MHz.

E-skiktet kallas också Kennelly-Heaviside-skiktet eller förkortat Heaviside-skiktet. Namnet går tillbaka till Arthur Edwin Kennelly eller Oliver Heaviside , som självständigt och nästan samtidigt förutspådde deras existens 1902. E-skiktet bevisades som det första av de jonosfäriska skikten 1924 av Edward Victor Appleton , som först hänvisade till det som E-skiktet 1927. De senare upptäckta ytterligare skikten hänvisades sedan till som D- och F-lager enligt deras relativa höjd. (Se även historik ).

F-lagret

F-skiktet är det högsta med 200 till 400 km och är det starkast joniserade skiktet. Den joniseras av extrem ultraviolett strålning (EUV, våglängd 14 till 80 nm), som träffar atom- syre- eller kväve-molekyler. Det är ett brett område med en maximal jonisering på upp till en miljon fria elektroner per cm³.

Jämförelse av frekvensen för de två typerna av elektronpåverkan: elastiska Coulomb-kollisioner och oelastiska neutrala kollisioner

I F-skiktet är elektronkollisioner mestadels elastiska (kontaktlösa) med positiva joner, vilket är känt som Coulomb- kollision. Däremot dominerar oelastiska kollisioner mellan elektroner och den neutrala gasen i de tätare D- och E-skikten. [Jordens jonosfär är således ett undantag - i de flesta astrofysiska plasman dominerar Coulomb-kollisionerna.]

F-skiktet fortsätter att existera på natten, eftersom de fria elektronerna bara kombineras mycket långsamt på grund av den stora genomsnittliga fria vägen. Under dagen visar F-skiktets profil ofta en deformation. den så kallade F _ett skikt, men toppen av profil ligger i F ₂ skiktet. F _1- skiktet är platsen för den största jonproduktionen, som minskar kraftigt utan solstrålning. Den starkaste jonkoncentrationen emellertid påträffas i F ₂ skiktet på grund av den svagare rekombination där. F _1- skiktet, som bara dyker upp under dagen, befinner sig i en fotokemisk jämvikt där förlusterna uppstår genom snabb rekombination . I kontrast, den dominerande förlustprocessen i F ₂ är skikt kopplat till omvandlingen av O ⁺ joner in NO ⁺ och O ₂ ⁺ -joner. Denna förlustprocess är långsammare. På sommaren är toppen av F _2- lagret högre än på vintern. Det är det viktigaste skiktet för korta vågor eftersom radiotrafik över 3500 km bara uppstår genom upprepade reflektioner över detta lager.

F-skiktet är också känt som Appleton-skiktet . Namnet går tillbaka till Edward Victor Appleton , som kunde bevisa förekomsten av Kennelly-Heaviside-skiktet 1924 (se även historia ).

Användning av jonosfären

Markvåg och en himmelvåg reflekterad av jonosfären (med multi-hop)

Radiovågor

Högre skikt av jonosfären joniseras delvis av solstrålning och innehåller därför fria elektroner, som kan bli glada att vibrera av det elektriska fältet för radiovågor med frekvensen . De oscillerande elektronerna avger i sin tur vågor som är starkt ur fas i närheten av plasmafrekvensen (2 till 7 MHz) och läggs ovanpå den ursprungliga vågen . Eftersom jonosfären penetreras av jordens magnetfält kan de fria elektronerna också upphetsas av radiovågorna för att göra cirkulära rörelser runt fältlinjerna. Denna cyklotronfrekvens ligger cirka 1,3 MHz över Centraleuropa. Rotationsriktningen för den cirkulärt polariserade radiovågen kan eventuellt sammanfalla med elektronernas rörelse, varför jonosfären är cirkulärt dubbelbrytande . Linjärt polariserade vågor måste därför tolkas som överlagring av två cirkulära vågor med motsatta rotationsriktningar för vilka olika brytningsindex gäller. Om utbredningsriktningen går parallellt med magnetfältlinjerna gäller  följande approximationer för f > 1 MHz:${\ displaystyle f}$ ${\ displaystyle f _ {\ text {P}}}$ ${\ displaystyle f _ {\ text {B}}}$ ${\ displaystyle n}$

${\ displaystyle n _ {\ text {left}} = {\ sqrt {1 - {\ frac {f _ {\ text {P}} ^ {2}} {f (f + f _ {\ text {B} })}}}}}$

${\ displaystyle n _ {\ text {right}} = {\ sqrt {1 - {\ frac {f _ {\ text {P}} ^ {2}} {f (ff _ {\ text {B}}) }}}}}$

Skillnaden mellan de två formlerna är försumbar inom VHF-området och försvinner om vågvektorn bildar en rät vinkel med magnetfältets riktning, för då ( anisotropi ). De två cirkulärt polariserade radiovågorna rör sig genom materialet vid olika fashastigheter (en högre fashastighet motsvarar ett mindre brytningsindex) och kan dämpas annorlunda. Vid mottagning läggs båda komponenterna över för att bilda en elliptiskt polariserad våg vars huvudriktning vanligtvis roteras ( Faraday-effekt ).${\ displaystyle f _ {\ text {B}} = 0}$

Vertikalt utbredningsbeteende för två radiosignaler med olika frekvenser. Det lägre av den högra signalen reflekteras i E-lagret, det högre av det vänstra penetrerar E-lagret, men förblir lägre än den kritiska frekvensen för F-lagret , varför det reflekteras i detta lager.

