Notice: Unexpected clearActionName after getActionName already called in /var/www/html/includes/context/RequestContext.php on line 338 Ionosphäre – WikipediaZum Inhalt springen
Die Ionosphäre der Erde beeinflusst den Funkverkehr, indem sie Kurzwellen reflektiert und damit weltweite Verbindungen ermöglicht. Außerdem dämpft sie die Ausbreitung von Radiowellen mit großer Wellenlänge. Sie beginnt oberhalb der Mesosphäre in einer Höhe von ungefähr 80 km, erreicht ihre größte Elektronendichte in einer Höhe um die 300 km und geht letztlich in den interplanetaren Raum über.<ref name="AMS"><templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />American Meteorological Society: Glossary of Meteorology (Memento vom 2. Februar 2007 im Internet Archive)</ref> Als Grenze zwischen Ionosphäre und Plasmasphäre kann die sogenannte Übergangshöhe betrachtet werden, bei der die Konzentration von ionisiertem, atomarem Sauerstoff (O+) und Protonen (Wasserstoff-Ionen H+) gleich ist. Sie wird gewöhnlich auf eine Höhe von 1000 km festgelegt.<ref name="Heise" /> Dort erhöht sich die Skalenhöhe, mit der die Teilchendichte exponentiell abnimmt. Die Ionosphäre liegt somit größtenteils innerhalb der mit Blick auf Neutralteilchen definierten Thermosphäre.
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 Sydney Chapmans 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), eine 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.
SchichtenSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
Innerhalb der Ionosphäre existieren drei lokale Ionisationsmaxima, weswegen sie in drei Bereiche unterteilt wird: die D-, die E- und die F-Schicht.
Aufbau der Ionosphärenschichten<ref name="Rothammel">Karl Rothammel: Rothammels Antennenbuch. Neu bearbeitet und erweitert von Alois Krischke. 12. aktualisierte und erweiterte Auflage. DARC-Verl., Baunatal 2001, ISBN 3-88692-033-X, 2. Die Ausbreitung der elektromagnetischen Wellen (Online).</ref>
Schicht
Höhe (ca.)
Bemerkung
D
070…090 km
tagsüber vorhanden, Ionisation entsprechend dem Sonnenstand
E
110…130 km
tagsüber vorhanden, Ionisation entsprechend dem Sonnenstand
Es
000…110 km
dünn, oft lückenhaft, sporadisch, vor allem im Sommer
F1
000…200 km
tagsüber vorhanden, geht nachts mit F2-Schicht zusammen
F2
250…400 km
Tag und Nacht vorhanden
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 ein bestimmtes Gas ionisiert, geschieht bevorzugt dort, wo dieses hoch konzentriert vorliegt.
<math>\mathrm{O}^+ + e^- \Rightarrow \mathrm{O} + h \, \nu</math>
Datei:ElectronDensityDayCoarse.pngElektronendichte innerhalb der Ionosphäre auf der Tagseite der Erde mit den Ionisationsmaxima der D-, E- und F-Schicht
Die D-SchichtSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
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-<math>\alpha</math>-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 herrschenden 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 tagsüber eine Nutzung der Raumwelle auf Funkfrequenzen kleiner als etwa 10 MHz (ionosphärischer Wellenleiter). UKW-Signale können an der D-Schicht gestreut werden (Ionoscatter).
Die E-SchichtSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
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)<ref name="Heise" /> 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.<ref name="Rothammel" />
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 Kilometer 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.<ref name="Rothammel" />
Die E-Schicht wird auch als Kennelly-Heaviside-Schicht oder kurz als Heaviside-Schicht bezeichnet. Die Bezeichnung geht zurück auf Arthur Edwin Kennelly beziehungsweise Oliver Heaviside, die unabhängig voneinander und 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 erstmals als E(lektrische)-Schicht bezeichnete. Die später entdeckten, weiteren Schichten wurde gemäß ihrer relativen Höhenlage dann als D- und F-Schicht bezeichnet.<ref name="Max-Planck-Institut"><templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Max-Planck-Institut für Aeronomie: Forschungs-Info (8/98), S. 2. (Memento vom 23. Mai 2009 im Internet Archive) (PDF-Datei; 1,1 MB)</ref> (Siehe auch Geschichtliches).
