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Die Ionosphäre (von altgr. ἰών bzw. ἰόν ión, „gehend“ und gr. σφαίρα, sfära „Kugel“) ist jener Teil der Atmosphäre eines Himmelskörpers, der signifikante Mengen von Ionen und freien Elektronen enthält.

Bei den Planeten des Sonnensystems macht die Ionosphäre jeweils den Großteil der Hochatmosphäre aus. Die Ionisation der Gasmoleküle erfolgt durch energiereiche Anteile der Sonnenstrahlung (harte Ultraviolett- und Röntgenstrahlung). Das physikalische Gegenstück einer Ionosphäre ist die Neutrosphäre, die nicht durch solare Aktivitäten ionisiert wird.

Die Ionosphäre der Erde beginnt oberhalb der Mesosphäre bei einer Höhe von ungefähr 80 km, erreicht ihr Ladungsmaximum bei etwa 300 km und geht letztlich in den interplanetaren Raum über. [1] Sie liegt somit größtenteils innerhalb der Thermosphäre, mit der sie oft fälschlich gleichgesetzt wird. Ihre praktische Relevanz erlangt sie durch ihre Bedeutung für den weltweiten Funkverkehr, weil sie kurze Funkwellen reflektiert.

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. Die Ionosphäre geht letztendlich in die Plasmasphäre über, in der nahezu alle vorhandenen Teilchen ionisiert sind. Als Grenze zwischen Ionosphäre und Plasmasphäre kann die sogenannte Übergangshöhe in einer Höhe von 1000 km betrachtet werden.[2]

Entstehung der Ionosphäre Bearbeiten

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.

Datei:Map20070212 090000.gif

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 theoretische Zone maximaler Elektronendichte, die nach Sydney Chapman 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.

Die Ionosphärenschichten Bearbeiten

Datei:Ionosphaere Reflexion.png
Datei:ElectronDensityDayCoarse.png

Innerhalb der Ionosphäre existieren drei lokale Ionisationsmaxima, weswegen sie in drei Schichten unterteilt wird: die D-, E- und F-Schicht.

Aufbau der Ionosphärenschichten[3]
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
Atomare Prozesse in der Ionosphäre[4]
Ionisation
Photo- h \, \nu + O_2 \Rightarrow O_2^+ + e^-
h \, \nu + O \Rightarrow O^+ + e^-
h \, \nu + N_2 \Rightarrow N_2^+ + e^-
( N_2^+ + O \Rightarrow {NO}^+ + N )
Elektronenstoss- e^- + O \Rightarrow O^+ + 2{e^-}
Ladungsaustausch
  H + O^+ \Rightarrow H^+ + O
O_2 + O^+ \Rightarrow O_2^+ + O
Rekombination
dissoziative- O_2^+ + e^- \Rightarrow 2{O}
{NO}^+ + e^- \Rightarrow N + O
( radiative- O^+ + e^- \Rightarrow O + h \, \nu )

Die lokalen Ionisationsmaxima entstehen durch Energieabsorption an bestimmten Gasteilchenarten. Ab einer Höhe von 100 km ist die Durchmischung der Luft zu einer Gleichverteilung der Gase nicht mehr ausreichend, es stellt sich eine heterogene Verteilung ein. Dieser Bereich wird als Heterosphäre bezeichnet. Da die Energieabsorption an das Vorhandensein bestimmter Gasteilchen gebunden ist, erfolgt die Energieabgabe bevorzugt in Lagen mit hoher Konzentration der korrespondierenden Teilchenart.

Die D-Schicht Bearbeiten

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-\alpha-Serie bei 121,6 nm statt, die von Stickstoffmonoxid (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.

Die E-Schicht Bearbeiten

Die E-Schicht ist die mittlere Ionosphärenschicht, die sich in einer Höhe zwischen 110 und 130 km ausbildet. Ionisation findet auf Grund weicher Röntgenstrahlung (Wellenlänge 1 – 10 nm) und ultravioletter Strahlung (zwischen 80 und 102.7 nm)[2] an atomarem Sauerstoff (O) sowie Stickstoff- und Sauerstoffmolekülen (N2, O2) statt. Sie weist eine mittlere Elektronenkonzentration von etwa 100.000 je cm3 auf. Dies entspricht einer Ionisation von nur 0,1 % der vorhandenen Atome.[3]

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 (> 10 MHz), 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.[3]

Die E-Schicht wird auch als Kennelly-Heaviside-Schicht bezeichnet, oder kürzer als Heaviside-Schicht. Die Bezeichnung geht zurück auf Arthur Edwin Kennelly und Oliver Heaviside, die unabhängig voneinander nahezu gleichzeitig im Jahr 1902 ihre Existenz vorhersagten. Nachgewiesen wurde die E-Schicht als erste der Ionosphärenschichten im Jahr 1924 von Edward Victor Appleton, der sie 1927 erstmalig als E(lektrische)-Schicht bezeichnete. Die später entdeckten, weiteren Schichten wurde gemäß ihrer relativen Höhenlage dann als D- und F-Schicht bezeichnet.[5] (Siehe auch Geschichtliches).

