Ionosfäär

Allikas: Vikipeedia
Ionosfäär atmosfääris. E- ja F-tähed tähistavad plasma kontsentratsiooni kahte maksimumväärtust vastavates kihtides

Ionosfäär on üks atmosfääri kõrgeimaid kihte, mis algab umbes 50[1]–70[2] km kõrgusel ning ulatub 800[3]–1000[2][4] km kõrgusele. Nimetus tuleb sellest, et erinevalt madalamatest atmosfäärikihtidest on ionosfäär Päikese lühilainelise kiirguse toimel osaliselt ioniseeritud, see tähendab sisaldab vabu elektrone ja ioone (plasmat). Kuigi laetud osakeste kontsentratsioon võrreldes neutraalsete osakeste kontsentratsiooniga on väike, mõjutab see siiski olulisel määral ionosfääri omadusi.

Ionosfäär eraldub ülejäänud atmosfäärist kõrgema plasmasisalduse alusel ja jaguneb plasma kontsentratsiooni erinevuste tõttu veel omakorda kihtideks. Ionosfäär paikneb termosfääri ja osaliselt eksosfääri ning mesosfääri alas. Ionosfääri kohal asub plasma- ehk protonosfäär, mis algab seal, kus H+-ioonid (prootonid) hakkavad domineerima O+-ioonide üle, mis toimub kusagil 800–2000 km vahel, sõltuvalt plasma temperatuurist[4].

Ionosfäär on väga tähtis muu hulgas raadiolainete kauglevi seisukohast, sest teatud sagedusalade raadiolained (3–30 MHz[5]) peegelduvad sellelt tagasi maapinna poole, võimaldades seega raadiosidet tuhandete kilomeetrite kaugusele, mis muidu oleks võimatu.

Ionosfäär on dünaamiline ja muutuv nagu ilm.

Geofüüsikalised omadused[muuda | redigeeri lähteteksti]

Ionosfäär on atmosfäärikiht, mis sisaldab vabu elektrone ning positiivse laenguga aatomeid ja molekule, mis on tekkinud neutraalsete aatomite fotoionisatsioonil Päikeselt tuleneva UV-kiirguse, vähesel määral ka EUV- ja röntgenkiirguse mõjul[2]. Positiivsed ioonid tõmbuvad negatiivsete elektronidega ning võivad niimoodi muutuda jälle neutraalseteks osakesteks, kuid see protsess domineerib vaid öösel. Päeval on õhuosakesed Päikese ioniseerivast kiirgusest ergastatud ja muutuvad taas plasmaks.

Rekombineerumise kiirust mõjutab ka osakestevaheline kaugus – maapinnale lähemal on neid rohkem ja nad paiknevad tihedamalt koos, seetõttu on osakeste vaba tee pikkus väiksem ja kokkupõrked tihedamad. Kõrguse kasvades kahaneb atmosfääri tihedus eksponentsiaalselt, kokkupõrked on harvemad, mistõttu rekombineerumine toimub aeglasemalt. See on ka põhjuseks, miks päikesekiirguse puudumisel (öösel) plasma ionosfääri ülaosas (F-kihis) täielikult ei kao.

Päikesekiirguse intensiivsus erinevatel laiuskraadidel varieerub nii ööpäevases lõikes kui ka aasta jooksul. Lisaks sõltub kiirgushulk Päikese enda 11-aastasest tsüklist, mille jooksul esineb nii vaiksem kui aktiivsem kiirguse emiteerimise periood.

Maapinnale kõige lähedasemas kihis valdab osakeste seas Browni liikumine, kõige kõrgemal on magnetväljast juhitud laetud osakesed, nende kahe ala vahepeal domineerivad atomaarsete osakeste kokkupõrked[2]. Ka enamik ionosfäärist asub selles keskmises alas, ainult ülemine osa ulatub magnetosfääri välja.

Ionosfääri kihid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Ionosfääri kihid
Ionosfääri kihistus päeval

Kiirgus, mis osakesi ioniseeriks, väheneb atmosfääris kõrguse kahanemisel, seega kusagil paikneb ioniseeritud osakeste maksimum (F-kihis), mis on seda paksem ja maapinnale lähemal, mida intensiivsem on päikesekiirgus.[2] Kõrguse muutumisel võib ioonide kontsentratsioon erineda mitme suurusjärgu võrra, seega jagatakse ionosfäär kolmeks kihiks: F-, E- ja D-kiht.

D-kiht on madalaim, paikneb kõrgusel 60–90 km[2]. Võrreldes teiste ionosfääri kihtidega on laetud osakesi vähem ning kihi omadused on kõige varieeruvamad. Laetud osakestest domineerivad negatiivsed ja klasterioonid[4].

