Ionosphäre
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Die Ionosphäre ist ein Teil der Atmosphäre eines Himmelskörpers, der signifikante Mengen von Ionen und freien Elektronen enthält.
Die Ionosphäre der Erde beginnt im oberen Bereich der Mesosphäre bei einer Höhe von ungefähr 80 km und geht letztlich in den interstellaren Raum über.[1] Sie liegt somit größtenteils innerhalb der Thermosphäre. Ihre praktische Relevanz erlangt sie durch ihre Bedeutung für den weltweiten Kurzwellenfunkverkehr. Das Gegenstück der Ionosphäre ist die Neutrosphäre, die nicht durch solare Aktivitäten ionisiert wird.
Eine „harte“ obere Begrenzung der Ionosphäre existiert nicht, da die Abnahme der Atmosphärendichte und hiermit die Anzahl der möglichen Ladungsträger mit zunehmender Höhe immer langsamer erfolgt. Als obere Grenze kann eine Höhe von 800 km genannt werden. Sie erstreckt sich folglich bis in die untere Exosphäre hinein.
[Bearbeiten] Entstehung der Ionosphäre
Die Ionosphäre entsteht durch solare Strahlungseinflüsse, sowohl in elektromagnetischer Form (insbesondere Ultraviolett- und Röntgenstrahlung) als auch als Teilchenstrahlung (Korpuskularstrahlung) hauptsächlich in Form von Protonen. Jedoch leisten die kosmische Hintergrundstrahlung und Meteoritenströme, die pausenlos in der Erdatmosphäre verglühen, ebenfalls einen gewissen Beitrag zur Ionisation. Durch die solare Strahlungsenergie werden Valenzelektronen von den Atomen gelöst: Es entstehen positive Ionen und freie Elektronen und somit ein elektrisch geladener Bereich der Atmosphäre. Ein ionisiertes Gas wird auch als Plasma bezeichnet. In einem Plasma werden die freien Elektronen von den positiven Ionen angezogen, sind jedoch zu energiereich, um in einem elektrisch neutralen Molekül dauerhaft gebunden zu bleiben.
Dringen die Ultraviolett- und Röntgenstrahlung in die obere Erdatmosphäre ein, ist die Strahlung am energiereichsten, trifft jedoch nur auf wenige ionisierbare Gasmoleküle. Je dichter die Atmosphäre wird, desto mehr Energie wird an die umgebende Materie abgegeben und desto größer ist die dortige Ionisation. Zwei Faktoren wirken jedoch der Ionisation entgegen: Zum einen nimmt durch die Energieabgabe die für tiefere Schichten verfügbare Menge ab, zum anderen verringert sich durch die Zunahme der Atmosphärendichte die mittlere freie Weglänge einzelner Gasteilchen, was zu einer stärkeren Rekombination führt. Der Gleichgewichtszustand der beiden gegenläufigen Prozesse Ionisation und Rekombination bestimmt den Grad der Ionisation für den gegebenen Ort zur gegebenen Zeit.
Diesbezüglich lassen sich zwei extremale Zustände unterscheiden, die sich jeweils durch fehlende Ionisation auszeichnen: "Maximale Strahlungsenergie, minimale Teilchenzahl" (Exosphäre) und "Minimale Strahlungsenergie, maximale Teilchenzahl" (Neutrosphäre). Zwischen diesen beiden Zuständen bildet sich gemäß der vorgehenden Beschreibung eine Zone maximaler Elektronendichte, die als Chapman-Schicht bezeichnet wird.
Die Höhe der Chapman-Schicht ist von zwei Faktoren abhängig. Zum einen von der Dichte-Höhen-Verteilung in der Atmosphäre und zum anderen von ihrer Fähigkeit, die solare Strahlung zu absorbieren. Die in der Atmosphäre vorhandenen Atom- und Molekülarten absorbieren Energie in einer für sie jeweils spezifischen Wellenlänge. Somit erfolgt die Energieabsorption gemäß der Verteilung dieser Teilchen in der Atmosphäre. Die Intensität der solaren Strahlung beeinflusst nicht die Höhe der Chapman-Schicht, nur deren Intensität (Elektronendichte).
Der Grad der Ionisation hängt primär von der Sonnenaktivität ab. Folglich gibt es eine diurnale (tägliche), einen saisonale (jahreszeitliche) und eine geographische (örtliche) Abhängigkeit. Des Weiteren unterliegt die Sonnenaktivität dem elfjährigen Sonnenfleckenzyklus. Sonderfaktoren wie Sonnenstürme spielen eine weitere Rolle.
[Bearbeiten] Die Ionosphärenschichten
Innerhalb der Ionosphäre existieren drei lokale Ionisationsmaxima, weswegen sie in drei Schichten unterteilt wird: die D-, E- und F-Schicht.
| Schicht | Höhe | Bemerkung |
|---|---|---|
| D | ca. 70 - 90 km | tagsüber vorhanden, Ionisation entsprechend dem Sonnenstand |
| E | ca. 110 - 130 km | tagsüber vorhanden, Ionisation entsprechend dem Sonnenstand |
| Es | ca. 110 km | sporadisch, bevorzugt im Sommer auftretend |
| F1 | ca. 200 km | tagsüber vorhanden, geht nachts mit F2-Schicht zusammen |
| F2 | ca. 250 - 400 km | Tag und Nacht vorhanden |
Die lokalen Ionisationsmaxima entstehen durch Energieabsorption an bestimmten Gasteilchenarten. In den höheren Lagen der Atmosphäre ist die Durchmischung der Luft zu einer Gleichverteilung der Gase nicht mehr ausreichend, es stellt sich eine heterogene Verteilung ein. Da die Energieabsorption an das Vorhandensein bestimmter Gasteilchen gebunden ist, erfolgt die Energieabgabe bevorzugt in Höhen mit hoher Konzentration der korrespondierenden Teilchenart.
