Results of the AEROS Satellite Program Summary

8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary

http://slidepdf.com/reader/full/results-of-the-aeros-satellite-program-summary 1/273

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Ergebnisse des AEROS- ellitenpfoTlKf^s- -, • _ - . • •

Bericht des AEROS-Teams,

rausgegeben von

'. Lammerzanl,

K. Rawer und

' ' • • M. Roeriner" ' • ' " ^ t.

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•- onn% -stronomische Institute derUniversi

Fraunhofer-lnstitut fur physikalischeWeltraumfprschung,Freiburg

Max-Planck-lnstitut fur Kemphysik, Heidelberg



NASA TECHNICAL ' MEMORANDUM NASA TM- 76^3p

RESULTS OF-THE AEROS SATELLITE PROGRAM - SUMMARY

P. Laimnerzahl, 1 C . ' Rawer and M. Roemer

Translation of "lurgebnisse des AEROS-Satellitenprograimhs",Report of the AEROS Team, Max Planck Institute for KuclearPhysics, Heidelberg, Report MPI H-1980-V3, December 1979,.PP. 7-9.

NATIONAL AERONAUTICS AND SPACE ADMINISTRATIONWASHINGTON, B.C. 20546 OCTOESR 1980



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i RESULTS"OP* THE AER03 SATELLITE PROGRAM -}

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I Nuclear Physics, Heidelberg j ' ° -v/ 0

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Translation

.; National Aeronautics and Space Adminis- \-^—c~—-\ tration, v/ashington, B.C. 20546 - **»"'•">*

Code

i Translation of "Srgebnisses des ASROS-Satellitenprograirjns11,

! Report of the ABROS Team, Max Planck Institute for Nucleari Physics, Heidelberg, Report HPI H-1980-V3, December 1979,! pp. 7-9.

i 16. Abifoci

It v/as the aim of the two AER03 missions to contribute toan understanding of the aeronomic conditions by acquiring

| spectral and absolute data, on the one hand, on the mostimportant energy source for the thermosphere/ionosphere,specifically the extreme ultraviolet solar radiation (EUV)and, on the other hand, by determining the most importantparameters of this altitude range in the same satellite.A summary of the results attained to the present is given.

j 17. Key W o r d s (Selected by Author(s)) 18. Distribution Statement

Unclassified - Unlimited

* 19. ScCUfity CtOisi?. (of this report)

! Unclassified?3. S e c u r i t y Claisi f . (of this p o g ? ) : 2). No. of Pog*s \ 21*.

Unclassified • i

N f t S A - H Q



RESULTS 0? THE AEROS SATELLITE PROGRAM - SUMMARY

• \ o - ZP. Lammerzahl , X. Rawer and M. Roemer

9

1 . Brief Survey /7

It was the aim of the two ASROS missions to contribute to an

understanding of the aeronomic conditions by acquiring spectral

and absolute data, on the one hand, on the most important energy

source for the thermosphere/ionosphere, specifically the extreme

ultraviolet solar radiation (EUV) and, on the other hand, by

determining the most important parameters of this altitude range

in the same satellite. It is the intention of the author of this

report to present a summary of the results attained up to now.

(i) For the first time an EUV satellite spectrometer was subse-

quently adjusted during flight, so that AEROS produced the first

long-term series of absolute and spectral intensities of solar

radiation in EUV (see 4.1 - 2). Few indicators for solar activity

v / e r e derived from these measured values.

(ii) The most important parameters of the neutral and ionized

atmosphere had never previously been measured with such a degreeof redundancy. Therefore an internal, critical comparison of

the measured results was possible, consuming a large amount of

time, but leading to ensured data (see 4 . 2 - 1 and 4.3 - 1.2).

(iii) It was possible to.determine the kinetic temperature di-

rectly (see'3.4), while earlier satellites carried out only

indirect temperature measurements.

(iv) The absolute determination of the atomic nitrogen was a

1Max-Planck-Institute for Nuclear Physics, Heidelberg

2Praunhofer-Institute for Physical 5 T > a c e Research, Freiburg

• 3Institute for Astrophysics and Extraterrestrial Research, BonnUniversity

* Numbers in the margin indicate pagination in the foreign text.



significant success (see 4.2 - 4), which participates in the im-

portant aeronomic processes, although present only as a small

component.

(v) Together with observations from other satellites, the par- /8

tial densities of He, K, 0, lip and Ar, measured by AEROS A and

B, form the basis for various new models of the thermosphere

(see 4.2 - 2); these will also be employed for such purposes in

the future.

(vi) For the first time it was possible to present a thermody-

namic description of the ionospheric plasma. Decisive for this

was

- a newly conceived, reliable measurement method for the • .

temperature of the thermal electron population (see 4.3 -

1.2.3).

- the first measurement of the:'superthermal" energy distribu-

tion of the electrons, specifically in the energy range just

above the thermal range (4.3-1.1.3.2).

- a kinetic measurement of the ion temperature .(4.3 - 1.1.3.3).

- a description of the composition.according to ion types withquantitative data on relative proportion (4.3 - 2.2.1).

After conclusion of the current study, this data will later

make possible a correct description of the ionospheric plasma

not in thermodynamic balance.

(vii) For the first time, a correction of the model description

of the ionosphere, developed for communication purposes, was

derived from values of plasma density measured in rapid temporalsuccession (4.3 - 2.1).

(viii) It was possible to calculate the chief energy supply in

the thermosphere, but also the ionization as well as the genera-

tion of a superthermic population from the absolute radiation

intensities (4.1 - 3 and 4.3 - 5.1). These were verified by a.



comparison with measured superthermic energy distribution.i

(ix) Building on this, aeronomic calculations (4.1 - 3) showed /9

that the variations in the parameters of the ionosphere cannot

be correlated to the fluctuations of EUV solar radiation, but

rather, processes within the atmosphere are responsible for this.

The task (still to be solved) therefore results, that loss and

transport phenomena must be determined from the collected data

in integrating analyses.

