आयनमंडल: Difference between revisions

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आयनमंडल (/aɪˈɒnəˌsfɪər/)^[1]^[2] पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल का आयनित भाग है, समुद्र तल से लगभग 48 km (30 mi) से 965 km (600 mi) ऊपर,^[3] एक ऐसा क्षेत्र जिसमें बाह्य वायुमंडल और मध्यमंडल और बहिर्मंडल के हिस्से समिलित हैं। आयनमंडल सौर विकिरण द्वारा आयनित होता है। यह वायुमंडलीय बिजली में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है और चुंबकमंडल के अंदरूनी किनारे का निर्माण करता है। इसका व्यावहारिक महत्व है क्योंकि, अन्य कार्यों के दौरान, यह पृथ्वी पर दूर के स्थानों में रेडियो प्रसार को प्रभावित करता है।^[4] यह इस परत के माध्यम से यात्रा करने वाले जीपीएस संकेतों को भी प्रभावित करता है।

वायुमंडल और आयनमंडल का संबंध

आविष्कार का इतिहास

1839 के प्रारम्भ में, जर्मन गणितज्ञ और भौतिक विज्ञानी कार्ल फ्रेडरिक गॉस ने कहा था कि वायुमंडल का एक विद्युत प्रवाहकीय क्षेत्र पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के देखे गए बदलावों के लिए उत्तरदायी हो सकता है।^[5] साठ साल बाद, गुग्लिल्मो मार्कोनी ने 12 दिसंबर, 1901 को सेंट जॉन्स, न्यूफाउंडलैंड (अब कनाडा में) में स्वीकृति के लिए 152.4 m (500 ft) पतंग-समर्थित स्पृशा का उपयोग करके पहला अटलांटिक पार का रेडियो सिग्नल प्राप्त किया। पसंद, कॉर्नवॉल में प्रसारण केंद्र ने कुछ दूरी के प्रेषक का उपयोग लगभग 500 किलोहर्ट्ज़ की आवृत्ति और पहले उत्पादित किसी भी रेडियो सिग्नल की तुलना में 100 गुना अधिक की आवृत्ति के साथ सिग्नल उत्पन्न करने के लिए किया था। प्राप्त संदेश तीन अंकों का था, S अक्षर के लिए मोर्स कोड। न्यूफाउंडलैंड तक पहुंचने के लिए सिग्नल को आयनमंडल से दो बार टकरा कर लौटना होगा। लेकिन, डॉ. जैक बेलरोज़ ने सैद्धांतिक और प्रायोगिक कार्य के आधार पर इसका विरोध किया है।^[6] लेकिन, मारकोनी ने एक साल बाद ग्लेस बे, नोवा स्कोटिया में अटलांटिक पार बेतार संचार प्राप्त किया।^[7]

1902 में, ओलिवर हीविसाइड ने आयनमंडल की केनेली-हेविसाइड परत के अस्तित्व का प्रस्ताव रखा, जिस पर उनका नाम है।^[8] हीविसाइड के प्रस्ताव में वे साधन समिलित हैं जिनके द्वारा रेडियो संकेतों को पृथ्वी की वक्रता के चारों ओर प्रसारित किया जाता है। इसके अतिरिक्त 1902 में, आर्थर एडविन केनेली ने आयनमंडल के कुछ रेडियो-विद्युत गुणों का आविष्कार किया।^[9]

1912 में, अमेरिकी कांग्रेस ने अव्यवसायी रेडियो संचालक पर 1912 का रेडियो अधिनियम लागू किया, जिससे उनके संचालन को 1.5 मेगाहर्ट्ज (तरंग दैर्ध्य 200 मीटर या उससे कम) से अधिक आवृत्तियों तक सीमित कर दिया गया। सरकार ने सोचा कि वे आवृत्तियाँ अनुपयोगी थीं। इसने 1923 में आयनमंडल के माध्यम से एच.एफ रेडियो प्रसार का आविष्कार किया।^[10]

1926 में, स्कॉटिश भौतिक विज्ञानी रॉबर्ट वाटसन-वाट ने 1969 में प्रकृति (पत्रिका) में प्रकाशित एक पत्र में आयनमंडल शब्द की प्रस्तुत की:^[11]

हमने हाल के वर्षों में 'समताप मंडल' शब्द ..और साथी शब्द 'क्षोभमंडल'... को सार्वभौमिक रूप से अपनाते हुए देखा है शब्द 'आयनमंडल', उस क्षेत्र के लिए जिसमें मुख्य विशेषता काफी अवकृष्ट मुक्त पथों के साथ बड़े पैमाने पर आयनीकरण है, इस श्रृंखला के अतिरिक्त के रूप में उचित प्रतीत होता है।

1930 के दशक के प्रारम्भ में, रेडियो लक्ज़मबर्ग के परीक्षण प्रसारण ने अनजाने में आयनमंडल के पहले रेडियो संशोधन का प्रमाण प्रदान किया; HAARP ने 2017 में इसी नाम के लक्ज़मबर्ग-गोर्की प्रभाव का उपयोग करते हुए प्रयोगों की एक श्रृंखला चलाई।^[12]

एडवर्ड वी. एपलटन को 1947 में आयनमंडल के अस्तित्व की पुष्टि करने के लिए 1927 में नोबेल पुरस्कार से सम्मानित किया गया था। लॉयड बर्कनर ने सबसे पहले आयनमंडल की ऊंचाई और घनत्व को मापा। इसने लघु तरंग रेडियो प्रचार के पहले पूर्ण सिद्धांत की अनुमति दी। मौरिस वी. विल्क्स और जे.ए. रैटक्लिफ ने आयनमंडल में बहुत लंबी रेडियो तरंगों के रेडियो प्रसार के विषय पर शोध किया। विटाली गिन्ज़बर्ग ने आयनमंडल जैसे जीवद्रव्य में विद्युत चुम्बकीय तरंग प्रसार का सिद्धांत विकसित किया है।

1962 में, आयनमंडल का अध्ययन करने के लिए कनाडा उपग्रह अलौएट 1 का प्रक्षेपण किया गया था। इसकी सफलता के बाद 1965 में अलौएट 2 और 1969 और 1971 में दो ISIS (उपग्रह) उपग्रह, आगे 1972 और 1975 में AEROS-A और -B, सभी आयनमंडल को मापने के लिए थे।

26 जुलाई, 1963 को पहला क्रियाशील भूतुल्यकाली उपग्रह सिंकॉम 2 का प्रक्षेपण किया गया था।^[13] इस उपग्रह (और इसके उत्तराधिकारी) पर युगपत रेडियो बीकन पहली बार सक्षम हुए - भूस्थैतिक कक्षा से पृथ्वी समापक तक रेडियो किरण के साथ कुल अतिसूक्ष्म परमाणु सामग्री (टीईसी) भिन्नता का मापन। (ध्रुवीकरण के विमान का घूर्णन सीधे रास्ते के साथ टी.ई.सी को मापता है।) ऑस्ट्रेलियाई भूभौतिकीविद् एलिजाबेथ एसेक्स-कोहेन 1969 से ऑस्ट्रेलिया और अंटार्कटिका के ऊपर के वातावरण की निगरानी के लिए इस तकनीक का उपयोग कर रहे थे।^[14]

भूभौतिकी

आयनमंडल अतिसूक्ष्म परमाणु और विद्युत आवेशित परमाणुओं और अणुओं का एक खोल है जो पृथ्वी को चारों ओर से घेरे हुए है, जो लगभग 50 km (30 mi) की ऊंचाई से 1,000 km (600 mi) से अधिक फैला हुआ है। यह मुख्य रूप से सूर्य से आने वाली पराबैंगनी विकिरण के कारण उपस्थित है।

पृथ्वी के वायुमंडल का सबसे निचला हिस्सा, क्षोभमंडल सतह से लगभग 10 km (6 mi) तक फैला हुआ है। इसके ऊपर समताप मंडल है, इसके बाद मध्यमंडल है। समताप मंडल में आने वाली सौर विकिरण ओजोन परत बनाती है। बाह्‍य वायुमंडल में, 80 km (50 mi) से ऊपर की ऊंचाइयों पर, वातावरण इतना पतला होता है कि पास के सकारात्मक आयन द्वारा अधिकृत किए जाने से पहले मुक्त अतिसूक्ष्म परमाणु थोड़े समय के लिए उपस्थित रह सकते हैं। इन मुक्त अतिसूक्ष्म परमाणुों की संख्या रेडियो प्रसार को प्रभावित करने के लिए पर्याप्त है। वायुमंडल का यह भाग आंशिक रूप से आयनित होता है और इसमें प्लाज्मा होता है जिसे आयनमंडल कहा जाता है।

पराबैंगनी (यूवी), एक्स-रे और सौर विकिरण के छोटे तरंगदैर्ध्य आयनीकरण कर रहे हैं, क्योंकि इन आवृत्तियों पर फोटॉनों में अवशोषण पर तटस्थ गैस परमाणु या अणु से अतिसूक्ष्म परमाणु को अलग करने के लिए पर्याप्त ऊर्जा होती है। इस प्रक्रिया में प्रकाश अतिसूक्ष्म परमाणु उच्च वेग प्राप्त करता है ताकि निर्मित अतिसूक्ष्म परमाणुिक गैस का तापमान आयनों और तटस्थ की तुलना में बहुत अधिक (हजार K के क्रम में) हो। आयनीकरण की विपरीत प्रक्रिया पुनर्संयोजन (रसायन विज्ञान) है, जिसमें एक मुक्त अतिसूक्ष्म परमाणु एक सकारात्मक आयन द्वारा "अधिकृत" कर लिया जाता है। पुनर्संयोजन अनायास होता है, और पुनर्संयोजन पर उत्पादित ऊर्जा को ले जाने वाले फोटॉन के उत्सर्जन का कारण बनता है। जैसे-जैसे कम ऊंचाई पर गैस का घनत्व बढ़ता है, पुनर्संयोजन प्रक्रिया प्रबल होती है, क्योंकि गैस के अणु और आयन एक-दूसरे के करीब होते हैं। इन दो प्रक्रियाओं के दौरान संतुलन उपस्थित आयनीकरण की मात्रा को निर्धारित करता है।

आयनीकरण मुख्य रूप से सूर्य और उसके अतिशय पराबैंगनी (ईयूवी) और एक्स-रे विकिरण पर निर्भर करता है जो सौर भिन्नता के साथ दृढ़ता से भिन्न होता है। सूर्य जितना अधिक चुंबकीय रूप से सक्रिय होता है, किसी एक समय में सूर्य पर उतने ही अधिक झाई सक्रिय क्षेत्र होते हैं। सूर्य कलंक सक्रिय क्षेत्र बढ़े हुए कोरोनल तापन के स्रोत हैं और ई-यूवी और एक्स-रे विकिरण में वृद्धि के साथ, विशेष रूप से प्रासंगिक चुंबकीय उदभेदन के बीच जिसमें सौर फ्लेयर्स समिलित हैं जो पृथ्वी के सूर्य के प्रकाश पक्ष पर आयनीकरण को बढ़ाते हैं और सौर ऊर्जावान कण प्रतिभासएं जो आयनीकरण को ध्रुवीय क्षेत्रों में बढ़ा सकती हैं। इस प्रकार आयनमंडल में आयनीकरण की डिग्री दैनिक (दिन के समय) चक्र और 11 साल के सौर चक्र दोनों का अनुसरण करती है। आयनीकरण की डिग्री में एक मौसमी निर्भरता भी है क्योंकि स्थानीय शीतकालीन पृथ्वी सूर्य से दूर है, इस प्रकार कम सौर विकिरण प्राप्त होता है। प्राप्त विकिरण भौगोलिक स्थिति (ध्रुवीय, अरोरल क्षेत्र, मध्य-अक्षांश और भूमध्यरेखीय क्षेत्र) के साथ भी भिन्न होता है। ऐसे तंत्र भी हैं जो आयनमंडल को उत्तेजित करते हैं और आयनीकरण को कम करते हैं।

सिडनी चैपमैन (गणितज्ञ) ने प्रस्तावित किया कि आयनमंडल के नीचे के क्षेत्र को 'उदासीन मंडल' कहा जाए^[15]("तटस्थ वातावरण")।^[16]^[17]

आयनीकरण की परतें

File:Ionosphere Layers en.svg

आयनमंडलीय परतें।

रात में एफ परत महत्वपूर्ण आयनीकरण की एकमात्र परत होती है, जबकि ई और डी परतों में आयनीकरण बहुत कम होता है। दिन में, डी और ई परतें बहुत अधिक आयनित हो जाती हैं, जैसा कि एफ परत करती है, जो आयनीकरण के एक अतिरिक्त, दुर्बल क्षेत्र को विकसित करती है जिसे एफ₁ परत के रूप में जाना जाता है। एफ₂ परत दिन और रात तक बनी रहती है और रेडियो तरंगों के अपवर्तन और प्रतिबिंब के लिए मुख्य उत्तरदायी क्षेत्र है।

File:Ionospheric layers from night to day.png

आयनमंडलीय उप-परतें रात-दिन अपनी अनुमानित ऊंचाई दर्शाती हैं

File:Lightning sprites.jpg

प्रकाशित स्प्राइट्स

डी परत

डी परत सबसे भीतरी परत है, 48 km (30 mi) को 90 km (56 mi) पृथ्वी की सतह के ऊपर। यहां आयनीकरण 121.6 नैनोमीटर (एनएम) आयनाइजिंग नाइट्रिक ऑक्साइड (एनओ) के तरंग दैर्ध्य पर लाइमैन श्रृंखला-अल्फा हाइड्रोजन विकिरण के कारण है। इसके अतिरिक्त, सोलर फ्लेयर्स हार्ड एक्स-रे (वेवलेंथ < 1 nm) जो N को आयनित करता है₂ और ओ₂. डी परत में पुनर्संयोजन दर अधिक होती है, इसलिए आयनों की तुलना में कई अधिक तटस्थ वायु अणु होते हैं।

मध्यम आवृत्ति (एमएफ) और कम उच्च आवृत्ति (एचएफ) रेडियो तरंगें डी परत के भीतर महत्वपूर्ण रूप से क्षीण होती हैं, क्योंकि गुजरने वाली रेडियो तरंगें अतिसूक्ष्म परमाणुों को स्थानांतरित करने का कारण बनती हैं, जो तब तटस्थ अणुओं से टकराती हैं, जिससे उनकी ऊर्जा निकल जाती है। कम आवृत्तियाँ अधिक अवशोषण का अनुभव करती हैं क्योंकि वे अतिसूक्ष्म परमाणुों को आगे ले जाती हैं, जिससे टकराव की संभावना अधिक होती है। यह आयनमंडलीय अवशोषण का मुख्य कारण है, विशेष रूप से 10 मेगाहर्ट्ज और उससे कम पर, उच्च आवृत्तियों पर उत्तरोत्तर कम अवशोषण के साथ। यह प्रभाव दोपहर के आसपास अतिशय पर होता है और रात में डी परत की मोटाई में कमी के कारण कम हो जाता है; ब्रह्मांडीय किरणों के कारण एकमात्र एक छोटा सा हिस्सा बचा है। कार्रवाई में डी परत का एक सामान्य उदाहरण दिन के समय दूर के एएम प्रसारण बैंड स्टेशनों का गायब होना है।

सौर प्रोटॉन प्रतिभासओं के दौरान, उच्च और ध्रुवीय अक्षांशों पर डी-क्षेत्र में आयनीकरण असामान्य रूप से उच्च स्तर तक पहुंच सकता है। इस तरह की बहुत ही दुर्लभ प्रतिभासओं को पोलर कैप अवशोषण (या पीसीए) प्रतिभासओं के रूप में जाना जाता है, क्योंकि बढ़े हुए आयनीकरण से क्षेत्र से गुजरने वाले रेडियो संकेतों के अवशोषण में काफी वृद्धि होती है।^[18] वास्तव में, गहन प्रतिभासओं के बीच अवशोषण का स्तर कई दसियों डीबी तक बढ़ सकता है, जो ट्रांसपोलर एचएफ रेडियो सिग्नल ट्रांसमिशन को अवशोषित करने के लिए पर्याप्त है (यदि सभी नहीं)। ऐसे आयोजन सामान्यतः पर 24 से 48 घंटे से कम समय तक चलते हैं।

ई परत

केनेली-हैविसाइड परत मध्य परत है, 90 km (56 mi) को 150 km (93 mi) पृथ्वी की सतह के ऊपर। आयनीकरण नरम एक्स-रे (1-10 एनएम) और दूर पराबैंगनी (यूवी) आणविक ऑक्सीजन (ओ) के सौर विकिरण आयनीकरण के कारण होता है₂). सामान्यतः पर, तिरछी प्रतिभास पर, यह परत एकमात्र 10 मेगाहर्ट्ज से कम आवृत्तियों वाली रेडियो तरंगों को प्रतिबिंबित कर सकती है और ऊपर की आवृत्तियों पर अवशोषण में थोड़ा योगदान दे सकती है। लेकिन, तीव्र यत्रतत्रिक ई प्रतिभासओं के बीच, ई_s परत 50 मेगाहर्ट्ज और उससे अधिक की आवृत्तियों को प्रतिबिंबित कर सकती है। ई परत की ऊर्ध्वाधर संरचना मुख्य रूप से आयनीकरण और पुनर्संयोजन के प्रतिस्पर्धी प्रभावों से निर्धारित होती है। रात में ई परत दुर्बल हो जाती है क्योंकि आयनीकरण का प्राथमिक स्रोत अब उपस्थित नहीं है। सूर्यास्त के बाद ई परत की ऊंचाई में अधिकतम वृद्धि उस सीमा को बढ़ा देती है जिस तक रेडियो तरंगें परत से प्रतिबिंब द्वारा यात्रा कर सकती हैं।

इस क्षेत्र को केनेली-हेविसाइड परत या एकमात्र हीविसाइड परत के रूप में भी जाना जाता है। इसके अस्तित्व की भविष्यवाणी 1902 में स्वतंत्र रूप से और लगभग एक साथ अमेरिकी इलेक्ट्रिकल इंजीनियर आर्थर एडविन केनेली (1861-1939) और ब्रिटिश भौतिक विज्ञानी ओलिवर हेविसाइड (1850-1925) द्वारा की गई थी। 1924 में एडवर्ड वी. एपलटन और माइल्स आयलर फुल्टन बार्नेट द्वारा इसके अस्तित्व का पता लगाया गया था।

ई_s परत

ई_s परत की विशेषता तीव्र आयनीकरण के छोटे, पतले बादलों से होती है, जो प्रायः 50 मेगाहर्ट्ज तक और कदाचित् ही कभी 450 मेगाहर्ट्ज तक रेडियो तरंगों के प्रतिबिंब का समर्थन कर सकते हैं। यत्रतत्रिक -ई प्रतिभासएँ कुछ मिनटों से लेकर कई घंटों तक चल सकती हैं। यत्रतत्रिक ई प्रसार अव्यवसायी रेडियो उच्च बैंड द्वारा वीएचएफ-संचालन को बहुत रोमांचक बनाता है जब लंबी दूरी के प्रसार पथ जो सामान्यतः पर दो-तरफ़ा संचार के लिए अगम्य होते हैं। यत्रतत्रिक-ई के कई कारण हैं जिनका अभी भी शोधकर्ताओं द्वारा पीछा किया जा रहा है। यह प्रसार हर दिन जून और जुलाई के बीच उत्तरी गोलार्ध के मध्य अक्षांशों में होता है जब उच्च सिग्नल स्तर प्रायः पहुंच जाते हैं। स्किप दूरी सामान्यतः लगभग 1,640 km (1,020 mi) होती है। एक हॉप प्रसार के लिए दूरियां 900 km (560 mi) से 2,500 km (1,600 mi) तक कहीं से भी हो सकती हैं।3,500 km (2,200 mi) से अधिक मल्टी-हॉप प्रचार भी आम है, कभी-कभी 15,000 km (9,300 mi) की दूरियों या उससे अधिक की दूरी तक के लिए भी हो सकती हैं।

एफ परत

एफ क्षेत्र या क्षेत्र, जिसे एपलटन-बार्नेट परत के रूप में भी जाना जाता है, पृथ्वी की सतह से लगभग 150 km (93 mi) से 500 km (310 mi) से अधिक तक फैली हुई है। यह उच्चतम अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व वाली परत है, जिसका अर्थ है कि इस परत को भेदने वाले संकेत अंतरिक्ष में निकल जाएंगे। अतिसूक्ष्म परमाणु उत्पादन अत्यधिक पराबैंगनी (यूवी, 10-100 एनएम) विकिरण आयोनाइजिंग परमाणु ऑक्सीजन का प्रभुत्व है। F परत में एक परत होती है (F₂) रात में, लेकिन दिन के दौरान, एक द्वितीयक चोटी (लेबल एफ₁) प्रायः अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व प्रोफाइल में बनता है। क्योंकि एफ₂ परत दिन और रात तक बनी रहती है, यह रेडियो तरंगों के अधिकांश स्काईवेव प्रसार और लंबी दूरी की उच्च आवृत्ति (एचएफ, या लघु तरंग) रेडियो संचार के लिए उत्तरदायी है।

F परत के ऊपर, ऑक्सीजन आयनों की संख्या कम हो जाती है और हल्के आयन जैसे हाइड्रोजन और हीलियम प्रभावी हो जाते हैं। F परत शिखर के ऊपर और प्लास्मास्फीयर के नीचे के इस क्षेत्र को शीर्षपक्ष आयनमंडल कहा जाता है।

1972 से 1975 तक नासा ने F क्षेत्र का अध्ययन करने के लिए इरोस और इरोज B (उपग्रह) उपग्रह प्रक्षेपित किए।^[19]

आयनमंडलीय प्रतिरूप

आयनमंडलीय प्रतिरूप स्थान, ऊंचाई, वर्ष के दिन, सूर्य कलंक चक्र के चरण और भू-चुंबकीय गतिविधि के फलन के रूप में आयनमंडल का गणितीय विवरण है। भूभौतिक रूप से, आयनमंडलीय प्लाज्मा (भौतिकी) की स्थिति को चार मापदंडों द्वारा वर्णित किया जा सकता है: अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व, अतिसूक्ष्म परमाणु और आयन तापमान और, चूंकि आयनों की कई प्रजातियां उपस्थित हैं, आयनिक संरचना। रेडियो प्रसार विशिष्ट रूप से अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व पर निर्भर करता है।

