Ionosphäre

Elektronendichte und Ionenzusammensetzung in den oberen Ionosphärenschichten

Die Ionosphäre (von altgr. ἰών bzw. ἰόν ión, „gehend“ und gr. σφαίρα, sfära „Kugel“) ist jener Teil der Atmosphäre eines Himmelskörpers, der große 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). Die Reichweite der Strahlung bestimmt den Übergang zur Neutrosphäre.

Die Ionosphäre der Erde erlangt ihre praktische Bedeutung für den weltweiten Funkverkehr, weil sie Kurzwellen reflektiert und damit weltweite Verbindungen ermöglicht.

Sie beginnt oberhalb der Mesosphäre in einer Höhe von ungefähr 80 km, erreicht ihre größte Elektronendichte um 300 km und geht letztlich in den interplanetaren Raum über.^[1] Als Grenze zwischen Ionosphäre und Plasmasphäre kann die Übergangshöhe zwischen O⁺ und H⁺ in einer Höhe von 1000 km betrachtet werden.^[2] Dort erhöht sich die Skalenhöhe, mit der die Teilchendichte exponentiell abnimmt. Die Ionosphäre liegt somit größtenteils innerhalb der mit Blick auf Neutralteilchen definierten Thermosphäre.

Entstehung der Ionosphäre

Die Ionosphäre entsteht durch Absorption ionisierender solarer Strahlung, vor allem durch energiereiche elektromagnetische Wellen Ultraviolett- und Röntgenstrahlung) aber auch durch Teilchenstrahlung (Korpuskularstrahlung) hauptsächlich Elektronen und Protonen. Jedoch leisten die kosmische Hintergrundstrahlung und Meteoritenströme, die pausenlos in der Erdatmosphäre verglühen, ebenfalls einen gewissen Beitrag zur Ionisation. Durch die solare Strahlung werden Valenzelektronen von den Atomen gelöst: Es entstehen positive Ionen und freie Elektronen und somit ein elektrisch leitender Bereich der Atmosphäre. Ein (zumindest teilweise) ionisiertes Gas wird auch als Plasma bezeichnet.

Auf ihrem Weg nach unten wird die solare Ultraviolett- und Röntgenstrahlung mehr und mehr absorbiert. In großen Höhen (Exosphäre) ist die Strahlung am energiereichsten, trifft jedoch nur auf wenige ionisierbare Gasmoleküle. Je dichter die Atmosphäre nach unten wird, desto größer ist zunächst die örtliche Ionisation. Durch die Absorption sinkt jedoch die Strahlungsintensität. Auch verringert sich durch die Zunahme der atmosphärischen Dichte die mittlere freie Weglänge der Gasteilchen, was zu einer beschleunigten Wiedervereinigung von Elektronen und positiven Ionen führt (Rekombination). Das Gleichgewicht zwischen Ionisation und Rekombination bestimmt die örtliche Elektronendichte. Das beschreibt in einfachster Form Sidney Chapman´s Theorie. Weil aber die molekulare Zusammensetzung von der Höhe abhängt und sowohl die zur Ionisation erforderliche Energie als auch die möglichen Rekombinationsprozesse von der Art des Neutralgases, bilden sich zwischen Exosphäre und unterer Ionosphäre bei Tag meist drei Maxima der Ionisation (D-, E- und F-Region) aus.

Die Höhe dieser Schichten hängt von der Dichte-Verteilung der (überwiegenden) Neutralen ab, aber auch vom höhenabhängigen Auftreten der verschiedenen Atom- und Molekülarten. Die Intensität der solaren Strahlung beeinflusst nur die lokale Dichte der Elektronen, nicht die Höhe der Maxima der Elektronendichte.

Der Grad der Ionisation hängt primär von der solaren Strahlungs-Intensität ab, aber auch von den Rekombinations- und Anlagerungsprozessen. Folglich gibt es eine diurnale (tägliche), einen saisonale (jahreszeitliche) und eine geographische (örtliche) Abhängigkeit. In der F-Region sind die Verhältnisse komplizierter, weshalb man mit empirischen Ionisations-Karten arbeitet. Eine wichtige Rolle spielt auch die Sonnenaktivität im elfjährigen Sonnenfleckenzyklus, gelegentlich auch Ereignisse wie Sonnenstürme.