AERGS-A was the first aeronomic satellite in the interpre-

tation of the above-mentioned goal; however, it also gains in

significance because no comparable measurements were available

from other satellites during the time of the mission (at the

end of the solar spot cycle no. 20). Por ASROS B, flown in the

period of "animal solar activity, there was in contrast a series

of comparable measurements from other satellites. Comparisons

were conducted successfully, among others with the U.S.satellites

S3-1, ISIS and AE-C (4.3 1.2.1.1 and 4.1 - 1). The especially

extensive comparison with the Japanese TAIYO satellite has not

yet been completed (4.3- 1.2.1.1).

The scientific results gained previously with the AEROS

missions have been set down in 84 publications up to now. In

addition, numerous measured values were made accessible to the

international scientific community .for combined projects, es-

pecially for the "International Reference Ionosphere" IRI. The

(contractually established) presentation of data to the v / o r l d

Data Center A in the U.S.A. has not yet been completed. The

radiation measurements made by AEROS was the reason for the

international space research organization COSPAR to establish •

an ad hoc group for the retrospective and prospective prepara-

tion of such data (4.1 2), also especially to create a solid

basis for studies of solar-terrestrial relationships.



E R G E B N 1 S S E D E S A E R O S - S A T E L L I T E N P R O G R A M M S

Bericht des A E R O S - T e a m s , herausgegeben von

1 2 3P . L a m m e r z a h l , K . R a w e r u n d M . R o e m e r

Max-Planck-Institut fur Kernphysik, Heidelberg

2Fraunhofer-Institut fu r Physikalische W e l t r a u m f o r s c h u n g , Freiburg

3Institut fur Astrophysik und Extraterrestrische Forschung derUniversitat B o n n

D e z e m b e r 1979

D i e Arbeiten, liber die hier berichtet wird, wurden vom Bundes-

minister fur Forschung und Technologie gefdrdert. Die Projekt-leitung lag bei der D e u t s c h e n Forschungs- und Versuchsanstaltf u r Luft- und R a u m f a h r t e.V.

M P I H - 198O - V 3



Wissenschaftliches A E R O S - T e a m :

Siegfried J. Bauer ( G S F C ) , Projektwissenschaftler der N A S A

Alfred D u m b s ( I P W ) , Koexperimentator R P A

Rainer.Kist ( I P W ) , Koexperimentator I P

Dieter Krankowsky ( M P I K ) , Experimentator N I M S

Peter L a m m e r z a h l ( M P I K ) , deutscher Projektwissenschaftler,Koexperimentator N I M S

Eugen N e s k e ( I P W ) , Experimentator I P

Karl R a w e r ( I P W ) , wissenschaftlicher Berater

M a x R o e m e r ( A I U B ) , Experimentator A D A

Gerhard Schmidtke ( I P W ) , Experimentator EUV

Nelson W . Spencer ( G S F C ) , Experimentator N A T E

Karl Spenner ( I P W ) , Experimentator R P A

Beteiligte Institute:

G S F C = N A S A Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md., USA

A I U B = Astronomische Institute der Universitat B o n n

I P W = Fraunhofer-lnstitut f u r Physikalische Weltraumforschung,Freiburg

M P I K = Max-Planck-Institut f u r Kernphysik, Heidelberg



Inhalt:

1. Kurze Ubersicht

2. Das Projekt AEROS: Zielsetzung und Ablauf 10

3. Experimente \undy-Messungen 15

3.1. Missionsanalytische und meBtechnische Aspektedes Satellitenkonzepts 151. Eigenschaften der Bahn 152. Orientierung der MeB-Sensoren 203. Steuerung und Ubertragung der MeBdaten 24

3.2. EUV-Spektrometer . 291. MeBprinzip 292. Wellenlangenbereich 293. Meflmoden 324. Eichung 345. Untergrundzahlrate als Indikator fur

energiereiche Teilchenflusse 37

3.3. Massenspektrometer fur Neutralgas und lonen 38

1. MeBprinzip 382. Messung von Gaspartialdichten 403. Messung der lonen-Zusammensetzung 41

4. MeBprogramm 42

3.4. Neutralgastemperatur-Experiment 431. MeBprinzip 432. Messungen der atmospharischen Zusammen-

setzung 45

3. Messungen der kinetischen Gastemperatur 45

3.5. Gegenspannungsanalysator 47

1. MeBprinzip 482 . Sensoranordnung 513 . MeBmoden 53

3.6. Impedanzsonde 60

3.7. Analyse der Satellitenabbremsung 67

1. MeBprinzip 672. Auswertung der Bahnbeobachtungen 71

4. Ergebnisse aeronomischer Beobachtungen 75

4.1. Die solare EUV-Strahlung und ihr EinfluB in deroberen Atmosphare 751. Ergebnisse der Strahlungsmessungen 752. Das Problem der absoluten Genauigkeit ....... 82

3. Die EUV-Strahlung als Energiequ elleder lonosphare 85

4. EUV-Indizes und Atmospharen-Modelle 88



o

4.2. Struktur und Variationen des Gases in derThermosphare 90

1. Vergleich der Neutralgasdaten der

verschiedenen Experimente 911.1 Vergleich der Perigaumsdichte 921.2. Vergleich ganzer MeBorbits 961.3 Vergleich von Sauerstoff-Messungen 99

2. Empirische Thermospharenmodelle . 1062.1 Thermospharenmodelle auf der Basis der

NIMS-Messungen 110

2.2 Entwicklung des AEROS-Thermospharenmodells 118

3. Die Thermosphare unter gestortenBedingungen 128

3.1 Thermospharische und ionospharische StUrme 1313.2 Atmospharische Schwerewellen 133

4. Atomarer Stickstoff in der Thermosphare ... 142

4.3. Struktur und Variationen des ionospharischenPlasmas 147

1. Experimentelle Moglichkeiten und Grenzen .. 1471.1 Betriebsbedingungen und deren Konsequenzen 1471.2 Physikalische Auswertung und kritische