प्रतिरूप सामान्यतः कंप्यूटर प्रोग्राम के रूप में व्यक्त किए जाते हैं। प्रतिरूप तटस्थ वातावरण और सूर्य के प्रकाश के साथ आयनों और अतिसूक्ष्म परमाणुों की पारस्परिक प्रभाव के बुनियादी भौतिकी पर आधारित हो सकता है, या यह बड़ी संख्या में टिप्पणियों या भौतिकी और टिप्पणियों के संयोजन के आधार पर सांख्यिकीय विवरण हो सकता है। सबसे व्यापक रूप से उपयोग किए जाने वाले प्रतिरूपों में से एक अंतर्राष्ट्रीय संदर्भ आयनमंडल (IRI) है,^[20] जो डेटा पर आधारित है और अभी उल्लिखित चार मापदण्ड निर्दिष्ट करता है। आई.आर.आई अंतरिक्ष अनुसंधान समिति (सी.ओ.एस.पी.एआर) और इंटरनेशनल यूनियन ऑफ रेडियो साइंस (यूआरएसआई) द्वारा प्रायोजित एक अंतरराष्ट्रीय परियोजना है।^[21] प्रमुख डेटा स्रोत आयनसोंद्स का विश्वव्यापी नेटवर्क, शक्तिशाली असंगत प्रकीर्ण रडार (जिकामार्का, अरेसीबो टेलीस्कोप, मिलस्टोन हिल, मालवर्न, सेंट सैंटिन), आईएसआईएस और अलौएट शीर्षपक्ष वायुमंडलीय अवरक्त साउंडर , और कई उपग्रहों और रॉकेटों पर सीटू उपकरण हैं। आईआरआई वार्षिक अद्यतन किया जाता है। कुल अतिसूक्ष्म परमाणु परितृप्ति (टीईसी) का आयनमंडल के नीचे से अधिकतम घनत्व की ऊंचाई तक वर्णन करने की तुलना में अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व की भिन्नता का वर्णन करने में आईआरआई अधिक सटीक है। 1999 से यह प्रतिरूप स्थलीय आयनमंडल के लिए "अंतर्राष्ट्रीय मानक" (मानक TS16457) है।

आदर्श प्रतिरूप के लिए लगातार विसंगतियाँ

File:Ionosphere-Thermosphere Processes.jpg

आयनमंडल प्रतिभास का अवलोकन

आयनोग्राफ अभिकलन के माध्यम से, विभिन्न परतों के वास्तविक आकार को कम करने की अनुमति देते हैं। अतिसूक्ष्म परमाणु/आयन-प्लाज्मा (भौतिकी) की गैर-सजातीय संरचना किसी न किसी प्रतिध्वनि के निशान पैदा करती है, जो मुख्य रूप से रात में और उच्च अक्षांशों पर और अशांत स्थितियों के बीच देखी जाती है।

शीतकालीन विसंगति

मध्य अक्षांशों पर, F₂ परत दिन के समय आयन का उत्पादन गर्मियों में अधिक होता है, जैसा कि अपेक्षित था, क्योंकि सूर्य पृथ्वी पर अधिक प्रत्यक्ष रूप से चमकता है। लेकिन, तटस्थ वातावरण के आणविक-से-परमाणु अनुपात में मौसमी परिवर्तन होते हैं जिसके कारण ग्रीष्मकालीन आयन हानि दर और भी अधिक हो जाती है। इसका परिणाम यह होता है कि गर्मियों में होने वाली हानि में वृद्धि गर्मियों में उत्पादन में वृद्धि को दबा देती है और स्थानीय गर्मी के महीनों में कुल F₂ आयनीकरण वास्तव में कम होता है। इस प्रभाव को शीतकालीन विसंगति के रूप में जाना जाता है। विसंगति हमेशा उत्तरी गोलार्ध में उपस्थित होती है, लेकिन सामान्यतः कम सौर गतिविधि की अवधि के बीच दक्षिणी गोलार्ध में अनुपस्थित होती है।

विषुवतीय विसंगति

File:Diurnal ionospheric current.jpg

सूर्य की ओर आयनमंडल में निर्मित विद्युत धाराएँ।

चुंबकीय भूमध्य रेखा के लगभग ± 20 डिग्री के भीतर, भूमध्यरेखीय विसंगति है। यह भूमध्य रेखा पर F₂ परतमें आयनीकरण में गर्त की और चुंबकीय अक्षांश में लगभग 17 डिग्री पर शिखर का प्रतिभास है। पृथ्वी की चुंबकीय क्षेत्र रेखाएँ चुंबकीय भूमध्य रेखा पर क्षैतिज होती हैं। निचले आयनमंडल में सौर ताप और ज्वार दोलन प्लाज्मा को चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के ऊपर और पार ले जाते हैं। यह ई क्षेत्र में विद्युत प्रवाह की चादर स्थापित करता है, जो क्षैतिज चुंबकीय क्षेत्र के साथ, चुंबकीय भूमध्य रेखा से ± 20 डिग्री पर सांद्रण करते हुए, F परत में आयनीकरण को बल देता है। इस प्रतिभास को "इक्वेटोरियल (विषुवतीय) फाउंटेन" के रूप में जाना जाता है।

विषुवतीय विद्युत प्रधार

पृथ्वी के आयनमंडल (आयनमंडलीय डायनेमो क्षेत्र) के ई क्षेत्र में तथाकथित वर्ग (सौर शांत) वर्तमान प्रणाली में दुनिया भर में सौर संचालित हवा का परिणाम है (100–130 km (60–80 mi) ऊंचाई)। इस धारा के परिणामस्वरूप आयनमंडल के विषुवतीय दिन की ओर पश्चिम-पूर्व (सुबह-शाम) निर्देशित स्थिर वैद्युत विक्षेप क्षेत्र होता है। चुंबकीय आप्लावन भूमध्य रेखा पर, जहां भू-चुंबकीय क्षेत्र क्षैतिज है, इस विद्युत क्षेत्र के परिणामस्वरूप चुंबकीय भूमध्य रेखा के ± 3 डिग्री के भीतर पूर्व की ओर वर्तमान प्रवाह में वृद्धि होती है, जिसे भूमध्यरेखीय विद्युत प्रधार के रूप में जाना जाता है।

अल्पकालिक आयनमंडलीय अस्तव्यस्तता

एक्स-रे: आकस्मिक आयनमंडलीय अस्तव्यस्तता (SID)

जब सूर्य सक्रिय होता है, तो शक्तिशाली सौर ज्वालाएं उत्पन्न हो सकती हैं जो कठोर एक्स-रे के साथ पृथ्वी के सूर्य के प्रकाश वाले हिस्से से टकराती हैं। एक्स-रे डी-क्षेत्र में प्रवेश करते हैं, अतिसूक्ष्म परमाणुों को छोड़ते हैं जो तेजी से अवशोषण को बढ़ाते हैं, जिससे उच्च आवृत्ति (3-30 मेगाहर्ट्ज) रेडियो तिमिरण होता है जो शक्तिशाली फ्लेयर्स के बाद कई घंटों तक जारी रह सकता है। इस समय के दौरान बहुत कम आवृत्ति (3–30 kHz) सिग्नल E परत के बजाय D परत द्वारा परिलक्षित होंगे, जहाँ बढ़ा हुआ वायुमंडलीय घनत्व सामान्यतः पर तरंग के अवशोषण को बढ़ाएगा और इस प्रकार इसे कम कर देगा। जैसे ही एक्स-रे समाप्त होते हैं, अचानक आयनमंडलीय अस्तव्यस्तता (SID) या रेडियो तिमिरण तेजी से घटता है क्योंकि डी-क्षेत्र में अतिसूक्ष्म परमाणु तेजी से पुनर्संयोजित होते हैं और प्रसार धीरे-धीरे पूर्व-भड़कने की स्थिति में सौर ज्वालाएं ताकत और आवृत्ति के आधार पर मिनटों से घंटों तक वापस आ जाता है।

प्रोटॉन: ध्रुवीय कैप अवशोषण (पीसीए)

सौर ज्वालाओं के साथ संबद्ध उच्च-ऊर्जा प्रोटॉन का विमोचन है। ये कण सौर ज्वाला के 15 मिनट से 2 घंटे के भीतर पृथ्वी से टकरा सकते हैं। प्रोटॉन पृथ्वी की चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के चारों ओर और नीचे सर्पिल होते हैं और डी और ई परतों के आयनीकरण को बढ़ाते हुए चुंबकीय ध्रुवों के पास वातावरण में प्रवेश करते हैं। पी.सी.ए सामान्यतः पर लगभग 24 से 36 घंटों के औसत के साथ कहीं भी लगभग एक घंटे से लेकर कई दिनों तक रहता है। कोरोनल मास निष्कासन भी ऊर्जावान प्रोटॉन जारी कर सकते हैं जो ध्रुवीय क्षेत्रों में डी-क्षेत्र अवशोषण को बढ़ाते हैं।

भूचुंबकीय तूफान

एक भू-चुंबकीय तूफान एक अस्थायी-कभी-कभी तीव्र-पृथ्वी के चुंबकमंडल की अस्तव्यस्तता है।

एक भू-चुंबकीय तूफान के बीच F₂ परत अस्थिर, खंडित हो जाएगी, और पूरी तरह से गायब भी हो सकती है।
पृथ्वी के उत्तरी और दक्षिणी ध्रुवीय क्षेत्रों में रात्रि आकाश में ध्रुवीय ज्योतिर्मय दिखाई देंगे।

आकाशीय विद्युत

आकाशीय विद्युत डी-क्षेत्र में दो तरीकों में से एक से आयनमंडलीय अस्तव्यस्तता पैदा कर सकती है। पहला वी.एल.एफ (बहुत कम आवृत्ति) रेडियो तरंगों के माध्यम से चुंबकमंडल में प्रक्षेपित होता है। ये तथाकथित "व्हिस्लर" मोड तरंगें विकिरण बेल्ट कणों के साथ परस्पर क्रिया कर सकती हैं और उन्हें आयनमंडल पर अवक्षेपित कर डी-क्षेत्र में आयनीकरण जोड़ सकती हैं। इन अस्तव्यस्तता को "आकाशीय विद्युत-प्रेरित अतिसूक्ष्म परमाणु अवक्षेपण (LEP) प्रतिभासएँ" कहा जाता है।

आकाशीय विद्युत गिरने में चार्ज की विशाल गति के परिणामस्वरूप अतिरिक्त आयनीकरण प्रत्यक्ष ताप/आयनीकरण से भी हो सकता है। इन प्रतिभासओं को "अर्ली/फास्ट" कहा जाता है।

1925 में, C. T. R. विल्सन ने एक तंत्र का प्रस्ताव दिया जिसके द्वारा आकाशीय विद्युत के तूफानों से विद्युत निर्वहन बादलों से आयनमंडल तक ऊपर की ओर प्रसारित हो सकता है। लगभग उसी समय, ब्रिटेन के स्लो में रेडियो अनुसंधान केंद्र में कार्यरत रॉबर्ट वाटसन-वाट ने सुझाव दिया कि आयनमंडलीय यत्रतत्रिक ई परत (ई_s) आकाशीय विद्युत के कारण बढ़ा हुआ प्रतीत हुआ लेकिन उस पर और अधिक काम करने की आवश्यकता थी। 2005 में, ऑक्सफोर्डशायर, यूके में रदरफोर्ड एपलटन प्रयोगशाला में काम कर रहे सी. डेविस और सी. जॉनसन ने प्रदर्शित किया कि ई_s आकाशीय विद्युत की गतिविधि के परिणामस्वरूप परत वास्तव में बढ़ी थी। उनके बाद के शोध ने तंत्र पर ध्यान केंद्रित किया है जिसके द्वारा यह प्रक्रिया हो सकती है।

अनुप्रयोग

रेडियो संचार

आयनित वायुमंडलीय गैसों की उच्च आवृत्ति (एच.एफ, या लघु तरंग) रेडियो तरंगों को अपवर्तित करने की क्षमता के कारण, आयनमंडल रेडियो तरंगों को आकाश में वापस पृथ्वी की ओर निर्देशित कर सकता है। आकाश में एक कोण पर निर्देशित रेडियो तरंगें क्षितिज से परे पृथ्वी पर लौट सकती हैं। "स्किप' या "स्काईवेव" प्रचार नामक इस तकनीक का उपयोग 1920 के दशक से अंतरराष्ट्रीय या अंतरमहाद्वीपीय दूरियों पर संचार करने के लिए किया जाता रहा है। लौटने वाली रेडियो तरंगें पृथ्वी की सतह से फिर से आकाश में प्रतिबिंबित हो सकती हैं, जिससे कई हॉप (दूरसंचार) के साथ अधिक से अधिक परिसर प्राप्त की जा सकती हैं। यह संचार पद्धति दिन या रात के समय, मौसम और 11 साल के सूर्यकलंक चक्र के आधार पर किसी दिए गए पथ पर स्वीकृति के साथ परिवर्तनशील और अविश्वसनीय है। 20वीं शताब्दी के पूर्वार्द्ध के बीच इसका व्यापक रूप से पारमहासागरीय दूरभाष और टेलीग्राफ सेवा, और व्यापार और राजनयिक संचार के लिए उपयोग किया गया था। इसकी सापेक्ष अविश्वसनीयता के कारण, लघु तरंग रेडियो संचार को ज्यादातर दूरसंचार उद्योग द्वारा छोड़ दिया गया है, लेकिन यह उच्च-अक्षांश संचार के लिए महत्वपूर्ण है जहां उपग्रह-आधारित रेडियो संचार संभव नहीं है। लघु तरंग प्रसारण अंतरराष्ट्रीय सीमाओं को पार करने और कम लागत पर बड़े क्षेत्रों को समुपयोग करने में उपयोगी है। स्वचालित सेवाएं अभी भी लघु तरंग रेडियो आवृत्तियों का उपयोग करती हैं, जैसे कि निजी मनोरंजक संपर्कों के लिए और प्राकृतिक आपदाओं के दौरान आपातकालीन संचार में सहायता के लिए रेडियो अव्यवसायी शौकिया करते हैं। सशस्त्र सेना लघु तरंग का उपयोग करते हैं ताकि दुर्बल बुनियादी ढांचे से स्वतंत्र हो सकें, जिसमें उपग्रह समिलित हैं, और लघु तरंग संचार की कम विलंबता ख्याति व्यापारियों के लिए आकर्षक बनाती है, जहां मिलीसेकंड की गिनती होती है। ^[22]

अपवर्तन का तंत्र

जब रेडियो तरंग आयनमंडल तक पहुँचती है, तो तरंग में विद्युत क्षेत्र आयनमंडल में अतिसूक्ष्म परमाणुों को रेडियो तरंग के समान आवृत्ति पर दोलन करने के लिए बाध्य करता है। इस गुंजयमान दोलन तक कुछ रेडियो-आवृत्ति ऊर्जा दी जाती है। दोलन करने वाले अतिसूक्ष्म परमाणु या तो पुनर्संयोजन के लिए खो जाएंगे या मूल तरंग ऊर्जा को फिर से विकीर्ण कर देंगे। कुल अपवर्तन तब हो सकता है जब आयनमंडल की दोलन आवृत्ति रेडियो आवृत्ति से कम हो, और यदि आयनमंडल में अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व काफी अधिक हो।

ज्यामितीय प्रकाशिकी को याद करके आयनमंडल के माध्यम से विद्युत चुम्बकीय तरंग कैसे प्रसारित होती है, इसकी गुणात्मक समझ प्राप्त की जा सकती है। चूंकि आयनमंडल एक प्लाज्मा है, इसलिए यह दिखाया जा सकता है कि अपवर्तक सूचकांक एकता से कम है। इसलिए, विद्युत चुम्बकीय "किरण" सामान्य की बजाय सामान्य से दूर झुकती है जैसा कि अपवर्तक सूचकांक एकता से अधिक होने पर इंगित किया जाएगा। यह भी दिखाया जा सकता है कि प्लाज्मा का अपवर्तक सूचकांक, और इसलिए आयनमंडल, आवृत्ति-निर्भर है, फैलाव (ऑप्टिक्स) देखें।^[23]

क्रांतिक आवृत्ति वह सीमांत आवृत्ति है जिस पर या उससे नीचे रेडियो तरंग प्रतिभास के ऊर्ध्वाधर कोण (ऑप्टिक्स) पर एक आयनमंडलीय परत द्वारा परिलक्षित होती है। यदि संचरित आवृत्ति आयनमंडल की प्लाज्मा आवृत्ति से अधिक है, तो अतिसूक्ष्म परमाणु पर्याप्त तेजी से प्रतिक्रिया नहीं कर सकते हैं, और वे संकेत को फिर से विकीर्ण करने में सक्षम नहीं होते हैं। इसकी गणना नीचे दिखाए अनुसार की जाती है:

f_{\text{critical}}=9\times {\sqrt {N}}

जहाँ N = अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व प्रति m³ और f_critical हज़ (Hz) में है।

अधिकतम उपयोग योग्य आवृत्ति (एम.यू.एफ) को ऊपरी आवृत्ति सीमा के रूप में परिभाषित किया गया है जिसका उपयोग निर्दिष्ट समय पर दो बिंदुओं के बीच संचरण के लिए किया जा सकता है।

f_{\text{muf}}={\frac {f_{\text{critical}}}{\sin \alpha }}

जहाँ $\alpha$ = आगमन का कोण, क्षितिज के सापेक्ष तरंग का कोण, और sin साइन फलन है।

कटऑफ आवृत्ति वह आवृत्ति है जिसके नीचे एक रेडियो तरंग परत से अपवर्तन द्वारा दो निर्दिष्ट बिंदुओं के बीच संचरण के लिए आवश्यक प्रतिभास कोण पर आयनमंडल की परत में प्रवेश करने में विफल रहती है।

जी.पी.एस/जी.एन.एस.एस आयनमंडलीय सुधार

आयनमंडल वैश्विक नौवहन उपग्रह प्रणालियों के प्रभावों को समझने के लिए कई प्रतिरूपों का उपयोग किया जाता है। क्लोबुचर प्रतिरूप वर्तमान में GPS में आयनमंडलीय प्रभावों की भरपाई के लिए उपयोग किया जाता है। यह प्रतिरूप जॉन (जैक) क्लोबुचर द्वारा लगभग 1974 में अमेरिकी वायु सेना भूभौतिकीय अनुसंधान प्रयोगशाला में विकसित किया गया था।^[24] गैलीलियो (उपग्रह नेविगेशन) नेविगेशन प्रणाली नेक्विक प्रतिरूप का उपयोग करती है।^[25]

अन्य अनुप्रयोग

अनावृत पद्धति(सिस्टम थ्योरी) विद्युत् गतिक टीथर, जो आयनमंडल का उपयोग करता है, पर शोध किया जा रहा है। विद्युत चुम्बकीय प्रेरण द्वारा पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र से ऊर्जा निकालने के लिए अंतरिक्ष का तार सर्किट के हिस्से के रूप में प्लाज्मा संपर्ककर्ताओं और आयनमंडल का उपयोग करता है।

माप

सिंहावलोकन

वैज्ञानिक विभिन्न तरीकों से आयनमंडल की संरचना का पता लगाते हैं। वे सम्मिलित करते हैं:

आयनमंडल में उत्पन्न प्रकाश संबंधी और रेडियो उत्सर्जन का निष्क्रिय अवलोकन
इससे विभिन्न आवृत्तियों की रेडियो तरंगें उछलती हैं
ई.आई.एस.सी.ए.टी., सोंड्रे स्ट्रोम्फजॉर्ड, मिलस्टोन हिल वेधशाला, अरेसीबो टेलीस्कोप, विकसित प्रमापीय असंगत EISCAT रडार (ए.एम.आई.एस.आर) और जिकामार्का रेडियो वेधशाला रडार जैसे असंगत प्रकीर्ण रडार
सुसंगत प्रकीर्ण रडार जैसे सुपर डुअल ऑरोरल रडार नेटवर्क (सुपरडार्न) रडार
विशेष समापक यह पता लगाने के लिए कि संचरित तरंगों से परावर्तित तरंगें कैसे बदल गई हैं।

विभिन्न प्रकार के प्रयोग, जैसे कि HAARP (हाई आवृत्तियों एक्टिव औरोरल रिसर्च प्रोग्राम), आयनमंडल के गुणों को संशोधित करने के लिए उच्च शक्ति वाले रेडियो प्रेषक को समिलित करते हैं। ये जांच आयनमंडलीय प्लाज्मा के गुणों और व्यवहार का अध्ययन करने पर ध्यान केंद्रित करती है, विशेष रूप से नागरिक और सैन्य दोनों उद्देश्यों के लिए संचार और निगरानी प्रणाली को बढ़ाने के लिए इसे समझने और उपयोग करने में सक्षम होने पर जोर देती है। HAARP को 1993 में प्रस्तावित बीस वर्षीय प्रयोग के रूप में आरंभ किया गया था, और वर्तमान में यह गकोना, अलास्का के पास सक्रिय है।

सुपरडार्न रडार प्रोजेक्ट 8 से 20 मेगाहर्ट्ज़ परिसर में रेडियो तरंगों के सुसंगत प्रत्यक् प्रकीर्ण का उपयोग करके उच्च और मध्य अक्षांशों पर शोध करता है। सुसंगत प्रत्यक् प्रकीर्ण क्रिस्टल में ब्रैग प्रकीर्णिंग के समान है और इसमें आयनमंडलीय घनत्व अनियमितताओं से प्रकीर्णिंग का रचनात्मक अतरक्षेप समिलित है। परियोजना में 11 से अधिक देश और दोनों गोलार्द्धों में कई रडार समिलित हैं।

वैज्ञानिक, आयनमंडल की जांच उपग्रहों और तारों से होकर गुजरने वाली रेडियो तरंगों में होने वाले परिवर्तनों द्वारा भी कर रहे हैं। प्यूर्टो रिको में स्थित अरेसीबो टेलीस्कोप का मूल उद्देश्य पृथ्वी के आयनमंडल का अध्ययन करना था।