E-kiht paikneb D- ja F-kihi vahel, kõrgusel 90–170 km. Ta on ionosfääri kihtidest kõige paremini uuritud, sest paikneb madalal ja hea elektriväljade peegeldamise võime tõttu (sellest tuleb ka nimetusse e-täht) on seda võimalik maapinnal paiknevate seadmetega (peamiselt radarid) uurida. Umbes iga 108 neutraalse osakese kohta on 1 vaba elektron. E-kihis asub teine laetud osakeste tiheduse maksimum, mis on F-kihis asuvast maksimumist väiksem. Ioonidest domineerivad O2+ ja NO+. E-kihti nimetatakse ka dünamokihiks, sest elektrivälja mõjul toimub seal laetud osakeste kõige aktiivsem liikumine, mille käigus väikesed elektronid liiguvad kiiremini kui suured aeglased ioonid, osakesed jagunevad vastavalt laengutele ning tekitavad erinimeliste laengute vastasmõju tõttu omakorda elektrivälja.[2]

Es-kiht ehk sporaadiline (juhuslik, hajus) E-kiht võib esineda Päikese aktiivsuse tsükli maksimumi ajal suvel, kui E-kihis tekib ajutiselt umbes 1[4] km paksune tavapärasest suurema elektrontihedusega ala.

F-kiht on kõige kõrgem, asub 140 (või 170[2])–800[3] (maksimum 1000[2]) km maapinnast ja selles kihis on ka vabade elektronide kontsentratsiooni maksimum (1012/m3[2]) – umbes 300 km kõrgusel (varieerub vastavalt Päikese aktiivsusele 200–800 km vahel)[2]. F-kihis on palju atomaarset (üksikute aatomite kujul) hapnikku, seepärast domineerivad seal laetud osakestest O+-ioonid[4]. F-kihil on raadiolevi seisukohast väga tähtis roll, sest D- ja E-kihis väheneb öisel ajal plasma kontsentratsioon nii palju, et neid enam omaette kihtideks ei loeta. Päevasel ajal jaguneb F-kiht kaheks kihiks – alumine F1 ja ülemine F2; öösel püsib ainult F2-kiht.[1]

Ionosfääri modelleerimine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Mudel on ionosfääri matemaatiline kirjeldus asukoha, kõrguse, aja, Päikese tsükli seisu ja geomagnetilise aktiivsuse funktsioonina. Mudel võib baseeruda vaatlustest saadud statistilistel andmetel, teoreetilistel teadmistel laetud osakeste interaktsioonidest atmosfääri ja päikesevalgusega või ka mõlema variandi kombinatsioonil. Üks kuulsamaid ja laiemalt kasutuses olevaid mudeleid on IRI (International Reference Ionosphere)[4][6], mis põhineb ülemaailmsel ionosondide ja radarite võrgustiku ning in situ mõõtmiste teel satelliitidelt ja rakettidelt saadud infol. Ülemaailmse reeperatmosfääri mudelit hakati arendama 1970. aastatel ja see on International Union of Radio Science (URSI) ja Committee on Space Research (COSPAR) organisatsioonide koostööprojekt. Eesmärgiks on võetud anda infot standardse ionosfääri parameetrite kohta kogu maailmas kuni 1000 km kõrguses atmosfääris.

Häired ionosfääris[muuda | redigeeri lähteteksti]

Äkilised ionosfääri häiringud (sudden ionospheric disturbances) – Päikese suure aktiivsuse perioodil jõuab ionosfääri alumistesse kihtidesse niipalju ioniseerivat kiirgust, et laengutihedus muutub piisavalt suureks, et elektromagnetilisi laineid saab peegeldada ka kõige alumine ionosfääri kiht, mis oma õhuosakeste tiheduse tõttu neid osaliselt või täielikult neelata võib. Selline nähtus on lühiajaline, aga häirib tugevalt maapealseid kommunikatsioone, mis kasutavad pikalainelist kiirgust (raadiolaineid).[2]

Geomagnetiline torm ehk magnettorm – päikesepursete poolt põhjustatud magnetosfääri voogude (laetud osakeste suunatud liikumine magnetvälja mõjul) häiring, mis kestab harilikult 1–3 päeva ja mille poolt põhjustatud ioonide kontsentratsiooni tõus ja Maa magnetvälja tugevuse muutused on mõõdetavad üle terve maailma. Päikese aktiivsuse tippperioodil võib esineda paar korda kuus, madalseisu ajal paar korda aastas.[5] Geomagnetilise tormiga võib kaasneda teine nähtus – alamtorm, mille jooksul toimub väiksemamõõtmeline osakeste ergastumine ja magnetvälja voogude ümberpaiknemine magnetvälja saba (Päikesest eemale suunatud väljavenitatud Maa magnetvälja osa) piirkonnas, Maa ööpoolsel küljel. Kestab ligikaudu 1–3 tundi, on seadmete poolt registreeritav peamiselt 60. laiuskraadidest pooluste poole jäävas piirkonnas.

