Jonosfera - Polski Serwis Naukowy

Jonosfera – zjonizowana warstwa atmosfery występująca powyżej 50–60 km nad powierzchnią Ziemi (do wysokości 1000 km) w termosferze.

Zawiera duże ilości plazmy powstającej na skutek jonizacji cząsteczek gazów obecnych w atmosferze pod wpływem promieniowania kosmicznego oraz ultrafioletowego promieniowania słonecznego. W jonosferze następuje załamywanie, odbijanie, pochłanianie i polaryzacja fal radiowych. Zaburzenia w jonosferze wywołują zakłócenia w łączności radiowej. Jonosferę bada się określając rozchodzenie się fal elektromagnetycznych w atmosferze w tym specjalnie do tego celu konstruowanymi jonosondami.

Fale radiowe (promieniowanie radiowe) – promieniowanie elektromagnetyczne, które może być wytwarzane przez prąd przemienny płynący w antenie. Uznaje się, że falami radiowymi są fale o częstotliwości 3 kHz – 3 THz (3·103 – 3·1012 Hz). Wg literatury zachodniej zakres częstotliwości obejmuje fale od 3 Hz. Zależnie od długości dzielą się na pasma radiowe.

Fale długie (fale kilometrowe) (ang. LF – Low Frequency), zakres fal radiowych (pasmo radiowe) o częstotliwości: 30-300 kHz i długości 10-1 km. Zakres ten jest przeznaczony głównie dla rozgłośni radiowych w I regionie ITU (Europa, Afryka i Bliski Wschód).

Warstwy jonosfery

Warstwy jonosfery w nocy i w dzień

Wraz z wysokością zmieniają się czynniki jonizacyjne oraz skład chemiczny i gęstość gazu atmosferycznego, dlatego też w jonosferze wyróżnić można kilka warstw różniących się liczbą elektronów w jednostce objętości.

Jonosonda - aparatura do badania ("sondowania") jonosfery. Kierunkowa, skierowana pionowo w górę antena, wysyła impulsy radiowe w zakresie 1–20 MHz, które po odbiciu od jonosfery powracają do odbiornika. Czas nadejścia echa (przy założeniu prędkości fali równej prędkości światła) jest miarą wysokości warstwy odbijającej. Zmieniając częstotliwość wysyłanych fal radiowych można określić strukturę poszczególnych warstw jonosfery. Wykres zależności wysokości odbicia od częstotliwości nazywa się jonogramem .

Promieniowanie rentgenowskie (w wielu krajach nazywane promieniowaniem X lub promieniami X) – rodzaj promieniowania elektromagnetycznego, którego długość fali mieści się w zakresie od 10 pm do 10 nm. Zakres promieniowania rentgenowskiego znajduje się pomiędzy ultrafioletem i promieniowaniem gamma. Znanym skrótem nazwy jest promieniowanie rtg.

Warstwa D

Najniżej położona warstwa jonosfery, rozciągająca się na wysokości 60–90 km. Warstwa ta powstaje na skutek fotojonizacji tlenku azotu(II) (NO) przez promieniowanie ultrafioletowe o długości fali 121,5 nm. W okresach zwiększonej aktywności słonecznej, czyli wtedy kiedy w obszarach plam słonecznych o złożonej strukturze pola magnetycznego rejestruje się rozbłyski powodujące burze słoneczne, twarde promieniowanie X (o długości fali poniżej 1 nm) jonizuje składniki atmosfery na wysokości warstwy (N2, O2), powodując lokalne zaburzenia pola magnetycznego, nawet nie w obszarze strefy czasowej, a samej warstwy.

Promieniowanie kosmiczne – promieniowanie złożone, zarówno korpuskularne jak i elektromagnetyczne, docierające do Ziemi z otaczającej ją przestrzeni kosmicznej. Korpuskularna część promieniowania składa się głównie z protonów (90% cząstek), cząstek alfa (9%), elektronów (ok 1%) i nielicznych cięższych jąder. Promieniowanie docierające bezpośrednio z przestrzeni kosmicznej nazywamy promieniowaniem kosmicznym pierwotnym. Cząstki docierające do Ziemi w wyniku reakcji promieniowania kosmicznego pierwotnego z jądrami atomów gazów atmosferycznych, to promieniowanie wtórne.

