Die Ionosphäre der Erde
Übersicht – Nachtzeit – Tageszeit – Sonnenaufgangs- und Sonnenuntergangseffekte –
Solar Flare – Blitze – Beispiel Daten
Überblick
Die Ionosphäre ist definiert als die Schicht der Erdatmosphäre, die durch solare und kosmische Strahlung ionisiert wird. Sie liegt 75-1000 km (46-621 Meilen) über der Erde. (Der Erdradius beträgt 6370 km, so dass die Dicke der Ionosphäre im Vergleich zur Größe der Erde recht gering ist). Aufgrund der hohen Energie der Sonne und der kosmischen Strahlung sind die Atome in diesem Bereich von einem oder mehreren ihrer Elektronen befreit oder „ionisiert“ worden und daher positiv geladen. Die ionisierten Elektronen verhalten sich wie freie Teilchen. Die obere Atmosphäre der Sonne, die Korona, ist sehr heiß und erzeugt einen konstanten Strom von Plasma sowie UV- und Röntgenstrahlen, die von der Sonne ausströmen und die Ionosphäre der Erde beeinflussen oder ionisieren. Nur die Hälfte der Ionosphäre der Erde wird zu jeder Zeit von der Sonne ionisiert.
Während der Nacht, ohne Störung durch die Sonne, ionisieren kosmische Strahlen die Ionosphäre, wenn auch nicht annähernd so stark wie die Sonne. Diese hochenergetischen Strahlen stammen aus Quellen in unserer eigenen Galaxie und dem Universum – rotierende Neutronensterne, Supernovae, Radiogalaxien, Quasare und Schwarze Löcher. Daher ist die Ionosphäre nachts viel weniger aufgeladen, weshalb viele ionosphärische Effekte nachts leichter zu erkennen sind – es braucht eine geringere Veränderung, um sie zu bemerken.
Die Ionosphäre ist für uns von großer Bedeutung, weil sie unter anderem die Funkausbreitung zu weit entfernten Orten auf der Erde und zwischen Satelliten und der Erde beeinflusst. Für die sehr niederfrequenten (VLF) Wellen, die die Weltraumwettermonitore aufspüren, bilden die Ionosphäre und der Boden einen „Wellenleiter“, durch den Funksignale abprallen und sich ihren Weg um die gekrümmte Erde bahnen können:
Die Ionosphäre der Erde und der Boden bilden einen „Wellenleiter“, durch den
VLF-Funksignale sich ausbreiten oder um die Erde „abprallen“ können.
Bild mit freundlicher Genehmigung von Morris Cohen, Stanford University
Die Ionosphäre besteht aus drei Hauptteilen, die aus obskuren historischen Gründen benannt wurden: die D, E und F Regionen. Die Elektronendichte ist in der oberen, der F-Region, am höchsten. Die F-Region existiert sowohl bei Tag als auch bei Nacht. Tagsüber wird sie durch die Sonnenstrahlung ionisiert, nachts durch die kosmische Strahlung. Die D-Region verschwindet in der Nacht im Vergleich zur Tageszeit, und die E-Region wird geschwächt.
Die Erdatmosphäre und Ionosphäre
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Nachts
Während der Nacht (Bild unten, rechte Seite), hat die Ionosphäre nur die F- und E-Schichten. Eine VLF-Welle von einem Sender wird an den Ionen der E-Schicht reflektiert und prallt zurück.
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Tag
Während des Tages (Bild oben, linke Seite) erhöht das Röntgen- und UV-Licht der Sonne die Ionisierung der Ionosphäre, wodurch die D-Schicht entsteht, die E-Schicht verstärkt wird und die F-Region in zwei Schichten aufgeteilt wird. Die D-Schicht ist normalerweise nicht dicht genug, um die Radiowellen zu reflektieren. Die E-Schicht hingegen schon, so dass die VLF-Signale durch die D-Schicht gehen, an der E-Schicht abprallen und durch die D-Schicht zurück zum Boden gelangen. Die Signale verlieren beim Durchdringen der D-Schicht an Energie, so dass Radiosender tagsüber schwächere Signale vom Sender empfangen. Wenn eine Sonneneruption auftritt, wird sogar die D-Schicht ionisiert, so dass Signale von ihr abprallen können.