Wertung der Daten 163

2. Globale Ergebnisse 1772.1 Plasma-Dichte 1782.2 lonen-Komposition 190

2.3 Elektronen-Temperatur 1972.4 lonen-Temperatur 207

2.5 Suprathermische Elektronenf llisse 2112.6 Systematische Zusammenhange 212

3. Regionale und lokale Phanomene 2193.1 Besonderheiten im Aquatorbereich 220

13.2 Kluft und Trog 2243.3 Fluktuationen 231

4. Ereignisse 2434.1 Sonnenaufgang 2444.2 Sonnenfinsternis 2454.3

Magnetische Sturme246

5. Integrierte Auswertung 247.5.1 Aeronomische Berechnung der'lonenproduktion .2475.2 Bestimmung des Transport-Effekts 2495.3 Energiespektren der suprathermischen

Elektronen 250

5.4 EinfluB von Variationen der Sonnenstrahlung 2515.5 AEROS Plasma-Daten fur Internationale

Projekte . . 252

Literaturverzeichnis 253

r



1 . K U R Z E U B E R S 1 C H T

Z i e l d e r beiden A E R O S - M i s s i o n e n w a r e s , einen Beitrag z u m

V e r s t a n d n i s d e r aeronomischen Z u s a m m e n h a n g e dadurch z u

leisten, daB einerseits die wichtigste Energiequelle fur die

T h e r m o s p h a r e / I o n o s p h a r e , namlich die extrem-ultraviolette

Sonnenstrahlung (EUV) spektral und absolut erfaBt, ande-

rerseits die wichtigsten ZustandsgroBen dieses Hohenbe-

reichs auf dem gleichen Satelliten b e s t i m m t wurden. Es ist

die Absicht der Herausgeb er dieses Berich ts, zu sam me nfa s-

send die bisher erzielten Ergebnisse darzustellen. Die

wichtigsten seien hier kurz a u f g e f u h r t .

( i ) Erstmals wurde e i n EUV-Satellitenspektrometer i m Plug

nachgeeicht, sodaB A E R O S die erste langerfristige Serie

absoluter, spektraler Intens i ta ten der Sonnenstrahlung im

E U V erbracht hat (s. L.\ - 2) . Aus diesen M e B w e r t e n

w u r d e n neue Indikatoren flir die Sonnenaktivitat abgeleitet.

( i i ) Die wichtigsten ZustandsgroBen der neutralen und ioni-

sierten A t m o s p h a r e sind vorher nie mit soviel Redundanz

g e m e s s e n worden. So wurde ein interner kritischer Ver-

gleich der MeBergebnisse moglich, der zwar viel Zeit

kostete, aber zu gesicherten D a t e n fuhrte (s. 4.2 - 1 und

4.3 - 1.2).

(i i i) Die kinetische Temp eratu r konnte direkt in der hohen

A t m o s p h a r e bestimmt werden ( s . 3.4), wahrend friihere

Satelliten nur indirekte Temperatu rbestimm ungen durchfiihr-

ten.

( i v ) E i n bedeutender Erfolg w a r d i e Absolut-Bestimmung

des atomaren Stickstoffs (s. 4.2 - 4), der, obwohl nur als

geringer Bestandteil vorhanden, an wichtigen aeronomi-

schen Prozessen beteiligt ist.

c



- 8 -

(v) Z u s a m m e n mit Beobachtungen von anderen Satelliten bil-

den die von A E R O S A und B gemessenen Partialdichten von

H e , N, O, N,., und Ar die Grundlage verschiedener neuer

Thermospharenmodelle (s. 4.2 - 2); sie werden fur solche

Zwecke auch zukiinftig mit herangezogen werden.

(vi) Erstmals gelang eine thermodynamische Beschreibung

des Plasmas der lonosphare. M a B g e b e n d dafiir waren:

- eine neu konzipierte, zuverlassigere M e f i m e t h o d e fur die

Temperatur der thermischen Elektronen-Bevolkerung (s.

4.3 - 1.2.3),

- die erstmalige Messung der 'suprathermischen' Energie-

Verteilung der Elektrpnen, namlich in dem Energiebe-

reich knapp oberhalb des thermischen (s. 4.3 - 1.1.3-2),

- eine kinetische Messung der lonen-Temperatur (s. 4.3 -

1.1.3.3),

- eine Beschreibung der Zusammensetzung nach lonen-Arten

mit quantitativer Angabe ihres relativen Anteils (s.

4.3 - 2.2.1).

Nach AbschluB der noch laufenden Arbeiten werden diese

Daten es spater ermoglichen, das nicht im thermodynami-

schen Gleichgewicht befindliche Plasma der lonosphare kor-

rekt zu beschreiben*

v

(vii) Erstmals konnte, mit in rascher zeitlicher Folge

gemessenen W e r t e n der Plasmadichte (s. 4.3 - 1.1.4), eine

Korrektur der fur Kommunikationszwecke entwickelten Mo-

dellbeschreibung der lonosphare eingeleitet werden (s.

4.3 - 2.1).

(v iii) Aus den absoluten Strahlungsintensitaten konnte die

iiberwiegende Energie-Zufuhr in die Thermosphare, aber

auch die lonisierung sowie die Erzeugung einer suprather-

mischen Bevolkerung berechnet werden (s. 4.1 - 3 und

4.3 - 5.D- Sie wurde durch Vergleich mit der gemessenen

suprathermischen Energieverteilung verifiziert. ,



- 9 -

(ix) D a r a u f aufbauende, aeronomische Berechnungen (s.

4.1 - 3) xeigten, d a f l die Schwankungen der Zustandsgro-

flen der lonosphare nicht den Fluktuationen der solaren

EUV-Strahlung zugeordnet werden durfen, d a f i vielmehr

Vorgange innerhalb der Atmosphare dafiir verantwortlich

sind. Daraus ergibt sich die (noch zu losende) Aufgabe,

aus den gesammelten Daten in 'integrierter Auswertung'/

Verlust- sowie Transport-Erscheinungen zu bestimmen.