Fale średnie (fale hektometrowe), (ŚR, Ś), (ang. MF - Medium frequency), zakres fal radiowych (pasmo radiowe) o częstotliwości: 300-3000 kHz i długości 1000-100 m. Obecnie radiofonie europejskie nadają programy na falach średnich w zakresie 522-1611 kHz z odstępem między kanałami 9 kHz. W Ameryce Północnej zakres fal średnich to 515-1715 kHz, a odstęp międzykanałowy wynosi 10 kHz.

Koncentracja elektronów jest względnie niska i wynosi od 2∙10/m do 7∙10/m (największa jest w południe) i stopniowo rośnie wraz z wysokością. Po zachodzie słońca na skutek rekombinacji warstwa ta niemal zanika i istnieje tylko dzięki działaniu galaktycznego promieniowania kosmicznego. Warstwa ta powoduje silne tłumienie fal radiowych (z maksimum dla ok. 1 MHz) i odbija jedynie fale długie. Jest głównie odpowiedzialna za absorpcję fal krótkich, szczególnie poniżej 10 MHz, z coraz mniejszym pochłanianiem przy wzroście częstotliwości. Absorpcja jest niewielka w nocy i największa około południa. Typowym przykładem działania warstwy D jest zanik odbioru dalekich radiowych stacji średniofalowych w ciągu dnia wskutek anomalnej jonizacji spowodowanej aktywnością rozbłyskową Słońca.

Ultrafiolet (UV, promieniowanie ultrafioletowe, nadfiolet) – . Słowo "ultrafiolet" oznacza "powyżej fioletu" i utworzone jest z łacińskiego słowa "ultra" (ponad) i słowa "fiolet" oznaczającego barwę o najmniejszej długości fali w świetle widzialnym. Dawniej było nazywane promieniowaniem "pozafiołkowym".

Odbicie — zmiana kierunku rozchodzenia się fali na granicy dwóch ośrodków powodująca, że pozostaje ona w ośrodku, w którym się rozchodzi. Odbicie może dawać obraz lustrzany lub być rozmyte, zachowując tylko właściwości fali, ale nie dokładny obraz jej źródła.

Warstwa E

Warstwa ta położona jest na wysokości od 90 do 120 km. Maksymalna koncentracja elektronów osiąga tu wartości od 4∙10 do 1,2∙10/m. Jonizację w tej warstwie powoduje miękkie promieniowanie X (1–10 nm) i daleki ultrafiolet promieniowania słonecznego. Jonizacji ulegają cząsteczki tlenu. Warstwa ta odbija jedynie fale radiowe o częstotliwościach mniejszych niż około 1 MHz. Warstwa E istnieje niezależnie od pory dnia.

Nanometr (symbol: nm) – podwielokrotność metra, podstawowej jednostki długości w układzie SI. Jest to jedna miliardowa metra czyli jedna milionowa milimetra. Jeden nanometr równa się zatem 10−9 m. W notacji naukowej można go zapisać jako 1 E-9 m oznaczający 0,000 000 001 × 1 m. Rzadko stosowana jest również stara nazwa milimikron

Propagacja fal radiowych – rozprzestrzenianie się fal radiowych zależne zarówno od właściwości samych fal (np. częstotliwości, polaryzacji), jak i warunków panujących w środowisku, w którym fale te się rozchodzą.

Warstwa ES

Warstwa sporadyczna ES występuje w warstwie E w postaci małych "obłoków" zwiększonej gęstości elektronowej, które mogą odbijać fale radiowe o częstotliwościach z zakresu 25–225 MHz, a nawet kilku MHz. Warstwa ta często przemieszcza się z prędkością kilkuset km/godz. w kierunku zachodnim, co jest skutkiem stałej konfiguracji prądów płynących w jonosferze na tej wysokości. Czas jej trwania może wynosić od kilku minut do kilkunastu godzin, ale bardzo często zjawisko ma charakter ciągły, choć zmieniają się zakresy częstotliwości okien obserwacyjnych wskutek zmian gęstości obłoków elektronowych.

Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne mają kolor czarny.

Plazma – zjonizowana materia o stanie skupienia przypominającym gaz, złożona zarówno z cząstek naładowanych elektrycznie, jak i obojętnych. Mimo że plazma zawiera swobodne cząstki naładowane, to w skali makroskopowej jest elektrycznie obojętna.

Może też powodować zakłócenia w odbiorze stacji radiofonicznych poprzez częściowe odbijanie fal krótkich na trzykrotnie mniejszej wysokości, czego skutkiem jest pogorszenie jakości odbioru lub zanik łączności.