आयनोग्राम

आयनोग्राम आयनमंडलीय परतों की आभासी ऊंचाई और महत्वपूर्ण आवृत्तियों को दिखाते हैं और जिन्हें आयनसोंद द्वारा मापा जाता है। आयनसोंदे आवृत्तियों की एक श्रृंखला को प्रचारित करता है, सामान्यतः पर 0.1 से 30 मेगाहर्ट्ज तक, ऊर्ध्वाधर प्रतिभास पर आयनमंडल में संचारित होता है। जैसे-जैसे आवृत्ति बढ़ती है, प्रत्येक तरंग परत में आयनीकरण द्वारा कम अपवर्तित होती है, और इसलिए प्रत्येक लहर परावर्तित होने से पहले प्रवेश करती है। आखिरकार, एक आवृत्ति पहुंच जाती है जो लहर को प्रतिबिंबित किए बिना परत में प्रवेश करने में सक्षम बनाती है। साधारण मोड तरंगों के लिए, यह तब होता है जब संचरित आवृत्ति परत की अतिशय प्लाज्मा, या महत्वपूर्ण, आवृत्ति से अधिक हो जाती है। परावर्तित उच्च आवृत्ति रेडियो दालों के निशान आयनोग्राम के रूप में जाने जाते हैं। न्यूनीकरण नियम विलियम रॉय पिगगोट और कार्ल रावर, एल्सेवियर एम्स्टर्डम, 1961 द्वारा संपादित : "URSI हैंडबुक ऑफ आयनोग्राम इंटरप्रिटेशन एंड रिडक्शन" में दिए गए हैं (चीनी, फ्रेंच, जापानी और रूसी में अनुवाद उपलब्ध हैं)।

असंगत प्रकीर्ण रडार

असंगत प्रकीर्ण रडार महत्वपूर्ण आवृत्तियों से ऊपर काम करते हैं। इसलिए, तकनीक आयनमंडल की जांच करने की अनुमति देती है, आयनसोंद्स के विपरीत, अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व चोटियों के ऊपर भी। संचरित संकेतों को बिखरने (प्रकीर्णिंग) वाले अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व के ऊष्मीय उतार-चढ़ाव में सुसंगतता (भौतिकी) की कमी होती है, जिसने तकनीक को इसका नाम दिया। उनके शक्ति वर्णक्रम में न एकमात्र घनत्व पर, बल्कि आयन और अतिसूक्ष्म परमाणु तापमान, आयन द्रव्यमान और बहाव वेग पर भी जानकारी होती है।

जी.एन.एस.एस रेडियो प्रच्छादन

रेडियो प्रच्छादन एक सुदूर संवेदन तकनीक है जहां GNSS सिग्नल स्पर्शरेखा से पृथ्वी को खुरचता है, वायुमंडल से गुजरता है, और लो अर्थ ऑर्बिट (LEO) उपग्रह द्वारा प्राप्त किया जाता है। जैसे ही संकेत वायुमंडल से गुजरता है, यह अपवर्तित, घुमावदार और विलंबित होता है। LEO उपग्रह ऐसे कई सिग्नल पथों की कुल अतिसूक्ष्म परमाणु सामग्री और झुकने वाले कोण का सैम्पल लेता है क्योंकि यह GNSS उपग्रह को पृथ्वी के ऊपर या नीचे सेट होते हुए देखता है। व्युत्क्रम एबेल के रूपांतरण का उपयोग करके, पृथ्वी पर उस स्पर्शरेखा बिंदु पर अपवर्तकता की त्रिज्यीय परिच्छेदिका का पुनर्निर्माण किया जा सकता है।

प्रमुख GNSS रेडियो प्रच्छादन मिशनों में ग्रेविटी रिकवरी और क्लाइमेट एक्सपेरिमेंट , CHAMP (उपग्रह), और मौसम विज्ञान, आयनमंडल और जलवायु के लिए तारामंडल अवलोकन प्रणाली समिलित हैं।

आयनमंडल के सूचकांक

आयनमंडल के अनुभवजन्य प्रतिरूप जैसे नेक्विक में, निम्नलिखित सूचकांकों को आयनमंडल की स्थिति के अप्रत्यक्ष संकेतक के रूप में उपयोग किया जाता है।

सौर तीव्रता

F10.7 और R12 आयनमंडलीय प्रतिरूपण में सामान्यतः उपयोग किए जाने वाले दो सूचकांक हैं। दोनों कई सौर चक्रों का आवरण करने वाले अपने लंबे ऐतिहासिक अभिलेख के लिए मूल्यवान हैं। F10.7 ग्राउंड रेडियो दूरबीन का उपयोग करके 2800 मेगाहर्ट्ज की आवृत्ति पर सौर रेडियो उत्सर्जन की तीव्रता का माप है। R12 दैनिक सूर्य कलंक( सूर्य कलंक) संख्याओं का 12 महीनों का औसत है। दो सूचकांकों को एक दूसरे के साथ सहसंबद्ध दिखाया गया है।

लेकिन, दोनों सूचकांक सौर पराबैंगनी और एक्स-रे उत्सर्जन के एकमात्र अप्रत्यक्ष संकेतक हैं, जो पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल में आयनीकरण पैदा करने के लिए मुख्य रूप से उत्तरदायी हैं। अब हमारे पास GOES अंतरिक्ष यान से डेटा है जो सूर्य से पृष्ठभूमि के एक्स-रे प्रवाह को मापता है, जो आयनमंडल में आयनीकरण स्तरों से अधिक निकटता से संबंधित मापदण्ड है।

भू-चुंबकीय अस्तव्यस्तता

ए-सूचकांक और के- सूचकांक 'भू-चुंबकीय क्षेत्र' के क्षैतिज घटक के व्यवहार का माप हैं। के-सूचक भू-चुंबकीय क्षेत्र के क्षैतिज घटक की ताकत को मापने के लिए 0 से 9 तक अर्ध-लघुगणकीय पैमाने का उपयोग करता है। बोल्डर के-सूचक को बोल्डर भू-चुंबकीय वेधशाला में मापा जाता है।
पृथ्वी के भू-चुंबकीय गतिविधि स्तरों को एस.आई. इकाइयों में पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के उतार-चढ़ाव से मापा जाता है जिसे टेस्ला (इकाई) कहा जाता है (या गैर-एस.आई. गॉस (इकाई) में, विशेष रूप से पुराने साहित्य में)। पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र को कई वेधशालाओं द्वारा ग्रह के चारों ओर मापा जाता है। पुनर्प्राप्त डेटा को संसाधित किया जाता है और माप सूचकांकों में बदल दिया जाता है। पूरे ग्रह के लिए दैनिक मापन ए_p-सूचक के अनुमान के माध्यम से उपलब्ध कराया जाता है, जिसे ग्रह संबन्धी ए-सूचक (PAI) कहा जाता है।

अन्य ग्रहों और प्राकृतिक उपग्रहों के आयनमंडल

सौर मंडल की वस्तुएँ जिनमें प्रशंसनीय वायुमंडल है (अर्थात, सभी प्रमुख ग्रह और कई बड़े प्राकृतिक उपग्रह) सामान्यतः पर आयनमंडल का निर्माण करते हैं।^{[citation needed]} आयनमंडल वाले ग्रहों में शुक्र का वायुमंडल (ऊपरी वायुमंडल और आयनमंडल), मंगल,^[26] बृहस्पति (रिंग्स और चंद्रमाओं के साथ इंटरेक्शन), शनि, यूरेनस, नेपच्यून और प्लूटो समिलित हैं।

टाइटन के वातावरण में एक आयनमंडल समिलित है जो ऊंचाई में लगभग 880 km (550 mi) से लेकर 1,300 km (810 mi) तक है और इसमें कार्बन यौगिक भी समिलित होते हैं।^[27] Io (चंद्रमा), यूरोपा (चंद्रमा), गैनीमेडे, और ट्राइटन (चंद्रमा) में भी आयनमंडल देखे गए हैं।

यह भी देखें

एरोनोमी
जियोस्पेस
अंतरिक्ष भौतिकी
भूभौतिकी
- अंतर्राष्ट्रीय संदर्भ आयनमंडल
- आयनमंडलीय डायनेमो क्षेत्र
- मैग्नेटोस्फेरिक विद्युत संवहन क्षेत्र
- प्रोटोनोस्फीयर
- शुमान अनुनाद
- वान एलन विकिरण बेल्ट
रेडियो
- पृथ्वी-आयनमंडल वेवगाइड
- लुप्त होती
- आयनमंडलीय अवशोषण
- आयनमंडलीय जगमगाहट
- लाइन-ऑफ़-विज़न प्रचार
- Sferics

संबंधित
- कैनेडियन जियोस्पेस मॉनिटरिंग
- हाई फ्रीक्वेंसी एक्टिव औरोरल रिसर्च प्रोग्राम
- आयनमंडलीय हीटर
- एस4 इंडेक्स
- शीतल गामा पुनरावर्तक
- स्प्राइट हेलो|ऊपरी-वायुमंडलीय बिजली
- सुरा आयनमंडलीय तापन सुविधा
- TIMED (थर्मोस्फीयर आयनोस्फीयर मेसोस्फीयर एनर्जेटिक्स एंड डायनेमिक्स)

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↑
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संदर्भ

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बाहरी संबंध

Gehred, Paul, and Norm Cohen, SWPC's Radio User's Page.
Amsat-Italia project on Ionospheric propagation (ESA SWENET website)
NZ4O Solar Space Weather & Geomagnetic Data Archive
NZ4O 160 Meter (Medium Frequency)Radio Propagation Theory Notes Layman Level Explanations Of "Seemingly" Mysterious 160 Meter (MF/HF) Propagation Occurrences
USGS Geomagnetism Program
Encyclopædia Britannica, Ionosphere and magnetosphere
Current Space Weather Conditions
Current Solar X-Ray Flux
Super Dual Auroral Radar Network
European Incoherent Scatter radar system

[1] Jones, Daniel (2003) [1917]. "ionosphere". In Peter Roach; James Hartmann; Jane Setter (eds.). English Pronouncing Dictionary. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-3-12-539683-8.

[2] "ionosphere". Merriam-Webster Dictionary.

[3] Zell, Holly (2 March 2015). "पृथ्वी की वायुमंडलीय परतें". NASA. Retrieved 2020-10-23.

[rawer-4] Rawer, K. (1993). आयनमंडल में तरंग प्रसार. Dordrecht: Kluwer Academic. ISBN 0-7923-0775-5.

[5] Gauss, Carl Friedrich (1839). "Allgemeine Theorie des Erdmagnetismus [General theory of terrestrial magnetism]". In Gauss, Carl Friedrich; Weber, Wilhelm (eds.). Resultate aus den Beobachtungen des Magnetischen Vereins im Jahre 1838 [Findings from the Observations of the Magnetic Society in the Year 1838] (in German). Leipzig, (Germany): Weidmanns' Bookshop. pp. 1–57.{{cite book}}: CS1 maint: unrecognized language (link) Gauss speculated that magnetic forces might be generated not only by electrical currents flowing through the Earth's interior but also by some sort of electrical current(s) flowing through the atmosphere. From p. 50: "§ 36. Ein anderer Theil unserer Theorie, über welchen ein Zweifel Statt finden kann, ist die Voraussetzung, … zu untersuchen , wie die aus denselben hervorgehende magnetische Wirkung auf der Erdoberfläche sich gestalten würde." (Another part of our theory about which doubt may arise is the assumption that the agents of terrestrial magnetic force have their source exclusively in the interior of the Earth. If the immediate causes [of terrestrial magnetism] should be sought entirely or in part outside [the Earth's intererrestrial Magnetism – a revised translation of the German text |journal=History of Geo- and Space Sciences |date=2014 |volume=5 |issue=1 |pages=11–62|doi=10.5194/hgss-5-11-2014 |bibcode=2014HGSS....5...11G |doi-access=free }}

[6] John S. Belrose, "Fessenden and Marconi: Their Differing Technologies and Transatlantic Experiments During the First Decade of this Century Archived 2009-01-23 at the Wayback Machine". International Conference on 100 Years of Radio, 5–7 September 1995.

[7] "मार्कोनी और रेडियो का इतिहास". IEEE Antennas and Propagation Magazine. 46.

[8] Heaviside, Oliver (1902). "टेलीग्राफी". Encyclopaedia Britannica. Vol. 33 (10th ed.). pp. 213–235. Speaking of wireless telegraphy, Heaviside speculated about the propagation of Hertzian (radio) waves through the atmosphere. From p. 215: "There may possibly be a sufficiently conducting layer in the upper air. If so, the waves will, so to speak, catch on to it more or less. Then the guidance will be the sea on one side and the upper layer on the other."

[9] Kennelly, A.E. (15 March 1902). "पृथ्वी के वायुमंडल के विद्युत प्रवाहकीय संस्तरों के उत्थान पर". The Electrical World and Engineer. 39 (11): 473.

[10] worldradiohistory.com: Broadcast listening in the pioneer days of radio on the short waves, 1923 1945 Jerome S. Berg Quote: "...In addition to having to obtain licenses - a constraint to which they adapted only slowly - the amateurs were, with some exceptions, restricted to the range below 200 meters (that is, above 1500 kc.), bands that were largely unexplored and thought to be of little value. The navy attributed most interference to the amateurs, and was happy to see them on the road to a hoped - for extinction. From the amateurs' point of view, their development of the shortwave spectrum began less as a love affair than a shotgun marriage. However, all that would change...It took several years before experimenters ventured above 2-3 mc. and started to understand such things as shortwave propagation and directionality. The short waves, as they were called, were surrounded with mystery...Also in 1928 Radio News publisher Hugo Gernsback began shortwave broadcasting on 9700 kc. from his station, WRNY, New York, using the call W2XAL. "A reader in New South Wales, Aus- tralia," reported Gernsback, "writes us that while he was writing his letter he was listening to WRNY's short-wave transmitter, 2XAL, on a three-tube set; and had to turn down the volume, otherwise he would wake up his family. All this at a distance of some 10,000 miles! Yet 2XAL ...uses less than 500 watts; a quite negligible amount of power. "6...The 1930s were the golden age of shortwave broadcasting...Shortwave also facilitated communication with people in remote areas. Amateur radio became a basic ingredient of all expeditions...The term shortwave was generally taken to refer to anything above 1.5 mc., without upper limit...", backup

[11] The letter, dated 8 November 1926, was addressed to the Secretary of the Radio Research Board.
The letter was quoted in: Gardiner, G. W. (13 December 1969). "Origin of the term Ionosphere". Nature. 224 (5224): 1096. Bibcode:1969Natur.224.1096G. doi:10.1038/2241096a0. S2CID 4296253.

See also: Ratcliffe, J.A. (1975). "Robert Alexander Watson-Watt". Biographical Memoirs of Fellows of the Royal Society. 21: 549–568. See p. 554.

[12] The letter was quoted in: Gardiner, G. W. (13 December 1969). "Origin of the term Ionosphere". Nature. 224 (5224): 1096. Bibcode:1969Natur.224.1096G. doi:10.1038/2241096a0. S2CID 4296253.

[13] See also: Ratcliffe, J.A. (1975). "Robert Alexander Watson-Watt". Biographical Memoirs of Fellows of the Royal Society. 21: 549–568. See p. 554.

[Gakona_HAARPoon_2017-12] "Gakona HAARPoon 2017". 2017-02-19. Archived from the original on 2017-02-20.

[13] "अंतरिक्ष की दौड़ में प्रथम। एक ऑस्ट्रेलियाई दृष्टिकोण से". harveycohen.net. Archived from the original on 11 September 2017. Retrieved 8 May 2018.

[14] "एलिजाबेथ ए। एसेक्स-कोहेन आयनोस्फेरिक फिजिक्स पेपर आदि". harveycohen.net. Archived from the original on 11 September 2017. Retrieved 8 May 2018.

[Chapman1950-15] Chapman, Sydney (1950). "ऊपरी वायुमंडलीय नामकरण". Journal of Geophysical Research. 55 (4): 395–399. Bibcode:1950JGR....55..395C. doi:10.1029/JZ055i004p00395. ISSN 0148-0227.

[16] Yiğit, Erdal (27 July 2015). Atmospheric and Space Sciences: Neutral Atmospheres: Volume 1. ISBN 9783319215815.

[17] "न्यूट्रोस्फीयर - मौसम विज्ञान की शब्दावली". Glossary.ametsoc.org. 2012-01-26. Retrieved 2022-08-12.

[Rose1962-18] Rose, D.C.; Ziauddin, Syed (June 1962). "ध्रुवीय टोपी अवशोषण प्रभाव". Space Science Reviews. 1 (1): 115. Bibcode:1962SSRv....1..115R. doi:10.1007/BF00174638. S2CID 122220113.

[Yenne-19] Yenne, Bill (1985). द एनसाइक्लोपीडिया ऑफ यूएस स्पेसक्राफ्ट. Exeter Books (A Bison Book), New York. ISBN 978-0-671-07580-4. p. 12 AEROS

[20] Bilitza, 2001

[21] "अंतर्राष्ट्रीय संदर्भ आयनमंडल". Ccmc.gsfc.nasa.gov. Archived from the original on 2011-02-23. Retrieved 2011-11-08.

[22] Arikan, Toros; Singer, Andrew C. (2021). "लो-लेटेंसी एचएफ संचार के लिए रिसीवर डिजाइन". IEEE Transactions on Wireless Communications. 20 (5): 3005–3015. doi:10.1109/TWC.2020.3046475. S2CID 233990323.

[23] Lied, Finn (1967). ध्रुवीय समस्याओं पर जोर देने के साथ उच्च आवृत्ति रेडियो संचार. Advisory Group for Aerospace Research and Development. pp. 1–6.

[24] "आईओएन फेलो - श्री जॉन ए क्लोबुचर". www.ion.org. Archived from the original on 4 October 2017. Retrieved 8 May 2018.

[Galileo2016-25] "गैलीलियो सिंगल फ्रीक्वेंसी यूजर्स के लिए आयनोस्फेरिक करेक्शन एल्गोरिथम" (PDF). Galileo Open Service. Archived (PDF) from the original on 10 February 2018. Retrieved 9 February 2018.

[26] "Mars Express: First global map of martian ionosphere". Archived from the original on 2015-09-10. Retrieved 2015-10-31.

[27] NASA/JPL: Titan's upper atmosphere Archived 2011-05-11 at the Wayback Machine Accessed 2010-08-25

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v t e Earth's atmosphere
Troposphere Stratosphere Mesosphere Thermosphere Exosphere
Tropopause Stratopause Mesopause Thermopause / Exobase
Ozone layer Turbopause Ionosphere