[Bearbeiten] Die D-Schicht
Die D-Schicht ist die der Erde am nähesten gelegene Schicht und existiert nur am Tage in einem Höhenbereich zwischen 70 und 90 km. Ionisation findet durch Strahlung der Lyman-α-Serie bei 121,6 nm statt, die von Stickstoffoxid (NO) absorbiert wird. In Zeiten mit ausreichend hoher Sonnenfleckenzahl ionisieren zusätzlich harte Röntgenstrahlen (Wellenlänge < 1 nm) die Luftmoleküle (N2, O2). In der Nacht verbleibt durch die kosmische Strahlung eine geringe Restionisation.
Durch die hohe Atmosphärendichte ist die Rekombination groß, weswegen sie sich bei Sonnenuntergang binnen weniger Minuten nahezu auflöst. Des Weiteren ist hierdurch die Kollisionsfrequenz zwischen Elektronen und anderen Teilchen während des Tages sehr hoch, die bei ca. 10 Millionen Kollisionen pro Sekunde liegt. Dies hat den für Radiowellen unangenehmen Nebeneffekt einer starken Dämpfung. Diese Dämpfung steigt mit wachsender Wellenlänge und verhindert die Nutzung der Raumwelle von Funkfrequenzen kleiner als 10 MHz.
[Bearbeiten] Die E-Schicht
Die E-Schicht ist die mittlere Ionosphärenschicht, die sich in einer Höhe zwischen 110 und 130 km ausbildet. Ionisation findet aufgrund weicher Röntgenstrahlung (Wellenlänge 1 – 10 nm) und ultravioletter Strahlung (zwischen 80 und 102.7 μm)[3] an elementarem Sauerstoff und Stickstoff- und Sauerstoffmolekülen statt. Sie weist eine mittlere Elektronenkonzentration von etwa 100.000 je cm3 auf. Dies entspricht einer Ionisation von nur 0,1% der vorhandenen Atome.[2]
Die E-Schicht bildet sich auf der Tagseite der Erde aus, erreicht ihr Ionisationsmaximum in der Mittagszeit und rekombiniert nach Sonnenuntergang innerhalb einer Stunde fast vollständig. Im Sonnenfleckenmaximum liegt die Schicht höher als im Minimum. Innerhalb der E-Schicht kommt es häufig, aber nicht regelmäßig, zu starken lokalen Ionisationen. Man spricht in diesem Fall von der sporadischen E-Schicht.
Für Kurzwellen, die die D-Schicht durchdrungen haben (> 10MHz), ist die E-Schicht nachteilig, da sie ähnlich wie die D-Schicht diese bedämpft, dies jedoch weit weniger stark. Sie eignet sich kaum für Reflexionen, da ihre kritische Frequenz im Normalzustand nur zwischen 2 und 4 MHz liegt.[2]
Die E-Schicht wird auch als Kennelly-Heaviside-Schicht bezeichnet, oder auch kürzer als Heaviside-Schicht. Die Bezeichnung geht zurück auf Arthur Edwin Kennelly und Oliver Heaviside, die unabhängig voneinander nahezu gleichzeitig ihre Existenz vorhersagten (s. auch Abschnitt Geschichtliches).
[Bearbeiten] Die sporadische E-Schicht (ES)
Hauptartikel Sporadic-E
Die sporadische E-Schicht (engl.: Sporadic-E) liegt im Bereich der E-Schicht und tritt nur sporadisch auf. Sie ist stark ionisiert und kann alle höhergelegenen Schichten abdecken. Sie ist im eigentlichen Sinne keine Schicht, vielmehr ist ihre Struktur eher als wolkenartig anzusehen. Sie kann deshalb auch als Ionosphärenstörung eingeordnet werden.
Es existieren mehrere Theorien über die Entstehung der ES-Schicht, jedoch ist sie bis heute nicht völlig aufgeklärt.
[Bearbeiten] Die F-Schicht
Die F-Schicht liegt mit 200 bis 400 km am höchsten und ist die am stärksten ionisierte Schicht. Sie wird durch extreme ultraviolette Strahlung (EUV, Wellenlänge 14 bis 80 nm) ionisiert, die auf elementaren Sauerstoff oder Stickstoff-Moleküle trifft.[3] Sie weist eine breite Region maximaler Ionisation von bis zu 1 Million freier Elektronen je cm3 auf.[2]
Die F-Schicht besteht auch nachts weiter, da die freien Elektronen aufgrund der hohen mittleren freien Weglänge nur sehr langsam rekombinieren. Am Tage spaltet sich die F-Schicht in die F1- und die F2-Schicht auf. Die F1-Schicht repräsentiert den Ort der maximalen Ionenproduktion, wohingegen sich die stärkste Ionenkonzentration in der F2-Schicht aufgrund der schwächeren Rekombination einstellt.