Vågor som utstrålades slog marken igen på något avstånd

För brytningsindex är rent imaginärt. Därför reflekteras alla lägre frekvenser helt . Som med att överskrida en vågledares avskärningsfrekvens - om skiktet är tillräckligt tjockt - kan vågorna inte tränga igenom jonosfären, men de absorberas inte heller. Lång- och medelvågsignaler återvänder alltid till marken, liksom radiofrekvenser under F2-skiktets plasmafrekvens, som vanligtvis är över 7 MHz. Radiosignaler över denna kritiska frekvens kan tränga igenom jonosfären vid normal incidens. För en snett infallande våg är motsvarande avstängningsfrekvens, den maximala användbara frekvensen (MUF) högre än den kritiska, ju mer grundare incidensen är, desto mer är den. Det kan bestämmas ungefär från den kritiska frekvensen enligt följande:${\ displaystyle f <f _ {\ text {P}}}$

${\ displaystyle f _ {\ text {muf}} \ approx {\ frac {f _ {\ text {critical}}} {\ sin \ alpha}} = f _ {\ text {critical}} {\ sqrt {1 + \ left ({\ frac {d} {2h _ {\ text {virt}}}} \ right) ^ {2}}}}$

med horisonten, relativt = axelns strålvinkel = avstånd mellan sändande och mottagande, = virtuell reflektionshöjd. ${\ displaystyle \ alpha}$${\ displaystyle d}$${\ displaystyle h _ {\ text {virt}}}$

Strålade vågor slog marken igen på något avstånd efter total reflektion i ett jonosfäriskt skikt. Om knölen har en kortare räckvidd, en död zon uppstår runt sändaren där ingen mottagning är möjlig, men det är möjligt på ett större avstånd. Uttrycket ”räckvidd” tappar sin mening här.

Den lägsta användbara frekvensen (LUF) är den nedre gränsfrekvensen i kortvågsområdet som kan användas för att sända en signal mellan två punkter vid en given tidpunkt. Det beror på elektrontätheten och frekvensen av kollisionerna i de dämpande nedre jonosfäriska skikten och är i allmänhet högst vid middagstid. Dessa överväganden gäller inte VHF-området, vars frekvenser ligger över plasmafrekvensen.

Elektrisk och mekanisk energiproduktion

Energiomvandling med ett framdrivningssystem.

Den framåtdrivande Small Expendable Deployer System (ProSEDS) är ett kabelbaserat system för att generera elektrisk energi och utövar elektrodynamiska krafter på rymdfarkoster, som fungerar på principen om ett utrymme tjuder . Starten har skjutits upp flera gånger och är för närvarande osäker. Ett tidigare system ( Tethered Satellite Systems (TSS) ) testades framgångsrikt 1996 under rymdfärjuppdraget STS-75 .

Jordbävningsprognos

Man tror att effekter i jonosfären inträffar under och före jordbävningar . Kemiska, akustiska och elektromagnetiska mekanismer diskuteras som möjliga orsaker. Exempelvis nämns frisättningen av laddningsbärare från oxidiska mineraler på grund av tektoniska påkänningar, men också effekter såsom excitation av atmosfäriska gravitation vågor på grund av utgasning (Fig. 12 tum). Även om jonosfären har övervakats från marken och med satelliter under lång tid kan en koppling för närvarande inte betraktas som hållbart bevisad.

Satelliter som undersöker detta fenomen mer detaljerat är Demeter (upptäckt av elektromagnetiska utsläpp överförda från jordbävningsregioner) från den franska rymdorganisationen CNES från 2004 och ryska Kompas 2, som lanserades 2006 .

Egenskaperna för jonosfären

Parametrar

Kvantiteterna som presenteras nedan kan delas in i lokala fysiska kvantiteter och skiktparametrar. [De senare är direkt tillgängliga för mätning utifrån och är vanligtvis tillräckliga för applikationer.] Den praktiska tillämpningen av definitionerna förklaras i URSI-handboken.

Plasmafrekvens

Plasmafrekvensen är en nyckelparameter för applikationer i samband med elektromagnetiska vågor. Den indikerar frekvenserna ned till vilka vågorna förökas i plasma. Plasmafrekvensen beror huvudsakligen på elektronernas partikeldensitet , eftersom dessa lättare följer det växlande fältet än de inerta jonerna. Om man försummar jonerna är plasmafrekvensen ${\ displaystyle n_ {e}}$

${\ displaystyle f _ {\ mathrm {p}} = {\ frac {1} {2 \ pi}} {\ sqrt {\ frac {e ^ {2} {n} _ {\ mathrm {e}}} { m_ {e} {\ varepsilon} _ {0}}}} \,.}$

I den finns laddningen och massan av en elektron . Och är det elektriska fältet konstant . Om du sätter in dessa konstanter blir resultatet ${\ displaystyle e}$${\ displaystyle m _ {\ text {e}}}$${\ displaystyle {\ varepsilon} _ {0}}$

${\ displaystyle f _ {\ mathrm {p}} = 8 {,} 978 \, \ mathrm {Hz} \ cdot {\ sqrt {n _ {\ mathrm {e}} / \ mathrm {m} ^ {- 3 }}}}$

Beroende på de fria elektronernas densitet ökar plasmafrekvensen från cirka 1,5 MHz i en höjd av 100 km till cirka 7 MHz vid cirka 800 km.

Gyrationsfrekvensen , som är beroende av magnetfältet, är en liknande storlek . Med undantag för solstormar är magnetfältet markbundet och gyrofrekvensen är nära 1 MHz.

Schumann resonanser

Utrymmet mellan jorden och jonosfären kan fungera som en kavitetsresonator . Schumann-resonanser är de frekvenser där våglängden för en elektromagnetisk svängning i vågledaren mellan jordytan och jonosfären är en integrerad del av jordens omkrets . När de är upphetsade med elektromagnetiska svängningar av sådana frekvenser skapas stående vågor , de så kallade Schumann- vågorna . Energin för lågfrekvent excitation kommer från den världsomspännande åskväderaktiviteten. Schumann-resonansens grundvåg är 7,8 Hz, plus olika övertoner mellan 14 och 45 Hz. På grund av atmosfärisk turbulens fluktuerar dessa värden.

Mått

Jonskydd

Antennsystemet för HAARP -jonproben

En jonprob är ett radarsystem för aktiv undersökning av jonosfären. Jonprober övervakar höjden och den kritiska frekvensen för de jonosfäriska skikten. För att göra detta skickar de kortvågradarpulser med olika frekvenser mot jonosfären och mäter huvudsakligen transittiden för det mottagna ekot, från vilket reflektionshöjden kan bestämmas.

Med ökande frekvens baksprids signalen mindre och tränger därmed djupare in i jonosfären innan den reflekteras. Som ett resultat av den djupare penetrationen ändras det uppmätta, så kallade virtuella , höjden på det reflekterande skiktet. När den kritiska frekvensen överskrids kan jonosfären inte längre reflektera signalen. Endast hälften av jonosfären kan sonderas till maximal elektrondensitet åt gången. Mätsystemen är vanligtvis placerade på marken för att undersöka undersidan ("bottensidan") eller på satelliter för ovansidan ("ovansidan").

