עיכוב יונוספירי

עיכוב יונוספרי (באנגלית: Ionospheric Delay) הוא שמה של תופעה הנגרמת במהלך מעבר קרניים בתווך היונוספירה של כדור הארץ. היונוספירה, שנמצאת מגובה 60 קילומטרים ועד מעל 2,000 קילומטרים, מכילה, כנרמז משמהּ, תווך מיונן חלקית כתוצאה מקרני X ו-UV הנפלטים מהשמש והתנגשות חלקיקים טעונים.

מהירות ההתקדמות של קרינה אלקטרו-מגנטית הנפלטת ממשדרי GNSS ביונוספירה, תלויה בתוכן האלקטרוני, אשר נגזר משני גורמים עיקריים: במהלך היום, קרינת השמש גורמת ליינון אטומים נייטרליים ומייצרת אלקטרונים חפשיים ויונים. במהלך הלילה, התהליך המוביל הוא ההתחברות חזרה כאשר האלקטרונים נספגים ביונים ומייצרים חלקיקים נייטרליים ובכך מקטינים את הצפיפות האלקטרונית.

תווך שבו התדר הזוויתי $\omega$ ומספר הגל $k$ אינם פרופורציונליים הוא תווך מפזר. במילים אחרות, מהירות התקדמות הגל ולכן מקדם הרפרקציה תלויים בתדירות.

זה המקרה עבור היונוספירה כאשר $\omega$ ו $k$ תלויים זה בזה, בקירוב ראשון, על ידי [Crawford, 1968]תבנית:הערה:

${\omega }^2=c^2{k}^2+{\omega }_p^2\text{(1)}$

כאשר $c$ היא מהירות התקדמות האות בוואקום ו[Davies, 1989]תבנית:הערה

${\omega }_p=2\pi f_p\text{,}{f}_p=8.98\sqrt{N_e}\text{(Hz)}\text{(2)}$

כאשר $N_e$ הוא צפיפות אלקטרונית (ב $e^{-}/m^3$). נגזרת של היחס הנ"ל ניתן למצוא ב [Davies, 1989]תבנית:הערהand the updated higher order terms in [McCarthy,D. and Petit,G., 2009]תבנית:הערה, באופן מייצג פחות מ-0.1% מסך כל העיכוב.

משוואה (1) נקראת "יחס הדיספרסיה" של היונוספירה ו ${\omega }_p$ נקראת התדירות הקריטית של פלזמת היונוספירה, במובן שאות בעל $\omega <{\omega }_p$ יוחזר ואות בעל $\omega >{\omega }_p$ יעבור את הפלזמה [Davies, 1989]תבנית:הערה.

הצפיפות האלקטרונית ביונוספירה משתנה עם הגובה, עם נקודת מקסימום של $N_e\simeq 10^{11}-10^{12}{e}^{-}/m^3$ בסביבות $300-500km$. לכן, לפי ביטוי (2), אותות אלקטרו-מגנטיים עם $f>f_p\simeq 10^{6}Hz$ יוכלו לחצות את היונוספירה. זהו המקרה עבור אותות GNSS, בו התדירויות בסדר גודל של $1(GHz)=10^9(Hz)$. אותות רדיו, עם תדירויות מתחת לסף $f_p$ יוחזרו על ידי היונוספירה.

ממשוואה (1), לאור העובדה כי $\omega =2\pi f$ ובהתחשבות בהגדרות מהירות פאזה ומהירות חבורה

$v_{ph}=\frac{\omega }{k},v_{gr}=\frac{d\omega }{dk}\text{(3)}$

נובע כי:

$v_{ph}=\frac{c}{\sqrt{1-{\left(\frac{f_p}{f}\right)}^2}}\text{(4)}$

ולכן, לפי (5) הנתון על ידי:

$n_{ph}=\frac{c}{v_{ph}},n_{gr}=\frac{c}{v_{gr}}\text{(5)}$

מקדם הרפרקציה של הפאזה של היונוספירה ניתן להערכה בקירובתבנית:הערה על ידי:

$n_{ph}=\sqrt{1-{\left(\frac{f_p}{f}\right)}^2}\simeq 1-\frac{1}{2}{\left(\frac{f_p}{f}\right)}^2=1-\frac{40.3}{f^2}{N}_e\text{(6)}$

עבור תדירויות של אותות GNSS, משוואה (7) מבטאת יותר מ-99.9% מהרפרקציה (סדר ראשון של האפקט היונוספירי). כלומר, עם שגיאה פחותה מ-0.1%, ניתן להניח כי:

$n_{ph}=1-\frac{40.3}{f^2}{N}_e\text{(7)}$

גזירת משוואה (1) ביחס ל $k$ ובהתחשבות במשוואות (3) ו (5), הקירוב של $(1-{\epsilon }^2{)}^{-1/2}=1+\frac{1}{2}{\epsilon }^2$ מפיק את מקדם הרפרקציה של החבורהתבנית:הערה

$n_{gr}=1+\frac{40.3}{f^2}{N}_e\text{(8)}$

הצבת מקדמי הרפרקציה ממשוואות (7) ו-(8) ב:

$\mathrm{\Delta }=\underset{{}_{\text{straight line}}}{\int }(n-1)dl\text{(9)}$

ההפרש בין המרחק הנמדד, עם אות בתדירות $f$, ומרחק אוקלידי בין לוויין למקלט הנתון על ידי:

${\mathrm{\Delta }}_{ph,f}^{iono}=-\frac{40.3}{f^2}\int N_{e}dl{\mathrm{\Delta }}_{gr,f}^{iono}=+\frac{40.3}{f^2}\int N_{e}dl\text{(10)}$

לכן, מדידות פאזה סובלות עיוות במעבר ביונוספירה, מעין "עיכוב שלילי", ומדידות קידוד חוות "עיכוב חיובי".

ההפרשים ${\mathrm{\Delta }}_{ph,f}^{iono}$ ו ${\mathrm{\Delta }}_{gr,f}^{iono}$ מכונים הרפרקציה היונוספרית של הקוד והפאזה, האינטגרל מוגדר כהטיה של ה TEC תבנית:כ(Slant TEC או STEC)

$STEC=\int N_{e}dl\text{(11)}$

בדרך כלל, $STEC$ מבוטא ביחידות TECתבנית:כ (TECUs), כאשר $1TECU=10^{16}{e}^{-}/m^2$ והעיכוב היונוספרי $I_f$ (בתדירות $f$) נכתב:

$I_f\equiv {\mathrm{\Delta }}_{gr,f}^{iono}={\alpha }_{f}STEC\text{(Units: meters of delay)}\text{(12)}$

עם:

${\alpha }_f=\frac{40.3\cdot 10^{16}}{f^2}{m}_{{\text{signal delay}}_{(\text{at frequency}f)}}{/}_{TECU}\text{(where f is in Hz)}\text{(13)}$

ה TEC (התוכן האלקטרוני הכולל), וכתוצאה מכך גם הרפרקציה היונוספרית תלויה במיקום הגאוגרפי של המקלט, השעה ביום והפעילות הסולארית.

ראו גם

• עיכוב טרופוספירי