Uurimismeetodid ja -seadmed[muuda | redigeeri lähteteksti]

Ionosfääri uurimisel kasutatavad instrumendid jagunevad elektri- ja magnetvälja mõõtvateks seadmeteks. Magnetvälja puhul võib mõõta muutusi, mis esinevad magnetvoos, või aatomi tasandil toimuvaid protsesse, näiteks prootoni pretsessiooni või Zeemani efekti (viimaseid kasutatakse vaid maapealsete absoluutsete mõõtmiste puhul). Plasma mõõtmise seadmed mõõdavad osakeste tihedust, temperatuuri, kiirust ja kompositsiooni. Jagatakse kaheks: tihedas plasmas on osakeste energiad madalad ja mõõdetakse nende kollektiivset käitumist; hõredas plasmas püütakse ja uuritakse eraldi osakesi. Maapealseteks mõõtmisteks on kõige parem radar – mõõdetakse raadiolaine tagasihajumisel laine omadustes tekkinud muutusi.[2]

Vahetuid kuid kitsas alas ja lühiajalisi kohapealseid mõõtmisi teostatakse rakettidelt ja satelliitidelt.

Rakett püsib uuritavas kihis 5-20 minutit aga võimaldab mõõta vertikaalsuunas laiemat profiili kui satelliit. Raketid on odavamad, valmivad kiiremini ja nendel olevaid seadmeid saab korduvalt kasutada erinevatel rakettidel.[7]

Satelliit võib ümber Maa tiirelda aastakümneid, sõltuvalt tema orbiidi kujust ja kõrgusest ning kütuse hulgast, viies kogu selle aja jooksul läbi horisontaalsuunas laiaulatuslikumaid mõõtmisi (kui rakett). Madalamal kui 120 km satelliidid suure õhutakistuse tõttu enam lennata ei saa, nendel kõrgustel on ainsaks sondeerimise vahendiks rakett.[8]

Seirevõrgustikud[muuda | redigeeri lähteteksti]

Ionosfääri ja sellega seotud nähtuste jälgimiseks on rajatud mitmeid kaugseirevõrgustikke, mis enamasti paiknevad 60. laiuskraadidest pooluste poole jäävatel aladel. Maapealsed seadmed on enamasti suuremad ja võimsamad kui kohapealseteks mõõtmisteks kasutatavad, sest satelliitidele ja rakettidele paigutatavatele seadmetele kehtivad mõõtmete, kaalu-, energiatarbe- ja muud piirangud.

EISCAT (European Incoherent Scatter) on Põhja-Skandinaavias paiknev kolmest eri sagedusalas töötavast radarisüsteemist koosnev võrgustik, mida juhitakse ja rahastatakse seitsme riigi (Norra, Rootsi, Soome, Jaapan, Hiina, Suurbritannia, Saksamaa) koostööna.[5][9]

EISCAT radar Svalbardis

MIRACLE (Magnetometers-Ionospheric Radars-Allsky Cameras Large Experiment) on magnetomeetritest, kogu-taeva-kaameratest (kindlates lainealades teatud ajavahemike tagant taevast pildistav seade optiliste nähtuste registreerimiseks) ja radaritest koosnev Põhja-Euroopa uurimisvõrk, mida koordineerib Soome Meteoroloogiainstituut.[5][10]

SuperDARN (Super Dual Auroral Radar Network) koosneb 29 radarist, millest enamik jälgib kummagi poolkera polaaralasid, kuid alates 2009. aastast on radarite võrk laienenud ka 40. laiuskraadide lähedale, et tugevamate magnettormide korral jälgida nende laiemat levikut. Praegu vanimad radarid töötavad alates aastast 1993.[11]

QB50 on alles planeerimisjärgus 50 CubeSat standarditele vastavast satelliidist koosnev senini kõige põhjalikum ionosfääri alumise poole in situ seirevõrgustik.[12]

Ajalugu[muuda | redigeeri lähteteksti]

Carl Friedrich Gauss märkas juba 1839. aastal oma mõõtmiste käigus, et Maa magnetvälja tugevuses esinevad väikesed päevased kõikumised. Oma spekulatsioonides jõudis ta teooriani, et atmosfääris paikneb elektritjuhtiv kiht, milles tekkiv elektriväli mõõtmistulemuste varieeruvust põhjustab.[4]