Die F-Schicht Bearbeiten

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 atomaren Sauerstoff oder Stickstoff-Moleküle trifft.[2] Sie weist eine breite Region maximaler Ionisation von bis zu einer Million freier Elektronen je cm3 auf.[3]

Datei:Ion Collisions Ionosphere.png

Ab der F-Schicht finden Elektronenstöße größtenteils elastisch (berührungslos) mit positiven Ionen statt, was als Coulomb-Stoß bezeichnet wird. Hierbei findet kein direkter Teilkontakt statt, die entgegengesetzte elektrische Ladung führt vielmehr zu einer gegenseitigen Abstoßung. Dahingegen überwiegen in der dichteren D- und E-Schicht inelastische Stöße von Elektronen mit Neutralgasteilchen. Damit stellt die Ionosphäre der Erde eine Ausnahme dar - in den meisten astrophysikalischen Plasmen überwiegen die Coulomb-Stöße.

Die F-Schicht besteht auch nachts weiter, da die freien Elektronen in Folge 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, deren Produktionsrate ohne Sonneneinstrahlung stark zurückgeht. Dahingegen stellt sich die stärkste Ionenkonzentration in der F2-Schicht aufgrund der dort schwächeren Rekombination ein.[6] 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, somit schneller 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, somit vergleichsweise langsameren Gesetzmäßigkeit.[7]

Im Sommer liegt die F2-Schicht höher als im Winter.

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. (Siehe auch Geschichtliches).

Für Kurzwellen ist sie die entscheidende Ionosphärenschicht, da durch die an ihr stattfindende Reflexion der weltweite Kurzwellenfunk erst möglich wird.

Nutzung der Ionosphäre Bearbeiten

Datei:Ionospheric reflection german.png

Funkwellen Bearbeiten

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.

Siehe auch: Kurzwelle

Energiegewinnung Bearbeiten

Datei:Tether1.jpg

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 Vorgängersystem (Tethered Satellite Systems (TSS)) wurde 1996 während der Space-Shuttle-Mission STS-75 erfolgreich getestet.

Erdbebenvorhersage Bearbeiten

Es gibt Hinweise darauf, dass es nicht nur während eines Erdbebens durch seismische Wellen zu Auswirkungen in der Ionosphäre kommt, sondern dass es bereits in derem Vorfeld zu Turbulenzen in der Ionosphäre kommen kann. Sechs Tage vor zwei starken Erdbeben in Chile am 21. und 22. Mai 1960 wurden erstmals solche Spuren elektromagnetischer Turbulenzen gemessen.[8] Als eine mögliche Ursache für diese Auswirkungen auf die Ionosphäre wird der Aufbau eines elektrostatischen Feldes im Erdboden durch die tektonischen Spannungen gesehen, das mit der Ionosphäre interagiert.[9] Auch eine Kopplung mit Turbulenzen im Erdmagnetfeld erscheint plausibel.[10] Eine grafische Darstellung der Kopplungen ist unter [11] zu sehen.

Um dieses Phänomen näher zu untersuchen, hat die französische Weltraumorganisation CNES im Jahr 2004 den Satelliten Demeter (Detection of Electro-Magnetic Emissions Transmitted from Earthquake Regions) ins All geschickt.[12] Derzeit werden die Messdaten analysiert, erste Ergebnisse legen einen Zusammenhang zwischen Erdbeben und Ionosphärenturbulenzen nahe.[13] Die CNES hat in einer statistischen Studie in einem Drittel aller Erdbebenfälle eine ungewöhnliche Veränderung des Gesamtelektronenzahl (TEC) festgestellt.[14]

Kenngrößen der Ionosphäre Bearbeiten

Kenngrößen Bearbeiten

Die nachfolgend vorgestellten Kenngrößen lassen sich in elementare und abgeleitete Kenngrößen unterscheiden. Während sich, zumindest theoretisch, elementare Kenngrößen wie Elektronendichte, Ionenzusammensetzung oder solarer Flux direkt an einem Ort zu einem Zeitpunkt messen ließen, beschreiben abgeleitete Kenngrößen wie die maximal nutzbare Frequenz eher das äußere Verhalten als die innere Struktur und folgen somit dem Black Box-Ansatz. Trotzdem ist in vielen Anwendungsfällen (z.B. beim Funkverkehr) das Wissen über das derzeitige äußere Verhalten ausreichend oder aber die exakte Informationsgewinnung beispielsweise durch Raketensonden zu aufwändig.

Ausbreitungsgeschwindigkeit Bearbeiten

Die Ausbreitungsgeschwindigkeit v_i einer Wellenfront in der Ionosphäre ist etwas größer als in der Troposphäre und hängt sowohl von der Elektronendichte N als auch der Frequenz f durch folgende Beziehung ab:[2]

v_i=\frac{c}{1 - k_i \cdot \frac{N_e}{f^2}} mit c=Lichtgeschwindigkeit=3x108m/s, ki=konstanter Faktor (40,3 m3s-2), Ne=Elektronendichte (Anzahl) pro m3, f=Frequenz in Hz

Datei:IncidentAngle-NPS.gif

Hieraus folgt, dass bei gegebener Frequenz eine Vergrößerung der Elektronendichte zu einer Erhöhung der Ausbreitungsgeschwindigkeit führt. Tritt nun die Wellenfront schräg in einen Bereich der Ionosphäre ein, in dem die Elektronendichte mit der Höhe zunimmt, so breiten sich die höher gelegenen Teile der Wellenfront schneller aus und „überholen“ die unteren Teile - die Wellenfront wird nach unten abgelenkt. Bei ausreichend hoher Elektronendichte ist die Ablenkung groß genug für eine Totalreflexion.