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-आयनमंडल ({{IPAc-en|aɪ|ˈ|ɒ|n|ə|ˌ|s|f|ɪər}}){{refn|{{cite encyclopedia |last=Jones |first=Daniel |author-link=Daniel Jones (phonetician) |title=ionosphere |encyclopedia=English Pronouncing Dictionary |editor1=Peter Roach |editor2=James Hartmann |editor3=Jane Setter |location=[[Cambridge]] |publisher=[[Cambridge University Press]] |orig-year=1917 |year=2003 |isbn=978-3-12-539683-8}}}}{{refn|{{cite Merriam-Webster|ionosphere}}}} पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल का [[आयनीकरण|आयनित]] भाग है, [[समुद्र तल से ऊँचाई|समुद्र तल से]] लगभग {{cvt|48|km|mi}} से {{cvt|965|km|mi}} [[समुद्र तल से ऊँचाई|ऊपर]],<ref>{{cite web |last=Zell|first=Holly |title=पृथ्वी की वायुमंडलीय परतें|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/science/atmosphere-layers2.html |publisher=NASA |date=2 March 2015 |access-date=2020-10-23}}</ref> एक ऐसा क्षेत्र जिसमें [[बाह्य वायुमंडल]] और [[मीसोस्फीयर|मध्यमंडल]] और [[बहिर्मंडल]] के हिस्से समिलित हैं। आयनमंडल [[सौर विकिरण]] द्वारा आयनित होता है। यह [[वायुमंडलीय बिजली]] में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है और [[चुंबकमंडल]] के अंदरूनी किनारे का निर्माण करता है। इसका व्यावहारिक महत्व है क्योंकि, अन्य कार्यों के बीच, यह पृथ्वी पर दूर के स्थानों में रेडियो प्रसार को प्रभावित करता है।<ref name=rawer>{{cite book |first=K.|last=Rawer |title=आयनमंडल में तरंग प्रसार|publisher=[[Springer Science+Business Media|Kluwer Academic]] |location=[[Dordrecht]] |year=1993 |isbn=0-7923-0775-5}}</ref> यह इस परत के माध्यम से यात्रा करने वाले [[जीपीएस सिग्नल|जीपीएस]] संकेतों को भी प्रभावित करता है।
+आयनमंडल ({{IPAc-en|aɪ|ˈ|ɒ|n|ə|ˌ|s|f|ɪər}}){{refn|{{cite encyclopedia |last=Jones |first=Daniel |author-link=Daniel Jones (phonetician) |title=ionosphere |encyclopedia=English Pronouncing Dictionary |editor1=Peter Roach |editor2=James Hartmann |editor3=Jane Setter |location=[[Cambridge]] |publisher=[[Cambridge University Press]] |orig-year=1917 |year=2003 |isbn=978-3-12-539683-8}}}}{{refn|{{cite Merriam-Webster|ionosphere}}}} पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल का [[आयनीकरण|आयनित]] भाग है, [[समुद्र तल से ऊँचाई|समुद्र तल से]] लगभग {{cvt|48|km|mi}} से {{cvt|965|km|mi}} [[समुद्र तल से ऊँचाई|ऊपर]],<ref>{{cite web |last=Zell|first=Holly |title=पृथ्वी की वायुमंडलीय परतें|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/science/atmosphere-layers2.html |publisher=NASA |date=2 March 2015 |access-date=2020-10-23}}</ref> एक ऐसा क्षेत्र जिसमें [[बाह्य वायुमंडल]] और [[मीसोस्फीयर|मध्यमंडल]] और [[बहिर्मंडल]] के हिस्से समिलित हैं। आयनमंडल [[सौर विकिरण]] द्वारा आयनित होता है। यह [[वायुमंडलीय बिजली]] में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है और [[चुंबकमंडल]] के अंदरूनी किनारे का निर्माण करता है। इसका व्यावहारिक महत्व है क्योंकि, अन्य कार्यों के दौरान, यह पृथ्वी पर दूर के स्थानों में रेडियो प्रसार को प्रभावित करता है।<ref name=rawer>{{cite book |first=K.|last=Rawer |title=आयनमंडल में तरंग प्रसार|publisher=[[Springer Science+Business Media|Kluwer Academic]] |location=[[Dordrecht]] |year=1993 |isbn=0-7923-0775-5}}</ref> यह इस परत के माध्यम से यात्रा करने वाले [[जीपीएस सिग्नल|जीपीएस]] संकेतों को भी प्रभावित करता है।
 [[File:Atmosphere with Ionosphere.svg|thumb|upright=1.65|वायुमंडल और आयनमंडल का संबंध]]
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 के दशक के प्रारम्भ में, [[रेडियो लक्ज़मबर्ग]] के परीक्षण प्रसारण ने अनजाने में आयनमंडल के पहले रेडियो संशोधन का प्रमाण प्रदान किया; [[HAARP]] ने 2017 में इसी नाम के लक्ज़मबर्ग-गोर्की प्रभाव का उपयोग करते हुए प्रयोगों की एक श्रृंखला चलाई।<ref name="Gakona HAARPoon 2017">{{cite web |url=https://sites.google.com/alaska.edu/gakonahaarpoon/operations-news |title=Gakona HAARPoon 2017 |date=2017-02-19 |url-status=live |archive-url=https://web.archive.org/web/20170220175950/https://sites.google.com/alaska.edu/gakonahaarpoon/operations-news |archive-date=2017-02-20 }}</ref>
-एडवर्ड वी. एपलटन को 1947 में आयनमंडल के अस्तित्व की पुष्टि करने के लिए 1927 में [[नोबेल पुरस्कार]] से सम्मानित किया गया था। [[लॉयड बर्कनर]] ने सबसे पहले आयनमंडल की ऊंचाई और घनत्व को मापा। इसने शॉर्ट-वेव रेडियो प्रचार के पहले पूर्ण सिद्धांत की अनुमति दी। मौरिस वी. विल्क्स और जे.ए. रैटक्लिफ ने आयनमंडल में बहुत लंबी रेडियो तरंगों के रेडियो प्रसार के विषय पर शोध किया। [[विटाली गिन्ज़बर्ग]] ने आयनमंडल जैसे जीवद्रव्य में विद्युत चुम्बकीय तरंग प्रसार का सिद्धांत विकसित किया है।
+एडवर्ड वी. एपलटन को 1947 में आयनमंडल के अस्तित्व की पुष्टि करने के लिए 1927 में [[नोबेल पुरस्कार]] से सम्मानित किया गया था। [[लॉयड बर्कनर]] ने सबसे पहले आयनमंडल की ऊंचाई और घनत्व को मापा। इसने लघु तरंग रेडियो प्रचार के पहले पूर्ण सिद्धांत की अनुमति दी। मौरिस वी. विल्क्स और जे.ए. रैटक्लिफ ने आयनमंडल में बहुत लंबी रेडियो तरंगों के रेडियो प्रसार के विषय पर शोध किया। [[विटाली गिन्ज़बर्ग]] ने आयनमंडल जैसे जीवद्रव्य में विद्युत चुम्बकीय तरंग प्रसार का सिद्धांत विकसित किया है।
 में, आयनमंडल का अध्ययन करने के लिए कनाडा उपग्रह [[Alouette 1|अलौएट 1]] का प्रक्षेपण किया गया था। इसकी सफलता के बाद 1965 में [[Alouette 2|अलौएट]] [[Alouette 2|2]] और 1969 और 1971 में दो ISIS (उपग्रह) उपग्रह, आगे 1972 और 1975 में AEROS-A और -B, सभी आयनमंडल को मापने के लिए थे।
-जुलाई, 1963 को पहला ऑपरेशनल जियोसिंक्रोनस सैटेलाइट सिंकॉम 2 लॉन्च किया गया था।<ref>{{cite web|url=http://harveycohen.net/crcss/history.html|title=अंतरिक्ष की दौड़ में प्रथम। एक ऑस्ट्रेलियाई दृष्टिकोण से|website=harveycohen.net|access-date=8 May 2018|url-status=live|archive-url=https://web.archive.org/web/20170911162138/http://harveycohen.net/crcss/history.html|archive-date=11 September 2017}}</ref> इस उपग्रह (और इसके उत्तराधिकारी) पर बोर्ड रेडियो बीकन सक्षम - पहली बार - भूस्थैतिक कक्षा से पृथ्वी रिसीवर तक रेडियो बीम के साथ [[कुल इलेक्ट्रॉन सामग्री]] (टीईसी) भिन्नता का मापन। (ध्रुवीकरण के विमान का घूर्णन सीधे रास्ते के साथ टीईसी को मापता है।) ऑस्ट्रेलियाई भूभौतिकीविद् [[एलिजाबेथ एसेक्स-कोहेन]] 1969 से ऑस्ट्रेलिया और अंटार्कटिका के ऊपर के वातावरण की निगरानी के लिए इस तकनीक का उपयोग कर रहे थे।<ref>{{cite web|url=http://harveycohen.net/essex|title=एलिजाबेथ ए। एसेक्स-कोहेन आयनोस्फेरिक फिजिक्स पेपर आदि|website=harveycohen.net|access-date=8 May 2018|url-status=live|archive-url=https://web.archive.org/web/20170911205109/http://harveycohen.net/essex/|archive-date=11 September 2017}}</ref>
+जुलाई, 1963 को पहला क्रियाशील भूतुल्यकाली उपग्रह सिंकॉम 2 का प्रक्षेपण किया गया था।<ref>{{cite web|url=http://harveycohen.net/crcss/history.html|title=अंतरिक्ष की दौड़ में प्रथम। एक ऑस्ट्रेलियाई दृष्टिकोण से|website=harveycohen.net|access-date=8 May 2018|url-status=live|archive-url=https://web.archive.org/web/20170911162138/http://harveycohen.net/crcss/history.html|archive-date=11 September 2017}}</ref> इस उपग्रह (और इसके उत्तराधिकारी) पर युगपत रेडियो बीकन पहली बार सक्षम हुए - भूस्थैतिक कक्षा से पृथ्वी समापक तक रेडियो किरण के साथ [[कुल इलेक्ट्रॉन सामग्री|कुल अतिसूक्ष्म परमाणु सामग्री]] (टीईसी) भिन्नता का मापन। (ध्रुवीकरण के विमान का घूर्णन सीधे रास्ते के साथ टी.ई.सी को मापता है।) ऑस्ट्रेलियाई भूभौतिकीविद् [[एलिजाबेथ एसेक्स-कोहेन]] 1969 से ऑस्ट्रेलिया और अंटार्कटिका के ऊपर के वातावरण की निगरानी के लिए इस तकनीक का उपयोग कर रहे थे।<ref>{{cite web|url=http://harveycohen.net/essex|title=एलिजाबेथ ए। एसेक्स-कोहेन आयनोस्फेरिक फिजिक्स पेपर आदि|website=harveycohen.net|access-date=8 May 2018|url-status=live|archive-url=https://web.archive.org/web/20170911205109/http://harveycohen.net/essex/|archive-date=11 September 2017}}</ref>
 == भूभौतिकी ==
-आयनमंडल [[इलेक्ट्रॉन]]ों और विद्युत आवेशित परमाणुओं और [[अणु]]ओं का एक खोल है जो पृथ्वी को चारों ओर से घेरे हुए है, जो लगभग की ऊंचाई से फैला हुआ है। {{convert|50|km|mi|sigfig=1|abbr=on}} से अधिक {{convert|1000|km|mi|sigfig=1|abbr=on}}. यह मुख्य रूप से सूर्य से आने वाली [[पराबैंगनी]] विकिरण के कारण मौजूद है।
+आयनमंडल [[इलेक्ट्रॉन|अतिसूक्ष्म परमाणु]] और विद्युत आवेशित परमाणुओं और [[अणु]]ओं का एक खोल है जो पृथ्वी को चारों ओर से घेरे हुए है, जो लगभग {{convert|50|km|mi|sigfig=1|abbr=on}} की ऊंचाई से {{convert|1000|km|mi|sigfig=1|abbr=on}} से अधिक फैला हुआ है। यह मुख्य रूप से सूर्य से आने वाली [[पराबैंगनी]] विकिरण के कारण उपस्थित है।
-पृथ्वी के वायुमंडल का सबसे निचला हिस्सा, क्षोभमंडल सतह से लगभग तक फैला हुआ है {{convert|10|km|mi|sigfig=1|abbr=on}}. इसके ऊपर [[समताप मंडल]] है, इसके बाद मेसोस्फीयर है। समताप मंडल में आने वाली सौर विकिरण ओजोन परत बनाती है। ऊपर की ऊंचाइयों पर {{convert|80|km|mi|sigfig=1|abbr=on}}, थर्मोस्फीयर में, वातावरण इतना पतला होता है कि पास के सकारात्मक [[आयन]] द्वारा कब्जा किए जाने से पहले मुक्त इलेक्ट्रॉन थोड़े समय के लिए मौजूद रह सकते हैं। इन मुक्त इलेक्ट्रॉनों की संख्या रेडियो प्रसार को प्रभावित करने के लिए पर्याप्त है। वायुमंडल का यह भाग आंशिक रूप से आयनित होता है और इसमें [[प्लाज्मा भौतिकी]] होती है जिसे आयनमंडल कहा जाता है।
+पृथ्वी के वायुमंडल का सबसे निचला हिस्सा, क्षोभमंडल सतह से लगभग {{convert|10|km|mi|sigfig=1|abbr=on}} तक फैला हुआ है। इसके ऊपर [[समताप मंडल]] है, इसके बाद मध्यमंडल है। समताप मंडल में आने वाली सौर विकिरण ओजोन परत बनाती है। बाह्‍य वायुमंडल में, {{convert|80|km|mi|sigfig=1|abbr=on}} से ऊपर की ऊंचाइयों पर, वातावरण इतना पतला होता है कि पास के सकारात्मक [[आयन]] द्वारा अधिकृत किए जाने से पहले मुक्त अतिसूक्ष्म परमाणु थोड़े समय के लिए उपस्थित रह सकते हैं। इन मुक्त अतिसूक्ष्म परमाणुों की संख्या रेडियो प्रसार को प्रभावित करने के लिए पर्याप्त है। वायुमंडल का यह भाग आंशिक रूप से आयनित होता है और इसमें [[प्लाज्मा भौतिकी|प्लाज्मा]] होता है जिसे आयनमंडल कहा जाता है।
-अल्ट्रावाइलेट (यूवी), [[एक्स-रे]] और [[सौर विकिरण]] के छोटे तरंगदैर्ध्य आयनीकरण कर रहे हैं, क्योंकि इन आवृत्तियों पर फोटॉनों में अवशोषण पर एक तटस्थ गैस परमाणु या अणु से इलेक्ट्रॉन को अलग करने के लिए पर्याप्त ऊर्जा होती है। इस प्रक्रिया में प्रकाश इलेक्ट्रॉन एक उच्च वेग प्राप्त करता है ताकि निर्मित इलेक्ट्रॉनिक गैस का [[तापमान]] आयनों और न्यूट्रल की तुलना में बहुत अधिक (हजार K के क्रम में) हो। आयनीकरण की विपरीत प्रक्रिया [[पुनर्संयोजन (रसायन विज्ञान)]] है, जिसमें एक मुक्त इलेक्ट्रॉन एक सकारात्मक आयन द्वारा कब्जा कर लिया जाता है। पुनर्संयोजन अनायास होता है, और पुनर्संयोजन पर उत्पादित ऊर्जा को ले जाने वाले फोटॉन के उत्सर्जन का कारण बनता है। जैसे-जैसे कम ऊंचाई पर गैस का घनत्व बढ़ता है, पुनर्संयोजन प्रक्रिया प्रबल होती है, क्योंकि गैस के अणु और आयन एक-दूसरे के करीब होते हैं। इन दो प्रक्रियाओं के बीच संतुलन मौजूद आयनीकरण की मात्रा को निर्धारित करता है।
+पराबैंगनी (यूवी), [[एक्स-रे]] और [[सौर विकिरण]] के छोटे तरंगदैर्ध्य आयनीकरण कर रहे हैं, क्योंकि इन आवृत्तियों पर फोटॉनों में अवशोषण पर तटस्थ गैस परमाणु या अणु से अतिसूक्ष्म परमाणु को अलग करने के लिए पर्याप्त ऊर्जा होती है। इस प्रक्रिया में प्रकाश अतिसूक्ष्म परमाणु उच्च वेग प्राप्त करता है ताकि निर्मित अतिसूक्ष्म परमाणुिक गैस का [[तापमान]] आयनों और तटस्थ की तुलना में बहुत अधिक (हजार K के क्रम में) हो। आयनीकरण की विपरीत प्रक्रिया [[पुनर्संयोजन (रसायन विज्ञान)]] है, जिसमें एक मुक्त अतिसूक्ष्म परमाणु एक सकारात्मक आयन द्वारा "अधिकृत" कर लिया जाता है। पुनर्संयोजन अनायास होता है, और पुनर्संयोजन पर उत्पादित ऊर्जा को ले जाने वाले फोटॉन के उत्सर्जन का कारण बनता है। जैसे-जैसे कम ऊंचाई पर गैस का घनत्व बढ़ता है, पुनर्संयोजन प्रक्रिया प्रबल होती है, क्योंकि गैस के अणु और आयन एक-दूसरे के करीब होते हैं। इन दो प्रक्रियाओं के दौरान संतुलन उपस्थित आयनीकरण की मात्रा को निर्धारित करता है।
-आयोनाइजेशन मुख्य रूप से सूर्य और उसके चरम पराबैंगनी (ईयूवी) और एक्स-रे विकिरण पर निर्भर करता है जो [[सौर भिन्नता]] के साथ दृढ़ता से भिन्न होता है। सूर्य जितना अधिक चुंबकीय रूप से सक्रिय होता है, किसी एक समय में सूर्य पर उतने ही अधिक [[ झाई ]] सक्रिय क्षेत्र होते हैं। सनस्पॉट सक्रिय क्षेत्र बढ़े हुए [[कोरोनल हीटिंग]] के स्रोत हैं और ईयूवी और एक्स-रे विकिरण में वृद्धि के साथ, विशेष रूप से एपिसोडिक चुंबकीय विस्[[ फोटोन ]] के दौरान जिसमें [[सौर फ्लेयर्स]] समिलित हैं जो पृथ्वी के सूर्य के प्रकाश पक्ष पर आयनीकरण को बढ़ाते हैं और [[सौर ऊर्जावान कण]] घटनाएं जो आयनीकरण को बढ़ा सकती हैं। ध्रुवीय क्षेत्रों। इस प्रकार आयनमंडल में आयनीकरण की डिग्री एक [[दिन]] (दिन के समय) चक्र और 11 साल के [[सौर चक्र]] दोनों का अनुसरण करती है। आयनीकरण की डिग्री में एक मौसमी निर्भरता भी है क्योंकि स्थानीय शीतकालीन पृथ्वी सूर्य से दूर है, इस प्रकार कम सौर विकिरण प्राप्त होता है। प्राप्त विकिरण भौगोलिक स्थिति (ध्रुवीय, [[auroral]] क्षेत्र, मध्य-अक्षांश और भूमध्यरेखीय क्षेत्र) के साथ भी भिन्न होता है। ऐसे तंत्र भी हैं जो आयनमंडल को परेशान करते हैं और आयनीकरण को कम करते हैं।
+आयनीकरण मुख्य रूप से सूर्य और उसके अतिशय पराबैंगनी (ईयूवी) और एक्स-रे विकिरण पर निर्भर करता है जो [[सौर भिन्नता]] के साथ दृढ़ता से भिन्न होता है। सूर्य जितना अधिक चुंबकीय रूप से सक्रिय होता है, किसी एक समय में सूर्य पर उतने ही अधिक [[ झाई |झाई]] सक्रिय क्षेत्र होते हैं। सूर्य कलंक सक्रिय क्षेत्र बढ़े हुए [[कोरोनल हीटिंग|कोरोनल तापन]] के स्रोत हैं और ई-यूवी और एक्स-रे विकिरण में वृद्धि के साथ, विशेष रूप से प्रासंगिक चुंबकीय उदभेदन के बीच जिसमें [[सौर फ्लेयर्स]] समिलित हैं जो पृथ्वी के सूर्य के प्रकाश पक्ष पर आयनीकरण को बढ़ाते हैं और [[सौर ऊर्जावान कण]] प्रतिभासएं जो आयनीकरण को ध्रुवीय क्षेत्रों में बढ़ा सकती हैं। इस प्रकार आयनमंडल में आयनीकरण की डिग्री [[दिन|दैनिक]] (दिन के समय) चक्र और 11 साल के [[सौर चक्र]] दोनों का अनुसरण करती है। आयनीकरण की डिग्री में एक मौसमी निर्भरता भी है क्योंकि स्थानीय शीतकालीन पृथ्वी सूर्य से दूर है, इस प्रकार कम सौर विकिरण प्राप्त होता है। प्राप्त विकिरण भौगोलिक स्थिति (ध्रुवीय, [[auroral|अरोरल]] क्षेत्र, मध्य-अक्षांश और भूमध्यरेखीय क्षेत्र) के साथ भी भिन्न होता है। ऐसे तंत्र भी हैं जो आयनमंडल को उत्तेजित करते हैं और आयनीकरण को कम करते हैं।
-[[सिडनी चैपमैन (गणितज्ञ)]] ने प्रस्तावित किया कि आयनमंडल के नीचे के क्षेत्र को 'न्युट्रोस्फीयर' कहा जाए<ref name="Chapman1950">{{cite journal|last1=Chapman|first1=Sydney|title=ऊपरी वायुमंडलीय नामकरण|journal=Journal of Geophysical Research|volume=55|issue=4|year=1950|pages=395–399|issn=0148-0227|doi=10.1029/JZ055i004p00395|bibcode=1950JGR....55..395C}}</ref>