A E R O S - A war der erste Aeronomie-Satellit im Sinne der

o.a. Zielsetzung; er hat aber auch dadurch hohe Bedeu-

tung, d a f i keine vergleichbaren Messungen wahrend seiner

Missionszeit (am Ende des- Sonnenflecken-Zyklus Nr. 20)

von anderen Satelliten vorliegen. Fur A E R O S - B , der in der

Periode minimaler Sonnen-Aktivitat geflogen wurde, gab es

dagegen eine Reihe vergleichbarer Messungen von anderen

Satelliten. Vergleiche wurden erfolgreich durchgefiihrt u.a.

mit den U.S.-Satelliten S3-1, ISIS und AE-C (s. 4-3 -

1.2.1.1 und 4.1 - 1) . Der besonders ergiebige Vergleich

mit dem japanischen TAIYO-Satelliten konnte noch nicht

abgeschlossen werden (s. 4-3 - 1.2.1.1).

Die mit den AEROS-Missionen bislang gewonnenen wissen-

schaftlichen Ergebnisse wurden in 84 bisher erschienenen

Veroffentlichungen festgehalten. Abgesehen davon wurden

der internationalen wissenschaftlichen Gemeinschaft zahl-

reiche M e f i w e r t e fur Gemeinschaftsvorhaben beigestellt, ins-

besondere fur das Atmospharen-Modell MS1S und fur die

'Internationale Referenz lonosphare' 1R1. N o c h nicht abge-

schlossen ist die (vertraglich festgelegte) Ubergabe der

Daten an das Welt-Datenzentrum A in U.S.A.. Die Strah-

lungsmessungen von A E R O S nahm die internationale Welt-

raumforschungs-Organisation C O S P A R zum A n l a f i , eine ad

hoc Gruppe zur retro- und prospektiven Erstellung solcher

Daten zu grunden (s. 4.1 - 2), insbesondere auch, um fur

Untersuchungen solar-terrestrischer Beziehungen eine solideBasis zu schaffen.





- 11 -

einer polaren Bahn sowie die im Vergleich zu vorangehen-

den Missionen niedrigen Flughohen (unterhalb 250 km) ful-len eine Lucke im verfiigbaren Beobachtungsmaterial auf.

Tabelle 1: Experiments und Parameter

Experiment (Code) Gemessene Parameter

Neutral- und lonen-Massen-

spektrometer (NIMS)

Teilchendichten der neu-

tralen atmospharischen

Bestandteile

Relative Zusammensetzung

der lonen

Gegenspannungsanalysator

(RPA)

Dichte und Temperatur der

Elektronen

Suprathermische Elektro-

nenfliisse bis 3O eV

lonentemperatur und Dich-

ten der haufigsten lonen-

sorten

Impedanzsonde (IP) Elektronendichte in hoher

raumlicher Auflosung

EUV-Spektrometer (EUV) Solarer EnergiefluS imWellenlangenbereich

16-106 nm

Hohendichteprofile von

atomarem Sauerstoff

Neutraltemperatur-

Experiment (NATE)

Kinetische Gastemperatur

Dichte von N2 und anderen

neutralen Bestandteilen

Satellitenabbremsung

(ADA)

Totale Gasdichte im Peri-

gaum



- 12 -

Der erste Satellit A E R O S (spater A E R O S - A genannt) war ein

gemeinsames Projekt des Bundesministers fur wissenschaft-

liche Forschung (heu te: Bundesminister fur Forschung und

Technologie, B M F T ) und der National Aeronautics and Space

Administration ( N A S A ) . N e b e n den f i i n f von deutschen For-

schern konzipierten Experimenten war auch ein amerika-

nisches MeBgerat beteiligt. Der deutsche Projektbeitrag um-

fafite die Bereitstellung des Flugkorpers und die Durchfuh-

rung des Flugbetriebs, die N A S A stellte die Tragerrakete

und flihrte den Start durch. Aufgrund der damals iiblichen• . •

Modellphilosophie wurde ein komplettes Ersatz-Fluggerat be-

reitgestellt. Nach dem Start des ersten Satelliten wurde

beschlossen, die Ersatzeinheit unter der Bezeichnung

A E R O S - B ebenfalls in einen Erdumlauf zu bringen. Dieses

Projekt wurde von der deutschen Seite allein durchgefiihrt,

jedoch besteht auch hier eine Kooperation mit der N A S A auf

der wissenschaftlichen Ebene.

S A T E L L I T I N K L I N . 1972 1973 1974 1975 1976

A E R O S - A

A c _ rML . L

oA N IIARCO 4

S3-1

010 . ,

070 _J 6o»as<HlEB

coO .

?ni

lNTERKOSMOS-12

T A I Y O

A E - D 98°

A E - E 22°

A b b . 1: Aeronorhische Satelliten wahrend der Missions-zeiten von A E R O S - A und A E R O S - B .



- 13 -

Die Zielsetzung von A E R O S - B war einerseits die Verbreite-

rung der gesamten Datenbasis - ein bei solchen kurzlebi-gen Satellitenmissionen wichtiger Gesichtspunkt - anderer-

seits die korrelierte Beobachtung und koordinierte Auswer-

tung in Verbindung mit anderen im gleichen Zeitraum

aktiven Satelliten, die vergleichbare aeronomische Messun-

gen ausfiihrten (Abb. 1) . Aufgrund bereits vorliegender

Erfahrungen mit A E R O S - A konnten geringfiigige technische

Modifikationen vorgenommen werden, welche die Qualitat

einiger Messungen nicht unerheblich verbesserten.

\ f

Die ersten konkreten Uberlegungen zur Planung eines deut-

schen Aeronomiesatelliten reichen bis in die Zeit vor 1967

zuriick. Das wissenschaftliche und technische Konzept von

A E R O S wurde bis etwa 1969 endgliltig erarbeitet. Der Bau

des Fluggerats nahm danach fast drei Jahre in Anspruch,

bis zum ersten Start am 16. Dezember 1972. Fur die

Verwirklichung des zweiten Satelliten wurde dagegen kaum

mehr als ein Jahr benb'tigt. Die Datenverarbeitung erwiessich als schwieriger als urspriinglich vorhergesehen, und

die Experimentatoren kamen deshalb erst 1976 in den

vollen Besitz aller aufgezeichneten .MeBdaten. Die wissen-

schaftliche Auswertung ist noch nicht vollstandig abge-

schlossen; es ist zu erwarten, d a f i die umfangreichen

Beobachtungen von A E R O S auch in Zunkunft noch fur

verschiedene aeronomische Studien herangezogen werden.

