Преглед на йоносферните явления

Йоносферата е йонизираната част от горната атмосфера на Земята, от около 48 km (30 мили) до 965 km (600 мили) над морското равнище, регион, който включва термосферата и части от мезосферата и екзосферата. Йоносферата се йонизира от слънчевата радиация. Той играе важна роля в атмосферното електричество и образува вътрешния ръб на магнитосферата. Той има практическо значение, тъй като, наред с други функции, влияе върху разпространението на радиото до отдалечени места на Земята. Той също така засяга GPS сигналите, които преминават през този слой.

Геофизика

Йоносферата е обвивка от електрони и електрически заредени атоми и молекули, която обгражда Земята и се простира от височина от около 50 km (30 мили) до повече от 1000 km (600 мили). Съществува основно благодарение на ултравиолетовото лъчение от Слънцето.

Най-ниската част от земната атмосфера, тропосферата, се простира от повърхността до около 10 км (6 мили). Над това е стратосферата, последвана от мезосферата. В стратосферата входящата слънчева радиация създава озоновия слой. На височини над 80 км (50 мили), в термосферата, атмосферата е толкова тънка, че свободните електрони могат да съществуват за кратки периоди от време, преди да бъдат уловени от близък положителен йон. Броят на тези свободни електрони е достатъчен, за да повлияе на радиоразпространението. Тази част от атмосферата е частично йонизирана и съдържа плазма, която се нарича йоносфера.

  Внезапно йоносферно смущение

Когато Слънцето е активно, могат да възникнат силни слънчеви изригвания, които да ударят осветената от слънцето страна на Земята с твърди рентгенови лъчи. Рентгеновите лъчи проникват в D-областта, освобождавайки електрони, които бързо увеличават абсорбцията, причинявайки високочестотно (3–30 MHz) радиозатъмнение, което може да продължи много часове след силни изригвания. През това време сигнали с много ниска честота (3–30 kHz) ще бъдат отразени от слоя D вместо от слоя E, където повишената атмосферна плътност обикновено ще увеличи абсорбцията на вълната и по този начин ще я заглуши. Веднага след като рентгеновите лъчи свършат, внезапното йоносферно смущение (SID) или радиозатъмнението постоянно намалява, тъй като електроните в D-областта се рекомбинират бързо и разпространението постепенно се връща към условията преди изригването за минути до часове в зависимост от слънчевата светлина сила и честота на пламъка.

Геомагнитните бури и йоносферните бури са временни и интензивни смущения на магнитосферата и йоносферата на Земята.

По време на геомагнитна буря слоят F₂ ще стане нестабилен, фрагментиран и може дори да изчезне напълно. В северните и южните полярни райони на Земята ще могат да се наблюдават сияния на нощното небе

Светкавицата може да причини йоносферни смущения в D-региона по един от двата начина. Първият е чрез VLF (много ниска честота) радиовълни, изстреляни в магнитосферата. Тези така наречени вълни в режим "whistler" могат да взаимодействат с частиците на радиационния пояс и да ги накарат да се утаят върху йоносферата, добавяйки йонизация към D-региона. Тези смущения се наричат „събития на индуцирана от мълния електронна преципитация“ (LEP).

Допълнителна йонизация може да възникне и от директно нагряване/йонизация в резултат на огромни движения на заряда при удари на мълния. Тези събития се наричат ранни/бързи.

Събитие на слънчеви частици § Събития на поглъщане на полярната шапка SPE + PCA

Свързано със слънчевите изригвания е освобождаването на високоенергийни протони. Тези частици могат да ударят Земята в рамките на 15 минути до 2 часа след слънчевото изригване. Протоните спирали около и надолу по линиите на магнитното поле на Земята и проникват в атмосферата близо до магнитните полюси, увеличавайки йонизацията на слоевете D и E. PCA обикновено продължават от около час до няколко дни, средно около 24 до 36 часа. Изхвърлянето на коронална маса може също да освободи енергийни протони, които подобряват абсорбцията на D-региона в полярните региони.

Ултравиолетовите (UV), рентгеновите лъчи и по-късите дължини на вълните на слънчевата радиация са йонизиращи, тъй като фотоните при тези честоти съдържат достатъчно енергия, за да изместят електрон от атом или молекула на неутрален газ при абсорбция. В този процес лекият електрон придобива висока скорост, така че температурата на създадения електронен газ е много по-висока (от порядъка на хиляда K) от тази на йони и неутрали. Обратният процес на йонизацията е рекомбинация, при която свободен електрон се „захваща“ от положителен йон. Рекомбинацията възниква спонтанно и предизвиква излъчване на фотон, който отнема енергията, произведена при рекомбинацията. Тъй като плътността на газа се увеличава на по-ниска надморска височина, процесът на рекомбинация преобладава, тъй като газовите молекули и йони са по-близо една до друга. Балансът между тези два процеса определя количеството на наличната йонизация.

Йонизацията зависи основно от Слънцето и неговото екстремно ултравиолетово (EUV) и рентгеново излъчване, което варира силно в зависимост от слънчевата активност. Колкото по-магнитно активно е Слънцето, толкова повече зони, активни от слънчеви петна, има на Слънцето във всеки един момент. Активните региони на слънчевите петна са източник на повишено коронарно нагряване и съпътстващи увеличения на EUV и рентгеново излъчване, особено по време на епизодични магнитни изригвания, които включват слънчеви изригвания, които увеличават йонизацията от осветената от слънцето страна на Земята и събития от слънчеви енергийни частици, които могат да увеличат йонизацията в полярните региони. По този начин степента на йонизация в йоносферата следва както дневния цикъл (час от деня), така и 11-годишния слънчев цикъл. Съществува и сезонна зависимост в степента на йонизация, тъй като местното зимно полукълбо е наклонено далеч от Слънцето, поради което има по-малко получена слънчева радиация. Получената радиация също варира в зависимост от географското местоположение (полярни, аврорални зони, средни географски ширини и екваториални региони). Има и механизми, които нарушават йоносферата и намаляват йонизацията.