Die F-SchichtSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
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.<ref name="Heise">Stefan Heise: Die Ionosphäre und Plasmasphäre der Erde.urn:nbn:de:kobv:188-2002002731, Kapitel 2</ref> Sie ist eine breite Region mit maximaler Ionisation von bis zu einer Million freier Elektronen je cm³.<ref name="Rothammel" />
Datei:Ion Collisions Ionosphere.pngVergleich der Häufigkeit der beiden Elektronenstoßarten: elastische Coulomb-Stöße und inelastische Neutralen-Stöße
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.<ref>E. Chvojková: Eigenschaften der ionosphärischen F-SchichtII</ref>
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.<ref name="Bauer">S.J. Bauer: Physics and Chemistry in Space 6 – Physics of Planetary Ionospheres – Chapter IX: Observed Properties of Planetary Ionospheres. Springer-Verlag (1973)</ref>
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).
Höhere Schichten der Ionosphäre werden durch die Sonnenstrahlung teilweise ionisiert und enthalten deshalb freie Elektronen, die durch das elektrische Feld von Funkwellen der Frequenz <math>f</math> zu Schwingungen angeregt werden können. Die schwingenden Elektronen senden ihrerseits Wellen aus, die in der Umgebung der Plasmafrequenz <math>f_\text{P}</math> (2 bis 7 MHz) stark phasenverschoben sind und sich mit der ursprünglichen Welle überlagern. Da die Ionosphäre vom Magnetfeld der Erde durchsetzt ist, können die freien Elektronen von den Funkwellen zusätzlich zu Kreisbewegungen um die Feldlinien angeregt werden. Diese Zyklotronfrequenz <math>f_\text{B}</math> beträgt über Mitteleuropa etwa 1,3 MHz. Dabei kann die Drehrichtung der zirkular polarisierten Funkwelle mit der Elektronenbewegung übereinstimmen oder nicht, weshalb die Ionosphäre zirkular doppelbrechend ist. Linear polarisierte Wellen müssen deshalb als Überlagerung zweier zirkularer Wellen mit entgegengesetztem Umlaufsinn interpretiert werden, für die unterschiedliche Brechungsindizes <math>n</math> gelten. Verläuft die Ausbreitungsrichtung parallel zu den Magnetfeldlinien, gelten für f > 1 MHz folgende Näherungen:<ref><templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />PROPAGATION IN HOMOGENEOUS PLASMAS (Memento vom 17. Februar 2013 im Internet Archive) (PDF; 2,2 MB)</ref><ref><templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />IONOSPHERIC WAVE PROPAGATION (Memento vom 23. Januar 2013 im Internet Archive) (PDF; 1,4 MB)</ref>
Der Unterschied beider Formeln ist im UKW-Bereich vernachlässigbar und verschwindet, falls der Wellenvektor mit der Richtung des Magnetfeldes einen rechten Winkel einschließt, denn dann ist <math>f_\text{B} = 0</math> (Anisotropie). Die beiden zirkular polarisierten Funkwellen bewegen sich mit unterschiedlicher Phasengeschwindigkeit (eine größere Phasengeschwindigkeit entspricht einem kleineren Brechungsindex) durch das Material und können unterschiedlich gedämpft werden. Beim Empfang überlagern sich beide Anteile zu einer elliptisch polarisierten Welle, deren Hauptrichtung meist gedreht ist (Faraday-Effekt).<ref>Ionosphärische Effekte (PDF; 4,1 MB)</ref><ref>Dielectric constant of a plasma</ref>