Uber den zeitlichen Ablauf des gesamten Programms gibt

die Abb. 2 einen groben Uberblick.

Die deutsche Projektleitung lag . bei der Deutschen For-

schungs- und Versuchsanstalt fur Luft- und R a u m f a h r t

( D F V L R ) / B e r e i c h Projekttragerschaften. Hauptauftragnehmer

war die Firma Dornier-System G m b H . Je zwei der vier akti-

ven deutschen Experimente wurden von Dornier-System und

von der Firma Messerschmitt-Bolkow-Blohm G m b H gebaut;

c



- 14 -

dabei wurden teilweise Vorentwicklungen von anderen Indu-

striefirmen durchgeflihrt und kritische Komponenten in den

Instituten selbst angefertigt. Der Flugbetrieb der Satelli-

ten sowie die Aufbereitung der MeBdaten lag in den

Handen des Satelliten-Kontrollzentrums ( G S O C ) der D F V L R .

Das Goddard Space Flight Center der N A S A stellte die

amerikanische Projektleitung.

Durch die hervorragende Zusammenarbeit und Einsatzbereit-

schaft der Mitarbeiter aller beteiligten Institutionen und

infolge ihrer Aufgeschlossenheit gegeniiber den Anliegen

des Forschungsteams konnte das A E R O S - P r o g r a m m mit viel

Erfolg und guter wissenschaftlicher Ausbeute durchgefiihrt

werden. Wir mochten an dieser Stelle herzlich dafur dan-

k e n .

O

1967 6 8 6 9 7 0 7 1 7 2 7 3 7 1 7 5 76 7 7 7 8 7 9

E R S T E O B E R L E G U N G E N , A U S W A H L D E R ,D E U T S C H E N E X P E R I M E N T S

P H A S E A / D U R C H F U H R B A R K E I T S T U D I E i i

P R O J E K T V O R S C H L A G A N N A S A v

P H A S E B / P R O J E K T D E F I N J T IO N

M E M O R A N D U M O F U N D E R S T A ND I B S -

D E F I N I T I O N D E S U S - E X P E R I M E N T S

P H A S E C / S ' P E Z I F I K A T I O N

P H A S E D / E N T W I C K L U N G . F E R T I G U N G ,T E S T S

S T A R T U N D M I S S I O N

L l E F E R U N G V O N D A T E N B A N D E R N

A U S W E R T U N G

P R O J E K T V O R S C H L A G

F E R T I G S T E L L U N G D E R F L U G E I N H E I T

S T A R T U N D M I S S I O N

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A b b . 2: Zeitlicher Ablauf des AEROS-Programms. C



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- 16 -

(a) Es sollten niedrige Flughohen erreicht werden,

mit dem Perigaum unterhalb von 250 km.(b) Die Lebensdauer sollte moglichst lang sein, minde-

stens aber 6 M o n a t e betragen.

(c) Alle Breitenbereiche sollten erfafit werden.

(d) Die Ortszeit sollte konstant sein und im Bereich

der Extremwerte der tageszeitlichen Schwankungen

liegen.

D ie tatsachlich erreichten B.ahnparameter sind in der Tabel-

le 2 zusammengefafit. Die Anderungen im Verlauf der Mis-

sion der beiden Satelliten sind in der Abb. 3 veranschau-

licht.

UJ

;600

1400

:200

NP

UJQ

|-60°

3 SP

m 18

P 12

5 63 n

AEROS-A

apogee*

perigee

,-75'LAT.

o «

;75^>60'

AEROS-B

perigee

L.T. at equator

D'J F M'A1M^J

TJ

TA

IJÂ 'S 'O^N 'D 'J 'F 'M 'A 'M 'J 'J 'A 'S

1

1972 1973 1974 1975

Abb. 3: Anderungen von Bahnparametern im Verlauf derSatellitenmissionen A E R O S - A und A E R O S - B .oben: H o h e n von A p o g a u m und PerigaumMitte: Lage des Perigaums

unten: Ortszeit in verschiedenen Breiten C



- 17 -

Tabelle 2: Parameter der AEROS-Bahn

A E R O S - A A E R O S - B

C

Datum des Starts

Datum des Wieder-

eintritts

groBe Halbachse"1"

Exzentrizitat

Inklination

Hohe des Perigaums,

16. Dez. 1972

22. Aug. 1973

692O km

16. Juli 1974

25. Sept. 1975

6928 km

O,0467

96,95°

218 km

0,0475

97,4°

223 km

Hohe des Apogaums, 865 km 878 km

Ortszeit am auf-steig. Knoten(Anfang/Ende der

Mission)

mittl. Regression

des Perigaums

1. Korrekturmanover

15:10/14:33 15:25/17:35

2. Korrekturmanover

-3,5 pro Tag -3,5 pro Tag

29. Mai 1973:hp=227 km,

konstant

h.=507+665 kmA

10. Aug. 1973:hp=196+165 km

hA=44O km,

konstant

25. Febr. 1975:

hp=208->-293 km

h^=437 km,

konstant

Anfangswerte

C



- 18 -

In der lonosphare dominieren unterhalb der F2-Region die

Produktionsprozesse (durch EUV-Strahlung und Ausfallung

energetischer Teilchen verursacht ) sowie ionenchemische

Reaktionen, wahrend darliber die Transportprozesse, vor

allem die Diffusion, entscheidend sind. Die zur A u f h e i z u n g

des Atmospharengases beitragenden Vorgange sind auf den

unteren Teil der Thermosphare konzentriert. Das Eindrin-

gen der Satellitensonde bis an die Grenze dieses Hohenbe-

reichs erlaubt die unmittelbare Beobachtung damit zusam-

menhangender Phanomene. Besonders aufschluBreich ist

auch die Messung solcher Gasbestandteile (z.B. Argon),

deren Konzentration mit zunehmender H o h e stark abfallt.