Ein weiterer Einflussfaktor auf die Reflexion ist der Winkel, mit dem Wellenfront auf die Ionosphäre trifft: Ein flacherer Auftreffwinkel verlangt für eine Reflexion eine schwächere Ablenkung und somit eine niedrigere Elektronendichte bzw. ermöglicht eine höhere Sendefrequenz, die weniger stark auf dem Signalweg gedämpft wird.

Die kritische Frequenz Bearbeiten

Datei:CriticalFrequency-NPS.gif

Die kritische Frequenz ist die größtmögliche Frequenz, bei der ein senkrecht ausgestrahltes Signal gerade noch total reflektiert wird. Diese Frequenz ist gleich der Plasmafrequenz. Wenn die Sendefrequenz höher als diese Kollisionsfrequenz ist, können die schwingenden Elektronen das Signal nicht schnell genug wieder abstrahlen. Sie berechnet sich wie folgt:[2]

f_{critical} = \frac{1}{2\pi}\sqrt{\frac{e^2 N_e}{m_e {{\epsilon}}_0}}

mit fcritical=kritische Frequenz in Hz, e=Elektronenladung in As, Ne=Elektronendichte (Anzahl) pro m3, me=Elektronenruhemasse in kg, {\epsilon}_0= Permittivität in A^2 s^4 {kg}^{-1} m^{-3}.

Durch Einsetzen der Konstanten ergibt sich die folgende vereinfachte Formel:[15]

f_{critical} = 8{,}978 \cdot \sqrt{N_e}

mit fcritical=kritische Frequenz in Hz und Ne=Elektronendichte pro m3.

Die maximal nutzbare Frequenz (MUF) Bearbeiten

Datei:ShortWaveFadeNOAA.png

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 der Ionosphäre näherungsweise wiefolgt bestimmt werden:[16][17]

f_{muf} \approx \frac{f_{critical}}{\sin \alpha} = \frac{f_{critical}}{\cos \phi} = f_{critical} \cdot \sec \phi = f_{critical} \cdot \sqrt{1+\left( \frac{d}{2 \cdot h_{virt}} \right)^2}

mit \alpha = Abstrahlwinkel der Welle relativ zum Horizont, \phi = Eintreffwinkel relativ zum Lot, d = Entfernung zwischen Sende- und Empfangsort, h_{virt} = virtuelle Höhe der Reflexion.


Die minimal nutzbare Frequenz (LUF) Bearbeiten

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.

Die virtuelle Höhe der Reflexion Bearbeiten

Datei:IonosphereMUF.png
Datei:DifferentTransmissionAngles-NPS.gif

Aufgrund der nicht diskreten, kontinuierlichen Brechung der Funkwellen unterscheidet sich die aus den Ein- und Austrittswinkeln abgeleitete Reflexionshöhe, die als virtuelle Höhe bezeichnet wird, von der realen Reflexionshöhe. Der Zusammenhang von virtueller und realer Reflexionshöhe in der Ionosphäre ergibt sich wie folgt:

Virtuelle Höhe:

h_{virt} = \overline{PE}

Reale Höhe:

h_{real} = \overline{PB} = h + z_0

Sprungweite:

d = \overline{TR}

Rahmenwerte:

\phi \le \phi_{max} \approx 74^\circ

h_{F_2} \approx 300 km

d \le 4000 km

Schumann-Resonanzen Bearbeiten

Der Raum zwischen der Erde und der Ionosphäre kann als Hohlraumresonator fungieren. Schumann-Resonanzen heißen diejenigen Frequenzen, bei denen die Wellenlänge einer elektromagnetischen Schwingung in dem Hohlleiter zwischen Erdoberfläche und Ionosphäre ein ganzzahliger Teil des Erdumfangs ist. Bei der Anregung mit elektromagnetischen Schwingungen solcher Frequenzen entstehen stehende Wellen, die so genannten Schumannwellen. Die Energie für die niederfrequente Anregung stammt aus der weltweiten Gewittertätigkeit. Die Grundwelle der Schumann-Resonanz liegt bei 7,8 Hz, dazu kommen noch verschiedene Oberwellen zwischen 14 und 45 Hz. Aufgrund atmosphärischer Turbulenzen treten Schwankungsbreiten dieser Werte auf.