Nie stwierdzono wyraźnej korelacji częstości pojawiania się warstwy sporadycznej ES z aktywnością słoneczną, natomiast obserwacje wskazują, że jest to zjawisko sezonowe. Najczęściej występuje w miesiącach letnich w godzinach 10–24, a najrzadziej zimą.

Warstwa F

Warstwa ta rozciąga się w przedziale wysokości od 120 do 1000 km, gdzie promieniowanie ultrafioletowe Słońca z zakresu 10–100 nm jonizuje tlen atomowy (O). Z powierzchni Ziemi zmiany koncentracji elektronowej można badać jedynie do wysokości mniejszych niż warstwa największej obfitości cząstek, czyli około 400 km.

Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące na powierzchni i atmosferze Słońca. Zmiany te powodują fluktuacje promieniowania, które dociera do Ziemi (zobacz stała słoneczna) w postaci fal elektromagnetycznych, w tym i światła oraz strumienia cząstek emitowanych przez Słońce (wiatr słoneczny). Do aktywności słonecznej zalicza się też zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy.

Rozbłysk słoneczny - jest to złożony zespół zjawisk i procesów fizycznych wywołany nagłym wydzieleniem w atmosferze Słońca ogromnej ilości energii spowodowany przez proces anihilacji pola magnetycznego. Energia ta została wcześniej zakumulowana w polach magnetycznych obszarów aktywnych.

Warstwa F ma duże znaczenie w propagacji fal radiowych i umożliwia dalekozasięgową łączność w paśmie fal krótkich na odległość tysięcy kilometrów. Warstwa F nie zanika nocą, ale może różnicować się na dwie podwarstwy, pojawiające się latem w czasie dnia, o różnej gęstości elektronowej, nazwane F1 i F2. W warstwie F2 zmienia się np. wysokość największej koncentracji elektronowej. Gęstość ta zwiększa się do tej wysokości, po czym monotonicznie zmniejsza przy zbliżaniu do obszaru magnetosfery.

KF (krótkie fale), (ang. HF – High Frequency) – zakres fal radiowych (pasmo radiowe) o częstotliwości: 3-30 MHz i długości 10–100 m. Z uwagi na propagację używane zwłaszcza do łączności na duże odległości.

Atmosfera – gazowa powłoka otaczająca planetę o masie wystarczającej do utrzymywania wokół siebie warstwy gazów, w wyniku działania grawitacji. Ta definicja stosuje się do planet skalistych i księżyców. W przypadku gazowych olbrzymów, takich jak Jowisz oraz gwiazd (por. atmosfera słoneczna) terminem atmosfery określa się tylko zewnętrzne (przezroczyste) warstwy gazowej powłoki, z których promieniowanie dociera bezpośrednio do obserwatora.

Maksymalna gęstość elektronowa warstwy F1 jest rzędu 4∙10/m i odbija fale o większej długości niż F2, której gęstość elektronowa dochodzi do 2∙10/m.

W latach 1972–1975 NASA do badania tej warstwy używała satelitów AEROS i AEROS B.

Inne warstwy

Dawniej wyróżniano jeszcze dwie warstwy: C – poniżej warstwy D, gdzie jonizacja ma charakter raczej incydentalny i G – powyżej warstwy F2.

Zobacz też

W Wikimedia Commons znajdują się multimedia związane z tematem:
Jonosfera

Propagacja fal radiowych

Bibliografia

Z. Bieńkowski, E. Lipski, Amatorskie anteny KF i UKF. Wydawnictwo Komunikacji i Łączności, Warszawa 1978.
J.Szóstka, Fale i anteny. Wydawnictwo Komunikacji i Łączności, Warszawa 2001.

Przypisy

Yenne, Bill: The Encyclopedia of US Spacecraft. Exeter Books (A Bison Book), New York, 1985. ISBN 0-671-07580-2.

Ziemia (łac. Terra) − trzecia licząc od Słońca, a piąta co do wielkości planeta Układu Słonecznego. Pod względem średnicy, masy i gęstości jest to największa planeta skalista Układu.

Skład chemiczny substancji (w znaczeniu fizycznym) jest to wyszczególnienie pierwiastków i związków chemicznych, z jakich składa się ta substancja. Uwzględnia on również procentową zawartość poszczególnych substancji chemicznych w danej substancji - wagową, objętościową lub molową.