Die nur tägliche Existenz der F1-Schicht liegt an der dortigen, vorwiegenden Ionenzusammensetzung (NO+, O2+). Sie befindet sich am Tage in einem photochemischen Gleichgewicht, dessen Verlustprozess auf Trennungsrekombination basiert und in quadratischer Geschwindigkeit verläuft. Dahingegen ist der vorwiegende Verlustprozess in der F2-Schicht die Umwandlung von O+-Ionen in NO+- und O2+-Ionen. Dieser Verlustprozess unterliegt nur einer linearen Gesetzmäßigkeit.[4]
Im Sommer liegt F2-Schicht höher als im Winter.
Für Kurzwellen ist sie die entscheidende Ionosphärenschicht, da durch die an ihr stattfindende Reflexion der weltweite Kurzwellenfunk erst möglich wird. Genauere Informationen zur ionosphärischen Reflexion der Kurzwellen finden sich im Artikel Kurzwelle.
Die F-Schicht wird auch als Appleton-Schicht bezeichnet. Die Bezeichnung geht zurück auf Edward Victor Appleton, der die Existenz der Kennelly-Heaviside-Schicht nachweisen konnte. Näheres hierzu im Abschnitt Geschichtliches.
[Bearbeiten] Ionosphären-Modelle
Die genaue Kenntnis über die Parameter der Ionosphäre, insbesondere der Elektronendichte, ist für zahlreiche Anwendungen wie den Funkverkehr, die Bahnverfolgung von Satelliten und die weltallseitige Erdbeobachtung unabdingbar. Aus diesem Grund wurden Modelle entwickelt, die zur Beschreibung und Analyse der Ionosphäre verwendet werden.
Das mit Blick auf seine Entwicklungszeit und Anzahl an ableitbaren Größen ausgereifteste Modell ist die International Reference Ionosphere (IRI). Die IRI ist ein gemeinsames Projekt des Committee of Space Research (COSPAR) und der International Union of Radio Science (URSI), das auf jährlichen Workshops weiterentwickelt wird. Das erste solche Treffen fand 1971 in Seattle, USA, statt.[5]
Weitere Modelle fokussieren auf bestimmte Ionosphärenparameter wie generelle Elektronendichte, maximale Elektronendichte in der F2-Schicht, Elektronentemperatur und -drift und Stärke des elektrischen Feldes (siehe auch Weblinks).
[Bearbeiten] Ionosphären-Anomalien
Das Ionosphären-Modell geht aufgrund seines Modellcharakters von einer strukturell homogenen Ionosphäre aus. In der Wirklichkeit ist diese aber chaotisch und weist nicht reguläre Ionisationsstrukturen auf. Ionosphärenanomalien beschreiben Abweichungen vom erwarteten allgemeinen Verhalten der Ionosphäre. Diese Regelwidrigkeiten sind beständig beobachtbar und grenzen die Anomalien von den spontan auftretenden kurzfristigen Ionosphärenstörungen ab.
Einige der bekannten Anomalien der F2-Schicht werden nun vorgestellt.[2]
[Bearbeiten] Die Tagesanomalie
Das Maximum der Elektronendichte stimmt nicht mit dem Zeitpunkt des höchsten Sonnenstandes überein, sondern liegt in den frühen Nachmittagsstunden.
[Bearbeiten] Die Nachtanomalie
Die Ionisation kann während der Nachtstunden trotz mangelnder Sonneneinstrahlung noch weiter ansteigen.
[Bearbeiten] Die Polaranomalie
Über den Gebieten der Polarnacht ist eine F-Schicht trotz des langzeitigen Fehlens der Sonneneinstrahlung zu finden.
[Bearbeiten] Die jahreszeitliche Anomalie
Die Elektronendichte ist im Winter höher als im Sommer. Des Weiteren korreliert das sommerliche Ionisationsmaximum nicht mit dem höchsten Sonnenstand, sondern ist an den Äquinoktien (Tagundnachtgleiche) festzustellen.
[Bearbeiten] Die erdmagnetische Anomalie
Das Maximum der Elektronendichte liegt nicht über dem Äquator. Vielmehr bildet sich dort ein Streifen mit erniedrigter Ionisation. Sie wird vom sogenannten Fontänen-Effekt am geomagnetischen Äquator hervorgerufen. Dieser bezeichnet den Effekt, dass durch das Zusammenwirken elektrischer und magnetischer Felder (ExB-Drift) freie Elektronen der F-Schicht in größeren Höhen gedrückt werden, die dann entlang der in Nord-Süd-Richtung verlaufenden magnetischen Feldlinien wieder absinken. Die erdmagnetische Anomalie wird auch als äquatorielle Anomalie bezeichnet.
[Bearbeiten] Ionosphärenstörungen
Als Ionosphärenstörungen bezeichnet man alle spontan auftretenden Unregelmäßigkeiten im Aufbau der Ionosphäre, die ihre Ursache in einer erhöhten solaren Ultraviolett-, Röntgen- und/oder Teilchenstrahlung (Korpuskularstrahlung) haben. Auch Meteoriten können die Ionisation beeinflussen. Sie sind nur von kurzzeitiger Natur und können von einigen Minuten bis zu mehreren Tagen andauern. Die bekannteste und wohl auch ästhetischste Ausprägung einer Ionosphärenstörung ist die Aurora, das Polarlicht. Dahingegen ist die Beeinträchtigung des globalen Kurzwellenfunkverkehrs unerwünscht.