Messung Bearbeiten

Ionosonden Bearbeiten

Datei:Isnd1.jpg
Datei:Martian Ionosphere MARSIS release 4.jpg

Eine Ionosonde ist eine nach dem Echolot-Prinzip arbeitende Messstation zur aktiven Untersuchung der Ionosphäre. Ionosonden überwachen die Höhe und die kritische Frequenz der Ionosphärenschichten. Dazu senden sie ein senkrecht auf die Ionosphäre treffendes Signal, das gewöhnlich einen Frequenzbereich von 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. Befindet sich wie in der Abbildung des Mars-Ionogramms die Sonde oberhalb der Ionosphäre (Satellit), 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 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, die Bestandteil eines weltweiten Netzes von miteinander verbundenen Ionosonden ist, welches von der University of Massachusetts Lowell geleitet wird.[18]

Riometer Bearbeiten

Datei:OptPad.jpg

Hauptartikel: Riometer

Ein Relative Ionospheric Opacity Meter oder kurz Riometer ist ein Gerät zur passiven Beobachtung der ionosphärischen Absorptionsfähigkeit.

Es misst die Empfängsstärke der kosmischen Hintergrundstrahlung im Bereich der Radiowellen, die von Sternen oder Galaxien beständig ausgestrahlt wird und nach Durchquerung der Ionosphäre die Erde erreicht (Radiofenster). Obwohl die Stärke mit der Erdrotation variiert, ist sie dennoch je nach Himmelsregion für irdische Maßstäbe ausreichend konstant und somit vorhersagbar. Es wird insbesondere die Absorption in Höhen bis zu 110 km gemessen, da der Großteil der Absorption in den unteren Lagen der Ionosphäre wie der D-Schicht stattfindet.

Raketensonden Bearbeiten

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. Außerdem erreichen sie eine mit anderen Messverfahren nicht mögliche räumliche Auflösung im Zentimeterbereich.[19]

Satelliten Bearbeiten

Datei:Alouette 1.jpg

Satelliten werden zu zwei Zwecken der Ionosphärenmessung eingesetzt. Zum einen komplettieren satellitengestützte Ionogramme (Topside-Aufnahmen) die Messdaten der Bodenstationen (Bottomside-Aufnahmen), zum anderen werden die Messgrößen nicht wie bei Bodenstationen von der Atmosphäre beeinflusst. Beispielsweise wird der solare Röntgen-Flux von GOES-Satelliten gemessen. Der solare Flux bei 10,7 cm Wellenlänge hingegen wird von der Atmosphäre nicht verändert und täglich von Bodenstationen gemessen.

Die Messverfahren der Satelliten lassen sich in passive (nur Empfangssensoren) und aktive (Signalaussendung und -empfang) unterscheiden. Bei den aktiven Verfahren befinden sich Sender und Empfänger meist wie bei einem Radar räumlich nah beinander (im gleichen Satelliten), jedoch muss dem nicht zwangsläufig so sein. Beispiele hierfür sind das Radio-Okkultationsverfahren oder die GPS-gestützte Ionosphärentomographie, bei der Zweifrequenzmessungen genutzt werden, um den entlang des Signalweges integrierten Elektronengehalt (TEC, Total electron content) zu bestimmen.[20]

Einer der ersten Satelliten, der zur Untersuchung der Ionosphäre eingesetzt wurde, war neben dem 1958 gestarteten Explorer 1 der USA der im Jahr 1962 gestartete kanadische Satellit Alouette 1 (frz. Lerche). 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).

Einer der jüngsten Satelliten zur Ionosphärenforschung ist Demeter (Detection of Electro-Magnetic Emissions Transmitted from Earthquake Regions) aus dem Jahr 2004, den die französische CNES unter anderem zur Untersuchung der Möglichkeiten für Erdbebenvorhersagen entsendet hat.

Inkohärentes Scatter-Radar Bearbeiten

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Hiermit wird eine Technik bezeichnet, die erdgestützt Radarwellen gegen die 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 bedeutet hier phasenungleich[21] und bezieht sich 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.[2]

Derzeit existieren weltweit neun solcher Einrichtungen.[22]

Modelle Bearbeiten

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.[23]

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).

Ionosphärenanomalien Bearbeiten

Datei:Ionosphere-Thermosphere Processes.jpg

Ein Modell der Ionosphäre geht auf Grund seines vereinfachenden Charakters von einer strukturell homogenen Ionosphäre aus. In der Wirklichkeit ist diese aber chaotisch und weist nicht reguläre Ionisationsstrukturen auf. Ionosphärenanomalien sind 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 werden nun vorgestellt.[3]

Diurnal ionospheric current

Äquatorielle Besonderheit: Sonnenerzeugte, elektrische Ringströme auf der Tagseite der Ionosphäre (äquatorieller Elektrojet)

Die Tagesanomalie Bearbeiten

Das Maximum der Elektronendichte stimmt nicht mit dem Zeitpunkt des höchsten Sonnenstandes überein, sondern liegt in den frühen Nachmittagsstunden.

Die Nachtanomalie Bearbeiten

Die Ionisation kann während der Nachtstunden trotz mangelnder Sonneneinstrahlung noch weiter ansteigen.

Die Polaranomalie Bearbeiten

Über den Gebieten der Polarnacht ist eine F-Schicht trotz des langzeitigen Fehlens der Sonneneinstrahlung zu finden.