+[[सिडनी चैपमैन (गणितज्ञ)]] ने प्रस्तावित किया कि आयनमंडल के नीचे के क्षेत्र को 'उदासीन मंडल' कहा जाए<ref name="Chapman1950">{{cite journal|last1=Chapman|first1=Sydney|title=ऊपरी वायुमंडलीय नामकरण|journal=Journal of Geophysical Research|volume=55|issue=4|year=1950|pages=395–399|issn=0148-0227|doi=10.1029/JZ055i004p00395|bibcode=1950JGR....55..395C}}</ref>("तटस्थ वातावरण")।<ref>{{Cite book|url=https://books.google.com/books?id=x9lECgAAQBAJ&q=neutral%20atmosphere&pg=PA47|title = Atmospheric and Space Sciences: Neutral Atmospheres: Volume 1|isbn = 9783319215815|last1 = Yiğit|first1 = Erdal|date = 27 July 2015}}</ref><ref>{{cite web|url=http://glossary.ametsoc.org/wiki/Neutrosphere |title=न्यूट्रोस्फीयर - मौसम विज्ञान की शब्दावली|publisher=Glossary.ametsoc.org |date=2012-01-26 |accessdate=2022-08-12}}</ref>
-("तटस्थ वातावरण")।<ref>{{Cite book|url=https://books.google.com/books?id=x9lECgAAQBAJ&q=neutral%20atmosphere&pg=PA47|title = Atmospheric and Space Sciences: Neutral Atmospheres: Volume 1|isbn = 9783319215815|last1 = Yiğit|first1 = Erdal|date = 27 July 2015}}</ref><ref>{{cite web|url=http://glossary.ametsoc.org/wiki/Neutrosphere |title=न्यूट्रोस्फीयर - मौसम विज्ञान की शब्दावली|publisher=Glossary.ametsoc.org |date=2012-01-26 |accessdate=2022-08-12}}</ref>
-{{anchor|layers_anchor}}
 ==आयनीकरण की परतें==
-[[File:Ionosphere Layers en.svg|thumb|upright=1.4|आयनमंडलीय परतें।]]रात में एफ परत महत्वपूर्ण आयनीकरण की एकमात्र परत होती है, जबकि ई और डी परतों में आयनीकरण बेहद कम होता है। दिन के दौरान, डी और ई परतें बहुत अधिक आयनित हो जाती हैं, जैसा कि एफ परत करती है, जो आयनीकरण के एक अतिरिक्त, कमजोर क्षेत्र को विकसित करती है जिसे एफ के रूप में जाना जाता है।{{sub|1}} परत। एफ{{sub|2}} परत दिन और रात तक बनी रहती है और रेडियो तरंगों के अपवर्तन और प्रतिबिंब के लिए उत्तरदायी मुख्य क्षेत्र है।
+[[File:Ionosphere Layers en.svg|thumb|upright=1.4|आयनमंडलीय परतें।]]रात में एफ परत महत्वपूर्ण आयनीकरण की एकमात्र परत होती है, जबकि ई और डी परतों में आयनीकरण बहुत कम होता है। दिन में, डी और ई परतें बहुत अधिक आयनित हो जाती हैं, जैसा कि एफ परत करती है, जो आयनीकरण के एक अतिरिक्त, दुर्बल क्षेत्र को विकसित करती है जिसे एफ{{sub|1}} परत के रूप में जाना जाता है। एफ{{sub|2}} परत दिन और रात तक बनी रहती है और रेडियो तरंगों के अपवर्तन और प्रतिबिंब के लिए मुख्य उत्तरदायी क्षेत्र है।
 [[File:Ionospheric layers from night to day.png|thumb|आयनमंडलीय उप-परतें रात-दिन अपनी अनुमानित ऊंचाई दर्शाती हैं]]
-[[File:Lightning sprites.jpg|thumb|[[स्प्राइट (बिजली)]]।]]
+[[File:Lightning sprites.jpg|thumb|प्रकाशित [[स्प्राइट (बिजली)|स्प्राइट्स]]]]
 ===डी परत===
-डी परत सबसे भीतरी परत है, {{convert|48|km|mi|abbr=on}} को {{convert|90|km|mi|abbr=on}} पृथ्वी की सतह के ऊपर। यहां आयोनाइजेशन 121.6 [[नैनोमीटर]] (एनएम) आयनाइजिंग [[नाइट्रिक ऑक्साइड]] (एनओ) के तरंग दैर्ध्य पर लाइमैन श्रृंखला-अल्फा हाइड्रोजन विकिरण के कारण है। इसके अतिरिक्त, सोलर फ्लेयर्स हार्ड एक्स-रे (वेवलेंथ {{nowrap|< 1 nm}}) जो N को आयनित करता है{{sub|2}} और ओ{{sub|2}}. डी परत में पुनर्संयोजन दर अधिक होती है, इसलिए आयनों की तुलना में कई अधिक तटस्थ वायु अणु होते हैं।
+डी परत सबसे भीतरी परत है, {{convert|48|km|mi|abbr=on}} को {{convert|90|km|mi|abbr=on}} पृथ्वी की सतह के ऊपर। यहां आयनीकरण 121.6 [[नैनोमीटर]] (एनएम) आयनाइजिंग [[नाइट्रिक ऑक्साइड]] (एनओ) के तरंग दैर्ध्य पर लाइमैन श्रृंखला-अल्फा हाइड्रोजन विकिरण के कारण है। इसके अतिरिक्त, सोलर फ्लेयर्स हार्ड एक्स-रे (वेवलेंथ {{nowrap|< 1 nm}}) जो N को आयनित करता है{{sub|2}} और ओ{{sub|2}}. डी परत में पुनर्संयोजन दर अधिक होती है, इसलिए आयनों की तुलना में कई अधिक तटस्थ वायु अणु होते हैं।
-मध्यम आवृत्ति (एमएफ) और कम उच्च आवृत्ति (एचएफ) [[रेडियो तरंग]]ें डी परत के भीतर महत्वपूर्ण रूप से क्षीण होती हैं, क्योंकि गुजरने वाली रेडियो तरंगें इलेक्ट्रॉनों को स्थानांतरित करने का कारण बनती हैं, जो तब तटस्थ अणुओं से टकराती हैं, जिससे उनकी ऊर्जा निकल जाती है। कम आवृत्तियाँ अधिक अवशोषण का अनुभव करती हैं क्योंकि वे इलेक्ट्रॉनों को आगे ले जाती हैं, जिससे टकराव की संभावना अधिक होती है। यह [[आयनमंडलीय अवशोषण]] का मुख्य कारण है, विशेष रूप से 10 मेगाहर्ट्ज और उससे कम पर, उच्च आवृत्तियों पर उत्तरोत्तर कम अवशोषण के साथ। यह प्रभाव दोपहर के आसपास चरम पर होता है और रात में डी परत की मोटाई में कमी के कारण कम हो जाता है; [[ब्रह्मांडीय किरणों]] के कारण केवल एक छोटा सा हिस्सा बचा है। कार्रवाई में डी परत का एक सामान्य उदाहरण दिन के समय दूर के एएम [[प्रसारण बैंड]] स्टेशनों का गायब होना है।
+मध्यम आवृत्ति (एमएफ) और कम उच्च आवृत्ति (एचएफ) [[रेडियो तरंग]]ें डी परत के भीतर महत्वपूर्ण रूप से क्षीण होती हैं, क्योंकि गुजरने वाली रेडियो तरंगें अतिसूक्ष्म परमाणुों को स्थानांतरित करने का कारण बनती हैं, जो तब तटस्थ अणुओं से टकराती हैं, जिससे उनकी ऊर्जा निकल जाती है। कम आवृत्तियाँ अधिक अवशोषण का अनुभव करती हैं क्योंकि वे अतिसूक्ष्म परमाणुों को आगे ले जाती हैं, जिससे टकराव की संभावना अधिक होती है। यह [[आयनमंडलीय अवशोषण]] का मुख्य कारण है, विशेष रूप से 10 मेगाहर्ट्ज और उससे कम पर, उच्च आवृत्तियों पर उत्तरोत्तर कम अवशोषण के साथ। यह प्रभाव दोपहर के आसपास अतिशय पर होता है और रात में डी परत की मोटाई में कमी के कारण कम हो जाता है; [[ब्रह्मांडीय किरणों]] के कारण एकमात्र एक छोटा सा हिस्सा बचा है। कार्रवाई में डी परत का एक सामान्य उदाहरण दिन के समय दूर के एएम [[प्रसारण बैंड]] स्टेशनों का गायब होना है।
-[[सौर प्रोटॉन घटना]]ओं के दौरान, उच्च और ध्रुवीय अक्षांशों पर डी-क्षेत्र में आयनीकरण असामान्य रूप से उच्च स्तर तक पहुंच सकता है। इस तरह की बहुत ही दुर्लभ घटनाओं को पोलर कैप अवशोषण (या पीसीए) घटनाओं के रूप में जाना जाता है, क्योंकि बढ़े हुए आयनीकरण से क्षेत्र से गुजरने वाले रेडियो संकेतों के अवशोषण में काफी वृद्धि होती है।<ref name="Rose1962">{{cite journal|last1=Rose|first1=D.C.|last2=Ziauddin|first2=Syed|title=ध्रुवीय टोपी अवशोषण प्रभाव|journal=Space Science Reviews|date=June 1962|volume=1|issue=1|page=115|doi=10.1007/BF00174638|bibcode=1962SSRv....1..115R|s2cid=122220113}}</ref> वास्तव में, गहन घटनाओं के दौरान अवशोषण का स्तर कई दसियों डीबी तक बढ़ सकता है, जो ट्रांसपोलर एचएफ रेडियो सिग्नल ट्रांसमिशन को अवशोषित करने के लिए पर्याप्त है (यदि सभी नहीं)। ऐसे आयोजन आम तौर पर 24 से 48 घंटे से कम समय तक चलते हैं।
+[[सौर प्रोटॉन घटना|सौर प्रोटॉन प्रतिभास]]ओं के दौरान, उच्च और ध्रुवीय अक्षांशों पर डी-क्षेत्र में आयनीकरण असामान्य रूप से उच्च स्तर तक पहुंच सकता है। इस तरह की बहुत ही दुर्लभ प्रतिभासओं को पोलर कैप अवशोषण (या पीसीए) प्रतिभासओं के रूप में जाना जाता है, क्योंकि बढ़े हुए आयनीकरण से क्षेत्र से गुजरने वाले रेडियो संकेतों के अवशोषण में काफी वृद्धि होती है।<ref name="Rose1962">{{cite journal|last1=Rose|first1=D.C.|last2=Ziauddin|first2=Syed|title=ध्रुवीय टोपी अवशोषण प्रभाव|journal=Space Science Reviews|date=June 1962|volume=1|issue=1|page=115|doi=10.1007/BF00174638|bibcode=1962SSRv....1..115R|s2cid=122220113}}</ref> वास्तव में, गहन प्रतिभासओं के बीच अवशोषण का स्तर कई दसियों डीबी तक बढ़ सकता है, जो ट्रांसपोलर एचएफ रेडियो सिग्नल ट्रांसमिशन को अवशोषित करने के लिए पर्याप्त है (यदि सभी नहीं)। ऐसे आयोजन सामान्यतः पर 24 से 48 घंटे से कम समय तक चलते हैं।
 === ई परत ===
-{{main|Kennelly–Heaviside layer}}
+केनेली-हैविसाइड परत मध्य परत है, {{convert|90|km|mi|sigfig=2|abbr=on}} को {{convert|150|km|mi|sigfig=2|abbr=on}} पृथ्वी की सतह के ऊपर। आयनीकरण नरम एक्स-रे (1-10 एनएम) और दूर पराबैंगनी (यूवी) आणविक [[ऑक्सीजन]] (ओ) के सौर विकिरण आयनीकरण के कारण होता है{{sub|2}}). सामान्यतः पर, तिरछी प्रतिभास पर, यह परत एकमात्र 10 मेगाहर्ट्ज से कम आवृत्तियों वाली रेडियो तरंगों को प्रतिबिंबित कर सकती है और ऊपर की आवृत्तियों पर अवशोषण में थोड़ा योगदान दे सकती है। लेकिन, तीव्र [[छिटपुट ई|यत्रतत्रिक ई]] प्रतिभासओं के बीच, ई{{sub|s}} परत 50 मेगाहर्ट्ज और उससे अधिक की आवृत्तियों को प्रतिबिंबित कर सकती है। ई परत की ऊर्ध्वाधर संरचना मुख्य रूप से आयनीकरण और पुनर्संयोजन के प्रतिस्पर्धी प्रभावों से निर्धारित होती है। रात में ई परत दुर्बल हो जाती है क्योंकि आयनीकरण का प्राथमिक स्रोत अब उपस्थित नहीं है। सूर्यास्त के बाद ई परत की ऊंचाई में अधिकतम वृद्धि उस सीमा को बढ़ा देती है जिस तक रेडियो तरंगें परत से प्रतिबिंब द्वारा यात्रा कर सकती हैं।
-केनेली-हैविसाइड परत मध्य परत है, {{convert|90|km|mi|sigfig=2|abbr=on}} को {{convert|150|km|mi|sigfig=2|abbr=on}} पृथ्वी की सतह के ऊपर। आयनीकरण नरम एक्स-रे (1-10 एनएम) और दूर पराबैंगनी (यूवी) आणविक [[ऑक्सीजन]] (ओ) के सौर विकिरण आयनीकरण के कारण होता है{{sub|2}}). आम तौर पर, तिरछी घटना पर, यह परत केवल 10 मेगाहर्ट्ज से कम आवृत्तियों वाली रेडियो तरंगों को प्रतिबिंबित कर सकती है और ऊपर की आवृत्तियों पर अवशोषण में थोड़ा योगदान दे सकती है। लेकिन, तीव्र [[छिटपुट ई]] घटनाओं के दौरान, ई{{sub|s}} परत 50 मेगाहर्ट्ज और उससे अधिक की आवृत्तियों को प्रतिबिंबित कर सकती है। ई परत की ऊर्ध्वाधर संरचना मुख्य रूप से आयनीकरण और पुनर्संयोजन के प्रतिस्पर्धी प्रभावों से निर्धारित होती है। रात में ई परत कमजोर हो जाती है क्योंकि आयनीकरण का प्राथमिक स्रोत अब मौजूद नहीं है। सूर्यास्त के बाद ई परत की ऊंचाई में अधिकतम वृद्धि उस सीमा को बढ़ा देती है जिस तक रेडियो तरंगें परत से प्रतिबिंब द्वारा यात्रा कर सकती हैं।
+इस क्षेत्र को केनेली-हेविसाइड परत या एकमात्र हीविसाइड परत के रूप में भी जाना जाता है। इसके अस्तित्व की भविष्यवाणी 1902 में स्वतंत्र रूप से और लगभग एक साथ अमेरिकी इलेक्ट्रिकल इंजीनियर आर्थर एडविन केनेली (1861-1939) और ब्रिटिश भौतिक विज्ञानी ओलिवर हेविसाइड (1850-1925) द्वारा की गई थी। 1924 में एडवर्ड वी. एपलटन और [[माइल्स आयलर फुल्टन बार्नेट]] द्वारा इसके अस्तित्व का पता लगाया गया था।
-इस क्षेत्र को केनेली-हेविसाइड परत या केवल हीविसाइड परत के रूप में भी जाना जाता है। इसके अस्तित्व की भविष्यवाणी 1902 में स्वतंत्र रूप से और लगभग एक साथ अमेरिकी इलेक्ट्रिकल इंजीनियर आर्थर एडविन केनेली (1861-1939) और ब्रिटिश भौतिक विज्ञानी ओलिवर हेविसाइड (1850-1925) द्वारा की गई थी। 1924 में एडवर्ड वी. एपलटन और [[माइल्स आयलर फुल्टन बार्नेट]] द्वारा इसके अस्तित्व का पता लगाया गया था।
+=== ई{{sub|s}} परत ===
+ई{{sub|s}} परत की विशेषता तीव्र आयनीकरण के छोटे, पतले बादलों से होती है, जो प्रायः 50 मेगाहर्ट्ज तक और कदाचित् ही कभी 450 मेगाहर्ट्ज तक रेडियो तरंगों के प्रतिबिंब का समर्थन कर सकते हैं। यत्रतत्रिक -ई प्रतिभासएँ कुछ मिनटों से लेकर कई घंटों तक चल सकती हैं। [[छिटपुट ई प्रसार|यत्रतत्रिक ई प्रसार]] [[शौकिया रेडियो उच्च बैंड|अव्यवसायी रेडियो उच्च बैंड]] द्वारा वीएचएफ-संचालन को बहुत रोमांचक बनाता है जब लंबी दूरी के प्रसार पथ जो सामान्यतः पर दो-तरफ़ा संचार के लिए अगम्य होते हैं। यत्रतत्रिक-ई के कई कारण हैं जिनका अभी भी शोधकर्ताओं द्वारा पीछा किया जा रहा है। यह प्रसार हर दिन जून और जुलाई के बीच उत्तरी गोलार्ध के मध्य अक्षांशों में होता है जब उच्च सिग्नल स्तर प्रायः पहुंच जाते हैं। स्किप दूरी सामान्यतः लगभग {{convert|1640|km|mi|abbr=on}} होती है। एक हॉप प्रसार के लिए दूरियां {{convert|900|km|mi|abbr=on}} से {{convert|2500|km|mi|abbr=on}} तक कहीं से भी हो सकती हैं।{{convert|3500|km|mi|abbr=on}} से अधिक मल्टी-हॉप प्रचार भी आम है, कभी-कभी {{convert|15000|km|mi|abbr=on}} की दूरियों या उससे अधिक की दूरी तक के लिए भी हो सकती हैं।
-=== और{{sub|s}} परत ===
-ई{{sub|s}} परत (विकट:sporadic#Adjective E-layer) की विशेषता तीव्र आयनीकरण के छोटे, पतले बादलों से होती है, जो अक्सर 50 मेगाहर्ट्ज तक और शायद ही कभी 450 मेगाहर्ट्ज तक रेडियो तरंगों के प्रतिबिंब का समर्थन कर सकते हैं। छिटपुट-ई घटनाएँ कुछ मिनटों से लेकर कई घंटों तक चल सकती हैं। [[छिटपुट ई प्रसार]] [[शौकिया रेडियो उच्च बैंड]] द्वारा वीएचएफ-संचालन को बहुत रोमांचक बनाता है जब लंबी दूरी के प्रसार पथ जो आम तौर पर दो-तरफ़ा संचार के लिए अगम्य होते हैं। छिटपुट-ई के कई कारण हैं जिनका अभी भी शोधकर्ताओं द्वारा पीछा किया जा रहा है। यह प्रसार हर दिन जून और जुलाई के दौरान उत्तरी गोलार्ध के मध्य अक्षांशों में होता है जब उच्च सिग्नल स्तर अक्सर पहुंच जाते हैं। स्किप दूरी आम तौर पर आसपास होती है {{convert|1640|km|mi|abbr=on}}. एक हॉप प्रसार के लिए दूरियां कहीं से भी हो सकती हैं {{convert|900|km|mi|abbr=on}} को {{convert|2500|km|mi|abbr=on}}. मल्टी-हॉप प्रचार खत्म {{convert|3500|km|mi|abbr=on}} भी आम है, कभी-कभी की दूरियों के लिए {{convert|15000|km|mi|abbr=on}} या अधिक।
 === एफ परत ===
-{{main|F region}}
+[[एफ क्षेत्र]] या क्षेत्र, जिसे एपलटन-बार्नेट परत के रूप में भी जाना जाता है,  पृथ्वी की सतह से लगभग {{convert|150|km|mi|sigfig=2|abbr=on}} से {{convert|500|km|mi|sigfig=2|abbr=on}} से अधिक तक फैली हुई है। यह उच्चतम अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व वाली परत है, जिसका अर्थ है कि इस परत को भेदने वाले संकेत अंतरिक्ष में निकल जाएंगे। अतिसूक्ष्म परमाणु उत्पादन [[अत्यधिक पराबैंगनी]] (यूवी, 10-100 एनएम) विकिरण आयोनाइजिंग परमाणु ऑक्सीजन का प्रभुत्व है। F परत में एक परत होती है (F{{sub|2}}) रात में, लेकिन दिन के दौरान, एक द्वितीयक चोटी (लेबल एफ{{sub|1}}) प्रायः अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व प्रोफाइल में बनता है। क्योंकि एफ{{sub|2}} परत दिन और रात तक बनी रहती है, यह रेडियो तरंगों के अधिकांश [[ skywave |स्काईवेव]] प्रसार और लंबी दूरी की [[उच्च आवृत्ति]] (एचएफ, या [[शॉर्टवेव|लघु तरंग]]) रेडियो संचार के लिए उत्तरदायी है।
-[[एफ क्षेत्र]] या क्षेत्र, जिसे एपलटन-बार्नेट परत के रूप में भी जाना जाता है, लगभग से फैला हुआ है {{convert|150|km|mi|sigfig=2|abbr=on}} से अधिक {{convert|500|km|mi|sigfig=2|abbr=on}} पृथ्वी की सतह के ऊपर। यह उच्चतम इलेक्ट्रॉन घनत्व वाली परत है, जिसका अर्थ है कि इस परत को भेदने वाले संकेत अंतरिक्ष में निकल जाएंगे। इलेक्ट्रॉन उत्पादन [[अत्यधिक पराबैंगनी]] (यूवी, 10-100 एनएम) विकिरण आयोनाइजिंग परमाणु ऑक्सीजन का प्रभुत्व है। F परत में एक परत होती है (F{{sub|2}}) रात में, लेकिन दिन के दौरान, एक द्वितीयक चोटी (लेबल एफ{{sub|1}}) अक्सर इलेक्ट्रॉन घनत्व प्रोफाइल में बनता है। क्योंकि एफ{{sub|2}} परत दिन और रात तक बनी रहती है, यह रेडियो तरंगों के अधिकांश [[ skywave ]] प्रसार और लंबी दूरी की [[उच्च आवृत्ति]] (एचएफ, या [[शॉर्टवेव]]) रेडियो संचार के लिए उत्तरदायी है।
-F परत के ऊपर, ऑक्सीजन आयनों की संख्या कम हो जाती है और हल्के आयन जैसे हाइड्रोजन और हीलियम प्रभावी हो जाते हैं। F परत शिखर के ऊपर और [[plussphere]] के नीचे के इस क्षेत्र को टॉपसाइड आयनोस्फीयर कहा जाता है।
+F परत के ऊपर, ऑक्सीजन आयनों की संख्या कम हो जाती है और हल्के आयन जैसे हाइड्रोजन और हीलियम प्रभावी हो जाते हैं। F परत शिखर के ऊपर और [[plussphere|प्लास्मास्फीयर]] के नीचे के इस क्षेत्र को शीर्षपक्ष आयनमंडल कहा जाता है।
-से 1975 तक [[नासा]] ने F क्षेत्र का अध्ययन करने के लिए EROS (उपग्रह) उपग्रह लॉन्च किए।<ref name="Yenne">{{cite book|author=Yenne, Bill|title=''द एनसाइक्लोपीडिया ऑफ यूएस स्पेसक्राफ्ट''|publisher=Exeter Books (A Bison Book), New York|date=1985|isbn=978-0-671-07580-4}} p. 12 '''AEROS'''</ref>
+से 1975 तक [[नासा]] ने F क्षेत्र का अध्ययन करने के लिए इरोस और इरोज B (उपग्रह) उपग्रह प्रक्षेपित किए।<ref name="Yenne">{{cite book|author=Yenne, Bill|title=''द एनसाइक्लोपीडिया ऑफ यूएस स्पेसक्राफ्ट''|publisher=Exeter Books (A Bison Book), New York|date=1985|isbn=978-0-671-07580-4}} p. 12 '''AEROS'''</ref>
-=={{anchor|Ionospheric model}}आयनमंडलीय मॉडल==
+==आयनमंडलीय  प्रतिरूप==