Satellitenmessungen in der E-Region und nahe der Thermo-

spharen-Untergrenze (bis etwa 130 km H o h e ) blieben spate-

ren Projekten wie den Atmosphere Explorer ( D A L G A R N O et

al., 1973) und den S3-1 und S3-2 Satelliten ( P H 1 L B R I C K ,

1976) vorbehalten. Dennoch bedeutet die von A E R O S erreich-

te Bahn mit Perigaumshohen zwischen 200 und 250 km

einen erheblichen Fortschritt gegeniiber der davorliegenden

Generation von Aeronomiesatelliten, die zumeist auf H o h e n

u m und oberhalb 400 km beschrankt waren.

Die aeronomischen Prozesse in der Atmosphare werden di-

rekt oder indirekt von der Sonne, d.h. von ihrer elektro-

magnetischen und korpuskularen Strahlung, gesteuert. Fiir

jeden Teil der Erdatmosphare spielen daher die lokalen

und globalen Intensitatsschwankungen dieser Energiequelleeine grofie Rolle. Die augenscheinlichsten Variationen des

solaren Energieflusses sind die von der Tageszeit und von

der Jahreszeit abhangigen.

U m alle typischen jahreszeitlichen MeBbedingungen zu errei-

chen, ist eine Lebensdauer von wenigstens 6 Monaten erfor-

derlich. W i l l man zugleich die jahrliche und die halbjahr-

liche Variation und die Unterschiede zwischen nordlicher



- 19 -

und siidlicher Hemisphere beobachten, miissen sich die Mes-

sungen iiber ein voiles Jahr erstrecken.

Die Forderung nach ausreichender Lebensdauer bei gleich-

zeitig niedriger Perigaumshohe erforderte einen K o m p r o m i B .

Als weitere Schwierigkeit k o m m t hinzu, d a f l sich weder die

beim EinschuB erreichte Anfangsbahn noch die Abbremsung

in der Atmosphare genau vorhersagen lassen. Mit Hilfe

eines Zusatz-Triebwerkes war es moglich, die Bahn von

A E R O S wahrend der Mission zu korrigieren (maximal er-

\ ) -1- reichbare Geschwindigkeitsanderung ca. 80 m s ) und da-

durch beide Satellitenmissionen bei giinstigen Flughohen

iiber eine ver langer te Lebensdauer zu betreiben.

Bei A E R O S - A wurde durch Anhebung des Apogaums eine Ver-

langerung um ca. 2 Monate erzielt. Mit dem zweiten Bahn-

manover wurde das Perigaum auf 165 km gesenkt, um ei-

nige Tage lang in diesem Hohenbereich zu messen; leider

sind diese Messungen wegen anomalen Spinverhaltens nach

d e m Manover nicht auswertbar. Bei A E R O S - B konnte die Le-

bensdauer auf insgesamt 14 Monate ausgedehnt werden,

hier durch eine Anhebung des Perigaums auf fast 300 km.

Der Verzicht auf niedrige Flughohen in der zweiten Mis-

sionshalfte bringt allerdings 'auch Vorteile: die fast kreis-

formige Bahn reduziert die Schwankungen aufgrund der

Hohenabhangigkeit und ermoglicht eine bessere Beobachtung

der von der Breite abhangigen Effekte.

Die gleichzeitige Anderung aller maBgeblichen Bahnparame-

ter wahrend einer nur kurzen Mission macht die Interpreta-

tion von in der Atmosphare beobachteten Veranderungen

schwierig. 'Es wurde deshalb als vorteilhaft angesehen,

eine ortszeitfeste Bahn zu haben. Das ist leicht moglich

durch geeignete W a h l der Inklination: die Prazession der

Bahnebene m u f i gerade die mittlere Bewegung der Sonne

c



- 20 -

(ca. 1° pro Tag) kompensieren. Mit ca. 97 Inklination

waren beide Satellitenbahnen nahezu sonnensynchron. Als

feste Ortszeiten wurden diejenigen ausgewahlt, welche den

Extremwerten der tageszeitlichen Schwankung der Thermo-

sphare entsprechen, ca. 03.00 h bzw. 15.00 h. Nur in

hohen nordlichen und siidlichen Breiten 1st die Ortszeit

davon wesentlich verschieden (vgl. Abb. 47 ).

D ie Bahn erreicht alle Breiten zwischen 83°N und 83°S. Ent-

scheidend fur die globale Uberdeckung ist die Wanderung ^des Perigaums, da viele Messungen auf niedere Hohen be-

schrankt oder nur dort geniigend empfindlich sind. Die

Apsidendrehung betragt ca. -3,5 pro Tag (entgegen der

Bewegungsrichtung des Satelliten), d.h. im Verlauf' von

etwa 100 Tagen wandert das Perigaum einmal um die Erde

herum.

Die Mefiperioden liegen auf dem abfallenden Teil gegen

Ende des lljahrigen Sonnenaktivitatszyklus ( A E R O S - A ) bzw.

in seinem M i n i m u m ( A E R O S - B ) . Bezuglich solcher langperi-

odischer Schwankungen liefern die AEROS-Satelliten nur

kurze Ausschnitte, und es ist deshalb notwendig, durch

Anschluflmessungen und Vergleiche mit friiheren und spate-

ren Satellitenmissionen den E i n f l u f l der Sonnenaktivitat

genauer zu untersuchen.

3.1. 2 Orientierung der MeB-Sensoren

Alle Experimente von A E R O S haben kritische Anforderungen

beziiglich der Orientierung ihrer Sensoren:

(a) Das EUV-Spektrometer mu/B standig zur Sonne aus-

geric?

von 5

gerichtet sein, mit maximal zulassiger Abweichungo



- 21 -

O

( b ) D e r Gegenspannungsanalysator i m lonenmode u n d

das Massenspektrometer liefern nur dann auswert-

bare Messungen, w e n n sie von vorn angestromt

werden; der maximal zula'ssige W i n k e l zwischen

Sensornormale und Flugvektor betragt etwa 50°.