Die Ionosphärenschichten

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

Ionisationsmaxima werden der Energieabsorption durch bestimmte Gasteilchenarten zugeordnet. Über 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. Die Absorption der Strahlung, die eine bestimmtes Gas ionisiert, geschieht bevorzugt dort, wo dieses hoch konzentriert vorliegt.

Elektronendichte innerhalb der Ionosphäre auf der Tagseite der Erde mit den Ionisationsmaxima der D-, E- und F-Schicht

Die D-Schicht

Die D-Schicht ist die der Erde am nächsten gelegene Schicht und existiert nur am Tage in einem Höhenbereich zwischen 70 und 90 km. Ionisation findet durch Strahlung der Lyman-Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): \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.

Wegen der dort hohen Luftdichte ist einerseits die Rekombination groß, weswegen sich die Schicht bei Sonnenuntergang binnen weniger Minuten nahezu auflöst, andererseits ist die Kollisionsfrequenz zwischen Elektronen und anderen Teilchen während des Tages sehr hoch (ca. 10 Millionen Kollisionen pro Sekunde). Dies bedeutet für Radiowellen eine starke Dämpfung, die mit wachsender Wellenlänge zunimmt. Im Fernverkehr verhindert dies eine Nutzung der Raumwelle auf Funkfrequenzen kleiner als etwa 10 MHz (ionosphärischer Wellenleiter).

Die E-Schicht

Die E-Schicht ist die mittlere Ionosphärenschicht, die sich in einer Höhe zwischen 90 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, sodass nur 0,1% der vorhandenen Atome ionisiert sind.^[3]

Die E-Schicht bildet sich auf der Tagseite der Erde aus, erreicht ihr Ionisationsmaximum in der Mittagszeit und verschwindet 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 in einer nur wenige km dicken Schicht, die als sporadische E-Schicht bezeichnet wird.

Für Kurzwellen ist Spiegelung an der E-Schicht höchstens im Nahverkehr interessant, da ihre kritische Frequenz 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

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 ist eine breite Region mit maximaler Ionisation von bis zu einer Million freier Elektronen je cm³.^[3]

In der F-Schicht finden Elektronenstöße größtenteils elastisch (berührungslos) mit positiven Ionen statt, was als Coulomb-Stoß bezeichnet wird. Dahingegen überwiegen in den dichteren D- und E-Schichten unelastische Stöße von Elektronen mit dem Neutralgas. [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 wegen der großen mittleren freien Weglänge nur sehr langsam rekombinieren. Am Tage zeigt sich im Profil der F-Schicht häufig eine Verformung. die sogenannte F₁-Schicht, der Gipfel des Profils liegt aber in der F₂-Schicht. Die F₁-Schicht ist der Ort größter Ionenproduktion, die ohne Sonneneinstrahlung stark zurückgeht. Die stärkste Ionenkonzentration dagegen findet sich jedoch in der F₂-Schicht aufgrund der dort schwächeren Rekombination.^[6] Die F₁-Schicht, die nur bei Tag erscheint, befindet sich in einem photochemischen Gleichgewicht, in dem die Verluste durch schnell verlaufende Rekombination geschehen. Dahingegen ist der vorwiegende Verlustprozess in der F₂-Schicht mit der Umwandlung von O⁺-Ionen in NO⁺- und O₂⁺-Ionen verknüpft. Dieser Verlustprozess verläuft langsamer.^[7] Im Sommer liegt der Gipfel der F₂-Schicht höher als im Winter. Für Kurzwellen ist sie die wichtigste Schicht, weil Funkverkehr über 3500 km nur durch wiederholte Reflexion an dieser Schicht zustande kommt.

Die F-Schicht wird auch als Appleton-Schicht bezeichnet. Die Bezeichnung geht zurück auf Edward Victor Appleton, der 1924 die Existenz der Kennelly-Heaviside-Schicht nachweisen konnte (siehe auch Geschichtliches).