Sonderna kan användas för att skapa inspelningar av signalutbredningstiden eller den beräknade reflektionshöjden över frekvensen, så kallade jonogram .

Riometer

HAARP-mottagningssystem, ovanför de två riometrarna

En relativ jonosfärisk opacitetsmätare eller kortvarig riometer är en anordning för passiv observation av den jonosfäriska absorptionskapaciteten .

Det mäter mottagningsstyrkan för den kosmiska bakgrundsstrålningen i området för radiovågor, som ständigt utsänds av stjärnor eller galaxer och som når jorden efter att ha passerat jonosfären ( radiofönster ). Även om styrkan varierar med jordens rotation, är den ändå tillräckligt konstant och därmed förutsägbar för jordskalor, beroende på himmelens område. I synnerhet mäts absorptionen i höjder på upp till 110 km, eftersom majoriteten av absorptionen sker i de nedre skikten av jonosfären såsom D-skiktet .

Missilprober

Raketsonder ( English Sounding Rockets ) är forskningsraketer utrustade med mätinstrument , som företrädesvis används för att skapa profiler av jonfördelningen i jonosfären. De är billiga och tillåter mätningar på höjder över ballongernas maximala höjd (≈ 40 km) och under minsta höjd för satelliter (~ 120 km). Dessutom uppnår de en rumslig upplösning i centimeterområdet som inte är möjlig med andra mätmetoder.

Satelliter

En av de första satelliterna beställda av jonosfärisk forskning: Alouette 1

Satelliter används för två syften för att mäta jonosfären. Å ena sidan kompletterar satellitbaserade jonogram (upptill inspelningar) mätdata från markstationerna (inspelningar längst ner), och å andra sidan påverkas inte de uppmätta variablerna av atmosfären som med markstationer. Till exempel mäts solens röntgenflöde av GOES . Den solstrålning vid 10,7 cm våglängd, å andra sidan, inte förändras av atmosfären och mäts dagligen genom markstationer.

Mätmetoderna för satelliterna kan delas in i passiva (endast mottagande sensorer) och aktiva (signalöverföring och mottagning). Med den aktiva metoden är sändaren och mottagaren vanligtvis belägna nära varandra (i samma satellit) som med en radar, men detta behöver inte nödvändigtvis vara fallet. Exempel på detta är den radio occultation metoden eller GPS- assisterad jonosfärisk tomografi, där mätningar två-frekvens används för att bestämma den totala elektroninnehåll (TEC ) integrerad längs signalbanan .

En av de första satelliterna som användes för att studera jonosfären var US Explorer 1, som lanserades 1958 och den kanadensiska Alouette 1 (franska: lark ) -satelliten lanserades 1962 . Efter sitt tioåriga uppdrag stängdes det av som planerat. Det är fortfarande i omloppsbana idag (från och med januari 2006) och dess ansvariga ingenjörer ser till och med en liten chans att det kan återaktiveras. Det följdes av andra jonosfäriska satelliter från programmet International Satellites for Ionospheric Studies (ISIS). Mätprogrammet för de två tysk-amerikanska Eros-satelliterna skapades i samband med det internationella projektet International Reference Ionosphere och har bidragit med viktiga bidrag till det.

En av de yngsta satelliterna för jonosfärisk forskning är Demeter ( Upptäckt av elektromagnetiska utsläpp överförda från jordbävningsregioner ) från 2004, som den franska CNES skickade bland annat för att undersöka möjligheterna till jordbävningsprognoser .

Osammanhängande spridningsradar

Platserna för alla operativa spridningsradarstationer

Detta är namnet på en teknik som skickar jordbaserade radarvågor mot jonosfären. Som ett resultat frigörs valenselektroner där vars eko utvärderas. Information om elektrontäthet, jon- och elektrontemperatur, jonsammansättning och plasmahastighet kan härledas från ekot.

Ordet inkoherent betyder här ur fas och hänvisar till det faktum att mediet som ska undersökas ska betraktas som instabilt i förhållande till radarens observationsmöjligheter, dvs. H. mediet ändras så snabbt att dessa förändringar inte kan observeras i detalj med radaren.

Det finns för närvarande nio sådana anläggningar runt om i världen.

Modeller

Exakt kunskap om jonosfärens parametrar, i synnerhet elektrontätheten, är avgörande för många applikationer som radiokommunikation, spårningssatelliter och rymdobservation av jorden. Av denna anledning har modeller utvecklats som används för att beskriva och analysera jonosfären.

Den mest mogna modellen när det gäller dess utvecklingstid och antalet härledda mängder är International Reference Ionosphere (IRI). IRI är ett gemensamt projekt av kommittén för rymdforskning ( COSPAR ) och International Union of Radio Science (URSI), som vidareutvecklas vid årliga workshops. Denna modell har varit världsstandarden för den terrestriska jonosfären sedan 1999.

Ytterligare modeller koncentrera sig på vissa jonosfäriska parametrar såsom elektrontäthet, maximal elektrontäthet i F ₂ skikt, elektrontemperaturen och avdrift och styrkan hos det elektriska fältet (se även webblänkar ). Förutom globala modeller används även regionala modeller för att beskriva geografiska detaljer mer exakt.

Jonosfäriska anomalier

Illustration av några av de processer som påverkar jonosfärens tillstånd.

En modell av jonosfären beror på dess enkla karaktär från en strukturellt homogen jonosfär. I verkligheten är detta dock kaotiskt och visar inte regelbundna joniseringsstrukturer. Jonosfäriska anomalier är avvikelser från det förväntade allmänna beteendet hos jonosfären. Dessa oegentligheter observeras ständigt och skiljer anomalierna från de spontant förekommande kortvariga jonosfäriska störningarna.

Några av de kända avvikelserna presenteras nu.

Ekvatorial funktion: Solgenererade, elektriska ringströmmar på dagsidan av jonosfären (ekvatorialstråle)

Dagavvikelse

Den maximala elektrontätheten sammanfaller inte med tiden för solens högsta position, utan ligger tidigt på eftermiddagen.