Die jahreszeitliche Anomalie Bearbeiten

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 (Tagundnachtgleichen) festzustellen.

Verantwortlich hierfür sind atmosphärische Vorgänge, die im Sommer zu einer Absenkung der Elektronendichte führen. Insbesondere scheint das Verhältnis O/O2 und O/N2 relevant zu sein, das den Aufbau und Verlust von Ionen in der F2-Schicht steuert. Ein sommerlicher Überschuss an O2 durch die globale atmosphärische Zirkulation wird als Ursache für eine Absenkung der Elektronendichte in dieser Jahreszeit gesehen.[7]

Die erdmagnetische Anomalie Bearbeiten

Datei:Fountain effect.jpg

Das Maximum der Elektronendichte liegt nicht über dem Äquator. Vielmehr bildet sich dort ein Streifen mit erniedrigter Ionisation. Sie wird vom sogenannten Fontäneneffekt am geomagnetischen Äquator hervorgerufen. Dieser bezeichnet den Effekt, dass durch das Zusammenwirken elektrischer und magnetischer Felder (ExB-Drift[24]) freie Elektronen der F-Schicht in größere 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.

Das ursächliche elektrische Feld entsteht durch thermosphärische Gezeitenwinde, die am Tage westwärts gerichtet sind und die vergleichsweise großen Ionen durch Stoßreibung mitreißen, Elektronen allerdings nur wenig. Da Feldlinien im elektrischen Feld in die Richtung der Kraft zeigen, die auf eine positive Probeladung wirkt, ist dieses ostwärts gerichtet. Im magnetischen Feld verlaufen die Feldlinien in der Umgebung eines Permanentmagneten vom Nord- zum Südpol, d. h. in unserem Fall südwärts. Gemäß der Drei-Finger-Regel wirkt die Lorentzkraft am Äquator aufwärts. Lesebeispiel der Drei-Finger-Regel: Mit Blick vom All aus auf den Äquator gilt: rechter Daumen nach links (technische Stromrichtung, d. h. Richtung der positiven Ladungen, hier der positiven Ionen), rechter Zeigefinger nach unten, rechter Mittelfinger zeigt zu uns (von der Erde weg).

Die D-Schicht-Winteranomalie Bearbeiten

Die D-Schicht-Winteranomalie wurde im Jahr 1937 von Edward Victor Appleton entdeckt[25] und beschreibt das Phänomen, dass oberhalb von 35° geographischer Breite (Berlin ~52,5°) an vielen Wintertagen die Absorptionsfähigkeit der D-Schicht wesentlich höher ist, als es der Einfallswinkel der Sonnenstrahlung begründen würde, oft sogar höher noch als an Sommertagen um die Mittagszeit.[26] Die Anomalie erreicht dabei typischerweise eine Ausdehnung von mehreren tausend Kilometern, weswegen [27] als Ursache eine meteorologische Komponente vermutet. Die genauen Ursachen sind jedoch bis heute nicht mit Sicherheit erschlossen.

Des Weiteren ist die Tag-zu-Tag-Varianz der Absorptionsfähigkeit im Winter wesentlich höher als im Sommer und scheint sich mit zunehmender geographischer Breite zu verstärken, jedoch wird dieser Trend zu den Polen hin von anderen Ionisationseinflüssen überlagert. Obwohl nicht von solaren Sondereffekten beeinflusst, kann die Absorption innerhalb von zwei Tagen um den Faktor 5 steigen, im Mittel sind allerdings ca. 80 % Dämpfungszunahme wahrscheinlich.[27]

Ionosphärenstörungen Bearbeiten

Datei:Polarlicht 2.jpg
Datei:Structure of the magnetosphere.svg

Als Ionosphärenstörungen bezeichnet man alle spontan auftretenden Unregelmäßigkeiten im Aufbau der Ionosphäre. Die Ursache einer Ionosphärenstörung ist meist direkt oder indirekt in der solaren Strahlungsaktivität zu finden, jedoch können auch Meteoriten ihre Ionisation beeinflussen. Zu den direkten Faktoren zählen eine erhöhte solare Ultraviolett-, Röntgen- und/oder Teilchenstrahlung (Korpuskularstrahlung) aufgrund einer gestört gesteigerten Sonnenaktivität, zu den indirekten zählen atmosphärisch-elektromagnetische Vorgänge, die auch bei einer ungestörten Sonne auftreten können.

Ionosphärenstörungen sind nur von kurzzeitiger Natur und können von einigen Minuten bis zu mehreren Tagen andauern. Die bekannteste und wohl auch ästhetisch wertvollste Ausprägung einer Ionosphärenstörung ist die Aurora, das Polarlicht, die durch energiereiche Sonnenwindpartikel ausgelöst wird. Dagegen ist die von ihr ausgelöste Beeinträchtigung des globalen Kurzwellenfunkverkehrs unerwünscht.

Ionosphärenstörungen sollten nicht mit Ionosphärenanomalien verwechselt werden. Letztere erfolgen nicht spontan, sondern unterliegen einer Regelmäßigkeit und beschreiben Abweichungen vom erwarteten allgemeinen Verhalten der Ionosphäre.