Nutzung der Ionosphäre

Bodenwelle und eine an der Ionosphäre reflektierte Raumwelle (mit Multi-Hop)

Funkwellen

Elektromagnetische Wellen, insbesondere im Bereich der Radiowellen, regen die freien Elektronen der Ionosphäre zum Mitschwingen an. Mit einer Phasenverschiebung strahlen diese als Dipolstrahler mit gleicher Frequenz, aber nach oben zunehmender Wellenlänge. Es kommt zu einer Brechung weg vom Lot: Die Ionosphäre ist nämlich (anders als in der Optik üblich) ein optisch dünneres Medium mit Phasengeschwindigkeit > c, also Brechungsindex < 1, bei geringer Dämpfung. Mit dem Anstieg der Elektronendichte wird die Strahlrichtung immer flacher, bis der Brechungsindex für diesen Einfallswinkel und diese Wellenlänge zu gering wird. Das Snelliussche Brechungsgesetz ergibt dann für den Winkel im dünneren Medium einen imaginären Wert, was bedeutet, dass die Wellenfronten vertikal stehen und ihre Feldstärke nach oben hin abklingt (evaneszente Welle). Der Strahl kehrt um, es gibt Totalreflexion. Dabei ist im Ergebnis der Austrittswinkel gleich dem Eintrittswinkel. Je steiler der Einfall (oder je höher die Frequenz), umso tiefer dringt die Radiowelle in die ionisierte Schicht ein. Wenn bei der maximalen Elektronendichte die Ausbreitungsrichtung im Medium noch nicht horizontal ist, wird diese Richtung jenseits des Ionisations-Maximums wieder steiler, bis die Welle nach oben aus der Schicht austritt, symmetrisch zum einfallenden Strahl. Selbst im GHz-Bereich macht sich ein Brechungseinfluss noch störend bemerkbar, siehe Messfehler bei der Satellitennavigation.

Für praxisnahe Aspekte der Reflexion siehe Kurzwelle.

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

Erdbebenvorhersage

Es wird vermutet, dass es während und auch vor Erdbeben zu Auswirkungen in der Ionosphäre kommt. Als mögliche Ursachen werden chemische, akustische und elektromagnetische Mechanismen diskutiert. Z. B. wird die Freisetzung von Ladungsträgern aus oxidischen Mineralien durch tektonischen Spannungen angeführt,^[8] aber auch Effekte wie die Anregung von atmosphärischen Schwerewellen durch Ausgasungen (Abb. 12 in).^[9] Auch wenn die Ionosphäre seit längerem vom Boden aus^[10] und mit Satelliten^[9][11] überwacht wird, ist eine Kopplung derzeit nicht als nachhaltig nachgewiesen anzusehen.

Satelliten, die dieses Phänomen näher untersuchen, sind Demeter (Detection of Electro-Magnetic Emissions Transmitted from Earthquake Regions) der französischen Weltraumorganisation CNES aus dem Jahr 2004^[12][13] und der 2006 gestartete russische Kompas 2.

Kenngrößen der Ionosphäre

Kenngrößen

Die nachfolgend vorgestellten Größen lassen sich in lokale physikalische Größen und Kenngrößen der Schichten unterscheiden. [Letztere sind der Messung von außen direkt zugänglich und für Anwendungen meist ausreichend.] Die praktische Anwendung der Definitionen ist im URSI Handbook^[14] erläutert.

Plasmafrequenz

Für Anwendungen im Zusammenhang mit elektromagnetischen Wellen ist die Plasmafrequenz eine zentrale Größe. Sie gibt an, bis herab zu welchen Frequenzen die Wellen sich im Plasma ausbreiten. Die Plasmafrequenz hängt hauptsächlich von der Anzahldichte $ n_{e} $ der Elektronen ab, da diese dem Wechselfeld leichter folgen als die trägen Ionen. Unter Vernachlässigung der Ionen beträgt die Plasmafrequenz

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

Darin sind e und m_e die Ladung bzw. Masse des Elektrons und Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\epsilon}_0 die Permittivität des Vakuums. Setzt man diese Konstanten ein, so ergibt sich

Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): f_\mathrm{p} = 8{,}978\,\mathrm{Hz} \cdot \sqrt{n_\mathrm{e}/\mathrm{m}^{-3}}

Die Plasmafrequenz ist in der Troposphäre null und kann in der Ionosphäre Werte bis zu 20 MHz annehmen.