Nattavvikelse

Joniseringen kan öka ytterligare under natten trots brist på solstrålning.

Polär anomali

Ett F-lager kan hittas över områdena under polarnatten trots den långvariga bristen på solstrålning.

Säsongsavvikelse

Elektrontätheten är högre på vintern än på sommaren. Dessutom gör maximal sommar jonisering inte korrelerar med det högsta läget i solen, men kan hittas på dagjämningarna (dagjämningarna). Atmosfäriska processer är ansvariga för detta, vilket leder till en minskning av elektrontätheten på sommaren. I synnerhet, är förhållandet av O / O ₂ och O / N ₂ verkar vara relevant, som styr uppbyggnaden och förlust av joner i F ₂ skiktet. Ett sommaröverskott av O _{2 på} grund av den globala atmosfärcirkulationen ses som orsaken till en minskning av elektrontätheten under denna tid på året.

Den markbundna magnetiska anomalin

Fontäneffekten förskjuter elektroner.

Elektrondensitetens maximala värde ligger inte ovanför ekvatorn . Snarare bildas en rand med reducerad jonisering där. Den så kallade fontäneffekten över den verkliga magnetiska ekvatorn inträffar eftersom interaktionen mellan elektriska och magnetiska fält (ExB-drift) skjuter F-skiktets fria elektroner till större höjder, varifrån de sedan förflyttas längs det nord-sydliga magnetfältet linjer i jordens magnetfält som ska flyttas till norr eller söder. Detta ökar elektrontätheten på båda sidor av den magnetiska ekvatorn. Den markbundna magnetiska anomalin är också känd som ekvatorial anomali.

Det kausala elektriska fältet skapas av termosfäriska tidvattenvindar , som är riktade västerut under dagen och som medför de relativt stora jonerna genom slagfriktion, men bara ett fåtal elektroner. Eftersom fältlinjer i det elektriska fältet pekar i riktning mot den kraft som verkar på en positiv testladdning riktas detta österut ( jonosfäriskt dynamolager ). I magnetfältet löper fältlinjerna i den yttre delen av varje magnet från den magnetiska norr till sydpolen, dvs. H. det jordmagnetiska norr branta plats. Enligt trefingerregeln verkar Lorentz-kraften på jonosfärens fria elektroner uppåt vid ekvatorn.

D-Layer Winter Anomaly

D-skiktets vinteranomali upptäcktes 1937 av Edward Victor Appleton och beskriver fenomenet att över 35 ° latitud ( Berlin ≈ 52,5 °) är D-skiktets absorptionskapacitet betydligt högre under många vinterdagar än vad det är solstrålning skulle etablera sig, ofta till och med högre än på sommardagar runt middagstid. Avvikelsen sträcker sig vanligtvis flera tusen kilometer, varför en meteorologisk komponent antas vara orsaken. De exakta orsakerna har dock ännu inte fastställts med säkerhet.

Dessutom är den dagliga variationen i absorptionskapaciteten betydligt högre på vintern än på sommaren och verkar öka med ökande geografisk latitud, men denna trend mot polerna överlappas av andra joniseringspåverkan. Även om den inte påverkas av speciella soleffekter, kan absorptionen öka med en faktor 5 inom två dagar, i genomsnitt är det sannolikt cirka 80% dämpningsökning.

Jonosfäriska störningar

Norrsken över Alaska

Jonosfäriska störningar uppträder spontant oregelbundenheter i strukturen av jonosfären. Orsaken till en jonosfärisk störning kan vanligtvis hittas direkt eller indirekt i solstrålningsaktiviteten, men meteoriter kan också påverka deras jonisering. De direkta faktorerna inkluderar ökad solviolett, röntgen- och / eller partikelstrålning (korpuskulär strålning) på grund av en störd ökning av solaktiviteten, de indirekta inkluderar atmosfär-elektromagnetiska processer som också kan förekomma i en ostörd sol.

Jonosfäriska störningar är av kortvarig karaktär och kan pågå från några minuter till flera dagar. Den mest kända och mest estetiskt värdefulla formen av jonosfäriska störningar är norrskenet, det polära ljuset , som utlöses av högenergiska solvindpartiklar . Å andra sidan är det oönskat att den globala kortvågstraditrafiken försämras.

Jonosfäriska störningar bör inte förväxlas med jonosfäriska anomalier. De senare inträffar inte spontant utan är föremål för regelbundenhet och beskriver avvikelser från det förväntade allmänna beteendet hos jonosfären.

Jonosfäriska störningar från strålningsskurar

Koronal massutkastning från en flare (sol)

Utbredningsförhållandena för en flare ( röda strålar ) jämfört med de för en normal, lugn jonosfär ( blå stråle ): Elektrondensiteten ökas i alla lager. Detta leder till ökad dämpning i D-skiktet ( matt röd ) upp till en total signalförlust eller ovanlig brytning vid E-skiktet.

Jonosfären skapas av olika typer av strålning som emitteras av solen , laddade partiklar (även kallade kroppar) eller ljusvågor och har en direkt effekt på dess tillstånd. En mycket intensiv kortvarig störning uppstår som ett resultat av ett utbrott på solens yta, som kallas flare (engelska: flare = starkt, flimrande ljus). På solen påverkar utbrottet av ljus endast ett mycket litet område i de ofta särskilt strålningsaktiva perifera områdena av solfläckar (så kallade facklaområden). Detta leder ofta till utmatning av laddade partiklar, som kallas koronal massutkastning .

Utbrott från laddade dammar rör sig som ett plasmamoln från solen till jorden, där de styrs av jordens magnetfält till områden nära polerna ( magnetosfäriskt elektriskt konvektionsfält ). Där förändrar de jonosfären ganska mycket, ofta i flera dagar, vilket leder till många misslyckanden i radiokommunikation. Medan elektromagnetisk strålning kan resa till jorden på cirka åtta minuter tar partikelstrålning upp till 40 timmar. Den jonosfäriska störningen den orsakar inträffar vid en annan tidpunkt än störningar som kan spåras tillbaka till elektromagnetisk strålning. Långsiktiga störningar är allvarligare för radioverksamheten.