Datei:CriticalFrequency-NPS.pngVertikales Ausbreitungsverhalten zweier Funksignale unterschiedlicher Frequenz. Die niedrigere des rechten Signals wird in der E-Schicht reflektiert, die höhere des linken durchdringt die E-Schicht, bleibt aber niedriger als die kritische Frequenz der F-Schicht, weshalb sie in dieser Schicht reflektiert wird.Datei:IncidentAngle-NPS.gifFlach abgestrahlte Wellen treffen in einiger Entfernung wieder auf den Erdboden
Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.Für <math>f < f_\text{P}</math> ist der Brechungsindex rein imaginär. Deshalb werden alle tieferen Frequenzen vollständig reflektiert. Wie bei der Überschreitung der Grenzfrequenz eines Hohlleiters können – bei ausreichender Schichtdicke – die Wellen die Ionosphäre nicht durchdringen, werden aber auch nicht absorbiert. Lang- und Mittelwellensignale kehren also immer zum Erdboden zurück, ebenso Funkfrequenzen unterhalb der Plasmafrequenz der F2-Schicht, die meist über 7 MHz liegt. Funksignale oberhalb dieser kritischen Frequenz können die Ionosphäre bei senkrechtem Einfall durchdringen. Für eine schräg auffallende Welle ist die entsprechende Grenzfrequenz, die Maximum Usable Frequency (MUF) höher als die kritische, umso mehr, je flacher der Einfall erfolgt. Sie kann aus der kritischen Frequenz näherungsweise wie folgt bestimmt werden:<ref name="Moltrecht">Eckart Moltrecht (DARC e. V. Online zur Amateurfunkprüfung): <templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Amateurfunklehrgang für das Amateurfunkzeugnis Klasse E. (Memento vom 21. Juni 2008 im Internet Archive)</ref><ref name="Beer">Beer, Tom: The Aerospace Environment, S. 80.</ref>
mit <math>\alpha</math> = Abstrahlwinkel der Welle relativ zum Horizont, <math>d</math> = Entfernung zwischen Sende- und Empfangsort, <math>h_\text{virt}</math> = virtuelle Höhe der Reflexion.
Flach abgestrahlte Wellen treffen nach der Totalreflexion an einer Ionosphärenschicht in einiger Entfernung wieder auf den Erdboden. Falls die Bodenwelle geringere Reichweite hat, entsteht um den Sender herum eine tote Zone, in der kein Empfang möglich ist, wohl aber in größerer Entfernung. Der Begriff „Reichweite“ verliert hier seinen Sinn.
Die minimal nutzbare Frequenz (englisch: lowest usable frequency, LUF) ist die untere Grenzfrequenz im Kurzwellenbereich, 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. Diese Überlegungen gelten nicht für den UKW-Bereich, dessen Frequenzen oberhalb der Plasmafrequenz liegen.
Elektrische und mechanische Energiegewinnung
Datei:Tether1.jpgEnergiewandlung mit einem Propulsive Tether System.
Das Propulsive Small Expendable Deployer System (ProSEDS) ist ein kabelbasiertes System zur Gewinnung elektrischer Energie und Ausübung von elektrodynamischen Kräften auf Raumfahrzeuge, das nach dem Funktionsprinzip eines Space Tethers arbeitet.<ref>Leslie Curtis, Les Johnson: Propulsive Small Expendable Deployer System (ProSEDS). NASA, 2002, abgerufen am 1. Juli 2019.</ref> 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.
ErdbebenvorhersageSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
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,<ref name="ffreund">Friedemann T. Freund: <templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Rocks That Crackle and Sparkle and Glow: Strange Pre-Earthquake Phenomena (Memento vom 6. Juli 2010 im Internet Archive) (PDF; 556 KB)</ref> aber auch Effekte wie die Anregung von atmosphärischen Schwerewellen durch Ausgasungen (Abb. 12 in).<ref name="Demeter Molchanov">O. Molchanov et al.Global diagnostics of the ionospheric perturbations related to the seismic activity using the VLF radio signals collected on the DEMETER satellite. In: Nat. Hazards Earth Syst. Sci. 6 (2006), S. 745–753.</ref>
Auch wenn die Ionosphäre seit längerem vom Boden aus<ref name="foppiano">A. J. Foppiano, E. M. Ovalle, K. Bataille and M. Stepanova: <templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Ionospheric evidence of the May 1960 earthquake over Concepción? (Memento vom 21. September 2008 im Internet Archive)</ref> und mit Satelliten<ref name="Demeter Molchanov" /><ref name="Zhu Rong">Zhu Rong, Yang Dong-mei, Jing Feng, Yang Jun-ying und Ouyang Xin-yan: Ionospheric perturbations before Pu’er earthquake observed on DEMETER; In: Acta Seismologica Sinica, January 2008, Volume 21, Issue 1, pp 77-81, doi:10.1007/s11589-008-0077-8</ref>
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<ref name="Zhu Rong" /><ref name="Stern">Hanns-Jochen Kaffsack, DPA: Wenn die Ionosphäre hustet</ref> und der 2006 gestartete russische Kompas 2.
Kenngrößen
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<ref>W.Piggott, K.Rawer: URSI Handbook of Ionogram Interpretation and Reduction. Elsevier, Amsterdam 1961.</ref> erläutert.
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 Teilchendichte <math>n_e</math> der Elektronen ab, da diese dem Wechselfeld leichter folgen als die trägen Ionen. Unter Vernachlässigung der Ionen beträgt die Plasmafrequenz
Darin sind <math>e</math> die Ladung und <math>m_\text{e}</math> die Masse eines Elektrons. Und <math>{\varepsilon}_0</math> ist die elektrische Feldkonstante. Setzt man diese Konstanten ein, so ergibt sich
Abhängig von der Dichte der freien Elektronen steigt die Plasmafrequenz von etwa 1,5 MHz in 100 km Höhe auf etwa 7 MHz in etwa 800 km Höhe.<ref><templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Transmit Antenna for Ionospheric Sounding Applications (Memento vom 13. Februar 2014 im Internet Archive) (PDF; 1,8 MB)</ref>
Eine ähnliche Größe ist die vom Magnetfeld abhängige Gyrationsfrequenz. Abgesehen von Sonnenstürmen ist das Magnetfeld das irdische und die Gyrofrequenz nahe bei 1 MHz.
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
IonosondenSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
Eine Ionosonde ist eine Radar-Anlage zur aktiven Untersuchung der Ionosphäre. Ionosonden überwachen die Höhe und die kritische Frequenz der Ionosphärenschichten. Dazu senden sie Kurzwellen-Radarpulse verschiedener Frequenzen gegen die Ionosphäre und messen hauptsächlich die Laufzeit des empfangenen Echos, aus der die Höhe der Reflexion bestimmt werden kann.<ref>Background to Ionospheric Sounding</ref>
Mit zunehmender Frequenz wird das Signal weniger stark zurückgestreut und dringt somit tiefer in die Ionosphäre ein, bevor es reflektiert wird. Durch das tiefere Eindringen verändert sich die gemessene, sogenannte virtuelle, Höhe der reflektierenden Schicht. Beim Überschreiten der kritischen Frequenz ist die Ionosphäre nicht mehr in der Lage, das Signal zu reflektieren.
Es kann jeweils nur die Hälfte der Ionosphäre bis zur maximalen Elektronendichte sondiert werden.
Die Messanlagen befinden sich in der Regel am Erdboden zur Untersuchung der Unterseite („bottomside“) oder auf Satelliten für die Oberseite („topside“).
Mit den Sonden können Aufzeichnungen der Signallaufzeit beziehungsweise daraus berechneten Reflexionshöhe über der Frequenz erstellt werden, die sogenannten Ionogramme.