Eine ähnliche Größe ist die vom Magnetfeld abhängige Gyrationsfrequenz. Abgesehen von Sonnenstürmen ist das Magnetfeld das irdische und die Gyrofrequenz nahe bei 1 MHz.

Phasengeschwindigkeit

Die Phasengeschwindigkeit für elektromagnetische Wellen in einem Plasma hängt von der Elektronendichte N_e und der Frequenz f durch folgende Beziehung ab:^[2]

Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): v_p=\frac{c}{1 - k_p \cdot \frac{n_e}{f^2}}

mit dem konstanten Faktor k_p = 40,3 m³s⁻².

Fällt eine Welle schräg (im Bild von links unten) in die Ionosphäre ein, so nehmen Phasengeschwindigkeit und Wellenlänge mit der Elektronendichte zu, weshalb die Wellenfronten sich immer stärker neigen, die Ausbreitungsrichtung nähert sich der Horizontalen. Bei ausreichend hoher Elektronendichte erreicht sie diese, was Totalreflexion bedeutet. Je flacher der Auftreffwinkel umso geringer ist die zur Totalreflexion erforderliche Richtungsänderung. Für eine hohe Sendefrequenz werden deshalb nur die flach abgehenden Strahlen reflektiert, die steileren durchdringen die Schicht, d. h., sie können also nicht am Boden empfangen werden. Dadurch entsteht dann um den Sender herum eine tote Zone. In dieser ist kein Empfang möglich, wohl aber in größerer Entfernung. Der Begriff "Reichweite" verliert hier seinen Sinn.

Kritische Frequenz

Die kritische Frequenz ist jene, für die bei senkrechtem Einfall gerade noch Totalreflexion auftritt (Wellen höherer Frequenz durchdringen die Schicht). Es ist die Plasmafrequenz im Maximum des Elektronendichteprofils. Für eine schräg auffallende Welle ist die entsprechende Grenzfrequenz, die Maximum Usable Frequency, (abgekürzt MUF) höher als die kritische, umso mehr, je flacher der Einfall erfolgt.

Die maximal nutzbare Frequenz (MUF)

Das Frequenznutzungsfenster für Funkwellen liegt zwischen der LUF und MUF. Tritt, als Folge eines Ausbruchs kurzwelliger Strahlung auf der Sonne (Solar flare) ein so genannter Short-wave Fade (out) auf, so schließt sich das Fenster für kurze Zeit.

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 wie folgt bestimmt werden:^[15][16]

$ 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 Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): \alpha = Abstrahlwinkel der Welle relativ zum Horizont, Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): \phi = Eintreffwinkel relativ zum Lot, $ d $ = Entfernung zwischen Sende- und Empfangsort, Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): h_{virt} = virtuelle Höhe der Reflexion.

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 und der Häufigkeit der Zusammenstöße in den dämpfenden unteren Ionosphärenschichten und ist allgemein mittags am höchsten.

Die virtuelle Höhe der Reflexion

Auswirkung unterschiedlicher Abstrahlwinkel: Ein flacherer vergrößert die Sprungweite, kann aber die Reflexionshöhe senken.

Aufgrund der kontinuierlichen Brechung der Funkwellen in der Ionosphäre 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: Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): h_{virt} = \overline{PE} Reale Höhe: Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): h_{real} = \overline{PB} = h + z_0 Sprungweite: Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): d = \overline{TR}

Zusammenhang zwischen virtueller und realer Reflexionshöhe

Rahmenwerte: Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): \phi \le \phi_{max} \approx 74^\circ $ h_{F_{2}}\approx 300~\mathrm {km} $ Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): d \le 4000~\mathrm{km}

Schumann-Resonanzen

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

Ionosonden

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.