Ionosphärenstörungen sollten nicht mit Ionosphärenanomalien verwechselt werden. Diese erfolgen nicht spontan, sondern unterliegen einer Regelmäßigkeit und beschreiben Abweichungen vom erwarteten allgemeinen Verhalten der Ionosphäre.
[Bearbeiten] Entstehung
Die Ionosphäre existiert auf Grund der solaren Strahlungsaktivität. Aus diesem Grund wirken sich solare Strahlungsausbrüche direkt auf ihren Zustand aus. Ionosphärenstörungen treten meist in Verbindung mit Eruptionen auf der Sonnenoberfläche auf, die als Flares bezeichnet werden (englisch: flare = helles, flackerndes Licht): Flares sind Eruptionen in den häufig besonders strahlungsaktiven Randgebieten der Sonnenflecken. Diese Randgebiete werden im deutschen Sprachgebrauch Fackelgebiete genannt.
Während die elektromagnetische Strahlung den Weg zur Erde in etwa 8 Minuten zurücklegt, benötigt die Teilchenstrahlung je nach Geschwindigkeit zwischen 15 Minuten und 40 Stunden. Aus diesem Grunde treten Ionosphärenstörungen durch Korpuskularstrahlung zeitlich versetzt zu Störungen auf, die auf elektromagnetische Strahlung zurückzuführen sind.
[Bearbeiten] Ausprägungen
| Ereignis | Ankunftszeit nach Flare | typische Dauer | Strahlungsart | Auswirkungen |
|---|---|---|---|---|
| Sudden Ionospheric Disturbances (SIDs) | 8,3 Minuten | 10 − 60 Minuten | Ultraviolett- und Röntgenstrahlung | Zunahme der D-Schicht-Absorption auf der Tagseite |
| Polar Cap Absorption (PCA) | 15 Minuten bis mehrere Stunden | ~ 1 − 2 Tage, manchmal mehrere | hochenergetische Protonen und Alpha-Teilchen | Zunahme der D-Schicht-Absorption, insbesondere in den Polargebieten |
| Ionosphärenstürme | 20 − 40 Stunden | 2 − 5 Tage | schwachenergetische Protonen und Elektronen | Zunahme der D-Schicht-Absorption, Abfall der F2 MUF, Auroras, Sporadic-E |
[Bearbeiten] Elektromagnetische Strahlung: Sudden Ionospheric Disturbance (SID)
Sudden Ionospheric Disturbances (SIDs) haben ihren Ursprung in einer erhöhten Röntgen- und Ultraviolettstrahlung. Diese erhöhte Strahlungsenergie wird von der Ionosphäre absorbiert und führt dort besonders in der D-Schicht zu einem starken Anstieg der Ionisation. SIDs sind am häufigsten im Sonnenfleckenmaximum zu beobachten und treten nur an der Tagseite der Erde auf.
Durch die hohe Plasmadichte nimmt die Fähigkeit der D-Schicht zu, Kurzwellen zu absorbieren bis hin zu deren vollständiger Auslöschung, was als Mögel-Dellinger-Effekt bezeichnet wird. Gleichzeitig ist eine Verbesserung der Ausbreitung von Längstwellen (VLF, engl.: Very Low Frequency) zu beobachten, da die D-Schicht Längstwellen als Reflektor dienen kann.[7] Eine erhöhte Ionisation und damit ein erhöhter Ionisationsgradient verbessert diese Reflexionseigenschaft. Die plötzliche Zunahme der Signalstärke von Längstwellensendern wird als Indikator für SIDs eingesetzt.[8]
[Bearbeiten] Teilchenstrahlung: Polar Cap Absorption (PCA)
Verbunden mit solaren Flares werden hochenergetische Protonen (~10 Mill. eV[9]) ausgeworfen, die dann entlang der magnetischen Feldlinien der Erde nahe den magnetischen Polen in die Atmosphäre eindringen und die Elektronendichte in der unteren Ionosphäre (D-Schicht, E-Schicht) stark erhöhen.
Durch die zusätzlichen Ladungsträger werden Kurzwellen so stark bedämpft, dass es zu einem vollständigen Ausfall von Funkverbindungen kommen kann, deren Ausbreitungsweg über die Polkappen verläuft. Funkwellen mit niedrigerer Frequenz, die normalerweise an der unteren Ionosphäre reflektiert würden, werden nun bereits in einer sehr viel niedrigeren Höhe reflektiert, so dass sich deren Ausbreitungswege signifikant ändern. Dieses Phänomen wird als Polar Cap Absorption (PCA) bezeichnet.
PCA-Effekte sind meist nur von kurzlebiger Natur. Während der Rothammel als durchschnittliche Dauer von PCA-Effekten 2 – 3 Tage nennt, spricht Kenneth Davies[10] nur von bis zu 5 – 6 Stunden.