Ionosphärenstörungen durch Strahlungsausbrüche Bearbeiten

Datei:Mass eject.png
Datei:FlareNPS.gif

Entstehung Bearbeiten

Die Ionosphäre existiert aufgrund 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. Hierbei kommt es oft zum Auswurf von Teilchen in Form von Plasma, was als Koronaler Massenauswurf bezeichnet wird.

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.

Ausprägungen Bearbeiten

Übersicht der Ionosphärenstörungen[28]
Ereignis Ankunftszeit nach Flare typische Dauer Strahlungsart Auswirkungen
Sudden Ionospheric Disturbance (SID) 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
Ionosphärensturm 20 − 40 Stunden 2 − 5 Tage schwachenergetische Protonen und Elektronen Zunahme der D-Schicht-Absorption, Abfall der F2 MUF, Auroras, Sporadic-E

Elektromagnetische Strahlung: Sudden Ionospheric Disturbance (SID) Bearbeiten

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.[29] Eine erhöhte Ionisation und damit ein erhöhter Ionisationsgradient verbessert diese Reflexionseigenschaft. Die plötzliche Zunahme der Signalstärke von Längstwellensendern wird als Indikator für SIDs eingesetzt.[30]

Datei:Polar Cap Absorption.png

Teilchenstrahlung: Polar Cap Absorption (PCA) Bearbeiten

Verbunden mit solaren Flares werden hochenergetische Protonen (~10 Mill. eV[31]) 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[32] nur von bis zu 5 – 6 Stunden.

Weitere Ionosphärenstörungen Bearbeiten

Datei:SpreadF-NPS.gif

Wie bereits angesprochen sind nicht alle Störungen der Ionosphäre auf solare Strahlungsausbrüche zurückzuführen. Ein solches Beispiel ist das so genannte äquatoriale Spread-F (englisch: Equatorial Spread-F), eine Ungleichverteilung der Elektronendichte der F-Schicht im Äquatorialbereich. Die Ursache hierfür sind elektrische Ströme in der Ionosphäre in Folge von Rotationsdifferenzen zwischen freien Elektronen und Ionen, da letztere einer mechanischen Reibung unterworfen sind, erstere jedoch nicht.[24] Diese nicht sonneninduzierten Ereignisse werden in zwei Typen unterschieden und zwar hinsichtlich der räumlichen Struktur der Störungen. Nach [28] sind dies transiente Phänomene (Transient Phenomena) und wandernde ionosphärische Störungen (Travelling Ionic Disturbances, TIDs).

Wie ihr Name andeutet sind die transienten Phänomene nur von kurzlebiger, flüchtiger Natur. Des Weiteren traten sie lokal in wolkenförmiger Ausprägung auf und bewegen sich horizontal, also höhengleich, durch die Ionosphäre. Zu diesem Typ zählen beispielsweise sporadische E-Ereignisse und Equatorial Spread-F.

Im Gegensatz hierzu sind TIDs wellenartige Schwankungen der Elektronendichte mit einer Frontbreite bis zu mehreren hundert Kilometern. Sie können von wenigen Minuten bis hin zu mehreren Stunden dauern und äußern sich in starken Schwankungen der Reflexionshöhe und der MUF. Auf die Kurzwellenausbreitung wirken sich diese TID-Effekte nicht ernsthaft aus. Die größten TIDs beginnen im Bereich der Polarlichter und breiten sich zum Äquator hin aus. Gewitter können kleinere TID-Fronten verursachen, die ungefähr 200 Kilometer wandern bevor sie sich zerstreuen.[28]

Die sporadische E-Schicht (ES) Bearbeiten

Datei:SporadicE-NPS.gif

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.

Normalerweise passieren Funksignale oberhalb der normalen Grenzfrequenz der E-Schicht diese. Während eines sporadischen E-Ereignisses werden die Signale entweder ganz oder teilweise in der E-Schicht gebrochen, was Weitbereichsverbindungen verschlechtert, aber für besseren Empfang innerhalb der Erstsprungzone bzw. Toten Zone führt.

Es existieren mehrere Theorien über die Entstehung der ES-Schicht, jedoch ist sie bis heute nicht völlig aufgeklärt.

Ionosphärenstürme Bearbeiten

Im Verlauf von Ionosphärenstürmen kann es sowohl zu einer anormalen Zu- als auch Abnahme der Elektronendichte kommen. Der erstere Fall wird als positiver Ionosphärensturm, der letztere als negativer Ionosphärensturm bezeichnet.

Ionosphärenstürme können solare oder terrestrische Ursachen haben. Beispielsweise kann eine erhöhte Teilchenstrahlung der Sonne die Elektronendichte verringern: 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.