Datei:OptPad.jpgHAARP-Empfangsanlagen, oben die der beiden Riometer
Ein {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value) oder kurz Riometer ist ein Gerät zur passiven Beobachtung der ionosphärischen Absorptionsfähigkeit.
Es misst die Empfangsstärke 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.
RaketensondenSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
Raketensonden ({{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Vorlage:lang:103: attempt to index field 'wikibase' (a nil value)) 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.<ref name="IAPRakete">Leibniz-Institut für Atmosphärenphysik, Abteilung Radar/Raketen: <templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Allgemeines (Memento vom 9. Dezember 2008 im Internet Archive)</ref>
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 beieinander (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.<ref name="Dach2001">C. Stolle, S. Schlüter, N. Jakowski, Ch. Jacobi, S. Heise, A. Raabe: <templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />in der Ionosphäre unter Einbindung von GPS-Okkultationen (Memento vom 7. Januar 2007 im Internet Archive) (PDF-Datei; 371 kB). Abgerufen am 5. März 2010.</ref>
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). Ihm folgten weitere Ionosphären-Satelliten des Programms {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value) (ISIS). Das Messprogramm der beiden deutsch-amerikanischen Aeros-Satelliten entstand in Zusammenhang mit dem internationalen Projekt International Reference Ionosphere<ref name="autogenerated1"><templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />International Reference Ionosphere (Memento vom 24. Oktober 2010 im Internet Archive)</ref> und hat wichtige Beiträge dazu geleistet.
Einer der jüngsten Satelliten zur Ionosphärenforschung ist Demeter ({{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value)) aus dem Jahr 2004, den die französische CNES unter anderem zur Untersuchung der Möglichkeiten für Erdbebenvorhersagen entsendet hat.
Inkohärentes Scatter-Radar
<imagemap>
Datei:ScatterRadars.svg|mini|Die Standorte aller operativen Scatter-Radarstationen
desc bottom-left
</imagemap>
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<ref name="Prölss" /> 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.<ref name="Heise" />
ModelleSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
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).<ref name="autogenerated1" /> 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.<ref name="Workshop"><templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />IRI Workshops and Proceedings (Memento vom 27. Mai 2010 im Internet Archive)</ref> Dieses Modell ist seit 1999 Welt-Standard für die terrestrische Ionosphäre.
Weitere Modelle<ref>D. Bilitza: Solar-Terrestrial Mpdels and Application Software. National Space Science Data Center/WDC-A 1990.</ref> konzentrieren sich 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.
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.<ref name="Rothammel" />
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.<ref name="Bauer" />
Das Maximum der Elektronendichte liegt nicht über dem Äquator. Vielmehr bildet sich dort ein Streifen mit erniedrigter Ionisation. Der sogenannte Fontäneneffekt über dem wahren magnetischen Äquator entsteht dort, weil durch ein Zusammenwirken elektrischer und magnetischer Felder (ExB-Drift<ref name="SoSE" />) die freien Elektronen der F-Schicht in größere Höhen gedrückt werden, von wo sie dann entlang der nord-südlich verlaufenden magnetischen Feldlinien des Erdmagnetfeldes 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 thermosphärischeGezeitenwinde, 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 im Außenbereich jedes Magneten vom magnetischen Nord- zum Südpol, d. h. beim Erdmagnetfeld nordwärts. Gemäß der Drei-Finger-Regel wirkt die Lorentzkraft auf die freien Elektronen der Ionosphäre am Äquator aufwärts.