Ionogramme heißen die Aufzeichnungen der Laufzeit der an der Ionosphäre reflektierten Hochfrequenzsignale über der Frequenz. Für deren Auswertung gibt es seit dem Internationalen Geophysikalischen Jahr international akzeptierte Regeln.^[17]

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

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

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

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 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). Das Meßprogramm der beiden deutsch-amerikanischen Aeros-Satelliten entstand in Zusammenhang mit dem internationalen Projekt International Reference Ionosphere^[21] und hat wichtige Beiträge dazu geleistet.

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

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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^[22] 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.^[23]

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).^[21] 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.^[24] Dieses Modell ist seit 1999 Welt-Standard für die terrestrische Ionosphäre.

Weitere Modelle^[25] fokussieren auf bestimmte Ionosphärenparameter wie Elektronendichte, maximale Elektronendichte in der F₂-Schicht, Elektronentemperatur und -drift und Stärke des elektrischen Feldes (siehe auch Weblinks). Neben weltweiten werden auch regionale Modelle verwendet um geographische Details genauer zu beschreiben.

Ionosphärenanomalien

Veranschaulichung einiger Prozesse, die den Zustand der Ionosphäre beeinflussen.

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]

Tagesanomalie

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

Nachtanomalie

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

Polaranomalie

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

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 (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

Der Fontäneneffekt verdrängt Elektronen.

Das Maximum der Elektronendichte liegt nicht über dem Äquator. Vielmehr bildet sich dort ein Streifen mit erniedrigter Ionisation. Der sogenannte Fontäneneffekt am wahren magnetischen Äquator entsteht dort, weil durch ein Zusammenwirken elektrischer und magnetischer Felder (ExB-Drift^[26]) die freien Elektronen der F-Schicht in größere Höhen gedrückt werden, von wo sie dann entlang der nord-südlich verlaufenden magnetischen Feldlinien nach Norden bzw. Süden verschoben werden. Dadurch wird beiderseits des magnetischen Äquators die Elektronendichte erhöht. Die erdmagnetische Anomalie wird auch als äquatoriale 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 (ionosphärische Dynamoschicht). 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

Die D-Schicht-Winteranomalie wurde im Jahr 1937 von Edward Victor Appleton entdeckt^[27] 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.^[28] Die Anomalie erreicht dabei typischerweise eine Ausdehnung von mehreren tausend Kilometern, weswegen als Ursache eine meteorologische Komponente vermutet wird.^[29] 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.^[29]

Ionosphärenstörungen

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

Die Ausbreitungsbedingungen bei einem Flare (rote Strahlen) verglichen mit denen einer normalen, ruhigen Ionosphäre (blauer Strahl): Die Elektronendichte ist in allen Schichten erhöht. Dies führt zu erhöhter Dämpfung in der D-Schicht (mattes Rot) bis hin zum totalen Signalverlust oder ungewöhnlicher Brechung an der E-Schicht.

Die Ionosphäre entsteht durch von der Sonne ausgesandte Strahlungen verschiedener Art, geladene Teilchen (auch Korpuskeln genannt) oder Lichtwellen, und wirken sich direkt auf ihren Zustand aus. Eine sehr intensive Störung kurzer Dauer tritt als Folge einer Eruption auf der Sonnenoberfläche auf, die als Flare bezeichnet wird (englisch: flare = helles, flackerndes Licht). Auf der Sonne betrifft der Lichtausbruch nur eine sehr kleine Fläche in den häufig besonders strahlungsaktiven Randgebieten von Sonnenflecken (sogenannte Fackelgebiete). Hierbei kommt es oft auch zum Auswurf von geladenen Teilchen, was als koronaler Massenauswurf bezeichnet wird.