-एक आयनमंडलीय मॉडल स्थान, ऊंचाई, वर्ष के दिन, सनस्पॉट चक्र के चरण और भू-चुंबकीय गतिविधि के कार्य के रूप में आयनमंडल का गणितीय विवरण है। भूभौतिक रूप से, आयनमंडलीय [[प्लाज्मा (भौतिकी)]] की स्थिति को चार मापदंडों द्वारा वर्णित किया जा सकता है: ''इलेक्ट्रॉन घनत्व, इलेक्ट्रॉन और आयन तापमान'' और, चूंकि आयनों की कई प्रजातियां मौजूद हैं, ''आयनिक संरचना''। रेडियो प्रसार विशिष्ट रूप से इलेक्ट्रॉन घनत्व पर निर्भर करता है।
+आयनमंडलीय  प्रतिरूप स्थान, ऊंचाई, वर्ष के दिन, सूर्य कलंक चक्र के चरण और भू-चुंबकीय गतिविधि के फलन के रूप में आयनमंडल का गणितीय विवरण है। भूभौतिक रूप से, आयनमंडलीय [[प्लाज्मा (भौतिकी)]] की स्थिति को चार मापदंडों द्वारा वर्णित किया जा सकता है: ''अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व, अतिसूक्ष्म परमाणु और आयन तापमान'' और, चूंकि आयनों की कई प्रजातियां उपस्थित हैं, ''आयनिक संरचना''। रेडियो प्रसार विशिष्ट रूप से अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व पर निर्भर करता है।
-मॉडल आमतौर पर कंप्यूटर प्रोग्राम के रूप में व्यक्त किए जाते हैं। मॉडल तटस्थ वातावरण और सूर्य के प्रकाश के साथ आयनों और इलेक्ट्रॉनों की बातचीत के बुनियादी भौतिकी पर आधारित हो सकता है, या यह बड़ी संख्या में टिप्पणियों या भौतिकी और टिप्पणियों के संयोजन के आधार पर एक सांख्यिकीय विवरण हो सकता है। सबसे व्यापक रूप से उपयोग किए जाने वाले मॉडलों में से एक [[अंतर्राष्ट्रीय संदर्भ आयनमंडल]] (IRI) है,<ref>Bilitza, 2001</ref> जो डेटा पर आधारित है और अभी उल्लिखित चार पैरामीटर निर्दिष्ट करता है। आईआरआई अंतरिक्ष अनुसंधान समिति (सीओएसपीएआर) और [[इंटरनेशनल यूनियन ऑफ रेडियो साइंस]] (यूआरएसआई) द्वारा प्रायोजित एक अंतरराष्ट्रीय परियोजना है।<ref>{{cite web |url=http://ccmc.gsfc.nasa.gov/modelweb/ionos/iri.html |title=अंतर्राष्ट्रीय संदर्भ आयनमंडल|publisher=Ccmc.gsfc.nasa.gov |access-date=2011-11-08 |url-status=live |archive-url=http://archive.wikiwix.com/cache/20110223151912/http://ccmc.gsfc.nasa.gov/modelweb/ionos/iri.html |archive-date=2011-02-23 }}</ref> प्रमुख डेटा स्रोत आयनोसॉन्ड्स का विश्वव्यापी नेटवर्क, शक्तिशाली असंगत स्कैटर रडार (जिकामार्का, [[अरेसीबो टेलीस्कोप]], मिलस्टोन हिल, मालवर्न, सेंट सैंटिन), आईएसआईएस और अलौएट टॉपसाइड [[ वायुमंडलीय अवरक्त साउंडर ]], और कई उपग्रहों और रॉकेटों पर सीटू उपकरण हैं। आईआरआई वार्षिक अद्यतन किया जाता है। कुल इलेक्ट्रॉन सामग्री (टीईसी) का वर्णन करने की तुलना में आयनमंडल के नीचे से अधिकतम घनत्व की ऊंचाई तक इलेक्ट्रॉन घनत्व की भिन्नता का वर्णन करने में आईआरआई अधिक सटीक है। 1999 से यह मॉडल स्थलीय आयनमंडल के लिए अंतर्राष्ट्रीय मानक (मानक TS16457) है।
+प्रतिरूप सामान्यतः कंप्यूटर प्रोग्राम के रूप में व्यक्त किए जाते हैं। प्रतिरूप तटस्थ वातावरण और सूर्य के प्रकाश के साथ आयनों और अतिसूक्ष्म परमाणुों की पारस्परिक प्रभाव के बुनियादी भौतिकी पर आधारित हो सकता है, या यह बड़ी संख्या में टिप्पणियों या भौतिकी और टिप्पणियों के संयोजन के आधार पर सांख्यिकीय विवरण हो सकता है। सबसे व्यापक रूप से उपयोग किए जाने वाले  प्रतिरूपों में से एक [[अंतर्राष्ट्रीय संदर्भ आयनमंडल]] (IRI) है,<ref>Bilitza, 2001</ref> जो डेटा पर आधारित है और अभी उल्लिखित चार मापदण्ड निर्दिष्ट करता है। आई.आर.आई अंतरिक्ष अनुसंधान समिति (सी.ओ.एस.पी.एआर) और [[इंटरनेशनल यूनियन ऑफ रेडियो साइंस]] (यूआरएसआई) द्वारा प्रायोजित एक अंतरराष्ट्रीय परियोजना है।<ref>{{cite web |url=http://ccmc.gsfc.nasa.gov/modelweb/ionos/iri.html |title=अंतर्राष्ट्रीय संदर्भ आयनमंडल|publisher=Ccmc.gsfc.nasa.gov |access-date=2011-11-08 |url-status=live |archive-url=http://archive.wikiwix.com/cache/20110223151912/http://ccmc.gsfc.nasa.gov/modelweb/ionos/iri.html |archive-date=2011-02-23 }}</ref> प्रमुख डेटा स्रोत आयनसोंद्स का विश्वव्यापी नेटवर्क, शक्तिशाली असंगत प्रकीर्ण रडार (जिकामार्का, [[अरेसीबो टेलीस्कोप]], मिलस्टोन हिल, मालवर्न, सेंट सैंटिन), आईएसआईएस और अलौएट शीर्षपक्ष [[ वायुमंडलीय अवरक्त साउंडर |वायुमंडलीय अवरक्त साउंडर]] , और कई उपग्रहों और रॉकेटों पर सीटू उपकरण हैं। आईआरआई वार्षिक अद्यतन किया जाता है। कुल अतिसूक्ष्म परमाणु परितृप्ति (टीईसी) का आयनमंडल के नीचे से अधिकतम घनत्व की ऊंचाई तक वर्णन करने की तुलना में अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व की भिन्नता का वर्णन करने में आईआरआई अधिक सटीक है। 1999 से यह प्रतिरूप स्थलीय आयनमंडल के लिए "अंतर्राष्ट्रीय मानक" (मानक TS16457) है।
-== आदर्श मॉडल == के लिए लगातार विसंगतियाँ
+== आदर्श  प्रतिरूप के लिए लगातार विसंगतियाँ ==
-[[File:Ionosphere-Thermosphere Processes.jpg|thumb|आयनमंडल घटना का अवलोकन]][[ आयनोग्राफ ]] अभिकलन के माध्यम से, विभिन्न परतों के वास्तविक आकार को कम करने की अनुमति देते हैं। इलेक्ट्रॉन/आयन-प्लाज्मा (भौतिकी) की गैर-सजातीय संरचना मोटे प्रतिध्वनि के निशान पैदा करती है, जो मुख्य रूप से रात में और उच्च अक्षांशों पर और अशांत स्थितियों के दौरान देखी जाती है।
+[[File:Ionosphere-Thermosphere Processes.jpg|thumb|आयनमंडल प्रतिभास का अवलोकन]][[ आयनोग्राफ |आयनोग्राफ]] अभिकलन के माध्यम से, विभिन्न परतों के वास्तविक आकार को कम करने की अनुमति देते हैं। अतिसूक्ष्म परमाणु/आयन-प्लाज्मा (भौतिकी) की गैर-सजातीय संरचना किसी न किसी प्रतिध्वनि के निशान पैदा करती है, जो मुख्य रूप से रात में और उच्च अक्षांशों पर और अशांत स्थितियों के बीच देखी जाती है।
 === शीतकालीन विसंगति ===
-मध्य अक्षांशों पर, F<sub>2</sub> परत दिन के समय आयन का उत्पादन गर्मियों में अधिक होता है, जैसा कि अपेक्षित था, क्योंकि सूर्य पृथ्वी पर अधिक सीधे चमकता है। लेकिन, तटस्थ वातावरण के आणविक-से-परमाणु अनुपात में मौसमी परिवर्तन होते हैं जिसके कारण ग्रीष्मकालीन आयन हानि दर और भी अधिक हो जाती है। इसका परिणाम यह होता है कि ग्रीष्मकाल में हानि में वृद्धि ग्रीष्मकाल में उत्पादन में वृद्धि और कुल एफ में वृद्धि को दबा देती है<sub>2</sub> आयनीकरण वास्तव में स्थानीय गर्मी के महीनों में कम होता है। इस प्रभाव को शीतकालीन विसंगति के रूप में जाना जाता है। विसंगति हमेशा उत्तरी गोलार्ध में मौजूद होती है, लेकिन आमतौर पर कम सौर गतिविधि की अवधि के दौरान दक्षिणी गोलार्ध में अनुपस्थित होती है।
+मध्य अक्षांशों पर, F<sub>2</sub> परत दिन के समय आयन का उत्पादन गर्मियों में अधिक होता है, जैसा कि अपेक्षित था, क्योंकि सूर्य पृथ्वी पर अधिक प्रत्यक्ष रूप से चमकता है। लेकिन, तटस्थ वातावरण के आणविक-से-परमाणु अनुपात में मौसमी परिवर्तन होते हैं जिसके कारण ग्रीष्मकालीन आयन हानि दर और भी अधिक हो जाती है। इसका परिणाम यह होता है कि गर्मियों में होने वाली हानि में वृद्धि गर्मियों में उत्पादन में वृद्धि को दबा देती है और स्थानीय गर्मी के महीनों में कुल F<sub>2</sub> आयनीकरण वास्तव में  कम होता है। इस प्रभाव को शीतकालीन विसंगति के रूप में जाना जाता है। विसंगति हमेशा उत्तरी गोलार्ध में उपस्थित होती है, लेकिन सामान्यतः कम सौर गतिविधि की अवधि के बीच दक्षिणी गोलार्ध में अनुपस्थित होती है।
 === विषुवतीय विसंगति ===
-[[Image:Diurnal ionospheric current.jpg|thumb|upright=1.25|सूर्य की ओर आयनमंडल में निर्मित विद्युत धाराएँ।]]चुंबकीय [[भूमध्य रेखा]] के लगभग ± 20 डिग्री के भीतर, भूमध्यरेखीय विसंगति है। यह एफ में आयनीकरण में गर्त की घटना है<sub>2</sub> भूमध्य रेखा पर परत और चुंबकीय अक्षांश में लगभग 17 डिग्री पर शिखर। पृथ्वी की चुंबकीय क्षेत्र रेखाएँ चुंबकीय भूमध्य रेखा पर क्षैतिज होती हैं। निचले आयनमंडल में सौर ताप और ज्वार दोलन प्लाज्मा को ऊपर और चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के पार ले जाते हैं। यह ई क्षेत्र में विद्युत प्रवाह की एक शीट स्थापित करता है, जो क्षैतिज समतल चुंबकीय क्षेत्र के साथ, चुंबकीय भूमध्य रेखा से ± 20 डिग्री पर ध्यान केंद्रित करते हुए, एफ परत में आयनीकरण को बल देता है। इस घटना को इक्वेटोरियल फाउंटेन के रूप में जाना जाता है।
+[[Image:Diurnal ionospheric current.jpg|thumb|upright=1.25|सूर्य की ओर आयनमंडल में निर्मित विद्युत धाराएँ।]]चुंबकीय [[भूमध्य रेखा]] के लगभग ± 20 डिग्री के भीतर, भूमध्यरेखीय विसंगति है। यह भूमध्य रेखा पर F<sub>2</sub> परतमें आयनीकरण में गर्त की और चुंबकीय अक्षांश में लगभग 17 डिग्री पर शिखर का प्रतिभास है। पृथ्वी की चुंबकीय क्षेत्र रेखाएँ चुंबकीय भूमध्य रेखा पर क्षैतिज होती हैं। निचले आयनमंडल में सौर ताप और ज्वार दोलन प्लाज्मा को चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के ऊपर और पार ले जाते हैं। यह ई क्षेत्र में विद्युत प्रवाह की चादर स्थापित करता है, जो क्षैतिज चुंबकीय क्षेत्र के साथ, चुंबकीय भूमध्य रेखा से ± 20 डिग्री पर सांद्रण करते हुए, F परत में आयनीकरण को बल देता है। इस प्रतिभास को "इक्वेटोरियल (विषुवतीय) फाउंटेन" के रूप में जाना जाता है।
-=== विषुवतीय इलेक्ट्रोजेट ===
+=== विषुवतीय विद्युत प्रधार ===
-पृथ्वी के आयनमंडल ([[आयनमंडलीय डायनेमो क्षेत्र]]) के ई क्षेत्र में तथाकथित वर्ग (सौर शांत) वर्तमान प्रणाली में दुनिया भर में सौर संचालित हवा का परिणाम है ({{convert|100–130|km|mi|sigfig=1|abbr=on}} ऊंचाई)। इस धारा के परिणामस्वरूप आयनमंडल के विषुवतीय दिन की ओर पश्चिम-पूर्व (सुबह-शाम) निर्देशित इलेक्ट्रोस्टैटिक क्षेत्र होता है। चुंबकीय डुबकी भूमध्य रेखा पर, जहां भू-चुंबकीय क्षेत्र क्षैतिज है, इस विद्युत क्षेत्र के परिणामस्वरूप चुंबकीय भूमध्य रेखा के ± 3 डिग्री के भीतर पूर्व की ओर वर्तमान प्रवाह में वृद्धि होती है, जिसे भूमध्यरेखीय इलेक्ट्रोजेट के रूप में जाना जाता है।
+पृथ्वी के आयनमंडल ([[आयनमंडलीय डायनेमो क्षेत्र]]) के ई क्षेत्र में तथाकथित वर्ग (सौर शांत) वर्तमान प्रणाली में दुनिया भर में सौर संचालित हवा का परिणाम है ({{convert|100–130|km|mi|sigfig=1|abbr=on}} ऊंचाई)। इस धारा के परिणामस्वरूप आयनमंडल के विषुवतीय दिन की ओर पश्चिम-पूर्व (सुबह-शाम) निर्देशित  स्थिर वैद्युत विक्षेप क्षेत्र होता है। चुंबकीय आप्लावन भूमध्य रेखा पर, जहां भू-चुंबकीय क्षेत्र क्षैतिज है, इस विद्युत क्षेत्र के परिणामस्वरूप चुंबकीय भूमध्य रेखा के ± 3 डिग्री के भीतर पूर्व की ओर वर्तमान प्रवाह में वृद्धि होती है, जिसे भूमध्यरेखीय विद्युत प्रधार के रूप में जाना जाता है।
-== अल्पकालिक आयनमंडलीय गड़बड़ी ==
+== अल्पकालिक आयनमंडलीय अस्तव्यस्तता ==
-===एक्स-रे: [[अचानक आयनमंडलीय गड़बड़ी]] (SID)===
+===एक्स-रे: [[अचानक आयनमंडलीय गड़बड़ी|आकस्मिक आयनमंडलीय अस्तव्यस्तता]] (SID)===
-जब सूर्य सक्रिय होता है, तो तेज सौर ज्वालाएं उत्पन्न हो सकती हैं जो कठोर एक्स-रे के साथ पृथ्वी के सूर्य के प्रकाश वाले हिस्से से टकराती हैं। एक्स-रे डी-क्षेत्र में प्रवेश करते हैं, इलेक्ट्रॉनों को छोड़ते हैं जो तेजी से अवशोषण को बढ़ाते हैं, जिससे उच्च आवृत्ति (3-30 मेगाहर्ट्ज) रेडियो ब्लैकआउट होता है जो मजबूत फ्लेयर्स के बाद कई घंटों तक जारी रह सकता है। इस समय के दौरान बहुत कम आवृत्ति (3–30 kHz) सिग्नल E परत के बजाय D परत द्वारा परिलक्षित होंगे, जहाँ बढ़ा हुआ वायुमंडलीय घनत्व आमतौर पर तरंग के अवशोषण को बढ़ाएगा और इस प्रकार इसे नम कर देगा। जैसे ही एक्स-रे समाप्त होते हैं, अचानक आयनोस्फेरिक डिस्टर्बेंस (SID) या रेडियो ब्लैक-आउट तेजी से घटता है क्योंकि डी-क्षेत्र में इलेक्ट्रॉन तेजी से पुनर्संयोजित होते हैं और प्रसार धीरे-धीरे पूर्व-भड़कने की स्थिति में सौर के आधार पर मिनटों से घंटों तक वापस आ जाता है। भड़कना ताकत और आवृत्ति।
+जब सूर्य सक्रिय होता है, तो शक्तिशाली सौर ज्वालाएं उत्पन्न हो सकती हैं जो कठोर एक्स-रे के साथ पृथ्वी के सूर्य के प्रकाश वाले हिस्से से टकराती हैं। एक्स-रे डी-क्षेत्र में प्रवेश करते हैं, अतिसूक्ष्म परमाणुों को छोड़ते हैं जो तेजी से अवशोषण को बढ़ाते हैं, जिससे उच्च आवृत्ति (3-30 मेगाहर्ट्ज) रेडियो तिमिरण होता है जो शक्तिशाली फ्लेयर्स के बाद कई घंटों तक जारी रह सकता है। इस समय के दौरान बहुत कम आवृत्ति (3–30 kHz) सिग्नल E परत के बजाय D परत द्वारा परिलक्षित होंगे, जहाँ बढ़ा हुआ वायुमंडलीय घनत्व सामान्यतः पर तरंग के अवशोषण को बढ़ाएगा और इस प्रकार इसे कम कर देगा। जैसे ही एक्स-रे समाप्त होते हैं, अचानक आयनमंडलीय [[अचानक आयनमंडलीय गड़बड़ी|अस्तव्यस्तता]] (SID) या रेडियो तिमिरण तेजी से घटता है क्योंकि डी-क्षेत्र में अतिसूक्ष्म परमाणु तेजी से पुनर्संयोजित होते हैं और प्रसार धीरे-धीरे पूर्व-भड़कने की स्थिति में सौर ज्वालाएं  ताकत और आवृत्ति के आधार पर मिनटों से घंटों तक वापस आ जाता है।
 ===प्रोटॉन: ध्रुवीय कैप अवशोषण (पीसीए)===
-सौर ज्वालाओं के साथ संबद्ध उच्च-ऊर्जा प्रोटॉन की रिहाई है। ये कण सौर ज्वाला के 15 मिनट से 2 घंटे के भीतर पृथ्वी से टकरा सकते हैं। प्रोटॉन पृथ्वी की चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के चारों ओर और नीचे सर्पिल होते हैं और डी और ई परतों के आयनीकरण को बढ़ाते हुए चुंबकीय ध्रुवों के पास वातावरण में प्रवेश करते हैं। पीसीए आमतौर पर लगभग 24 से 36 घंटों के औसत के साथ कहीं भी लगभग एक घंटे से लेकर कई दिनों तक रहता है। [[कोरोनल मास इजेक्शन]] भी ऊर्जावान प्रोटॉन जारी कर सकते हैं जो ध्रुवीय क्षेत्रों में डी-क्षेत्र अवशोषण को बढ़ाते हैं।
+सौर ज्वालाओं के साथ संबद्ध उच्च-ऊर्जा प्रोटॉन का विमोचन है। ये कण सौर ज्वाला के 15 मिनट से 2 घंटे के भीतर पृथ्वी से टकरा सकते हैं। प्रोटॉन पृथ्वी की चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के चारों ओर और नीचे सर्पिल होते हैं और डी और ई परतों के आयनीकरण को बढ़ाते हुए चुंबकीय ध्रुवों के पास वातावरण में प्रवेश करते हैं। पी.सी.ए सामान्यतः पर लगभग 24 से 36 घंटों के औसत के साथ कहीं भी लगभग एक घंटे से लेकर कई दिनों तक रहता है। [[कोरोनल मास इजेक्शन|कोरोनल मास निष्कासन]] भी ऊर्जावान प्रोटॉन जारी कर सकते हैं जो ध्रुवीय क्षेत्रों में डी-क्षेत्र अवशोषण को बढ़ाते हैं।
 ===[[भूचुंबकीय तूफान]]===
-एक भू-चुंबकीय तूफान एक अस्थायी-कभी-कभी तीव्र-पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर की गड़बड़ी है।
+एक भू-चुंबकीय तूफान एक अस्थायी-कभी-कभी तीव्र-पृथ्वी के चुंबकमंडल की अस्तव्यस्तता है।
-* एक भू-चुंबकीय तूफान के दौरान F₂ परत अस्थिर, खंडित हो जाएगी, और पूरी तरह से गायब भी हो सकती है।
+* एक भू-चुंबकीय तूफान के बीच F₂ परत अस्थिर, खंडित हो जाएगी, और पूरी तरह से गायब भी हो सकती है।
 * पृथ्वी के उत्तरी और दक्षिणी ध्रुवीय क्षेत्रों में रात्रि आकाश में ध्रुवीय ज्योतिर्मय दिखाई देंगे।
-=== बिजली ===
+=== आकाशीय विद्युत ===
-बिजली डी-क्षेत्र में दो तरीकों में से एक में आयनोस्फेरिक गड़बड़ी पैदा कर सकती है। पहला वीएलएफ (बहुत कम आवृत्ति) रेडियो तरंगों के माध्यम से मैग्नेटोस्फीयर में प्रक्षेपित होता है। ये तथाकथित व्हिस्लर मोड तरंगें विकिरण बेल्ट कणों के साथ परस्पर क्रिया कर सकती हैं और उन्हें डी-क्षेत्र में आयनीकरण जोड़कर आयनमंडल पर अवक्षेपित कर सकती हैं। इन गड़बड़ी को तड़ित-प्रेरित [[इलेक्ट्रॉन अवक्षेपण]] (LEP) घटनाएँ कहा जाता है।
+आकाशीय विद्युत डी-क्षेत्र में दो तरीकों में से एक से आयनमंडलीय अस्तव्यस्तता पैदा कर सकती है। पहला वी.एल.एफ (बहुत कम आवृत्ति) रेडियो तरंगों के माध्यम से चुंबकमंडल में प्रक्षेपित होता है। ये तथाकथित "व्हिस्लर" मोड तरंगें विकिरण बेल्ट कणों के साथ परस्पर क्रिया कर सकती हैं और उन्हें आयनमंडल पर अवक्षेपित कर डी-क्षेत्र में आयनीकरण जोड़ सकती हैं। इन अस्तव्यस्तता को "आकाशीय विद्युत-प्रेरित [[इलेक्ट्रॉन अवक्षेपण|अतिसूक्ष्म परमाणु अवक्षेपण]] (LEP) प्रतिभासएँ" कहा जाता है।
-बिजली गिरने में चार्ज की विशाल गति के परिणामस्वरूप अतिरिक्त आयनीकरण प्रत्यक्ष ताप/आयनीकरण से भी हो सकता है। इन घटनाओं को अर्ली/फास्ट कहा जाता है।
+आकाशीय विद्युत गिरने में चार्ज की विशाल गति के परिणामस्वरूप अतिरिक्त आयनीकरण प्रत्यक्ष ताप/आयनीकरण से भी हो सकता है। इन प्रतिभासओं को "अर्ली/फास्ट" कहा जाता है।
