आयनमंडल

आयनमंडल (/aɪˈɒnəˌsfɪər/) पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल का आयनित भाग है, समुद्र तल से लगभग 48 km (30 mi) से 965 km (600 mi) ऊपर, 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। यह इस परत के माध्यम से यात्रा करने वाले जीपीएस संकेतों को भी प्रभावित करता है।

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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। 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। लेकिन, मारकोनी ने एक साल बाद ग्लेस बे, नोवा स्कोटिया में अटलांटिक पार बेतार संचार प्राप्त किया।

1902 में, ओलिवर हीविसाइड ने आयनमंडल की केनेली-हेविसाइड परत के अस्तित्व का प्रस्ताव रखा, जिस पर उनका नाम है। 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।

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।

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

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।

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। 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।

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("तटस्थ वातावरण")।

आयनीकरण की परतें

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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।

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

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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। 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।

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, 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। 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

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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

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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। <