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Sonnenaufgangs- und Sonnenuntergangseffekte
Die Reflexionshöhe für VLF-Wellen ändert sich von etwa 70 km am Tag auf etwa 85 km in der Nacht (44-53 Meilen). Bei Sonnenaufgang trifft das Sonnenlicht vor dem Boden auf die Ionosphäre, und bei Sonnenuntergang trifft das Licht weiterhin auf die Ionosphäre, nachdem die Sonne über dem Boden untergegangen ist. Die Zeit, die die Sonne benötigt, um die Ionosphäre zu ionisieren, sobald sie auf sie trifft, ist praktisch augenblicklich.
Das Signal, das Ihr SID-Monitor bei Sonnenaufgang und Sonnenuntergang aufnimmt, ist also im Grunde der Effekt der VLF-Wellen, die von der Ionosphäre entlang des gesamten Weges vom Sender zum Empfänger abprallen, was mehrere tausend Meilen betragen kann. Das heißt, der Monitor nimmt diesen Prozess der Veränderung der Bedingungen auf, wenn das Sonnenlicht den Weg zwischen Sender und Empfänger überstreicht. Die Länge des Effekts ist abhängig vom Längsabstand zwischen den beiden Standorten (weil der Sonnenaufgang/Sonnenuntergang länger braucht, um den Pfad zu überstreichen). Wenn Sie also hauptsächlich Nord/Süd-Pfade zwischen Sender und Empfänger betrachten, zeigen die Daten eine gut definierte „Tageszeit“ und eine gut definierte Nachtzeit, mit einem ziemlich schnellen Übergang. Bei Pfaden, die in der Länge weit auseinander liegen, dauert der Sonnenaufgangs-/Untergangseffekt jedoch viel länger und weist nicht so schnelle Wechsel auf. Der Breitengrad trägt ebenfalls dazu bei, da die äquatoriale Tageszeit gleich lang ist, aber die Tageszeiten in den höheren Breitengraden stark saisonabhängig sind.
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Solar Flare
Solar Flares, aufgenommen mit dem TRACE-Satelliten.
Foto mit freundlicher Genehmigung der NASA.
Wenn eine Sonneneruption auftritt, erhöht die Röntgenenergie des Flares die Ionisierung aller Schichten, einschließlich der D. Dadurch wird D nun stark genug, um die Radiowellen in einer geringeren Höhe zu reflektieren. Während einer Sonneneruption legen die Wellen also eine geringere Strecke zurück (sie prallen an D statt an E oder F ab). Die Signalstärke nimmt normalerweise zu, weil die Wellen beim Durchdringen der D-Schicht keine Energie verlieren. Allerdings kann die VLF-Wellenstärke während einer Flare entweder zunehmen oder abnehmen. Die Signalstärke kann abnehmen, denn je tiefer die Wellen reflektieren, desto mehr Kollisionen oder Interferenzen von Wellen gibt es aufgrund der dickeren Atmosphäre. Diese Wellenkollisionen können zu destruktiven Interferenzen führen, wie im folgenden Diagramm zu sehen ist:
Bild von New Worlds, http://newworlds.colorado.edu/starshade/
In der Tat sind Kollisionen nahe der Reflexionshöhe der primäre Dämpfungsmechanismus der VLF-Wellen. Allerdings gibt es noch andere Faktoren, so dass nicht alle Störungen zu einer Dämpfung führen. Sobald die Röntgenstrahlen enden, endet die plötzliche Ionosphärenstörung (SID), da die Elektronen in der D-Region schnell rekombinieren und die Signalstärken auf den Normalwert zurückkehren.
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Blitze
Während des Tages überwältigt die Ionisation der Sonne im Allgemeinen jegliche Auswirkungen von Blitzen. In der Nacht jedoch können Gewitter die Ionosphäre ionisieren und so den Ort verändern, an dem die Funkwellen abprallen.
Foto aus der NOAA Photo Library.
Wenn Sie nachts viele „Wackler“ in Ihren Daten sehen, reagieren die Funkwellen wahrscheinlich auf ein Gewitter irgendwo zwischen Ihrem Standort und dem Sender. Indem Sie die Wetterberichte überprüfen und Ihre Daten mit Daten von anderen Standorten vergleichen, können Sie manchmal herausfinden, wo diese Gewitter waren!
Stormy Night of SID Data
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Beispieldaten
Betrachten Sie SID-Monitor-Beispieldaten von WSO in Palo Alto, Kalifornien, USA. Überwachung des Senders NAA in Cutler, Maine, USA
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