Jonosfär
Från Rilpedia
Jonosfär (engelska ionosphere), den del av en himlakropps övre atmosfär som joniseras av strålning från rymden och därför utgörs av ett plasma. Jonosfärer kännetecknas därför av av hög elektrontäthet och därav följande hög elektrisk ledningsförmåga. Jonosfären påverkar därför utbredningen av radiovågor och möjliggör långväga radiotrafik på kortvåg mellan områden på olika sidor av jorden.
Jordens jonosfär sträcker sig uppåt från en höjd omkring 80 km över jordytan. Uppåt övergår den gradvis i magnetosfären utan tydlig gräns: oftast sägs den sluta någonstans mellan 500 km och 2000 km över markytan. Många satellitbanor går inom jonosfären, exempelvis Internationella rymdstationen som ligger på 300 till 400 km höjd.
Innehåll |
Uppkomst
Varje himlakropp som har en atmosfär och utsätts för joniserande strålning från rymden bildar en jonosfär. Som kontrast kan den resterande delen av atmosfären, där molekylerna inte är joniserade, benämnas neutralatmosfären (eller mer sällsynt neutrosfären). Begreppen neutralatmosfär-jonosfär är alltså en indelning av en atmosfär byggd på materiens elektriska laddningstillstånd, till skillnad från troposfär-stratosfär-mesosfär-termosfär som bygger på hur temperatur och täthet hos neutralgasen varierar med höjden i jordens atmosfär. Jordens jonosfär sammanfaller huvudsakligen med termosfären och exosfären.[1]
Från rymden inkommer joniserande strålning av många slag och från olika källor. För jordens del är solens strålning i extremt ultraviolett (XUV, våglängd 10 -- 200 nm) den viktigaste jonisationskällan, men även polarskenselektroner, kosmisk strålning, partiklar från strålningsbältena och röntgenstrålning från solen bidrar. Faktiskt bildas även en del plasma när meteorer infaller, vilket speciellt vid meteorsvärmar kan ändra jonosfärens sammansättning på vissa höjder.[2]
Struktur
Jonosfärens plasma skapas alltså genom jonisation av luftens neutrala gaser. Men plasmat förloras också genom så kallad rekombination, varvid joner och elektroner slår ihop sig igen och åter bildar neutrala atomer och molekyler. Elektrontätheten, alltså hur mycket plasma det finns på en viss höjd, beror därför av tre faktorer: tillgången på neutrala partiklar att jonisera (alltså atmosfärens täthet på denna höjd), tillgången på joniserande strålning, och hur snabbt joner och elektroner rekombinerar. Neutralatmosfärens täthet avtar med höjden, medan intensiteten av joniserande strålning istället ökar. Rekombinationen beror på vilka gaser som finns och förlöper därför olika snabbt på olika höjd, på grund av att de översta atmosfärlagrens sammansättning (alltså vilka gaser luften består av) varierar med höjden. Resultatet av allt detta är att det bildas flera jonosfärlager eller jonosfärskikt, vilka nedifrån och upp brukar betecknas med bostäverna D, E och F:[1]
- D-skiktet bildas runt 80 km höjd. Här är neutralatmosfärens täthet så hög att rekombinationen förlöper ganska snabbt, och D-skiktet försvinner därför oftast nästan helt nattetid.
- E-skiktet bildas runt 100 km höjd. Även E-skiktet avtar kraftigt nattetid, men långsammare än D-skiktet.
- F-skiktet är som tätast runt 200 km höjd. Här är tätheten på den omgivande luften så låg att rekombinationen går långsamt, så F-skiktet finns kvar även nattetid, om än med avtagande elektrontäthet. F-skiktet splittras dagtid ofta i två separata lager, F1 och F2.