Elektromagnetisk strålning: plötslig jonosfärisk störning (SID)

Plötsliga jonosfäriska störningar (SID) härrör från ökad röntgen och ultraviolett strålning från solen. Detta absorberas av jonosfären och där leder till en stark ökning av jonisering, särskilt i D-skiktet. SID observeras oftast vid solfläckens maximala värde och förekommer endast på dagssidan av jorden.

På grund av den höga plasmadensiteten är D-skiktets förmåga att absorbera kortvågor upp till deras fullständiga utrotning, vilket är känt som Mögel-Dellinger-effekten . Samtidigt kan en förbättring av utbredningen av längsgående vågor ( Very Low Frequency , VLF ) observeras, eftersom D-skiktets längsgående vågor kan fungera som en reflektor. Ökad jonisering förbättrar denna reflekterande egenskap. Den plötsliga ökningen av signalstyrkan från långvågssändare används som en indikator på SID.

Partikelstrålning: polar cap absorption (PCA)

Inträde av solvindpartiklar genom polratten

Polarkåpabsorption: förändringar i förökningsvägen i polära områden

Ansluten till solstormar, hög energi protoner (≈ 10 MeV) kastas ut, som sedan tränger in i atmosfären längs de magnetiska fältlinjerna av jorden nära de magnetiska polerna och kraftigt öka elektrontätheten i den nedre jonosfären (D-skiktet, E-lager).

De extra laddningsbärarna dämpar korta vågor så mycket att radiolänkar, vars utbredningsväg löper genom polkapparna, kan misslyckas helt. Radiovågor med lägre frekvens, som normalt skulle reflekteras i den nedre jonosfären, reflekteras nu i en mycket lägre höjd, så att deras fortplantningsvägar förändras avsevärt. Detta fenomen är känt som polar cap absorption (PCA).

PCA-effekter är vanligtvis kortlivade. Medan Rothammel nämner den genomsnittliga varaktigheten av PCA-effekter 2-3 dagar, nämner Kenneth Davies bara upp till 5–6 timmar.

Mer jonosfäriska störningar

Förökningsvägar under ett Spread F-evenemang. Den ojämna fördelningen av de fria elektronerna i F-skiktet sprider korta vågor eller orsakar ovanliga utbredningsvägar.

Som redan nämnts kan inte alla störningar i jonosfären spåras tillbaka till solstrålningsskurar. Ett sådant exempel är den så kallade ekvatoriella spridningen-F, en ojämn fördelning av F-skiktets elektrontäthet i ekvatorregionen. Anledningen till detta är elektriska strömmar i jonosfären som ett resultat av rotationsskillnader mellan fria elektroner och joner, eftersom de senare utsätts för mekanisk friktion, men de förstnämnda inte. Dessa icke-solinducerade händelser är indelade i två typer, nämligen med avseende på störningarnas rumsliga struktur. Enligt dessa är övergående fenomen ( Transient Phenomena ) och vandrande jonosfäriska störningar ( Travling Joniska störningar , TID).

Som namnet antyder är de övergående fenomenen kortlivade, flyktiga till sin natur. Dessutom inträffade de lokalt i molnformad form och rör sig horisontellt, dvs i samma höjd, genom jonosfären. Denna typ inkluderar till exempel sporadiska e-händelser och ekvatorial spridning-F .

Till skillnad från detta är TID vågliknande fluktuationer i elektrontäthet med en frontbredd på upp till flera hundra kilometer. De kan pågå från några minuter till flera timmar och manifesteras i starka fluktuationer i reflektionsnivån och MUF. Dessa TID-effekter har ingen allvarlig inverkan på kortvågsförökning. De största TID startar i norrskenområdet och sprider sig mot ekvatorn.

Ljusfenomen i jonosfären: Elver

Åska kan orsaka mindre TID-fronter som färdas cirka 200 km innan de sprids. Åskväder är också orsaken till ett lysande fenomen som kallas alver i jonosfären, som dock bara varar mindre än en tusendel av en sekund och därför inte är en TID. Ett annat åskväderfenomen är de lågfrekventa elektromagnetiska signalerna som kallas Whistler . vandra genom jonosfären.

Det sporadiska E-lagret (E _S )

Förökningsvägar under en sporadisk E-händelse ( blå ) och utan ( röd )

Det sporadiska E-lagret (engelska Sporadic-E ) ligger i E-lagrets område och förekommer endast sporadiskt. Den är starkt joniserad och kan täcka alla högre lager. Deras struktur är ofta molnliknande men kan också vara homogen över ett stort område. Det kan leda till oväntat långa intervall.

Normalt tränger radiosignaler över den normala avstängningsfrekvensen in i E-lagret. Under en sporadisk E-händelse reflekteras signalerna där, vilket förvärrar långväga anslutningar, men leder till bättre mottagning inom den första hoppzonen eller dödzonen .

Det finns flera teorier om ursprunget till E _S lagret, men det har ännu inte helt klarlagd.

Jonosfäriska stormar

Dagliga fluktuationer i temperatur och vind på 100 km höjd i september 2005.

Under jonosfäriska stormar kan både onormala ökningar och minskningar i elektrontäthet inträffa. Det första fallet kallas en positiv jonosfärisk storm , den senare en negativ jonosfärisk storm.

Jonosfäriska stormar kan orsaka sol eller mark. Exempelvis kan ökad partikelstrålning från solen minska elektrontätheten: solplasma som består av protoner och elektroner som matas ut av en flamma påverkar jordens magnetfält och tränger igenom atmosfären. Detta resulterar i en minskning av den kritiska frekvensen av F ₂ skiktet till halv dess normalvärde och en ökning i D skiktet absorptionen. Som ett resultat minskas frekvensområdet som kan användas för kortvågsradio på båda sidor. Intensiva jonosfäriska stormar kan orsaka fullständiga strömavbrott för fjärranslutningar. Detta är känt som en så kallad kortvågfade (ut) .

Ionosfäriska stormar kan också ha atmosfäriska orsaker: I dag antas att ökningar av elektrontätheten ofta beror på termosfäriska vindar , medan minskningar främst orsakas av förändringar i sammansättningen av den neutrala gasen, t.ex. B. genom en minskning av elementärt syre och därmed en reducerad jonproduktion. Bubblor med minskad plasmadensitet ses som orsaken till transekvatoriell förökning (förkortat TEP).