[Bearbeiten] Teilchenstrahlung: Ionosphärenstürme
Das von einem Flare ausgeworfene solare Plasma bestehend aus Protonen und Elektronen beeinflusst das Erdmagnetfeld und dringt in die Atmosphäre ein. Dies hat ein Absinken der kritischen Frequenz der F2-Schicht bis auf deren halben Normalwert und ein Ansteigen der D-Schicht-Absorption zur Folge. Dadurch engt sich der für den Kurzwellenfunk nutzbare Frequenzbereich von beiden Seiten her ein. Intensive Ionosphärenstürme können vollständige Blackouts für Weitverbindungen verursachen. Dies wird als so genannter Short-wave Fade (out) bezeichnet.
[Bearbeiten] Nutzung der Ionosphäre
[Bearbeiten] Funkwellen
DX-Kommunikation ist bei Funkamateuren ein Begriff für Weitbereichsverbindungen. Diese werden im Kurzwellenbereich erst durch die Nutzung der Ionosphäre als Reflektor für die gesendete Funkwelle möglich, die dann von der Erdoberfläche erneut reflektiert werden kann. Dieser Vorgang kann sich mehrfach wiederholen (Multi-Hop).
Wenn eine Radiowelle die Ionosphäre erreicht, regt das elektrische Feld der Radiowelle die Elektronen der Ionosphäre in der gleichen Frequenz zum Schwingen an. Dabei geht ein Teil der Energie durch mechanische Reibung verloren. Anschließend kann das schwingende Elektron entweder durch Rekombination verloren gehen oder aber das Signal der Originalwelle erneut ausstrahlen. Totalreflexion kann erfolgen, wenn die Kollisionsfrequenz der Ionosphäre niedriger als die Frequenz der Radiowelle ist. Außerdem muss die Elektronendichte der Ionosphäre groß genug sein.
[Bearbeiten] Energiegewinnung
Das Propulsive Small Expendable Deployer System (ProSEDS) ist ein kabelbasiertes Energiegewinnungssystem für Raumfahrzeuge, das nach dem Funktionsprinzip eines Space Tethers arbeitet. Sein Start wurde mehrfach verschoben und ist derzeit ungewiss. Ein Vorgangssystem (Tethered Satellite Systems (TSS)) wurde 1996 während der Space Shuttle Mission STS-75 erfolgreich getestet.
[Bearbeiten] Kenngrößen der Ionosphäre
[Bearbeiten] Die kritische Frequenz
Die kritische Frequenz ist die Frequenz, bei der ein senkrechter ausgestrahltes Signal gerade noch total reflektiert wird. Wenn die Sendefrequenz höher als die Kollisionsfrequenz der Ionosphäre ist, können die schwingenden Elektronen das Signal nicht schnell genug wieder abstrahlen. Sie berechnet sich basierend auf der Plasmafrequenz wiefolgt:[3]
mit fcritical=kritische Frequenz in Hz, e=Elektronenladung in As, Ne=Elektronendichte (Anzahl) pro m3, me=Elektronenruhemasse in kg, ε0= Permittivität in A2s4kg − 1m − 3.
Durch Einsetzen der Konstanten ergibt sich die folgende vereinfachte Formel:[11]
mit fcritical=kritische Frequenz in Hz und Ne=Elektronendichte pro m3.
[Bearbeiten] Die maximal nutzbare Frequenz (MUF)
Die maximal nutzbare Frequenz (englisch: maximum usable frequency, MUF) ist die obere Grenzfrequenz, die für die Übertragung eines Signals zwischen zwei Punkten zu einem gegebenen Zeitpunkt genutzt werden kann. Sie kann aus der kritischen Frequenz näherungsweise bestimmt werden.
[Bearbeiten] Die minimal nutzbare Frequenz (LUF)
Die minimal nutzbare Frequenz (englisch: lowest usable frequency, LUF) ist die untere Grenzfrequenz, die für die Übertragung eines Signals zwischen zwei Punkten zu einem gegebenen Zeitpunkt genutzt werden kann. Sie ist abhängig von der Elektronendichte in den dämpfenden unteren Ionosphärenschichten.
[Bearbeiten] Der solare Flux
Der solare Flux ist ein Messwert der solaren Radiostrahlung bei 2800 MHz (10,7 cm Flux), der sich als proportional zur Sonnenfleckenaktivität erwiesen hat und von erdbasierten Stationen gemessen werden kann. Da jedoch die solare Ultraviolett- und insbesondere die Röntgenstrahlung vorwiegend für die Ionisation der oberen Erdatmosphäre verantwortlich ist, wird heutzutage der von Satelliten ermittelte Messwert des Röntgen-Flux verwendet.
[Bearbeiten] Messung von Kenngrößen der Ionosphäre
[Bearbeiten] Ionosonden
Eine Ionosonde ist eine nach dem Radar-Prinzip arbeitende Messstation zur Untersuchung der Ionosphäre. Ionosonden überwachen die Höhe und die kritische Frequenz der Ionosphärenschichten. Dazu senden sie ein senkrecht auf die Ionosphäre treffendes Signal, das einen Frequenzbereich von gewöhnlich 0,1 bis 30 MHz durchläuft, und messen die Laufzeit des empfangenen Echos, aus der die Höhe der Reflexion bestimmt werden kann.