Ausbrüche von geladenen Teichen reisen als Plasma-Wolke von der Sonne zur Erde, wo sie durch das Magnetfeld der Erde in die polnahen Gebiete geleitet werden (magnetosphärisches elektrisches Konvektionsfeld). Dort verändern sie die Ionosphäre ganz erheblich, oft für Tage, was im Funkverkehr zu vielen Ausfällen führt. Während die elektromagnetische Strahlung den Weg zur Erde in etwa 8 Minuten zurücklegt, benötigt die Teilchenstrahlung bis zu 40 Stunden. Die von ihr verursachte Ionosphärenstörung tritt zeitlich versetzt zu Störungen auf, die auf elektromagnetische Strahlung zurückzuführen sind. Für den Funkbetrieb sind längerfristige Störungen gravierender.

Elektromagnetische Strahlung: Sudden Ionospheric Disturbance (SID)

Sudden Ionospheric Disturbances (SIDs) haben ihren Ursprung in einer erhöhten Röntgen- und Ultraviolettstrahlung der Sonne. Diese wird von der Ionosphäre absorbiert und führt dort vor allem 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.^[31] Eine erhöhte Ionisation verbessert diese Reflexionseigenschaft. Die plötzliche Zunahme der Signalstärke von Längstwellensendern wird als Indikator für SIDs eingesetzt.^[32]

Teilchenstrahlung: Polar-Cap-Absorption (PCA)

Eintritt von Sonnenwindpartikeln über die polaren Trichter

Verbunden mit solaren Flares werden hochenergetische Protonen (≈ 10 MeV^[33]) 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^[34] nur von bis zu 5–6 Stunden.

Weitere Ionosphärenstörungen

Ausbreitungswege während eines Spread-F-Ereignisses. Die ungleichmäßige Verteilung der freien Elektronen in der F-Schicht streut Kurzwellen bzw. verursacht ungewöhnliche Ausbreitungswege.

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.^[26] Diese nicht sonneninduzierten Ereignisse werden in zwei Typen unterschieden und zwar hinsichtlich der räumlichen Struktur der Störungen. Nach^[30] 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.^[35]

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 km wandern bevor sie sich zerstreuen.^[30] Gewitter sind ebenfalls die Ursache für eine als Elves bezeichnete Leuchterscheinung in der Ionosphäre, die jedoch nur weniger als eine tausendstel Sekunde andauert und somit keine TID ist.^[36] Ein weiteres Gewitter-Phänomen sind die als Whistler bezeichneten niederfrequenten elektromagnetischen Signale, die u. a. die Ionosphäre durchwandern.

Die sporadische E-Schicht (E_S)

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. Ihre Struktur ist oft wolkenartig, kann aber auch in weitem bereich homogen sein. Sie kann zu unerwartet hohen Reichweiten führen..

Normalerweise durchdringen Funksignale oberhalb der normalen Grenzfrequenz der E-Schicht diese. Während eines sporadischen E-Ereignisses werden die Signale aber dort reflektiert, was Weitbereichsverbindungen verschlechtert, aber für besseren Empfang innerhalb der Erstsprungzone bzw. Toten Zone führt.

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

Ionosphärenstürme

Tagesschwankungen von Temperatur und Wind auf 100 km Höhe im September 2005.

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 elementarem Sauerstoff und damit verringerter Ionenproduktionsrate.^[22] Blasen mit einer verminderten Plasmadichte werden als Ursache für die transäquatoriale Ausbreitung (trans equitorial propagation, kurz TEP) gesehen.^[35]

Wissenschaftliche Forschung

Das Arecibo-Observatorium war ursprünglich zur Erforschung der Ionosphäre konzipiert worden.

Arecibo-Observatorium

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.

HAARP

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.

Sura

Eine ähnliche Forschungsanlage wie HAARP ist die russische Sura-Forschungseinrichtung.

EISCAT Svalbard Radar

EISCAT

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

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.