Jonosfärer runt andra himlakroppar i solsystemet, exempelvis Venus, Mars, Jupiter, Saturnus och Titan, får en liknande men inte identisk lagerstruktur, beroende bland annat på olika strålningsintensitet, gravitation och atmosfärsammansättning.[3]
Radiovågsutbredning
Jonosfären är elektriskt ledande och reflekterar därför radiovågor med en frekvens under den så kallade kritiska frekvensen, vilken beror på jonosfärens maximala elektrontäthet (den kritiska frekvensen är den högsta plasmafrekvensen i jonosfären). Även vågor med frekvens under den kritiska kan reflekteras om de utbreder sig snett mot vertikalen. I praktiken innebär detta att långvåg, mellanvåg och kortvåg reflekteras genom brytning (refraktion) jonosfärens olika skikt (se ovan). Detta möjliggör radiokommunikation i dessa frekvensband, framför allt kortvåg, över långa avstånd (se figur).[4]
Vågor som dagtid bryts i D-skiktet kan nattetid, då D-skiktet mer eller mindre försvinner (se ovan), nå ända upp i E- eller F-skikten innan de bryts. På dessa högre höjder är neutralgasen mycket tunnare, och dämpningen av vågen på grund av kollissioner mellan plasmats och neutralgasens partiklar blir därför mycket lägre. Följaktligen är radiotrafik på kortvåg vanligen bättre nattetid än dagtid.[5]
All reflektion sker inte mot horisontella jonosfärlager. Polarsken (norrsken) ger upphov till närmast vertikala (riktade längs jordens magnetfält) draperier som ger reflextion av radiovågor. Så gör även de långa rörformade jonspåren från meteorer. Radioamatörer drar ofta nytta av sådana fenomen för att upprätta kontakt över längre avstånd än vad som normalt är möjligt.[6]
Effekter av rymdväder
Huvudartikel: Rymdväder
Jonosfärens egenskaper beror av inflödet av joniserande strålning, vilket till största delen styrs av solen. Dels varierar solens UV-flöde starkt, och dels påverkar solaktiviteten det interplanetära magnetfältet, vilket i sin tur reglerar földet av kosmisk strålning till jorden. Jonosfären varierar därför med den genomsnittligt elvaåriga solcykeln. När solen är extra aktiv ökar joniseringen av jonosfären, vilket för radiotrafiken innebär att kortvågsband med högre frekvens kan tas i bruk. Efter mätningar av MUF, (Maximum (Useful Frequency, högsta användbara frekvens) vid ett begränsat antal mätstationer på jorden kan man beräkna vilket MUF-värde som gäller för förbindelse mellan godtyckliga orter. Resultatet är beroende av solfläcksindex, tid på dygnet och årstid. Prognoser om detta ges ut. K-index är ett mått på geomagnetisk aktivitet som är en följd av solens inverkan.
Ovanför solfläckarna uppstår ibland facklor, flares, och dessa sänder ut så kraftig strålning att de reflekterande skikten börjar påverkas ungefär 8 minuter senare (den tid det tar för elektromagnetiska vågor att färdas från solen tilll jorden). Detta kallas SID (Sudden Ionospheric Disturbance, plötslig jonosfärisk störning). Detta kan ge avbrott i kortvåg förbindelser med en varaktighet från några minuter till ett par timmar, s k Dellinger Fadeout. Dessutom kommer partikelstormar via solvinden några dagar senare, vilket försvårar också kortvågsförbindelserna.
Solaktivitetens inverkan på jonosfären kan ibland iakttas i en cykel som följer solens rotation, ett slags återupprepning sker efter 27–28 dagar, när solen roterat ett varv.
Det visade sig redan i radions barndom att extremlångvågen var oberörd av solaktiviteten. En soleruption kunde till och med kortvarigt förbättra långdistansförbindelserna. Radiostationen i Grimeton utanför Varberg är den enda radiostationen för detta frekvensband som fortfarande finns kvar i brukbart skick, nu som museum, år 2004 upphöjt till världsarv.
Åskfenomen
Jonosfären har positivt elektriskt laddad spänning gentemot jorden på 400 till 300 kV. Det förekommer naturligtvis en läckström från jorden. Jonosfären skulle laddas ur på cirka 30 minuter om inte åskväder blockerade denna urladdning. På 1990-talet har man lyckats filma blow jets, ett slags koronaurladdningar som kan vara 8 mil höga. Dessa fenomen sker i samband med vissa blixtar under kraftiga åskväder.
Se även
Externa länkar
Wikimedia Commons har media som rör Jonosfär
Referenser
- ↑ 1,0 1,1 Carl-Gunne Fälthammar, Space Physics. 2:a upplagan. Kompendium, KTH 1998.
- ↑ Csilla Szasz, Radio meteors above the Arctic Circle: radiants, orbits and estimated magnitudes. Doktorsavhandling vid Umeå universitet, 2008. ISBN 978-91-977255-2-1
- ↑ J. Luhmann, Ionospheres, kapitel 7 i Introduction to Space Physics, red. M. G. Kivelson och C. T. Russell, Cambridge University Press, 1995.
- ↑ Radiovågors utbredning. Text med ursprung från Televerket Radio, tillgängliggjord genom Scoutradiogruppen. Länkad 2008-11-02.
- ↑ Bob Brown, HF Propagation tutorial. Länkad 2008-11-02.
- ↑ Kenneth Davies, Ionospheric Radio. Institution of Electrical Engineers, 1990. ISBN 086341186X, 9780863411861