Mit zunehmender Frequenz wird das Signal weniger stark zurückgebrochen und dringt somit tiefer in die Ionosphäre ein, bevor es reflektiert wird. Durch das tiefere Eindringen vergrößert sich die gemessene Höhe der Schicht, die auch virtuelle Höhe genannt wird. (Ist wie in der Abbildung die messende Station eine Sonde oberhalb der Ionosphäre, verringert sich die virtuelle Höhe.) Beim Überschreiten der kritischen Frequenz ist die Ionosphäre nicht mehr in der Lage, das Signal zu reflektieren.
Die Aufzeichnungen der an der Ionosphäre reflektierten Hochfrequenzsignale über die Zeit bzw. Frequenz werden als Ionogramme bezeichnet.
Befindet sich die messende Station unterhalb der Ionosphäre, bezeichnet man sie als Bottomside-Sounder. Dieser Begriff leitet sich von der Tatsache ab, dass vom Erdboden aus nur der Bereich unterhalb der maximalen Elektronendichte sondiert werden kann, was als Bottomside-Ionosphäre bezeichnet wird. Die Oberseite der Ionosphäre wird von den so genannten Topside-Soundern untersucht, bei denen es sich meist um Satelliten handelt.
Eine Ionosonde wird benötigt, um die günstigste Arbeitsfrequenz für Funkverbindungen im Kurzwellenbereich zu finden. In Deutschland gibt es eine Ionosonde in Juliusruh.
[Bearbeiten] Raketensonden
Raketensonden (engl. "Sounding Rockets") sind mit Messinstrumenten bestückte Forschungsraketen, die bevorzugt zur Erstellung von Profilen der Ionenverteilung in der Ionosphäre eingesetzt werden. Sie sind kostengünstig und erlauben Messungen in Höhen, die oberhalb der Maximalhöhe von Ballons (~40 km) und unterhalb der Minimalhöhe von Satelliten (~120 km) liegen.
[Bearbeiten] Satelliten
Satelliten werden zu zwei Zwecken der Ionosphärenmessung eingesetzt. Zum einen komplettieren satellitengestützte Ionogramme die Messdaten der Bodenstationen, zum anderen werden die Messgrößen nicht wie bei Bodenstationen von der Atmosphäre beeinflusst. Beispielsweise wird der Röntgen-Flux von GOES-Satelliten gemessen. GOES steht hierbei für Geostationary Operational Environmental Satellite.
Einer der ersten Satelliten, der zur Untersuchung der Ionosphäre eingesetzt wurde, war der im Jahr 1962 gestartete kanadische Satellit Alouette 1. Nach seiner zehnjährigen Mission wurde er planmäßig abgeschaltet. Er befindet sich auch heute noch im Orbit (Stand: Januar 2006) und seine verantwortlichen Ingenieure sehen sogar eine geringe Chance, dass er reaktiviert werden könnte. Ihm folgten weitere Ionosphären-Satelliten des Programms International Satellites for Ionospheric Studies (ISIS).
[Bearbeiten] Inkohärentes Scatter-Radar
Hiermit wird eine Technik bezeichnet, die erdgestützt Radarwellen gen Ionosphäre sendet. Dadurch werden dort Valenzelektronen losgelöst, deren Echo ausgewertet wird. Aus dem Echo lassen sich Informationen zur Elektronendichte, Ionen- und Elektronentemperatur, Ionenzusammensetzung und Plasmageschwindigkeit ableiten.
Das Wort inkohärent bezieht sich hierbei auf die Tatsache, dass das zu untersuchende Medium im Verhältnis zu den Beobachtungsmöglichkeiten des Radars als instabil zu betrachten ist, d.h. das Medium verändert sich so schnell, dass diese Veränderungen nicht im Detail mit dem Radar beobachtet werden können.[3]
Derzeit existieren weltweit neun solcher Einrichtungen.[12]
[Bearbeiten] Wissenschaftliche Forschung
[Bearbeiten] Arecibo-Observatorium
Das durch den James-Bond-Film GoldenEye bekannt gewordene Arecibo-Observatorium in Puerto Rico war ursprünglich zur Erforschung der Ionosphäre konzipiert worden. Es ist das weltweit zweitgrößte Radioteleskop und dient heute vorwiegend astronomischen Zwecken. Seine Nutzung steht allen Astronomen offen, über die Anträge entscheidet ein unabhängiges Gremium. Falls die das Observatorium betreibende National Science Foundation (NSF) keinen Sponsor findet, soll es 2011 stillgelegt werden.
[Bearbeiten] MARSIS
Das Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding (MARSIS) ist eines von sieben Instrumenten an Bord der 2003 gestarteten Mars-Sonde Mars Express der ESA, das zur Erforschung der Ionosphäre des Mars eingesetzt wird. MARSIS sendet hierzu Radiowellen im Bereich von 1,3 MHz bis 5,5 MHz aus und erstellt aus den reflektierten Echos Ionogramme.[13] Die Messungen haben ergeben, dass die Mars-Ionosphäre zusätzlich zu den beiden bekannten Ionosphärenschichten bei 110 und 135 km Höhe, eine dritte Schicht im Bereich zwischen 65 und 110 km aufweist. Diese Schicht ist sporadisch und örtlich begrenzt.[14]
[Bearbeiten] EISCAT
Der European Incoherent Scatter (EISCAT) ist ein Forschungsradar, das die Ionosphäre mit Mikrowellenstrahlung nach dem Funktionsprinzip des inkohärenten Scatter-Radars untersucht.