Vetenskaplig forskning

Arecibo-observatoriet var ursprungligen utformat för att studera jonosfären.

Arecibo-observatoriet

Arecibo-observatoriet i Puerto Rico , känt från vissa filmer ( GoldenEye , Contact ), var ursprungligen utformat för att utforska jonosfären. Det var världens näst största radioteleskop och användes främst för astronomiska ändamål. Användningen var öppen för alla astronomer; en oberoende kommitté beslutade om ansökningarna.

HARP

Den High Frequency Active Auroral Research Program (HAARP) är en amerikansk forskningsprojekt där jonosfären är bestrålas med intensiva korta vågor genom ett nätverk av transmittorsystem .

Sura

En liknande forskningsanläggning som HAARP är den ryska Sura Research Facility .

EISCAT Svalbard Radar

EISCAT

Den europeiska Incoherent Scatter (EISCAT) är en forsknings radar som undersöker jonosfären med mikrovågsstrålning enligt den funktionella principen för den inkoherenta spridnings radar.

DELA MED SIG

Den södra halvklotet Auroral Radar Experiment (aktie) är ett forskningsprojekt i Antarktis som följer de elektriska fälten i jonosfären och magnetosfären.

MARSIS

Den Mars Advanced Radar för underjordisk och jonosfäriskt Sounding (MARSIS) är en av sju instrument ombord på Mars Express Mars sonden som lanserades av ESA i 2003 , som används för att utforska Mars jonosfären . MARSIS skickar ut radiovågor i intervallet 1,3 till 5,5 MHz och skapar jonogram från de reflekterade ekona . Mätningarna har visat att Mars-jonosfären, förutom de två kända jonosfäriska skikten på 110 och 135 km höjd, har ett tredje lager i intervallet mellan 65 och 110 km. Detta lager är sporadiskt och lokaliserat.

Historia

• 1899: Nikola Tesla undersöker sätt att trådlöst överföra energi över långa sträckor. I sina experiment skickar han extremt låga frekvenser till jonosfären, upp till Kennelly-Heaviside-skiktet (Grotz 1997). Från beräkningar baserade på mätresultaten kan Tesla förutsäga en resonansfrekvens för detta skikt som endast avviker 15% från det värde som antas idag (Corum, 1986). På 1950-talet bekräftade forskare att resonansfrekvensen är 6,8 Hz.
• 

  Guglielmo Marconi, omkring 1907
  1901: Den 12 december mottar Guglielmo Marconi den första transatlantiska radiosignalen i St. John's (Newfoundland) . Den använder en 400 fot mottagande antenn sträckt av en drake. Sändarstationen på Lizard- halvön i Poldhu , Cornwall , använder en gnistinduktor för att generera överföringsfrekvensen på cirka 500 kHz med en effekt 100 gånger starkare än någon tidigare genererad signal. Det mottagna meddelandet består av tre punkter i Morse-kod , en S. För att nå Newfoundland måste signalen reflekteras två gånger från jonosfären.
• 

  Oliver Heaviside
  1902: Oliver Heaviside förutspår förekomsten av Kennelly-Heaviside-skiktet som bär hans namn. Hans förslag innehöll idéer om hur radiosignaler kunde överföras längs jordens krökning. Samma år beskrev Arthur Edwin Kennelly några av de radioelektriska egenskaperna hos jonosfären.
• 1909: Guglielmo Marconi får den Nobelpriset i fysik tillsammans med Karl Ferdinand Braun .
• 1912: Amerikas amerikanska kongress överför radioakten , som begränsar radioamatörernas radiooperationer till frekvenser över 1,5 MHz (våglängder mindre än 200 m). Dessa frekvenser ansågs vara värdelösa av regeringen. Detta beslut ledde till upptäckten av jonosfärisk radiovågsutbredning 1923 ( Léon Deloy ).
• 1924: Edward Victor Appleton bevisar förekomsten av Heaviside-lagret och får Nobelpriset för det 1947 .
• 1926: Den brittiska fysikern Robert Watson-Watt myntade termen "jonosfär".
• 1926: Den amerikanska fysikern Merle Antony Tuve utvecklar en radarmetod med variabel frekvens för att utforska jonosfären.
• 1926 A. Hoyt Taylor och Edward Olson Hulburt utvecklar en teori om elektrondensitetsfördelningen i jonosfären, som baseras på det observerade hoppavståndet för kortvågsradiovågor och därmed också ger en teori för förökning av kortvågsradiovågor. i jordens atmosfär.
• 1932: Sydney Chapman har en fördelningsfunktion för jonisering i jonosfären under antagande av monokromatisk joniserande strålning från solen.
• 1932: Lloyd Viel Berkner var den första som mätte jonosfärens höjd och densitet, vilket möjliggjorde den första fullständiga modellen för kortvågsutbredning. På så sätt upptäcker han F _1- lagret.
• 1936: Maurice V. Wilkes doktorerar om förökning av längsta vågor i jonosfären.
• 1942: Vitaly Ginzburg studerar radiovågsutbredning i jonosfären och utvecklar en teori om förökning av elektromagnetiska vågor i jonosfärens plasma. 2003 fick han Nobelpriset för sitt banbrytande arbete inom superledare .
• 1946: Den 10 januari lyckades John Hibbett DeWitt och hans forskargrupp bevisa att radiovågor kan tränga igenom jonosfären som en del av projekt Diana . För att göra detta använder den månen som en reflektor och etablerar därmed den första jord-mån-jord- anslutningen.
• 1946: Den 23 november bevisar Arthur Covington under en partiell solförmörkelse att solfläckaktivitet kan bestämmas med hjälp av solradioflöde .
• 1955: Schumann-resonanserna verifieras av fysikern WO Schumann vid tekniska universitetet i München .
• 1958: I augusti och september 1958 genomför den amerikanska marinen tre hemliga atombombtester i jonosfären under operation Argus för att undersöka effekten av elektromagnetisk puls (EMP) på radio och radar.
• 1962: Den kanadensiska Alouette 1- satelliten lanseras för att utforska jonosfären. Efter framgångsrik användning följde Alouette 2 och två satelliter av ISIS-programmet (International Satellites for Ionospheric Studies) 1969 och 1971, alla inom området jonosfärisk forskning.
• 1970: Hannes Alfvén får Nobelpriset i fysik "för sina grundläggande prestationer och upptäckter inom magnetohydrodynamik med fruktbara tillämpningar inom olika delar av plasmafysik ".
• 1992: Det ljusfenomen som kallas Elves upptäcks för första gången med hjälp av inspelningar ombord på rymdfärjan .
• 1999 Modellen "International Reference Ionosphere" (IRI) som stöds av fackföreningarna URSI och COSPAR blir "internationell standard"

