आयनमंडल: Difference between revisions
From Vigyanwiki
No edit summary |
No edit summary |
||
| Line 31: | Line 31: | ||
पराबैंगनी (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 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 न्यूट्रल 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 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 उपस्थित 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 एक 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 न्यूट्रल 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 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 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। 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]] | 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। 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]] प्रतिभासएं 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। | ||
[[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> | [[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> | ||
| Line 39: | Line 39: | ||
[[File:Ionospheric layers from night to day.png|thumb|आयनमंडलीय उप-परतें रात-दिन अपनी अनुमानित ऊंचाई दर्शाती हैं]] | [[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=== | ||
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। | 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 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 | 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 | [[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 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 सामान्यतः पर 24 से 48 घंटे से कम समय तक चलते हैं। | ||
=== ई परत === | === ई परत === | ||
{{ | 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]] प्रतिभासओं 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 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। | |||
इस क्षेत्र को केनेली-हेविसाइड परत या | |||
=== और{{sub|s}} परत === | === 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 | 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 प्रतिभासएँ 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 सामान्यतः 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 सामान्यतः 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 === | === एफ परत === | ||
[[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 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}}) अक्सर 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 ]] प्रसार और लंबी दूरी की [[उच्च आवृत्ति]] (एचएफ, या [[शॉर्टवेव]]) 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 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}}) अक्सर 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 ]] प्रसार और लंबी दूरी की [[उच्च आवृत्ति]] (एचएफ, या [[शॉर्टवेव]]) रेडियो संचार के लिए उत्तरदायी है। | ||
| Line 68: | Line 64: | ||
== | ==आयनमंडलीय प्रतिरूप== | ||
एक आयनमंडलीय | एक आयनमंडलीय प्रतिरूप 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: ''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 पर कंप्यूटर प्रोग्राम के रूप में व्यक्त किए जाते हैं। प्रतिरूप तटस्थ वातावरण और सूर्य के प्रकाश के साथ आयनों और अतिसूक्ष्म परमाणुों 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 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। 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 अतिसूक्ष्म परमाणु सामग्री (टीईसी) का वर्णन करने की तुलना में आयनमंडल के नीचे से अधिकतम घनत्व की ऊंचाई तक 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 | == आदर्श प्रतिरूप == के लिए लगातार विसंगतियाँ | ||
[[File:Ionosphere-Thermosphere Processes.jpg|thumb|आयनमंडल | [[File:Ionosphere-Thermosphere Processes.jpg|thumb|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 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। | ||
=== शीतकालीन विसंगति === | === 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 उपस्थित होती है, लेकिन | 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 उपस्थित होती है, लेकिन सामान्यतः पर कम सौर गतिविधि की अवधि के दौरान दक्षिणी गोलार्ध में अनुपस्थित होती है। | ||
=== विषुवतीय विसंगति === | === 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 | [[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 प्रतिभास 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 प्रतिभास को इक्वेटोरियल फाउंटेन के रूप में जाना जाता है। | ||
=== विषुवतीय इलेक्ट्रोजेट === | === विषुवतीय इलेक्ट्रोजेट === | ||
| Line 88: | Line 84: | ||
===एक्स-रे: [[अचानक आयनमंडलीय गड़बड़ी]] (SID)=== | ===एक्स-रे: [[अचानक आयनमंडलीय गड़बड़ी]] (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, अतिसूक्ष्म परमाणुों 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 | 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, अतिसूक्ष्म परमाणुों 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 सामान्यतः 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 अतिसूक्ष्म परमाणु 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। | ||
===प्रोटॉन: ध्रुवीय कैप अवशोषण (पीसीए)=== | ===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 | 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 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]] भी ऊर्जावान प्रोटॉन जारी कर सकते हैं जो ध्रुवीय क्षेत्रों में डी-क्षेत्र अवशोषण को बढ़ाते हैं। | ||
===[[भूचुंबकीय तूफान]]=== | ===[[भूचुंबकीय तूफान]]=== | ||
| Line 99: | Line 95: | ||
=== बिजली === | === बिजली === | ||
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|अतिसूक्ष्म परमाणु अवक्षेपण]] (LEP) | 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|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 | बिजली 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 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। | 1925 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। | ||
| Line 115: | Line 111: | ||
[[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> | [[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]] सीमित आवृत्ति है जिस पर या नीचे एक रेडियो तरंग एक आयनोस्फेरिक परत द्वारा | [[महत्वपूर्ण आवृत्ति]] सीमित आवृत्ति है जिस पर या नीचे एक रेडियो तरंग एक आयनोस्फेरिक परत द्वारा प्रतिभास के ऊर्ध्वाधर कोण (ऑप्टिक्स) पर 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: | ||
: <math>f_{\text{critical}} = 9 \times\sqrt{N}</math> | : <math>f_{\text{critical}} = 9 \times\sqrt{N}</math> | ||
| Line 125: | Line 121: | ||
कहाँ <math>\alpha</math> = [[आगमन का कोण]], [[क्षितिज]] के सापेक्ष तरंग का कोण, और sin साइन फलन है। | कहाँ <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 | 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 एक परत में प्रवेश करने में विफल रहती है। | ||
===जीपीएस/जीएनएसएस आयनमंडलीय सुधार=== | ===जीपीएस/जीएनएसएस आयनमंडलीय सुधार=== | ||
{{stub section|date=October 2013}} | {{stub section|date=October 2013}} | ||
{{see also|Total electron content}} | {{see also|Total electron content}} | ||
आयनमंडल वैश्विक नौवहन उपग्रह प्रणालियों के प्रभावों को समझने के लिए कई | |||