[Bearbeiten] HAARP / Sura
Das High Frequency Active Auroral Research Program (HAARP) ist ein US-amerikanisches Forschungsprojekt, bei dem die Ionosphäre durch ein Netzwerk von Sendeanlagen mit intensiven Kurzwellen bestrahlt wird. Eine ähnliche Forschungsanlage ist die russische Sura Forschungseinrichtung.
[Bearbeiten] SHARE
Das Southern Hemisphere Auroral Radar Experiment (SHARE) ist ein Forschungsprojekt in der Antarktis, bei dem die elektrischen Felder der Iono- und Magnetosphäre beobachtet werden.
[Bearbeiten] Geschichtliches
- 1899: Nikola Tesla forscht nach Möglichkeiten, um Energie drahtlos über größe Entfernungen zu übertragen. In seinen Experimenten sendet er extrem niedrige Frequenzen zur Ionosphäre, hinauf bis zur Kennelly-Heaviside-Schicht (Grotz 1997). Tesla kann aus Berechnungen basierend auf den Messergebnissen eine Resonanzfrequenz dieser Schicht voraussagen, die nur 15% vom heute angenommenen Wert abweicht (Corum, 1986). In den 50er Jahren des 20. Jahrhunderts bestätigten Forscher, dass die Resonanzfrequenz bei 6.8 Hz liegt.
- 1901: Am 12. Dezember empfängt Guglielmo Marconi das erste transatlantische Radiosignal in St. John’s, Neufundland. Er verwendet eine 400 Fuß lange, durch einen Drachen gespannte Empfangsantenne. Die Sendestation in Poldhu, Cornwall verwendet einen Funkeninduktor zur Erzeugung der Sendefrequenz von ungefähr 500 kHz, der eine Leistung hat, die 100 mal stärker als alle zuvor erzeugten Signale ist. Die empfangene Nachricht besteht aus drei Punkten im Morse-Code, einem S. Um Neufundland zu erreichen musste das Signal zweimal von der Ionosphäre reflektiert werden.
- 1902: Oliver Heaviside sagt die Existenz der Kennelly-Heaviside-Schicht voraus, die seinen Namen trägt. Sein Vorschlag beinhaltete Ideen, wie Radiosignale entlang der Erdkrümmung übertragen werden könnten. Im gleichen Jahr beschrieb Arthur Edwin Kennelly einige der radio-elektrischen Eigenschaften der Ionosphäre.
- 1912: Der Kongress der Vereinigten Staaten von Amerika verabschiedet den ‚Radio Act’, der den Funkbetrieb der Funkamateure auf Frequenzen oberhalb von 1,5 MHz beschränkt (Wellenlänge < 200 m). Diese Frequenzen wurden von der Regierung als nutzlos angesehen. Diese Entscheidung führte im Jahre 1923 zur Entdeckung der ionosphärischen HF-Radiowellenausbreitung.
- 1924: Edward Victor Appleton weist die Existenz der Heaviside-Schicht nach und erhält hierfür im Jahre 1947 den Nobelpreis.
- 1926: Der Physiker Merle Antony Tuve entwickelt eine Methode zur Erforschung der Ionosphäre mit Radiowellen.[15]
- 1932: Lloyd Viel Berkner misst als erster die Höhe und Dichte der Ionosphäre, was das erste komplette Modell der Kurzwellenausbreitung ermöglichte.[16] Er entdeckt hierbei die F1-Schicht.[17]
- 1936: Maurice V. Wilkes promoviert über die Ausbreitung der Längstwellen in der Ionosphäre.[18]
- 1942: Vitaly Ginzburg untersucht die Radiowellenausbreitung in der Ionosphäre und entwickelt eine Theorie über die Ausbreitung elektromagnetischer Wellen in Plasma, wie es auch in der Ionosphäre existiert.[19] Im Jahr 2003 erhält er den Nobelpreis für seine Pionierleistungen im Bereich der Supraleiter.
- 1962: Der kanadische Satellit Alouette 1 wird gestartet um die Ionosphäre zu erforschen. Nach seinem erfolgreichen Einsatz folgen im Jahr 1965 Alouette 2 und zwei Satelliten des ISIS-Programms (International Satellites for Ionospheric Studies) im Jahr 1969 und 1971, alle im Einsatz der Ionosphärenforschung.
[Bearbeiten] Anmerkungen
Dieser Artikel basiert u.a. auf dem englischen Wikipedia-Artikel Ionosphere. Inhalte der vorherigen deutschen Version wurden übernommen und um weitere Informationen ergänzt, insbesondere im Bereich Ionosphärenstörungen.
Die Höhenangaben für die einzelnen Schichten der Atmos- und Ionosphäre variieren je nach Literatur. Diesem Artikel liegen die Daten des Rothammels[2] zugrunde.
[Bearbeiten] Literatur
Für die englischen Wikipedia:
- Corum, J. F., and Corum, K. L., "A Physical Interpretation of the Colorado Springs Data". Proceedings of the Second International Tesla Symposium. Colorado Springs, Colorado, 1986.
- Grotz, Toby, "The True Meaing of Wireless Transmission of power". Tesla : A Journal of Modern Science, 1997.