Die D-Schicht-Winteranomalie
Die D-Schicht-Winteranomalie wurde im Jahr 1937 von Edward Victor Appleton entdeckt<ref name="D-Winter-Anomaly">E. V. Appleton: The Bakerian Lecture. Regularities and Irregularities in the Ionosphere. I. In: Proceedings of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences. Band162, Nr.911, 1937, S.451–479.</ref> 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.<ref name="Nature">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. In: Nature. Band261, Nr.5556, 1976, S.118–119, doi:10.1038/261118a0.</ref> Die Anomalie erreicht dabei typischerweise eine Ausdehnung von mehreren tausend Kilometern, weswegen als Ursache eine meteorologische Komponente vermutet wird.<ref name="Knecht">R. W. Knecht: The Distribution of Electrons in the Lower and Middle Ionosphere. In: Progress in Radio Science, 1960–1963. Volume 3: The ionosphere. Review papers presented at commission III on ionospheric radio during the XIVth general assembly of URSI. 1965, S. 14–45.</ref> 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 etwa 80 % Dämpfungszunahme wahrscheinlich.<ref name="Knecht" />
StörungenSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
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
Datei:Mass eject.pngKoronaler Massenauswurf aus einem Flare (Sonne)Datei:FlareNPS.gifDie 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: {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value) = 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 Teilchen 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 acht 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)Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
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 (engl. {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value), VLF) zu beobachten, da die D-Schicht Längstwellen als Reflektor dienen kann.<ref name="VK3ACA">J. A. Adcock (VK3ACA): <templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Propagation of long Radio Waves (Memento vom 22. Februar 2014 im Internet Archive).</ref> Eine erhöhte Ionisation verbessert diese Reflexionseigenschaft. Die plötzliche Zunahme der Signalstärke von Längstwellensendern wird als Indikator für SIDs eingesetzt.<ref name="SID_Monitoring">The American Association of Variable Star Observers: <templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Sudden Ionospheric Disturbances (Memento vom 2. Mai 2009 im Internet Archive).</ref>
Verbunden mit solaren Flares werden hochenergetische Protonen (≈ 10 MeV<ref name="SpaceWeather">Windows to the Universe: Polar Cap Absorption Events – Massive Short Wave Communications Blackouts.</ref>) 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 {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value) (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<ref name="Davies">Kenneth Davies: Ionospheric radio propagation. 1965 (US Department of Commerce, National Bureau of Standards).</ref> nur von bis zu 5–6 Stunden.
Weitere Ionosphärenstörungen
Datei:SpreadF-NPS.gifAusbreitungswege 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 infolge von Rotationsdifferenzen zwischen freien Elektronen und Ionen, da Letztere einer mechanischen Reibung unterworfen sind, Erstere jedoch nicht.<ref name="SoSE">Tadanori Ondoh, Katsuhide Marubashi: Science of Space Environment (eingeschränkte Vorschau in der Google-BuchsucheSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:GoogleBook“ ist nicht vorhanden.)</ref> Diese nicht sonneninduzierten Ereignisse werden in zwei Typen unterschieden und zwar hinsichtlich der räumlichen Struktur der Störungen. Nach<ref name="NPS" /> sind dies transiente Phänomene ({{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value)) und wandernde ionosphärische Störungen ({{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value), 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 {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value).<ref name="Bubbles">NASA: NASA Experiment May Have Found Trigger For Radio-Busting Bubbles.</ref>
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.<ref name="NPS" /> 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.<ref name="NSSL">NOAA National Severe Storms Laboratory: <templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />Transient Luminous Events (Memento vom 25. Juli 2012 im Internet Archive).</ref> Ein weiteres Gewitter-Phänomen sind die als Whistler bezeichneten niederfrequenten elektromagnetischen Signale, die u. a. die Ionosphäre durchwandern.
Die sporadische E-Schicht (ES)Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
Datei:SporadicE-NPS.gifAusbreitungswege während eines sporadischen E-Ereignisses (blau) und ohne (rot)
Die sporadische E-Schicht (engl. {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value)) 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 ES-Schicht, jedoch ist sie bis heute nicht völlig aufgeklärt.