D ie M e B z e i t e n sind aber kurz, so daB es aus-

reicht, wenn diese Bedingung einmal wahrend

einer Spinperiode erfiillt ist.

( c ) Das Neutraltemperatur-Experiment braucht eine An-

stromung senkrecht zum Sensor (d.h. streifend) ,kurzzeitig wahrend einer Spindrehung.

( d ) Die Elektronenmessungen von Impedanzsonde und

Gegenspannungsanalysator sind zwar nicht direkt

richtungsabhangig, werden jedoch verfalscht,

wenn die Sensoren das verdtinnte Plasma auf der

Riickseite des schnell bewegten Satellitenkorpers

sondieren.

N A T E

R P A

Abb. 4: Anordnung der Experiment-Sensoren auf dem Satel-

liten.



- 22 -

D ie Sensoranordnung, welche diese Forderungen erfu llt, 1st

in der Abb. 4 gezeigt. Die O f f n u n g des EUV-Spektrometers

befindet sich auf der Frontseite des zylinderformigen Flug-

kbrpers, zwischen den Solarzellen. Der Sensor der Impe-

danzsonde erstreckt sich in die entgegengesetzte Richtung.

Die iibrigen Instrumente sind radial auf dem Zylinderman-

tel angeordnet.

Die erforderliche dauernde Ausrichtung des EUV-Spektrome-

ters und damit der Spinachse zur Sonne bin zwingt zu

einem K o m p r o m i f t fiir die iibrigen Experimente. Vor allem

fur das Massenspekt rometer und den Gegenspannungsanaly-

sator ware es optimal, wenn die Spinachse senkrecht zu r

Bahnebene stunde; dann wiirde bei jeder Spindrehung ein-

mal der Anstromwinkel 0 erreicht. Tatsachlich ist die

Spinachse aber zur Bahnebene um ca. 45 geneigt wegen

der gewahlten 0300/1500 Ortszeit; diese Konfiguration wird

durch die Abb. 5 veranschaulicht. Deshalb schwankt der

pro Spindrehung erreichte minimale Anstromwinkel entlangeines Bahnumlaufs zwischen W e r t e n von 0 und ca. 45 .

Die lonenmessungen werden dadurch beeintrachtigt (vgl.

Kap. 3.3 Abschn. 3 und Kap. 3.5. Abschn. 2).

Die Lage des Satelliten im R a u m . ist spinstabilisiert

(10 U / m i n ) ; Storungen infolge der Luftreibung andern die

Richtung der Figurenachse nur um wenige zehntel Grad

pro Perigaumsdurchgang. Das aktive magnetische Lagekon-

trollsyste.m regelt den Sonnenaspektwinkel automatisch in

den Bereich 0,7 - 4,2 . In Einzelfallen wurde der Satellit

auch durch retardierte Bodenkommandos exakt auf die

Sonne ausgerichtet (weniger als 0,1° Ablage).

Fiir die Auswertung der M e f i d a t e n ist es wichtig, die Orien-

tierung der MeBgerate, bezogen auf die Sonne bzw. den

Flugvektor sowie auch relativ zum Erdmagnetfeld, fiir

c



- 23 -

O

lOU/min

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Abb. 5: Konfiguration der U m l a u f b a h n mit Orientierungdes Fluqkorpers:

- Spinachse zur Sonne ausgerichtet- Bahnebene ca. 45 zur Sonne bzw. 7 zur Erd-

achse geneigt.



- 24 -

jeden Zeitpunkt einer Messung genau zu rekonstruieren.

Fiir die Lagemessung stehen ein Sonnenaspektsensor, einInfrarot-Horizontsensor und ein dreiachsiges Magnetometer

(Forstersonde) zur Verfiigung. Die Lage ist dadurch iiberbe-

stimmt (ausgenommen im Erdschatten), und es hat sich

gezeigt, da/3 eine Lagemefigenauigkeit von etwa 3 erreicht

wird, wie sie von den Experimenten gefordert wurde.

3.1. 3 Steuerung und Ubertragung der M e f l d a t e n

Die verhaltnismafiig schnellen M e f i f o l g e n vor allem der rich-

tungsabhangigen Experimente von A E R O S liefern hohe Daten-

raten ( N I M S = 1536 bit/s, R P A = 7 6 8 bit/s, N A T E = 2 5 6

bit/s, EUV = 32 bit/s, IP = 16 bit/s). Andererseits ver-

langt das wissenschaftliche Konzept dieser Mission die

gleichzeitige Beobachtung aller aeronomischen Parameter

und die Aufzeichnung aller iiber jeweils einen vollen

Bahnumlauf anfallenden Mefidaten. Mit der fur den damali-

gen Standard typischen Kapazitat eines Bandspeichers von

3 *10 bit konnten keinesfalls alle Messungen kontinuierlich

durchgefiihrt werden.

Eine Datenreduktion wird dadurch erreicht, d a f l die drei ,

richtungsabhangigen Experimente N I M S , RPA und N A T E

innerhalb jeder Spindrehung jeweils nur wahrend eines

kurzen Zeitintervalles messen und dabei die Daten zwi-

schengespeichert werden. Der zeitlich geglattete gesamte

D a t e n f l u f i betragt dann nur 512 bit/s. Entscheidend ist,

daB diese MeBintervalle i m m e r mit der Spinphase giinstig-

ster Orientierung der Sensoren zusammenfallen. Das Teleme-

triesystem von A E R O S steuert die Experimente und die

Datenabfrage entsprechend.

Zur Synchronisierung des Telemetrie-Datenrahmens mit dem

Spin des Satelliten wurde bei A E R O S erstmals ein lonenrich-

C



- 25 -

tungssensor verwendet, dessen Funktionsweise in der

Abb. 6 dargestellt 1st. Der durch einen Schlitz ausgeblen-

dete Strahl anstrb'mender lonen wird auf zwei parallelen

streifenformigen Elektroden gemessen. Bei radialem Einfall

des lonenstrahls messen beide Elektronen den gleichen

Strom, und dieser Nu lldu rchgang erzeugt elektronisch einen

Triggerimpuls. Eine Regelung sorgt fur standige Phasenan-

passung des Datenrahmens an den lonenimpuls.