Trivia

Kennelly Heaviside-skiktet, uppkallat efter bland andra Oliver Heaviside, togs upp av TS Eliot i hans dikt "The Journey To The Heaviside Layer", som sattes till musik i musikalen Cats .

litteratur

• Stefan Heise: Rekonstruktion av tredimensionella elektrontäthetsfördelningar baserat på CHAMP-GPS-mätningar. , PhD 2002, (kapitel 2: Jordens jonosfär och plasmasfär)
• Michael C. Kelley: Jordens jonosfär: Plasmafysik och elektrodynamik. Elsevier, 2009, ISBN 978-0-12-088425-4 . (Förhandsgranska) .
• Gerd W. Prölss: Fysik i rymden nära jorden. 2: a upplagan. Springer-Verlag, 2004, ISBN 3-540-40088-5 . (Förhandsvisning)
• Siegfried J. Bauer : Beroendet av kommunikationen, placeringen och navigationen av jonosfären. Verl. D. Österrikisk Akad D. Wiss., Wien 2002, ISBN 3-7001-3140-2 .
• Leonid S. Alperovich, Evgeny N. Fedorov: Hydromagnetiska vågor i magnetosfären och jonosfären. Springer, Dordrecht 2007, ISBN 978-1-4020-6636-8 .
• Karl Rawer : Vågförökning i jonosfären. Kluwer, Dordrecht 1993, ISBN 0-7923-0775-5 .
• RW Schunk (red.): Handbok för solenergi-jordprogram för jonosfäriska modeller. Utah State University, 1996, OCLC 36598271 .

webb-länkar

Följande webblänkar är på engelska.

Vidare information

Grunderna för jonosfärisk vågutbredning: Navy Postgraduate School: HF and Lower Frequency Radiation ( Memento från 20 maj 2007 i internetarkivet )

Introduktion till rymdväder: rymdväder, ett forskningsperspektiv

Introduktion till Ionosphere: Space Environment Center, Dave Anderson och Tim Fuller-Rowell: The Ionosphere (1999) (PDF-fil; 128 kB)

Nuvarande data

Aktuellt rymdväder: rymdväderentusiaster Dashboard | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center

Aktuell jonosfärisk data: SEC: s radioanvändares sida

Nuvarande 2D-karta över elektrontäthet ( TEC ): NASA: Ionosfärisk och atmosfärisk fjärranalys

Aktuell 3D-vy av elektrondensiteten ( TEC ) via Google Earth: NASA: 4D Ionosphere

Nuvarande TEC-kartor (global / Europa) från DLR: SWACI (Space Weather Application Center - Ionosphere)

Jonosfäriska modeller

Översikt av jonosfäriska modeller: NASA Space Physics Data Facility: Jonosfäriska modeller index

Internationell referensjon

Jonosfäriska parametrar

Översikt över alla jonosfäriska parametrar: Space Physics Interactive Data Resource: Ionospheric Vertical Incidence Parameters ( Memento from 19 June 2008 in the Internet Archive )

Jonosfärisk mätning

Inkoherent scatter radar tutorial: National Astronomy and Ionosphere Center: Hur gör Arecibo 430 MHz radar mätningar i jonosfären?

Lista över jonsonder: UMass Lowell Center for Atmospheric Research: Digisonde Station List

Super Dual Auroral Radar Network

Europeiskt osammanhängande spridningsradarsystem

Osammanhängande spridningsradar på Millstone Hill ( Memento 6 juni 2010 i Internetarkivet )