12. detsembril 1901 saadeti oletatavasti esimene Atlandi-ülene raadiosignaal Inglismaalt Cornwallist Kanadasse Newfoundlandi, kus selle võttis vastu Guglielmo Marconi. Signaal sisaldas morsekoodis tähte S ning pidi selle maa läbimiseks kaks korda ionosfäärilt tagasi peegelduma. Eksperimendi õnnestumises kahtlejaid oli varemgi, aga eelmise sajandi viimasel kümnendil hakkas laiemalt levima arvamus, et see saavutus ei olnud tolle aja tehnikat arvestades siiski võimalik ning et Marconi tõlgendas mingi kõrvalise müra oodatavaks signaaliks.[13] Esimene tõendatav õnnestunud katse toimus aasta hiljem, 1902 oktoobris, mille käigus saadeti Poldhust (Cornwallist) signaal Nova Scotiasse Sydney sadamasse itaalia ristlejale, millel viibis ka Marconi[13].

1902. aastal pakkus Oliver Heaviside välja idee atmosfäärikihist, mis võimaldab saata raadiolaineid Maa kumeruse taha. Samal ajal avastas Arthur Edwin Kennelly mõningad ionosfääri elektrilisi omadused ning nende mõlema järgi sai nimetuse Kennelly-Heaviside'i kiht, mida praegu nimetatakse ka E-kihiks.

Aastal 1912 määras USA Kongress amatöörraadioside operatsioonideks sagedused üle 1,5 MHz (lainepikkusega alla 200 m), mis arvati olevat kasutud, kuid 1923. aastaks avastati kõrgsageduslike signaalide levi võimalikkus ionosfääris. Kolm aastat hiljem, 1926 [4](publitseeritud 1969)[14], pakkus šoti füüsik Robert Watson-Watt välja termini ionosfäär, millega tähistada arvestatava ioniseerituse astme ning osakeste vaba tee pikkusega atmosfääripiirkonda.

Inglise füüsik Edward V. Appleton tõestas 1927. aastal ionosfääri olemasolu ja toetas oma kogutud teadmistega radari väljatöötamist. Sai selle eest 1947 Nobeli füüsikapreemia.

Lloyd Berkner mõõtis esimesena ionosfääri kõrgust ja tihedust, pannes sellega aluse esimesele terviklikule teooriale lühilainelise kiirguse levikust.

1962 saadeti Kanada satelliit Alouette 1 orbiidile ionosfääri uurima, kolm aastat hiljem järgnes talle Alouette 2, 1969 ja 1971 kaks ISIS (International Satellites for Ionospheric Studies) satelliiti ning 1972 ja 1975 AEROS-A ja –B. ISIS-e programmi ei viidud lõpule ja viimane planeeritud satelliiti jäi valmistamata, sest satelliidimissioonide arendamine fokusseerus satelliitside väljatöötamisele.

Teiste taevakehade ionosfäärid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Peale Maa on tuvastatud ionosfäär ka mõnel teisel taevakehal, näiteks Veenusel[15], Jupiteril[16], Uraanil[17] ja Saturni kuul Titanil[18].

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. 1,0 1,1 Raadiolainete levi ionosfääris TTÜ Raadio- ja sidetehnika instituudi õppematerjal
  2. 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 M.-B. Kallenrode, Space Physics: an introduction to plasmas and particles in the heliosphere and magnetospheres (Springer, Berliin, 2004)
  3. 3,0 3,1 Õhkkonna ehitus A. Abel, E. Helme, Mudellend (1955)
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 C. Stolle, Three-dimensional imaging of ionospheric electron density fields using GPS observations ad the ground and onboard the CHAMP satellite (Institut für Meteorologie der Universität Leipzig, Leipzig, 2004)
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 H. Vanhamäki, Theoretical modeling of ionospheric electrodynamics including induction effects (Finnish Meteorological Institute, Helsinki, 2007)
  6. D. Bilitza, International Reference Ionosphere 2000 (Radio Sci.36,#2,261-275 2001)
  7. NASA sounding rocket program overview
  8. P. Fortescue, J. Stark, G. Swinerd, Spacecraft Systems Engineering (Wiley, Chichester, 2007)
  9. EISCAT´i koduleht
  10. MIRACLE tutvustus
  11. SuperDARN´i koduleht
  12. QB50 projekti koduleht
  13. 13,0 13,1 John S. Belrose, "Fessenden and Marconi: Their Differing Technologies and Transatlantic Experiments During the First Decade of this Century". International Conference on 100 Years of Radio -- 5–7 September 1995.
  14. Origin of the Term Ionosphere
  15. The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere
  16. Jupiter’s Thermosphere and Ionosphere R. V. Yelle & S. Miller
  17. Voyager 2 radio science observations of the uranian system: atmosphere, rings, and satellites
  18. Titan´s upper atmosphere

Välislingid[muuda | redigeeri lähteteksti]