Ionosphärenstürme können auch atmosphärische Ursachen haben: Heute geht man davon aus, dass Zunahmen der Elektronendichte häufig auf thermosphärische Winde zurückzuführen sind, während Abnahmen im wesentlichen durch Änderungen in der Neutralgaszusammensetzung hervorgerufen werden, z. B. durch Abnahme von elemantarem Sauerstoff und der daraus verringerten Ionenproduktionsrate.[21]

Wissenschaftliche Forschung Bearbeiten

Datei:Arecibo Observatory Aerial.jpg

Arecibo-Observatorium Bearbeiten

Das durch einige Kinofilme (GoldenEye, Contact) bekannte 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, könnte es 2011 stillgelegt werden.[33]

MARSIS Bearbeiten

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.[34] 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.[35]

EISCAT Bearbeiten

Datei:EISCAT Svalbard Radar.jpg

Der European Incoherent Scatter (EISCAT) ist ein Forschungsradar, das die Ionosphäre mit Mikrowellenstrahlung nach dem Funktionsprinzip des inkohärenten Scatter-Radars untersucht.

HAARP / Sura Bearbeiten

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.

SHARE Bearbeiten

Das Southern Hemisphere Auroral Radar Experiment (SHARE) ist ein Forschungsprojekt in der Antarktis, bei dem die elektrischen Felder der Iono- und Magnetosphäre beobachtet werden.

Geschichtliches Bearbeiten

Datei:Guglielmo Marconi.jpg
Datei:Oheaviside.jpg
  • 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 kürzer als 200 m).[36] Diese Frequenzen wurden von der Regierung als nutzlos angesehen. Diese Entscheidung führte im Jahre 1923 zur Entdeckung der ionosphärischen HF-Radiowellenausbreitung.
  • 1926: Der Physiker Merle Antony Tuve entwickelt eine Methode zur Erforschung der Ionosphäre mit Radiowellen.[38]
  • 1932: Sydney Chapman leitet eine Verteilungsfunktion der Ionisation in der Ionosphäre unter der Annahme monochromatischer ionisierender Strahlung der Sonne ab.
  • 1932: Lloyd Viel Berkner misst als erster die Höhe und Dichte der Ionosphäre, was das erste komplette Modell der Kurzwellenausbreitung ermöglichte.[39] Er entdeckt hierbei die F1-Schicht.[40]
  • 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.[42] Im Jahr 2003 erhält er den Nobelpreis für seine Pionierleistungen im Bereich der Supraleiter.
  • 1946: Am 10. Januar gelingt John Hibbett DeWitt zusammen mit seiner Forschungsgruppe im Rahmen des Project Diana der Nachweis, dass Funkwellen die Ionosphäre durchdringen können. Er nutzt hierzu den Mond als Reflektor und stellt somit die erste Erde-Mond-Erde-Verbindung her.
  • 1958: Im August und September 1958 führt die US Navy während der Operation Argus drei geheime Atombombentests in der Ionosphäre durch, um den Effekt des elektromagnetischen Impulses (EMP) auf Radio und Radar zu untersuchen.
  • 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.

Einzelnachweise Bearbeiten

  1. American Meteorological Society: Glossary of Meteorology [1]
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Heise, Stefan: Die Ionosphäre und Plasmasphäre der Erde, [2] [3]
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 Rothammel, Karl: Antennenbuch, 10. Auflage, Kapitel 2: Die Ausbreitung der elektromagnetischen Wellen
  4. Dr. W. Suttrop: Astrophysikalische Plasmen I, Seite 7 [4]
  5. Max-Planck-Institut für Aeronomie: Forschungs-Info (8/98), Seite 2 [5]
  6. E. Chvojková: Eigenschaften der ionosphärischen F-Schicht II [6]
  7. 7,0 7,1 S.J. Bauer: Physics and Chemistry in Space 6 - Physics of Planetary Ionospheres - Chapter IX: Observed Properties of Planetary Ionospheres, Springer-Verlag (1973)
  8. A. J. Foppiano, E. M. Ovalle, K. Bataille and M. Stepanova: Ionospheric evidence of the May 1960 earthquake over Concepción? [7]
  9. Friedemann T. Freund: Rocks That Crackle and Sparkle and Glow: Strange Pre-Earthquake Phenomena [8]
  10. Institut für Weltraumforschung, Österreichische Akademie der Wissenschaften: Jahresbericht 2007, Seite 7ff [9]
  11. Tom Bleier und Friedemann Freund: Earthquake Alarm [10]
  12. Hanns-Jochen Kaffsack, DPA: Wenn die Ionosphäre hustet [11]
  13. Zhu Rong, Yang Dong-mei, Jing Feng, Yang Jun-ying und Ouyang Xin-yan: Ionospheric perturbations before Pu’er earthquake observed on DEMETER [12]
  14. CNES: Ionosphere disturbances [13]
  15. UK Solar System Data Centre: Basic ionosonde theory [14]
  16. Moltrecht, Eckart K. W., DJ4UF: Amateurfunklehrgang für das Amateurfunkzeugnis Klasse E, [15]
  17. Beer, Tom: The Aerospace Environment, Seite 80 [16]
  18. UMass Lowell Center for Atmospheric Research: Ionosonde Station Map [17]
  19. Leibniz-Institut für Atmosphärenphysik, Abteilung Radar/Raketen: Allgemeines [18]
  20. C. Stolle*, S. Schlüter°, N. Jakowski°, Ch. Jacobi*, S. Heise°, A. Raabe*: Tomographie in der Ionosphäre unter Einbindung von GPS-Okkultationen [19]
  21. 21,0 21,1 Gerd W. Prölss: Physik des erdnahen Weltraums [20]
  22. URSI Incoherent Scatter Working Group: Incoherent Scatter Radars [21]
  23. IRI Workshops and Proceedings [22]
  24. 24,0 24,1 Tadanori Ondoh, Katsuhide Marubashi: Science of Space Environment [23]
  25. Appleton, E. V., Proc. R. Soc., A, 162, 451–479 (1937).
  26. W. J. G. Beynon, E. R. Williams, F. Arnold, D. Krankowsky, W. C. Bain & P. H. G. Dickinson: D-region rocket measurements in winter anomaly absorption conditions [24]
  27. 27,0 27,1 R.W. Knecht: The Distribution of Electrons in the Lower and Middle Ionosphere
  28. 28,0 28,1 28,2 Navy Postgraduate School: HF and Lower Frequency Radiation [25]
  29. J A Adcock (VK3ACA): Propagation of long Radio Waves [26] [27]
  30. The American Association of Variable Star Observers: Sudden Ionospheric Disturbances [28]
  31. Windows to the Universe: Polar Cap Absorption Events - Massive Short Wave Communications Blackouts [29]
  32. Kenneth Davies (US Department of Commerce, National Bureau of Standards): Ionospheric radio propagation (1965)
  33. Houston Chronicle: Huge observatory now needs to spot a rescuer [30]
  34. ESA: Results from Mars Express and Huygens: Mars Express radar reveals complex structure in ionosphere of Mars [31]
  35. ESA: Results from Mars Express and Huygens: Mars Express discovers new layer in Martian ionosphere [32]
  36. Text of 1912 Act, Fifteenth [33]
  37. Niels Klussmann, Arnim Malik: Lexikon der Luftfahrt, Seite 130 [34]
  38. National Academy of Sciences: Biographical Memoirs Vol. 70 [35]
  39. National Academy of Sciences: Biographical Memoirs Vol. 61 [36]
  40. Kertz, Walter: Biographisches Lexikon zur Geschichte der Geophysik [37]
  41. Virginia Tech, Department of Computer Science: The History of Computing: Maurice Vincent Wilkes [38]
  42. P.N. Lebedev Physical Institute, I.E.Tamm Theory Department: V.Ginzburg - Selected Scientific Papers [39]