- Hargreaves, J. K., "The Upper Atmosphere and Solar-Terrestrial Relations". Cambridge University Press, 1992,
- Kelley, M. C, and Heelis, R. A., "The Earth's Ionosphere: Plasma Physics and Electrodynamics". Academic Press, 1989.
- Leo F. McNamara. (1994) ISBN 0-89464-804-7 Radio Amateurs Guide to the Ionosphere.
- Davies, K., 1990. Peter Peregrinus Ltd, London. ISBN 0-86341-186-X Ionospheric Radio.
- K.Rawer and Y.V.Ramanamurty (eds): International Reference Ionosphere - Status 1985/86. In: Advances in Space Research. 5, Nr. 10, 1. Januar 1986. ISBN 0-08-034026-1 (Publisher: Pergamon Press), ISSN 0273-1177
Für die deutsche Wikipedia:
- Rothammel, K., Rothammels Antennenbuch, ISBN 3-440-07018-2, Stuttgart, Verlag Franckh-Kosmos, 199511, aktualisiert von Alois Krischke
- Vogelsang, E., Wellenausbreitung in der Funktechnik, ISBN 3-486-23731-4, München, Verlag R. Oldenbourg, 1979
- Vogelsang, E., Wellenausbreitung in der Nachrichtentechnik, ISBN 3-7723-7381-X, München, Verlag Franzis, 1984
[Bearbeiten] Weblinks
Die folgenden Weblinks sind englischsprachig.
[Bearbeiten] Weiterführendes
- Einführung ins Weltall-Wetter: Space Weather, A Research Perspective
- Einführung zur Ionosphäre: Space Environment Center, Dave Anderson and Tim Fuller-Rowell: The Ionosphere (1999)
[Bearbeiten] Aktuelle Daten
- Aktuelles Weltall-Wetter: NOAA: Current Space Weather Conditions
- Aktuelle Ionosphärendaten: SEC's Radio User's Page
- Aktuelle Karte der Elektronendichte: NASA: Ionospheric and Atmospheric Remote Sensing
- Überwachung des Erdmagnetfelds: USGS: National Geomagnetism Program
- Aktueller X-Ray Flux: NOAA: Current Solar X-Ray Flux
[Bearbeiten] Ionosphären-Modelle
- Übersicht über Ionosphären-Modelle: NASA Space Physics Data Facility: Ionospheric Models index
[Bearbeiten] Ionosphären-Kenngrößen
- Übersicht aller Ionosphären-Parameter: Space Physics Interactive Data Resource: Ionospheric Vertical Incidence Parameters
[Bearbeiten] Ionosphären-Messung
- Tutorial zum inkohärenten Scatter-Radar: National Astronomy and Ionosphere Center: How does the Arecibo 430 MHz radar make measurements in the ionosphere?
- Liste von Ionosonden: UMass Lowell Center for Atmospheric Research: Digisonde Station List
- Super Dual Auroral Radar Network
- European Inchorent Scatter radar system
- Millstone Hill incoherent scatter radar
- Aktuelle Diagramme der Ionosphärensonde in Juliusruh
[Bearbeiten] Multimedia
 |
Commons: Ionosphere – Bilder, Videos und/oder Audiodateien |
[Bearbeiten] Einzelnachweise
- ↑ American Meteorological Society: Glossary of Meteorology [1]
- ↑ a b c d e f Rothammel, Karl: Antennenbuch, 10. Auflage, Kapitel 2: Die Ausbreitung der elektromagnetischen Wellen
- ↑ a b c d Heise, Stefan: Die Ionosphäre und Plasmasphäre der Erde, [2]
- ↑ S.J. Bauer: Physics and Chemistry in Space 6 - Physics of Planetary Ionospheres - Chapter IX: Observed Properties of Planetary Ionospheres, Springer-Verlag (1973)
- ↑ IRI Workshops and Proceedings [3]
- ↑ Navy Postgraduate School: HF and Lower Frequency Radiation [4]
- ↑ Adcock, J.A.: Propagation of Long Radio Waves, [5]
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- ↑ Windows to the Universe: Polar Cap Absorption Events - Massive Short Wave Communications Blackouts [7]
- ↑ Kenneth Davies (US Department of Commerce, National Bureau of Standards): Ionospheric radio propagation (1965)
- ↑ UK Solar System Data Centre: Basic ionosonde theory [8]
- ↑ URSI Incoherent Scatter Working Group: Incoherent Scatter Radars [9]
- ↑ ESA: Results from Mars Express and Huygens: Mars Express radar reveals complex structure in ionosphere of Mars [10]
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- ↑ National Academy of Sciences: Biographical Memoirs Vol. 70 [12]
- ↑ National Academy of Sciences: Biographical Memoirs Vol. 61 [13]
- ↑ Kertz, Walter: Biographisches Lexikon zur Geschichte der Geophysik [14]
- ↑ Virginia Tech, Department of Computer Science: The History of Computing: Maurice Vincent Wilkes [15]
- ↑ P.N. Lebedev Physical Institute, I.E.Tamm Theory Department: V.Ginzburg - Selected Scientific Papers [16]
Boden Troposphäre | Tropopause | Stratosphäre | Stratopause | Mesosphäre | Mesopause | Thermosphäre | Exosphäre Weltraum
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