-में, C. T. R. विल्सन ने एक तंत्र का प्रस्ताव दिया जिसके द्वारा बिजली के तूफानों से विद्युत निर्वहन बादलों से आयनमंडल तक ऊपर की ओर फैल सकता है। लगभग उसी समय, ब्रिटेन के स्लो में रेडियो अनुसंधान केंद्र में कार्यरत रॉबर्ट वाटसन-वाट ने सुझाव दिया कि आयनमंडलीय छिटपुट ई परत (ई<sub>s</sub>) बिजली चमकने के कारण बढ़ा हुआ प्रतीत हुआ लेकिन उस पर और अधिक काम करने की आवश्यकता थी। 2005 में, ऑक्सफोर्डशायर, यूके में रदरफोर्ड एपलटन प्रयोगशाला में काम कर रहे सी. डेविस और सी. जॉनसन ने प्रदर्शित किया कि ई<sub>s</sub> बिजली की गतिविधि के परिणामस्वरूप परत वास्तव में बढ़ी थी। उनके बाद के शोध ने तंत्र पर ध्यान केंद्रित किया है जिसके द्वारा यह प्रक्रिया हो सकती है।
+में, C. T. R. विल्सन ने एक तंत्र का प्रस्ताव दिया जिसके द्वारा आकाशीय विद्युत के तूफानों से विद्युत निर्वहन बादलों से आयनमंडल तक ऊपर की ओर प्रसारित हो सकता है। लगभग उसी समय, ब्रिटेन के स्लो में रेडियो अनुसंधान केंद्र में कार्यरत रॉबर्ट वाटसन-वाट ने सुझाव दिया कि आयनमंडलीय यत्रतत्रिक ई परत (ई<sub>s</sub>) आकाशीय विद्युत के कारण बढ़ा हुआ प्रतीत हुआ लेकिन उस पर और अधिक काम करने की आवश्यकता थी। 2005 में, ऑक्सफोर्डशायर, यूके में रदरफोर्ड एपलटन प्रयोगशाला में काम कर रहे सी. डेविस और सी. जॉनसन ने प्रदर्शित किया कि ई<sub>s</sub> आकाशीय विद्युत की गतिविधि के परिणामस्वरूप परत वास्तव में बढ़ी थी। उनके बाद के शोध ने तंत्र पर ध्यान केंद्रित किया है जिसके द्वारा यह प्रक्रिया हो सकती है।
 == अनुप्रयोग ==
-=== रेडियो संचार{{anchor|Radio application}}===
+=== रेडियो संचार===
-<!-- This section is linked from [[Triple J]] -->
+आयनित वायुमंडलीय गैसों की उच्च आवृत्ति (एच.एफ, या लघु तरंग) रेडियो तरंगों को अपवर्तित करने की  क्षमता के कारण, आयनमंडल रेडियो तरंगों को आकाश में वापस पृथ्वी की ओर निर्देशित कर सकता है। आकाश में एक कोण पर निर्देशित रेडियो तरंगें क्षितिज से परे पृथ्वी पर लौट सकती हैं। "स्किप' या "स्काईवेव" प्रचार नामक इस तकनीक का उपयोग 1920 के दशक से अंतरराष्ट्रीय या अंतरमहाद्वीपीय दूरियों पर संचार करने के लिए किया जाता रहा है। लौटने वाली रेडियो तरंगें पृथ्वी की सतह से फिर से आकाश में प्रतिबिंबित हो सकती हैं, जिससे कई [[हॉप (दूरसंचार)]] के साथ अधिक से अधिक परिसर प्राप्त की जा सकती हैं। यह संचार पद्धति दिन या रात के समय, मौसम और 11 साल के [[सनस्पॉट चक्र|सूर्यकलंक चक्र]] के आधार पर किसी दिए गए पथ पर स्वीकृति के साथ परिवर्तनशील और अविश्वसनीय है। 20वीं शताब्दी के पूर्वार्द्ध के बीच इसका व्यापक रूप से पारमहासागरीय दूरभाष और टेलीग्राफ सेवा, और व्यापार और राजनयिक संचार के लिए उपयोग किया गया था। इसकी सापेक्ष अविश्वसनीयता के कारण, [[शॉर्टवेव रेडियो|लघु तरंग रेडियो]] संचार को ज्यादातर दूरसंचार उद्योग द्वारा छोड़ दिया गया है, लेकिन यह उच्च-अक्षांश संचार के लिए महत्वपूर्ण है जहां उपग्रह-आधारित रेडियो संचार संभव नहीं है। लघु तरंग प्रसारण अंतरराष्ट्रीय सीमाओं को पार करने और कम लागत पर बड़े क्षेत्रों को समुपयोग करने में उपयोगी है। स्वचालित सेवाएं अभी भी लघु तरंग रेडियो आवृत्तियों का उपयोग करती हैं, जैसे कि निजी मनोरंजक संपर्कों के लिए और प्राकृतिक आपदाओं के दौरान आपातकालीन संचार में सहायता के लिए रेडियो अव्यवसायी शौकिया करते हैं। सशस्त्र सेना लघु तरंग का उपयोग करते हैं ताकि दुर्बल बुनियादी ढांचे से स्वतंत्र हो सकें, जिसमें उपग्रह समिलित हैं, और लघु तरंग संचार की कम विलंबता ख्याति व्यापारियों के लिए आकर्षक बनाती है, जहां मिलीसेकंड की गिनती होती है। <ref>{{cite journal | url=https://ieeexplore.ieee.org/document/9311865 | doi=10.1109/TWC.2020.3046475 | title=लो-लेटेंसी एचएफ संचार के लिए रिसीवर डिजाइन| year=2021 | last1=Arikan | first1=Toros | last2=Singer | first2=Andrew C. | journal=IEEE Transactions on Wireless Communications | volume=20 | issue=5 | pages=3005–3015 | s2cid=233990323 }}</ref>
-उच्च आवृत्ति (एचएफ, या शॉर्टवेव) रेडियो तरंगों को अपवर्तित करने के लिए आयनित वायुमंडलीय गैसों की क्षमता के कारण, आयनमंडल रेडियो तरंगों को आकाश में वापस पृथ्वी की ओर निर्देशित कर सकता है। आकाश में एक कोण पर निर्देशित रेडियो तरंगें क्षितिज से परे पृथ्वी पर लौट सकती हैं। स्किप या स्काईवेव प्रचार नामक इस तकनीक का उपयोग 1920 के दशक से अंतरराष्ट्रीय या अंतरमहाद्वीपीय दूरियों पर संचार करने के लिए किया जाता रहा है। लौटने वाली रेडियो तरंगें पृथ्वी की सतह से फिर से आकाश में प्रतिबिंबित हो सकती हैं, जिससे कई [[हॉप (दूरसंचार)]] के साथ अधिक से अधिक रेंज प्राप्त की जा सकती हैं। यह संचार पद्धति परिवर्तनशील और अविश्वसनीय है, दिन या रात के समय, मौसम, मौसम और 11 साल के [[सनस्पॉट चक्र]] के आधार पर दिए गए पथ पर स्वागत के साथ। 20वीं शताब्दी के पूर्वार्द्ध के दौरान इसका व्यापक रूप से ट्रांसोसेनिक टेलीफोन और टेलीग्राफ सेवा, और व्यापार और राजनयिक संचार के लिए उपयोग किया गया था। इसकी सापेक्ष अविश्वसनीयता के कारण, [[शॉर्टवेव रेडियो]] संचार को ज्यादातर दूरसंचार उद्योग द्वारा छोड़ दिया गया है, लेकिन यह उच्च-अक्षांश संचार के लिए महत्वपूर्ण है जहां उपग्रह-आधारित रेडियो संचार संभव नहीं है। शॉर्टवेव ब्रॉडकास्टिंग अंतरराष्ट्रीय सीमाओं को पार करने और कम लागत पर बड़े क्षेत्रों को कवर करने में उपयोगी है। स्वचालित सेवाएं अभी भी शॉर्टवेव रेडियो फ्रीक्वेंसी का उपयोग करती हैं, जैसे कि निजी मनोरंजक संपर्कों के लिए और प्राकृतिक आपदाओं के दौरान आपातकालीन संचार में सहायता के लिए रेडियो शौकिया शौकिया करते हैं। सशस्त्र बल शॉर्टवेव का उपयोग करते हैं ताकि कमजोर बुनियादी ढांचे से स्वतंत्र हो सकें, जिसमें उपग्रह समिलित हैं, और शॉर्टवेव संचार की कम विलंबता स्टॉक व्यापारियों के लिए आकर्षक बनाती है, जहां मिलीसेकंड की गिनती होती है। <ref>{{cite journal | url=https://ieeexplore.ieee.org/document/9311865 | doi=10.1109/TWC.2020.3046475 | title=लो-लेटेंसी एचएफ संचार के लिए रिसीवर डिजाइन| year=2021 | last1=Arikan | first1=Toros | last2=Singer | first2=Andrew C. | journal=IEEE Transactions on Wireless Communications | volume=20 | issue=5 | pages=3005–3015 | s2cid=233990323 }}</ref>
 ==== अपवर्तन का तंत्र ====
-जब एक रेडियो तरंग आयनमंडल तक पहुँचती है, तो तरंग में [[विद्युत क्षेत्र]] आयनमंडल में इलेक्ट्रॉनों को रेडियो तरंग के समान आवृत्ति पर दोलन करने के लिए बाध्य करता है। इस गुंजयमान दोलन तक कुछ रेडियो-आवृत्ति ऊर्जा दी जाती है। दोलन करने वाले इलेक्ट्रॉन या तो पुनर्संयोजन के लिए खो जाएंगे या मूल तरंग ऊर्जा को फिर से विकीर्ण कर देंगे। कुल अपवर्तन तब हो सकता है जब आयनमंडल की टक्कर आवृत्ति रेडियो आवृत्ति से कम हो, और यदि आयनमंडल में इलेक्ट्रॉन घनत्व काफी अधिक हो।
+जब रेडियो तरंग आयनमंडल तक पहुँचती है, तो तरंग में [[विद्युत क्षेत्र]] आयनमंडल में अतिसूक्ष्म परमाणुों को रेडियो तरंग के समान आवृत्ति पर दोलन करने के लिए बाध्य करता है। इस गुंजयमान दोलन तक कुछ रेडियो-आवृत्ति ऊर्जा दी जाती है। दोलन करने वाले अतिसूक्ष्म परमाणु या तो पुनर्संयोजन के लिए खो जाएंगे या मूल तरंग ऊर्जा को फिर से विकीर्ण कर देंगे। कुल अपवर्तन तब हो सकता है जब आयनमंडल की दोलन आवृत्ति रेडियो आवृत्ति से कम हो, और यदि आयनमंडल में अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व काफी अधिक हो।
+[[ज्यामितीय प्रकाशिकी]] को याद करके आयनमंडल के माध्यम से विद्युत चुम्बकीय तरंग कैसे प्रसारित होती है, इसकी गुणात्मक समझ प्राप्त की जा सकती है। चूंकि आयनमंडल एक प्लाज्मा है, इसलिए यह दिखाया जा सकता है कि [[अपवर्तक सूचकांक]] एकता से कम है। इसलिए, विद्युत चुम्बकीय "किरण" सामान्य की बजाय सामान्य से दूर झुकती है जैसा कि अपवर्तक सूचकांक एकता से अधिक होने पर इंगित किया जाएगा। यह भी दिखाया जा सकता है कि प्लाज्मा का अपवर्तक सूचकांक, और इसलिए आयनमंडल, आवृत्ति-निर्भर है, फैलाव (ऑप्टिक्स) देखें।<ref>{{cite book|last1=Lied|first1=Finn|title=ध्रुवीय समस्याओं पर जोर देने के साथ उच्च आवृत्ति रेडियो संचार|date=1967|publisher=Advisory Group for Aerospace Research and Development|pages=1–6}}</ref>
-[[ज्यामितीय प्रकाशिकी]] को याद करके आयनमंडल के माध्यम से एक विद्युत चुम्बकीय तरंग कैसे फैलती है, इसकी गुणात्मक समझ प्राप्त की जा सकती है। चूंकि आयनमंडल एक प्लाज्मा है, इसलिए यह दिखाया जा सकता है कि [[अपवर्तक सूचकांक]] एकता से कम है। इसलिए, विद्युत चुम्बकीय किरण सामान्य की बजाय सामान्य से दूर झुकती है जैसा कि अपवर्तक सूचकांक एकता से अधिक होने पर इंगित किया जाएगा। यह भी दिखाया जा सकता है कि प्लाज्मा का अपवर्तक सूचकांक, और इसलिए आयनमंडल, आवृत्ति-निर्भर है, फैलाव (ऑप्टिक्स) देखें।<ref>{{cite book|last1=Lied|first1=Finn|title=ध्रुवीय समस्याओं पर जोर देने के साथ उच्च आवृत्ति रेडियो संचार|date=1967|publisher=Advisory Group for Aerospace Research and Development|pages=1–6}}</ref>
+[[महत्वपूर्ण आवृत्ति|क्रांतिक आवृत्ति]] वह सीमांत आवृत्ति है जिस पर या उससे नीचे रेडियो तरंग प्रतिभास के ऊर्ध्वाधर कोण (ऑप्टिक्स) पर एक आयनमंडलीय परत द्वारा परिलक्षित होती है। यदि संचरित आवृत्ति आयनमंडल की [[प्लाज्मा आवृत्ति]] से अधिक है, तो अतिसूक्ष्म परमाणु पर्याप्त तेजी से प्रतिक्रिया नहीं कर सकते हैं, और वे संकेत को फिर से विकीर्ण करने में सक्षम नहीं होते हैं। इसकी गणना नीचे दिखाए अनुसार की जाती है:
-[[महत्वपूर्ण आवृत्ति]] सीमित आवृत्ति है जिस पर या नीचे एक रेडियो तरंग एक आयनोस्फेरिक परत द्वारा घटना के ऊर्ध्वाधर कोण (ऑप्टिक्स) पर परिलक्षित होती है। यदि संचरित आवृत्ति आयनमंडल की [[प्लाज्मा आवृत्ति]] से अधिक है, तो इलेक्ट्रॉन पर्याप्त तेजी से प्रतिक्रिया नहीं कर सकते हैं, और वे संकेत को फिर से विकीर्ण करने में सक्षम नहीं होते हैं। इसकी गणना नीचे दिखाए अनुसार की जाती है:
 : <math>f_{\text{critical}} = 9 \times\sqrt{N}</math>
-जहाँ N = इलेक्ट्रॉन घनत्व प्रति मी<sup>3</sup> और f<sub>critical</sub> हज़ में है।
+जहाँ N = अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व प्रति m<sup>3</sup> और f<sub>critical</sub> हज़ (Hz) में है।
-अधिकतम उपयोग योग्य आवृत्ति (एमयूएफ) को ऊपरी आवृत्ति सीमा के रूप में परिभाषित किया गया है जिसका उपयोग निर्दिष्ट समय पर दो बिंदुओं के बीच संचरण के लिए किया जा सकता है।
+अधिकतम उपयोग योग्य आवृत्ति (एम.यू.एफ) को ऊपरी आवृत्ति सीमा के रूप में परिभाषित किया गया है जिसका उपयोग निर्दिष्ट समय पर दो बिंदुओं के बीच संचरण के लिए किया जा सकता है।
 : <math>f_\text{muf} = \frac{f_\text{critical}}{ \sin \alpha} </math>
-कहाँ <math>\alpha</math> = [[आगमन का कोण]], [[क्षितिज]] के सापेक्ष तरंग का कोण, और sin साइन फलन है।
+जहाँ <math>\alpha</math> = [[आगमन का कोण]], [[क्षितिज]] के सापेक्ष तरंग का कोण, और sin साइन फलन है।
-कटऑफ आवृत्ति वह आवृत्ति है जिसके नीचे एक रेडियो तरंग परत से अपवर्तन द्वारा दो निर्दिष्ट बिंदुओं के बीच संचरण के लिए आवश्यक घटना कोण पर आयनमंडल की एक परत में प्रवेश करने में विफल रहती है।
+कटऑफ आवृत्ति वह आवृत्ति है जिसके नीचे एक रेडियो तरंग परत से अपवर्तन द्वारा दो निर्दिष्ट बिंदुओं के बीच संचरण के लिए आवश्यक प्रतिभास कोण पर आयनमंडल की परत में प्रवेश करने में विफल रहती है।
-===जीपीएस/जीएनएसएस आयनमंडलीय सुधार===
+===जी.पी.एस/जी.एन.एस.एस आयनमंडलीय सुधार===
 {{stub section|date=October 2013}}
-{{see also|Total electron content}}
+आयनमंडल वैश्विक नौवहन उपग्रह प्रणालियों के प्रभावों को समझने के लिए कई  प्रतिरूपों का उपयोग किया जाता है। क्लोबुचर प्रतिरूप वर्तमान में [[GPS]] में आयनमंडलीय प्रभावों की भरपाई के लिए उपयोग किया जाता है। यह  प्रतिरूप जॉन (जैक) क्लोबुचर द्वारा लगभग 1974 में अमेरिकी वायु सेना भूभौतिकीय अनुसंधान प्रयोगशाला में विकसित किया गया था।<ref>{{cite web|url=https://www.ion.org/awards/2003-ionfellow-Klobuchar.cfm|title=आईओएन फेलो - श्री जॉन ए क्लोबुचर|website=www.ion.org|access-date=8 May 2018|url-status=live|archive-url=https://web.archive.org/web/20171004140058/https://www.ion.org/awards/2003-ionfellow-Klobuchar.cfm|archive-date=4 October 2017}}</ref> [[गैलीलियो (उपग्रह नेविगेशन)]] नेविगेशन प्रणाली नेक्विक  प्रतिरूप का उपयोग करती है।<ref name="Galileo2016">{{cite web|title=गैलीलियो सिंगल फ्रीक्वेंसी यूजर्स के लिए आयनोस्फेरिक करेक्शन एल्गोरिथम|url=https://www.gsc-europa.eu/system/files/galileo_documents/Galileo_Ionospheric_Model.pdf|publisher=Galileo Open Service|access-date=9 February 2018|url-status=live|archive-url=https://web.archive.org/web/20180210120957/https://www.gsc-europa.eu/system/files/galileo_documents/Galileo_Ionospheric_Model.pdf|archive-date=10 February 2018}}</ref>
-आयनमंडल वैश्विक नौवहन उपग्रह प्रणालियों के प्रभावों को समझने के लिए कई मॉडलों का उपयोग किया जाता है। Klobuchar मॉडल वर्तमान में [[GPS]] में आयनमंडलीय प्रभावों की भरपाई के लिए उपयोग किया जाता है। यह मॉडल जॉन (जैक) क्लोबुचर द्वारा लगभग 1974 में अमेरिकी वायु सेना भूभौतिकीय अनुसंधान प्रयोगशाला में विकसित किया गया था।<ref>{{cite web|url=https://www.ion.org/awards/2003-ionfellow-Klobuchar.cfm|title=आईओएन फेलो - श्री जॉन ए क्लोबुचर|website=www.ion.org|access-date=8 May 2018|url-status=live|archive-url=https://web.archive.org/web/20171004140058/https://www.ion.org/awards/2003-ionfellow-Klobuchar.cfm|archive-date=4 October 2017}}</ref> [[गैलीलियो (उपग्रह नेविगेशन)]] नेविगेशन प्रणाली NeQuick मॉडल का उपयोग करती है।<ref name="Galileo2016">{{cite web|title=गैलीलियो सिंगल फ्रीक्वेंसी यूजर्स के लिए आयनोस्फेरिक करेक्शन एल्गोरिथम|url=https://www.gsc-europa.eu/system/files/galileo_documents/Galileo_Ionospheric_Model.pdf|publisher=Galileo Open Service|access-date=9 February 2018|url-status=live|archive-url=https://web.archive.org/web/20180210120957/https://www.gsc-europa.eu/system/files/galileo_documents/Galileo_Ionospheric_Model.pdf|archive-date=10 February 2018}}</ref>
 === अन्य अनुप्रयोग ===
-ओपन सिस्टम (सिस्टम थ्योरी) [[इलेक्ट्रोडायनामिक टीथर]], जो आयनोस्फीयर का उपयोग करता है, पर शोध किया जा रहा है। विद्युत चुम्बकीय प्रेरण द्वारा पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र से ऊर्जा निकालने के लिए [[अंतरिक्ष का तार]] एक सर्किट के हिस्से के रूप में प्लाज्मा संपर्ककर्ताओं और आयनमंडल का उपयोग करता है।
+अनावृत पद्धति(सिस्टम थ्योरी) [[इलेक्ट्रोडायनामिक टीथर|विद्युत् गतिक टीथर]], जो आयनमंडल का उपयोग करता है, पर शोध किया जा रहा है। विद्युत चुम्बकीय प्रेरण द्वारा पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र से ऊर्जा निकालने के लिए [[अंतरिक्ष का तार]] सर्किट के हिस्से के रूप में प्लाज्मा संपर्ककर्ताओं और आयनमंडल का उपयोग करता है।
 == माप ==
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 === सिंहावलोकन ===
 वैज्ञानिक विभिन्न तरीकों से आयनमंडल की संरचना का पता लगाते हैं। वे सम्मिलित करते हैं:
-* आयनमंडल में उत्पन्न ऑप्टिकल और रेडियो उत्सर्जन का निष्क्रिय अवलोकन
+* आयनमंडल में उत्पन्न प्रकाश संबंधी और रेडियो उत्सर्जन का निष्क्रिय अवलोकन
 * इससे विभिन्न आवृत्तियों की रेडियो तरंगें उछलती हैं
-* ईआईएससीएटी, सोंड्रे स्ट्रोम्फजॉर्ड, [[मिलस्टोन हिल वेधशाला]], अरेसीबो टेलीस्कोप, एडवांस्ड मॉड्यूलर इनकोहेरेंट [[EISCAT]] रडार (एएमआईएसआर) और [[Jicamarca रेडियो वेधशाला]] रडार जैसे असंगत स्कैटर रडार
+* ई.आई.एस.सी.ए.टी., सोंड्रे स्ट्रोम्फजॉर्ड, [[मिलस्टोन हिल वेधशाला]], अरेसीबो टेलीस्कोप, विकसित प्रमापीय असंगत [[EISCAT]] रडार (ए.एम.आई.एस.आर) और [[Jicamarca रेडियो वेधशाला|जिकामार्का रेडियो वेधशाला]] रडार जैसे असंगत प्रकीर्ण रडार
-* सुसंगत स्कैटर रडार जैसे [[सुपर डुअल ऑरोरल रडार नेटवर्क]] | सुपर डुअल ऑरोरल रडार नेटवर्क (सुपरडार्न) रडार
