Ionosphäre

mini|Aufbau der Erdatmosphäre (links) und Lage der Ionosphäre (rechts) mini|Ionosphärenschichten: Elektronen­dichte und Ionen-Zusammensetzung mini|Detailansicht von Atmosphäre und Ionosphäre mit der Verteilung von Temperatur, Druck, Dichte und Elektronenkonzentration

Die Ionosphäre ist jener Teil der Atmosphäre eines Himmelskörpers, der große Mengen von Ionen und freien Elektronen enthält. Für die Planeten des Sonnensystems macht die Ionosphäre den Großteil der Hochatmosphäre aus. Die Ionisation der Gasmoleküle erfolgt durch energiereiche Anteile der Sonnenstrahlung (harte Ultraviolett- und Röntgenstrahlung). Die Reichweite der Strahlung bestimmt den Übergang zur Neutrosphäre.

Die Ionosphäre der Erde beeinflusst den Funkverkehr, indem in ihr Kurzwellen mehrfach gebrochen werden (Refraktion) und sie 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. 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. Dort erhöht sich die Skalenhöhe, mit der die Teilchendichte exponentiell abnimmt. Die Ionosphäre liegt somit größtenteils innerhalb der mit Blick auf Neutralteilchen definierten Thermosphäre.

Entstehung mini|Der tangentiale Blick auf das Polarlicht veranschaulicht die Höhenabhängigkeit des Energieeintrags in die Atmosphäre durch Korpuskularstrahlung.

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.

mini|Der Elektronengehalt (TEC) der Ionosphäre am 12. Februar 2007 um 09:00 UT = 10:00 MEZ|zentriert|700x700px 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.

Schichten mini|Aufbau der Ionosphäre in Abhängigkeit von der Jahres- und Tageszeit. 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 Schicht Höhe (ca.) Bemerkung D 70…90 km tagsüber vorhanden, Ionisation entsprechend dem Sonnenstand E 110…130 km tagsüber vorhanden, Ionisation entsprechend dem Sonnenstand Es 110 km dünn, oft lückenhaft, sporadisch, vor allem im Sommer F1 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.

+ einige ionosphärische ElementarreaktionenW. Suttrop: Astrophysikalische Plasmen I (PDF-Datei; 557 kB). S. 7. Ionisation Ladungsaustausch Rekombination mini|Elektronendichte innerhalb der Ionosphäre auf der Tagseite der Erde mit den Ionisationsmaxima der D-, E- und F-Schicht

Die D-Schicht 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--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-Schicht 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) 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.

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.

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. (PDF-Datei; 1,1 MB) (Siehe auch Geschichtliches).

Die F-Schicht 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.Stefan Heise: Die Ionosphäre und Plasmasphäre der Erde. , Kapitel 2 Sie ist eine breite Region mit maximaler Ionisation von bis zu einer Million freier Elektronen je cm³.

mini|links|Vergleich 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.E. Chvojková: Eigenschaften der ionosphärischen F-SchichtII 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.S.J. Bauer: Physics and Chemistry in Space 6 – Physics of Planetary Ionospheres – Chapter IX: Observed Properties of Planetary Ionospheres. Springer-Verlag (1973)

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 Brechung 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).

Nutzung lang=de|mini|Bodenwelle und eine in der Ionosphäre durch Refraktion zurückgeworfene sowie am Erdboden reflektierte Raumwelle (mit Multi-Hop)

Funkwellen