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 {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:153: attempt to index field 'data' (a nil value) 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.<ref name="Prölss">Gerd W. Prölss: Physik des erdnahen Weltraums (eingeschränkte Vorschau in der Google-BuchsucheSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:GoogleBook“ ist nicht vorhanden.)</ref> Blasen mit einer verminderten Plasmadichte werden als Ursache für die transäquatoriale Ausbreitung (trans equitorial propagation, kurz TEP) gesehen.<ref name="Bubbles" />
Wissenschaftliche ForschungSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
Das durch einige Kinofilme (GoldenEye, Contact) bekannte Arecibo-Observatorium in Puerto Rico war ursprünglich zur Erforschung der Ionosphäre konzipiert worden. Es war das weltweit zweitgrößte Radioteleskop und diente vorwiegend astronomischen Zwecken. Seine Nutzung stand allen Astronomen offen, über die Anträge entschied ein unabhängiges Gremium.
Der European Incoherent Scatter (EISCAT) ist ein Forschungsradar, das die Ionosphäre mit Mikrowellenstrahlung nach dem Funktionsprinzip des inkohärenten Scatter-Radars untersucht.
GeschichtlichesSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.
1899: Nikola Tesla forscht nach Möglichkeiten, um Energie drahtlos über große 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.jpgGuglielmo 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 Morsecode, einem S. Um Neufundland zu erreichen, musste das Signal zweimal von der Ionosphäre reflektiert werden.
Datei:Oheaviside.jpgOliver 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.
1912: Der Kongress der Vereinigten Staaten von Amerika verabschiedet den Radio Act, der den Amateurfunkbetrieb auf Frequenzen oberhalb von 1,5 MHz beschränkt (Wellenlänge kürzer als 200 m).<ref name="earlyradiohistory">Text of 1912 Act, Fifteenth</ref> Diese Frequenzen wurden von der Regierung als nutzlos angesehen. Diese Entscheidung führte im Jahre 1923 zur Entdeckung der ionosphärischen HF‑Radiowellenausbreitung durch die beiden FunkamateureLéon Deloy und Fred Schnell.
1926: Der britische Physiker Robert Watson-Watt prägt den Begriff „Ionosphäre“.<ref name="LdL">Niels Klussmann, Arnim Malik: Lexikon der Luftfahrt. S.130 (eingeschränkte Vorschau in der Google-BuchsucheSkriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:GoogleBook“ ist nicht vorhanden. [abgerufen am 26. Februar 2025]).</ref><ref>Österreichischer Versuchssenderverband. In: Radiowelt / Radiowelt. Illustrierte Wochenschrift für Jedermann, Heft 43/1929, S. 1369 (online bei ANNO).Vorlage:ANNO/Wartung/rwl</ref>
1932: Sydney Chapman leitet eine Verteilungsfunktion der Ionisation in der Ionosphäre unter der Annahme monochromatischer ionisierender Strahlung der Sonne ab.
1942: Vitaly Ginzburg untersucht die Radiowellenausbreitung in der Ionosphäre und entwickelt eine Theorie über die Ausbreitung elektromagnetischer Wellen im Plasma der Ionosphäre.<ref name="Ginzburg">P.N. Lebedev Physical Institute, I.E.Tamm Theory Department: V.Ginzburg – Selected Scientific Papers</ref> 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.
1992: Die als Elves bezeichnete Leuchterscheinung wird mit Hilfe von Aufnahmen von Bord des Space Shuttles aus erstmals nachgewiesen.<ref name="NSSL" />
1999 Das von den Unionen URSI und COSPAR unterstützte Modell „International Reference Ionosphere“ (IRI)<ref><templatestyles src="Webarchiv/styles.css" />International Reference Ionosphere. (Memento vom 24. Oktober 2010 im Internet Archive)</ref> wird „internationaler Standard“
Trivia
Die unter anderem nach Oliver Heaviside benannte Kennelly-Heaviside-Schicht wurde von T. S. Eliot in seinem Gedicht „The Journey To The Heaviside Layer“ aufgegriffen, das im Musical Cats vertont wurde.
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, OCLC36598271.