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 bis 5,5 MHz aus und erstellt aus den reflektierten Echos Ionogramme.^[37] 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.^[38]

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 1950er Jahren bestätigten Forscher, dass die Resonanzfrequenz bei 6,8 Hz liegt.
• Datei:Guglielmo Marconi.jpg

  Guglielmo Marconi, um 1907
  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 auf der Halbinsel The Lizard in Poldhu, Cornwall, verwendet einen Funkeninduktor zur Erzeugung der Sendefrequenz von ungefähr 500 kHz mit einer Leistung, die 100-mal stärker als die aller 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.
• Datei:Oheaviside.jpg

  Oliver Heaviside
  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.
• 1909: Guglielmo Marconi erhält zusammen mit Karl Ferdinand Braun den Physiknobelpreis.
• 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).^[39] Diese Frequenzen wurden von der Regierung als nutzlos angesehen. Diese Entscheidung führte im Jahre 1923 zur Entdeckung der ionosphärischen HF-Radiowellenausbreitung (Léon Deloy).
• 1924: Edward Victor Appleton weist die Existenz der Heaviside-Schicht nach und erhält hierfür im Jahre 1947 den Nobelpreis.
• 1926: Der britische Physiker Robert Watson-Watt prägt den Begriff „Ionosphäre“.^[40]
• 1926: Der amerikanische Physiker Merle Antony Tuve entwickelt eine Radar-Methode mit variabler Frequenz zur Erforschung der Ionosphäre.^[41]
• 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.^[42] Er entdeckt hierbei die F₁-Schicht.^[43]
• 1936: Maurice V. Wilkes promoviert über die Ausbreitung der Längstwellen in der Ionosphäre.^[44]
• 1942: Vitaly Ginzburg untersucht die Radiowellenausbreitung in der Ionosphäre und entwickelt eine Theorie über die Ausbreitung elektromagnetischer Wellen im Plasma der Ionosphäre.^[45] 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.
• 1946: Am 23. November weist Arthur Covington während einer partiellen Sonnenfinsternis nach, dass sich die Sonnenfleckenaktivität über den solaren Radioflux bestimmen lässt.
• 1955: Die Schumann-Resonanzen werden von dem Physiker W. O. Schumann an der TU München nachgewiesen.
• 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.
• 1970: Hannes Alfvén erhält den Physik-Nobelpreis „für seine grundlegenden Leistungen und Entdeckungen in der Magnetohydrodynamik mit fruchtbaren Anwendungen in verschiedenen Teilen der Plasmaphysik“.
• 1992: Die als Elves bezeichnete Leuchterscheinung wird mit Hilfe von Aufnahmen von Bord des Space Shuttles aus erstmals nachgewiesen.^[36]
• 1999 Das von den Unionen URSI und COSPAR unterstützte Modell "International Reference Ionosphere" (IRI)^[46] wird "internationaler Standard"

Literatur

• Michael C. Kelley: The Earth's Ionosphere: Plasma Physics and Electrodynamics. Elsevier, 2009, ISBN 978-0-12-088425-4. (Vorschau).
• Gerd W. Prölss: Physik des erdnahen Weltraums. 2. Auflage. Springer-Verlag, 2004, ISBN 3-540-40088-5. (Vorschau)
• Siegfried J. Bauer: Die Abhängigkeit der Nachrichtenübertragung, Ortung und Navigation von der Ionosphäre. Verl. d. Österr. Akad. d. Wiss., Wien 2002, ISBN 3-7001-3140-2.
• Leonid S. Alperovich, Evgeny N. Fedorov: Hydromagnetic waves in the magnetosphere and the ionosphere. Springer, Dordrecht 2007, ISBN 978-1-4020-6636-8.
• Karl Rawer: Wave Propagation in the Ionosphere. Kluwer, Dordrecht 1993, ISBN 0-7923-0775-5.
• R.W. Schunk (Hrsg.): Solar-Terrestrial Energy Program Handbook of Ionospheric Models. Utah State University, 1996, OCLC 36598271.

Weblinks

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

Aktuelle TEC Karten (global/Europa) des DLR: SWACI (Space Weather Application Center - Ionosphere)

Ionosphären-Modelle

Übersicht über Ionosphären-Modelle: NASA Space Physics Data Facility: Ionospheric Models index

International Reference Ionosphere

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: Ionosphäre – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

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Einzelnachweise

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