Aktuella diagram över den jonosfäriska sonden i Juliusruh

multimedia

Individuella bevis

1. ↑ American Meteorological Society: Glossary of Meteorology ( Memento av 2 februari 2007 i Internetarkivet )
2. ↑ ^{a b c d} Stefan Heise: Jordens sfär och plasmasfär. urn : nbn: de: kobv: 188-2002002731 , kapitel 2
3. ↑ ^{a b c d e} Karl Rothammel : Rothammels Antennenbuch . Nyligen redigerad och utökad av Alois Krischke. 12: e uppdaterade och utökade upplagan. DARC-Verl., Baunatal 2001, ISBN 3-88692-033-X , 2. Förökning av elektromagnetiska vågor ( online ). 
4. ↑ W. Suttrop: Astrofysiska plasma I (PDF-fil; 557 kB). S. 7.
5. ↑ Max Planck Institute for Aeronomy: Research Info (8/98) , s. 2. ( Memento från 23 maj 2009 i Internetarkivet ) (PDF-fil; 1,1 MB)
6. ↑ E. Chvojková: Egenskaper hos det jonosfäriska F-skiktet II
7. ↑ ^{a b} S.J. Bauer: Fysik och kemi i rymden 6 - Fysik hos planetariska jonosfärer - Kapitel IX: Observerade egenskaper hos planetariska jonosfärer. Springer-Verlag (1973)
8. ↑ SPRIDNING I HOMOGEN PLASMAS ( Memento från 17 februari 2013 i Internetarkivet ) (PDF; 2,2 MB)
9. ↑ IONOSFERISK WAVE PROPAGATION ( Memento från 23 januari 2013 i Internetarkivet ) (PDF; 1,4 MB)
10. ↑ Jonosfäriska effekter (PDF; 4,1 MB)
11. ^ Dielektrisk konstant av ett plasma
12. ↑ Eckart Moltrecht (DARC e.V. online för amatörradioundersökningen): Amatörradiokurs för amatörradiocertifikat klass E. ( Memento från 21 juni 2008 i Internetarkivet )
13. ^ Beer, Tom: The Aerospace Environment , s. 80.
14. ^ Leslie Curtis, Les Johnson: Propulsive Small Expendable Deployer System (ProSEDS). NASA, 2002, nås den 1 juli 2019 . 
15. ↑ Friedemann T. Freund: Rocks That Crackle and Sparkle and Glow: Strange Pre-Earthquake Phenomena ( Memento from 6 July 2010 in the Internet Archive ) (PDF; 556 KB)
16. ↑ ^{a b} O. Molchanov et al. Global diagnostik av jonosfäriska störningar relaterade till den seismiska aktiviteten med hjälp av VLF-radiosignaler som samlats in på DEMETER-satelliten. I: Nat. Faror Earth Syst. Sci. 6 (2006), sid 745-753.
17. ↑ AJ Foppiano, EM Ovalle, K. Bataille och M. Stepanova: Jonosfäriska bevis för jordbävningen i maj 1960 över Concepcion? ( Memento från 21 september 2008 i Internetarkivet )
18. ↑ ^{a b} Zhu Rong, Yang Dong-mei, Jing Feng, Yang Jun-ying och Ouyang Xin-yan: Jonosfäriska störningar före jordbävningen i Pu'er observerad på DEMETER ; I: Acta Seismologica Sinica, januari 2008, volym 21, utgåva 1, sid 77-81 doi: 10.1007 / s11589-008-0077-8
19. ↑ Hanns-Jochen Kaffsack, DPA: När jonosfären hostar
20. ↑ W. Piggott, K. Rawer: URSI Handbook of Ionogram Interpretation and Reduction. Elsevier, Amsterdam 1961.
21. ↑ Sänd antenn för jonosfäriska ljudapplikationer (PDF; 1,8 MB)
22. ^ Bakgrund till Ionospheric Sounding
23. ↑ Leibniz Institute for Atmospheric Physics, Radar / Rockets Department: General ( Memento från 9 december 2008 i Internetarkivet )
24. ↑ C. Stolle, S. Schlueter, N. Jakowski, Ch. Jacobi, S. Heise, A. Raabe: i jonosfären med integrationen av GPS-ockultationer ( Memento av den 7 januari 2007 i Internetarkivet ) (PDF-fil; 371 kB). Hämtad 5 mars 2010.
25. ↑ ^{a b} International Reference Ionosphere
26. ↑ ^{a b} Gerd W. Prölss: Physics of Near-Earth Space ( begränsad förhandsvisning i Googles boksökning)
27. RS URSI Incoherent Scatter Working Group: Incoherent Scatter Radars
28. ^ IRI Workshops and Proceedings
29. ↑ D. Bilitza: Solar-Terrestrial Mpdels and Application software. National Space Science Data Center / WDC-A 1990.
30. ↑ ^{a b} Tadanori Ondoh, Katsuhide Marubashi: Science of Space Environment ( begränsad förhandsvisning i Googles boksökning)
31. ^ EV Appleton: The Bakerian Lecture. Regulariteter och oegentligheter i jonosfären. Jag . I: Proceedings of the Royal Society of London. Serie A, matematiska och fysiska vetenskaper . tejp 162 , nr. 911 , 1937, sid. 451-479 . 
32. ↑ WJG Beynon, ER Williams, F. Arnold, D. Krankowsky, WC Bain, PHG Dickinson: D-region raketmätningar vid absorptionsförhållanden för vinteravvikelser . I: Natur . tejp 261 , nr. 5556 , 1976, sid. 118-119 , doi : 10.1038 / 261118a0 . 
33. ^ ^{A b} R. W. Knecht: Fördelningen av elektroner i den nedre och mellersta jonosfären. I: Progress in Radio Science, 1960–1963. Volym 3: Jonosfären. Granskningsdokument som presenterades vid kommission III om jonosfärisk radio under den XIV: e generalförsamlingen för URSI. 1965, s. 14-45.
34. ↑ ^{a b c} Navy Postgraduate School: HF and Lower Frequency Radiation ( Memento från 20 maj 2007 i internetarkivet )
35. ↑ JA Adcock (VK3ACA): Förökning av långa radiovågor ( Memento från 22 februari 2014 i internetarkivet ).
36. ^ The American Association of Variable Star Observers: Sudden Ionospheric Disturbances ( Memento of May 2, 2009 in the Internet Archive ).
37. ↑ Windows till universum: Absorptionshändelser i polarkåpan - Massiva kortvågs-kommunikationsavbrott .
38. ↑ Kenneth Davies: Ionosfärisk radioutbredning. 1965 (US Department of Commerce, National Bureau of Standards).
39. ↑ ^{a b} NASA: NASA-experimentet kan ha hittat utlösare för radiostötande bubblor .
40. ^ ^{A b} NOAA National Severe Storms Laboratory: Transient Luminous Events ( Memento från 25 juli 2012 i internetarkivet ).
41. ^ ESA: Resultat från Mars Express och Huygens: Mars Express-radaren avslöjar komplex struktur i Mars jonosfär
42. ↑ ESA: Resultat från Mars Express och Huygens: Mars Express upptäcker nytt lager i Mars-jonosfären
43. ^ Text från 1912-lagen, femtonde
44. ^ Niels Klussmann, Arnim Malik: Luftfartens lexikon. S. 130 ( begränsad förhandsgranskning i Google Book-sökning)
45. ↑ National Academy of Sciences: Biographical Memoirs Vol. 70
46. ^ A. Hoyt Taylor, EO Hulburt: Förökning av radiovågor över jorden . I: Physical Review . 27, nr 2, februari 1926, s. 189-215. doi : 10.1103 / PhysRev.27.189 .
47. ↑ National Academy of Sciences: Biographical Memoirs Vol.61
48. ↑ Kertz, Walter: Biografiskt lexikon för geofysikens historia ( Memento från 19 juni 2008 i Internetarkivet )
49. ^ Virginia Tech, Institutionen för datavetenskap: Historien om beräkning: Maurice Vincent Wilkes
50. ^ PN Lebedev Physical Institute, IETamm Theory Department: V. Ginzburg - Selected Scientific Papers
51. ↑ Internationell referensjonosfär.