Literatur Bearbeiten

  • Prölss, Gerd W.: Physik des erdnahen Weltraums, ISBN 3-540-40088-5, Springer-Verlag, 2. Auflage 2004, [40]
  • Rothammel, K.: Rothammels Antennenbuch, ISBN 3-440-07018-2, Verlag Franckh-Kosmos, 11. Auflage 1995, aktualisiert von Alois Krischke
  • Vogelsang, E.: Wellenausbreitung in der Funktechnik, ISBN 3-486-23731-4, Verlag R. Oldenbourg, 1979
  • Vogelsang, E.: Wellenausbreitung in der Nachrichtentechnik, ISBN 3-7723-7381-X, Verlag Franzis, 1984

Weblinks Bearbeiten

Die folgenden Weblinks sind englischsprachig.

Weiterführendes
Grundlagen der ionosphärischen Wellenausbreitung: Naval Postgraduate School: HF and Lower Frequency Radiation
Einführung ins Weltall-Wetter: Space Weather, A Research Perspective
Einführung zur Ionosphäre: Space Environment Center, Dave Anderson and Tim Fuller-Rowell: The Ionosphere (1999)
Aktuelle Daten
Aktuelles Weltall-Wetter: NOAA: Current Space Weather Conditions
Aktuelle Ionosphärendaten: SEC's Radio User's Page
Aktuelle 2D-Karte der Elektronendichte (TEC): NASA: Ionospheric and Atmospheric Remote Sensing
Aktuelle 3D-Ansicht der Elektronendichte (TEC) via Google Earth: NASA: 4D Ionosphere
Ionosphären-Modelle
Übersicht über Ionosphären-Modelle: NASA Space Physics Data Facility: Ionospheric Models index
Ionosphären-Kenngrößen
Übersicht aller Ionosphären-Parameter: Space Physics Interactive Data Resource: Ionospheric Vertical Incidence Parameters
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 Incoherent Scatter radar system
Millstone Hill incoherent scatter radar
Aktuelle Diagramme der Ionosphärensonde in Juliusruh
Multimedia
Commons-logo Commons: Ionosphäre – Bilder, Videos und Audiodateien
ar:أيونوسفير

bg:Йоносфера bs:Jonosfera ca:Ionosfera cs:Ionosféra da:Ionosfære el:Ιονόσφαιραeo:Jonosferofi:Ionosfäärigl:Ionosfera he:יונוספירה hr:Ionosfera id:Ionosfer it:Ionosferalt:Jonosfera lv:Jonosfēra mk:Јоносфера nl:Ionosfeer nn:Ionosfæren pl:Jonosfera pt:Ionosferask:Ionosféra sr:Јоносфера sv:Jonosfär th:ไอโอโนสเฟียร์ tr:İyonosfer uk:Іоносфера vi:Tầng điện li

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