+* सुसंगत प्रकीर्ण रडार जैसे [[सुपर डुअल ऑरोरल रडार नेटवर्क]] (सुपरडार्न) रडार
-* विशेष रिसीवर यह पता लगाने के लिए कि प्रेषित तरंगों से परावर्तित तरंगें कैसे बदल गई हैं।
+* विशेष समापक यह पता लगाने के लिए कि संचरित तरंगों से परावर्तित तरंगें कैसे बदल गई हैं।
-विभिन्न प्रकार के प्रयोग, जैसे कि HAARP ([[हाई फ्रीक्वेंसी एक्टिव औरोरल रिसर्च प्रोग्राम]]), आयनमंडल के गुणों को संशोधित करने के लिए उच्च शक्ति वाले रेडियो प्रेषक को समिलित करते हैं। ये जांच आयनोस्फेरिक प्लाज्मा के गुणों और व्यवहार का अध्ययन करने पर ध्यान केंद्रित करती है, विशेष रूप से नागरिक और सैन्य दोनों उद्देश्यों के लिए संचार और निगरानी प्रणाली को बढ़ाने के लिए इसे समझने और उपयोग करने में सक्षम होने पर जोर देती है। HAARP को 1993 में एक प्रस्तावित बीस वर्षीय प्रयोग के रूप में शुरू किया गया था, और वर्तमान में गकोना, अलास्का के पास सक्रिय है।
+विभिन्न प्रकार के प्रयोग, जैसे कि HAARP ([[हाई फ्रीक्वेंसी एक्टिव औरोरल रिसर्च प्रोग्राम|हाई आवृत्तियों एक्टिव औरोरल रिसर्च प्रोग्राम]]), आयनमंडल के गुणों को संशोधित करने के लिए उच्च शक्ति वाले रेडियो प्रेषक को समिलित करते हैं। ये जांच आयनमंडलीय प्लाज्मा के गुणों और व्यवहार का अध्ययन करने पर ध्यान केंद्रित करती है, विशेष रूप से नागरिक और सैन्य दोनों उद्देश्यों के लिए संचार और निगरानी प्रणाली को बढ़ाने के लिए इसे समझने और उपयोग करने में सक्षम होने पर जोर देती है। HAARP को 1993 में प्रस्तावित बीस वर्षीय प्रयोग के रूप में आरंभ किया गया था, और वर्तमान में यह गकोना, अलास्का के पास सक्रिय है।
-SuperDARN रडार प्रोजेक्ट 8 से 20 मेगाहर्ट्ज़ रेंज में रेडियो तरंगों के सुसंगत बैकस्कैटर का उपयोग करके उच्च और मध्य अक्षांशों पर शोध करता है। सुसंगत बैकस्कैटर क्रिस्टल में ब्रैग स्कैटरिंग के समान है और इसमें आयनोस्फेरिक घनत्व अनियमितताओं से बिखरने का रचनात्मक हस्तक्षेप समिलित है। परियोजना में 11 से अधिक देश और दोनों गोलार्द्धों में कई रडार समिलित हैं।
+सुपरडार्न रडार प्रोजेक्ट 8 से 20 मेगाहर्ट्ज़ परिसर में रेडियो तरंगों के सुसंगत प्रत्यक् प्रकीर्ण का उपयोग करके उच्च और मध्य अक्षांशों पर शोध करता है। सुसंगत प्रत्यक् प्रकीर्ण क्रिस्टल में ब्रैग प्रकीर्णिंग के समान है और इसमें आयनमंडलीय घनत्व अनियमितताओं से प्रकीर्णिंग का रचनात्मक अतरक्षेप समिलित है। परियोजना में 11 से अधिक देश और दोनों गोलार्द्धों में कई रडार समिलित हैं।
-वैज्ञानिक, उपग्रहों और तारों से होकर गुजरने वाली रेडियो तरंगों में होने वाले परिवर्तनों द्वारा आयनमंडल की भी जांच कर रहे हैं। [[प्यूर्टो रिको]] में स्थित अरेसीबो टेलीस्कोप का मूल उद्देश्य पृथ्वी के आयनमंडल का अध्ययन करना था।
+वैज्ञानिक, आयनमंडल की जांच उपग्रहों और तारों से होकर गुजरने वाली रेडियो तरंगों में होने वाले परिवर्तनों द्वारा भी कर रहे हैं। [[प्यूर्टो रिको]] में स्थित अरेसीबो टेलीस्कोप का मूल उद्देश्य पृथ्वी के आयनमंडल का अध्ययन करना था।
 === आयनोग्राम ===
-{{main|Ionogram}}
+आयनोग्राम आयनमंडलीय परतों की आभासी ऊंचाई और महत्वपूर्ण आवृत्तियों को दिखाते हैं और जिन्हें आयनसोंद द्वारा मापा जाता है। आयनसोंदे आवृत्तियों की एक श्रृंखला को प्रचारित करता है, सामान्यतः पर 0.1 से 30 मेगाहर्ट्ज तक, ऊर्ध्वाधर प्रतिभास पर आयनमंडल में संचारित होता है। जैसे-जैसे आवृत्ति बढ़ती है, प्रत्येक तरंग परत में आयनीकरण द्वारा कम अपवर्तित होती है, और इसलिए प्रत्येक लहर परावर्तित होने से पहले प्रवेश करती है। आखिरकार, एक आवृत्ति पहुंच जाती है जो लहर को प्रतिबिंबित किए बिना परत में प्रवेश करने में सक्षम बनाती है। साधारण मोड तरंगों के लिए, यह तब होता है जब संचरित आवृत्ति परत की अतिशय प्लाज्मा, या महत्वपूर्ण, आवृत्ति से अधिक हो जाती है। परावर्तित उच्च आवृत्ति रेडियो दालों के निशान आयनोग्राम के रूप में जाने जाते हैं। न्यूनीकरण नियम  [[विलियम रॉय पिगगोट]] और [[कार्ल रावर]], एल्सेवियर एम्स्टर्डम, 1961 द्वारा संपादित : "URSI हैंडबुक ऑफ आयनोग्राम इंटरप्रिटेशन एंड रिडक्शन" में दिए गए हैं (चीनी, फ्रेंच, जापानी और रूसी में अनुवाद उपलब्ध हैं)।
-आयनोग्राम आयनोस्फेरिक परतों की आभासी ऊंचाई और महत्वपूर्ण आवृत्तियों को दिखाते हैं और जिन्हें आयनोसॉन्ड द्वारा मापा जाता है। एक आयनोसॉन्डे आवृत्तियों की एक श्रृंखला को स्वीप करता है, आमतौर पर 0.1 से 30 मेगाहर्ट्ज तक, ऊर्ध्वाधर घटना पर आयनमंडल में संचारित होता है। जैसे-जैसे आवृत्ति बढ़ती है, प्रत्येक तरंग परत में आयनीकरण द्वारा कम अपवर्तित होती है, और इसलिए प्रत्येक परावर्तित होने से पहले और अधिक प्रवेश करती है। आखिरकार, एक आवृत्ति पहुंच जाती है जो लहर को प्रतिबिंबित किए बिना परत में प्रवेश करने में सक्षम बनाती है। साधारण मोड तरंगों के लिए, यह तब होता है जब संचरित आवृत्ति परत की चरम प्लाज्मा, या महत्वपूर्ण, आवृत्ति से अधिक हो जाती है। परावर्तित उच्च आवृत्ति रेडियो दालों के निशान आयनोग्राम के रूप में जाने जाते हैं। न्यूनीकरण नियम इसमें दिए गए हैं: यूआरएसआई हैंडबुक ऑफ आयनोग्राम इंटरप्रिटेशन एंड रिडक्शन, [[विलियम रॉय पिगगोट]] और [[कार्ल रावर]], एल्सेवियर एम्स्टर्डम, 1961 द्वारा संपादित (चीनी, फ्रेंच, जापानी और रूसी में अनुवाद उपलब्ध हैं)।
-=== असंगत तितर बितर रडार ===
+=== असंगत प्रकीर्ण रडार ===
-असंगत तितर बितर रडार महत्वपूर्ण आवृत्तियों से ऊपर काम करते हैं। इसलिए, तकनीक आयनोस्फीयर की जांच करने की अनुमति देती है, आयनोसॉन्ड्स के विपरीत, इलेक्ट्रॉन घनत्व चोटियों के ऊपर भी। संचरित संकेतों को बिखरने वाले इलेक्ट्रॉन घनत्व के थर्मल उतार-चढ़ाव में सुसंगतता (भौतिकी) की कमी होती है, जिसने तकनीक को अपना नाम दिया। उनके शक्ति स्पेक्ट्रम में न केवल घनत्व पर, बल्कि आयन और इलेक्ट्रॉन तापमान, आयन द्रव्यमान और बहाव वेग पर भी जानकारी होती है।
+असंगत प्रकीर्ण रडार महत्वपूर्ण आवृत्तियों से ऊपर काम करते हैं। इसलिए, तकनीक आयनमंडल की जांच करने की अनुमति देती है, आयनसोंद्स के विपरीत, अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व चोटियों के ऊपर भी। संचरित संकेतों को बिखरने (प्रकीर्णिंग) वाले अतिसूक्ष्म परमाणु घनत्व के ऊष्मीय उतार-चढ़ाव में सुसंगतता (भौतिकी) की कमी होती है, जिसने तकनीक को इसका नाम दिया। उनके शक्ति वर्णक्रम में न एकमात्र घनत्व पर, बल्कि आयन और अतिसूक्ष्म परमाणु तापमान, आयन द्रव्यमान और बहाव वेग पर भी जानकारी होती है।
-=== [[जीएनएसएस]] रेडियो जादू ===
+=== [[जीएनएसएस|जी.एन.एस.एस]] रेडियो प्रच्छादन ===
-रेडियो गूढ़ता एक रिमोट सेंसिंग तकनीक है जहां एक GNSS सिग्नल स्पर्शरेखा से पृथ्वी को खुरचता है, वायुमंडल से गुजरता है, और लो अर्थ ऑर्बिट (LEO) उपग्रह द्वारा प्राप्त किया जाता है। जैसे ही संकेत वायुमंडल से गुजरता है, यह अपवर्तित, घुमावदार और विलंबित होता है। एक LEO उपग्रह ऐसे कई सिग्नल पथों की कुल इलेक्ट्रॉन सामग्री और झुकने वाले कोण का नमूना लेता है क्योंकि यह GNSS उपग्रह को पृथ्वी के ऊपर या नीचे सेट होते हुए देखता है। व्युत्क्रम एबेल रूपांतरण|एबेल के रूपांतरण का उपयोग करके, पृथ्वी पर उस स्पर्शरेखा बिंदु पर अपवर्तकता की एक [[रेडियल प्रोफ़ाइल]] का पुनर्निर्माण किया जा सकता है।
+रेडियो प्रच्छादन एक सुदूर संवेदन तकनीक है जहां GNSS सिग्नल स्पर्शरेखा से पृथ्वी को खुरचता है, वायुमंडल से गुजरता है, और लो अर्थ ऑर्बिट (LEO) उपग्रह द्वारा प्राप्त किया जाता है। जैसे ही संकेत वायुमंडल से गुजरता है, यह अपवर्तित, घुमावदार और विलंबित होता है। LEO उपग्रह ऐसे कई सिग्नल पथों की कुल अतिसूक्ष्म परमाणु सामग्री और झुकने वाले कोण का सैम्पल लेता है क्योंकि यह GNSS उपग्रह को पृथ्वी के ऊपर या नीचे सेट होते हुए देखता है। व्युत्क्रम एबेल के रूपांतरण का उपयोग करके, पृथ्वी पर उस स्पर्शरेखा बिंदु पर अपवर्तकता की [[रेडियल प्रोफ़ाइल|त्रिज्यीय परिच्छेदिका]] का पुनर्निर्माण किया जा सकता है।
-प्रमुख GNSS [[रेडियो मनोगत]] मिशनों में [[ ग्रेविटी रिकवरी और क्लाइमेट एक्सपेरिमेंट ]], CHAMP (सैटेलाइट), और मौसम विज्ञान, आयनमंडल और जलवायु के लिए तारामंडल अवलोकन प्रणाली समिलित हैं।
+प्रमुख GNSS [[रेडियो मनोगत|रेडियो प्रच्छादन]] मिशनों में [[ ग्रेविटी रिकवरी और क्लाइमेट एक्सपेरिमेंट ]], CHAMP (उपग्रह), और मौसम विज्ञान, आयनमंडल और जलवायु के लिए तारामंडल अवलोकन प्रणाली समिलित हैं।
 == आयनमंडल के सूचकांक ==
-आयनमंडल के अनुभवजन्य मॉडल जैसे नेक्विक में, निम्नलिखित सूचकांकों को आयनमंडल की स्थिति के अप्रत्यक्ष संकेतक के रूप में उपयोग किया जाता है।
+आयनमंडल के अनुभवजन्य प्रतिरूप जैसे नेक्विक में, निम्नलिखित सूचकांकों को आयनमंडल की स्थिति के अप्रत्यक्ष संकेतक के रूप में उपयोग किया जाता है।
 === सौर तीव्रता ===
-F10.7 और R12 आयनमंडलीय मॉडलिंग में आमतौर पर उपयोग किए जाने वाले दो सूचकांक हैं। दोनों कई सौर चक्रों को कवर करने वाले अपने लंबे ऐतिहासिक रिकॉर्ड के लिए मूल्यवान हैं। F10.7 ग्राउंड [[ रेडियो दूरबीन ]] का उपयोग करके 2800 मेगाहर्ट्ज की आवृत्ति पर सौर रेडियो उत्सर्जन की तीव्रता का माप है। R12 दैनिक सनस्पॉट संख्याओं का 12 महीनों का औसत है। दो सूचकांकों को एक दूसरे के साथ सहसंबद्ध दिखाया गया है।
+F10.7 और R12 आयनमंडलीय प्रतिरूपण में सामान्यतः उपयोग किए जाने वाले दो सूचकांक हैं। दोनों कई सौर चक्रों का आवरण करने वाले अपने लंबे ऐतिहासिक अभिलेख के लिए मूल्यवान हैं। F10.7 ग्राउंड [[ रेडियो दूरबीन ]]का उपयोग करके 2800 मेगाहर्ट्ज की आवृत्ति पर सौर रेडियो उत्सर्जन की तीव्रता का माप है। R12 दैनिक सूर्य कलंक( सूर्य कलंक) संख्याओं का 12 महीनों का औसत है। दो सूचकांकों को एक दूसरे के साथ सहसंबद्ध दिखाया गया है।
-लेकिन, दोनों सूचकांक सौर पराबैंगनी और एक्स-रे उत्सर्जन के केवल अप्रत्यक्ष संकेतक हैं, जो पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल में आयनीकरण पैदा करने के लिए मुख्य रूप से उत्तरदायी हैं। अब हमारे पास [[GOES]] अंतरिक्ष यान से डेटा है जो सूर्य से पृष्ठभूमि के एक्स-रे प्रवाह को मापता है, जो आयनमंडल में आयनीकरण स्तरों से अधिक निकटता से संबंधित एक पैरामीटर है।
+लेकिन, दोनों सूचकांक सौर पराबैंगनी और एक्स-रे उत्सर्जन के एकमात्र अप्रत्यक्ष संकेतक हैं, जो पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल में आयनीकरण पैदा करने के लिए मुख्य रूप से उत्तरदायी हैं। अब हमारे पास [[GOES]] अंतरिक्ष यान से डेटा है जो सूर्य से पृष्ठभूमि के एक्स-रे प्रवाह को मापता है, जो आयनमंडल में आयनीकरण स्तरों से अधिक निकटता से संबंधित मापदण्ड है।
-=== भू-चुंबकीय गड़बड़ी ===
+=== भू-चुंबकीय अस्तव्यस्तता ===
-* [[ए-सूचकांक]] [[और]] [[कश्मीर सूचकांक]]-इंडेक्स 'जियोमैग्नेटिक फील्ड' के क्षैतिज घटक के व्यवहार का माप हैं। के-इंडेक्स भू-चुंबकीय क्षेत्र के क्षैतिज घटक की ताकत को मापने के लिए 0 से 9 तक अर्ध-लघुगणकीय पैमाने का उपयोग करता है। बोल्डर के-इंडेक्स को [[बोल्डर जियोमैग्नेटिक ऑब्जर्वेटरी]] में मापा जाता है।
+* [[ए-सूचकांक]] [[और]] [[कश्मीर सूचकांक|के- सूचकांक]] 'भू-चुंबकीय क्षेत्र' के क्षैतिज घटक के व्यवहार का माप हैं। के-सूचक भू-चुंबकीय क्षेत्र के क्षैतिज घटक की ताकत को मापने के लिए 0 से 9 तक अर्ध-लघुगणकीय पैमाने का उपयोग करता है। बोल्डर के-सूचक को [[बोल्डर जियोमैग्नेटिक ऑब्जर्वेटरी|बोल्डर भू-चुंबकीय वेधशाला]] में मापा जाता है।
-* पृथ्वी के भू-चुंबकीय गतिविधि स्तरों को SI इकाइयों में पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के उतार-चढ़ाव से मापा जाता है जिसे टेस्ला (इकाई) कहा जाता है (या गैर-एसआई [[गॉस (इकाई)]] में, विशेष रूप से पुराने साहित्य में)। पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र को कई वेधशालाओं द्वारा ग्रह के चारों ओर मापा जाता है। पुनर्प्राप्त डेटा को संसाधित किया जाता है और माप सूचकांकों में बदल दिया जाता है। पूरे ग्रह के लिए दैनिक मापन ए के एक अनुमान के माध्यम से उपलब्ध कराया जाता है<sub>p</sub>-इंडेक्स, जिसे प्लैनेटरी ए-इंडेक्स (PAI) कहा जाता है।
+* पृथ्वी के भू-चुंबकीय गतिविधि स्तरों को एस.आई. इकाइयों में पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के उतार-चढ़ाव से मापा जाता है जिसे टेस्ला (इकाई) कहा जाता है (या गैर-एस.आई. [[गॉस (इकाई)]] में, विशेष रूप से पुराने साहित्य में)। पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र को कई वेधशालाओं द्वारा ग्रह के चारों ओर मापा जाता है। पुनर्प्राप्त डेटा को संसाधित किया जाता है और माप सूचकांकों में बदल दिया जाता है। पूरे ग्रह के लिए दैनिक मापन ए<sub>p</sub>-सूचक के अनुमान के माध्यम से उपलब्ध कराया जाता है, जिसे ग्रह संबन्धी ए-सूचक (PAI) कहा जाता है।
-== अन्य ग्रहों और [[प्राकृतिक उपग्रह]]ों के आयनमंडल ==
+== अन्य ग्रहों और [[प्राकृतिक उपग्रह|प्राकृतिक उपग्रहों]] के आयनमंडल ==
-सौर मंडल की वस्तुएँ जिनमें प्रशंसनीय वायुमंडल है (अर्थात, सभी प्रमुख ग्रह और कई बड़े प्राकृतिक उपग्रह) आम तौर पर आयनमंडल उत्पन्न करते हैं।{{citation needed|date=December 2015}} आयनमंडल वाले ग्रहों में समिलित हैं शुक्र का वायुमंडल#ऊपरी वायुमंडल और आयनमंडल, मंगल,<ref>{{cite web |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Mars_Express/Mars_Express_First_global_map_of_martian_ionosphere |title=Mars Express: First global map of martian ionosphere |access-date=2015-10-31 |url-status=live |archive-url=https://web.archive.org/web/20150910095730/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Mars_Express/Mars_Express_First_global_map_of_martian_ionosphere |archive-date=2015-09-10 }}</ref> बृहस्पति का मैग्नेटोस्फीयर # रिंग्स और चंद्रमाओं के साथ इंटरेक्शन, शनि, यूरेनस का वातावरण # थर्मोस्फीयर और आयनोस्फीयर, [[नेपच्यून]] और [[प्लूटो]]।
+सौर मंडल की वस्तुएँ जिनमें प्रशंसनीय वायुमंडल है (अर्थात, सभी प्रमुख ग्रह और कई बड़े प्राकृतिक उपग्रह) सामान्यतः पर आयनमंडल का निर्माण करते हैं।{{citation needed|date=December 2015}} आयनमंडल वाले ग्रहों में शुक्र का वायुमंडल (ऊपरी वायुमंडल और आयनमंडल), मंगल,<ref>{{cite web |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Mars_Express/Mars_Express_First_global_map_of_martian_ionosphere |title=Mars Express: First global map of martian ionosphere |access-date=2015-10-31 |url-status=live |archive-url=https://web.archive.org/web/20150910095730/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Mars_Express/Mars_Express_First_global_map_of_martian_ionosphere |archive-date=2015-09-10 }}</ref> बृहस्पति (रिंग्स और चंद्रमाओं के साथ इंटरेक्शन), शनि, यूरेनस, [[नेपच्यून]] और [[प्लूटो]] समिलित हैं।
-टाइटन के वातावरण में एक आयनमंडल समिलित है जो लगभग से लेकर है {{convert|880|km|mi|abbr=on}} को {{convert|1300|km|mi|abbr=on}} ऊंचाई में और कार्बन यौगिक होते हैं।<ref>[http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=1498 NASA/JPL: Titan's upper atmosphere] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110511085002/http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=1498 |date=2011-05-11 }} Accessed 2010-08-25</ref> Io (चंद्रमा), [[यूरोपा (चंद्रमा)]], गैनीमेडे (चंद्रमा), और [[ट्राइटन (चंद्रमा)]] में आयनमंडल भी देखे गए हैं।
+टाइटन के वातावरण में एक आयनमंडल समिलित है जो ऊंचाई में लगभग {{convert|880|km|mi|abbr=on}} से लेकर {{convert|1300|km|mi|abbr=on}} तक है और इसमें कार्बन यौगिक भी समिलित होते हैं।<ref>[http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=1498 NASA/JPL: Titan's upper atmosphere] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110511085002/http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=1498 |date=2011-05-11 }} Accessed 2010-08-25</ref> Io (चंद्रमा), [[यूरोपा (चंद्रमा)]], गैनीमेडे, और [[ट्राइटन (चंद्रमा)]] में भी आयनमंडल देखे गए हैं।
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