N e b e n dieser ionenimpulsgesteuerten Dateniibertragung kannauch auf borduhrgesteuerte Telemetrie umgeschaltet wer-

den, die nicht spinphasensynchron ablauft. Hier -werden

stattdessen 'Rundum'-Messungen durchgefuhrt, d.h. ein

richtungsabhangiges" Experiment ( N I M S oder RPA abwech-

selnd) m i f l t fort laufend ca. 6 Sekunden lang (einer vollen

Spindrehung entsprechend) ; dazwischen liegen langere MeB-

pausen, so d a f l die mittlere Datenrate wieder 512 bit/s

betragt. Dieser Betriebsmode war hauptsachlich fiir experi-

mentdiagnostische Zwecke vorgesehen, er m u f i t e aber bei

A E R O S - A ersatzweise verwendet werden, weil die lonen-

impulssteuerung gestort war. Dadurch konnte nur eine

verhaltnismaBig grobe raumliche Uberdeckung mit MeBpunk-

ten erzielt werden. In der Regel wurde jeder zweite

B a h n u m l a u f gemessen und aufgezeichnet; nach dem Ausfall

eines der beiden Bandspeicher wurde die Haufigkeit von

MeBorbits etwas reduziert.

Bei A E R O S - B hat die Spinsynchronisierung einwandfrei funk-

tioniert, und alle atmospharischen Parameter konnten

quasi-simultan mit guter raumlicher Auflosung beobachtet

werden. Das M e B p r o g r a m m wurde aber dadurch beeintrach-

tigt, da/3 innerhalb von drei W o c h e n nach dem Start beide

Bandspeicher ausfielen. Danach konnten nur noch Messun-

gen mit Echtzeit-Dateniibertragung durchgefuhr t werden,

d.h. man war auf den Sichtbereich von Empfangsstationen





- 27 -

o

beschrankt. Durch den Einsatz eines N e t z w e r k s von insge-

samt 19 Bodenstationen (vgl. Abb. 7) konnte aber eine

ausreichende geographische Uberdeckung erzielt werden,

und die M e n g e der aufgezeichneten M e f t z e i t e n ubertrifft

sogar die von A E R O S - A .

2-223-7* MPIH

A DBSe STADAN

* CNES

A b b . 7: Geographische Verteilung der fur A E R O S - B einge-setzten 19 Bodenstationen. Die Projektion einer

U m l a u f b a h n sowie der Empfangsbereich zweier Sta-tionen fur jeweils zwei verschiedene Flughohensind eingezeichnet.

In der Tabelle 3 sind die charakteristischeri Eigenschaften

der drei verschiedenen Typen von M e f i d a t e n zusammenge-

stellt.



- 28 -

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- 31 -

Stelle steht. Bei der Absorption eines E U V - Q u a n t s durch ein

neutrales Molekiil oder A t o m kann aber nur dann ein

Elektronen-Ionen-Paar gebildet warden, w e n n die Quanten-

energie groBer als das lonisierungspotential ist. Daraus

folgt in der Atmosphare eine obere Grenze fur die Wellen-

lange. Sie liegt, je nach Gas-Konstituent, jedenfalls unter

103 nm, aber fUr angeregte Sauerstoffmolekiile bei 106 nm.

Bis zu dieser Wellenlange m u f l t e also der Mefibereich er-

streckt werden.

ON a c h kurzen Wellenlangen zu gibt es im Sonnenspektrum

einen sehr erheblichen Intensitatsabfall bei etwa 17 nm.

Deshalb wurde der Wellenlangenbereich auf 106 ... 16 nm

schliefilich festgelegt.

In der benutzten H I N T E R E G G E R ' schen Anordnung konnte die-

ser Bereich mit einem einzigen Beugungsgitter nicht abge-

deckt werden. Er wurde deshalb in zwei, etwas (iberlappen-de Bereiche aufgeteilt. Die Uberlappung bot Vorteile bei

der Eichung, aber auch fur die spatere Interpretation,

weil so redundante M e B w e r t e anfielen.

/Realisiert wurde eine Anordnung mit zwei Strichgittern von

3600 bzw. 2100 Strichen/mm. Der Kollimator (ein Beugungs-

filter) konnte in 492 Schritten urn insgesamt 18 . gedreht

werden. Bei einem Einfallswinkel von 84,5 und Ausfallswin-

keln im Bereich 52 bis 70 bzw. 50 bis 68 wurden die Wel-

lenlangenbereiche 57 bis 16 nm (Kanal 2) bzw. 106 bis

31 nm (Kanal 1) jeweils abgetastet. Die spektrale Auflosung

lag, je nach Wellenlange, zwischen . 0,5 und 0,2 nm, was

fiir aeronomische Bediirfnisse jedenfalls ausreicht.

r





- 33 -

8000 •

o

I£ 4 0 0 0N

2000

Tog 611 2.3.73),Uh33 UT

50 60 70 60 90 100

Wel/enlange/nm »

6000

U 6000

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4000

2000

Tog 611 2.3.73 .Uh33UT

2 0 30 40

Wetlenlange /nm

50

Abb. 9: Aufzeichnung eines Spektrums der solaren EUV-

Strahlung in zwei uberlappenden MeBkanalen.

Kanal 1: 31 - 106 nm, Kanal 2: 16 - 57 nm

Eine Ubersicht iiber die verschiedenen M e f l m o d e n gibt die

Tabelle I*.

r



Tabelle 4; MeBmoden des EUV-Spektrometers

Mode Bedingung Geratefunktion MeBgroBe

Sonnenwinkel

II Sonnenwinkel1,5°...5,0°

III jeder 8. Um-

lauf im Erd-schatten

IV jeder Schat-tenaustritt(siidl.

V durchKommando

kontinuierlicheSchrittschaltung

Schrittschaltungu. Messung dis-kontinuierlich,in Spinphasen-

intervall

a) wie Mode Idanach:b) B~-Strahlung

von 6-^Ni aufMultiplier

30,4 nm und

58,4 nm, fest

wie Mode IV

spektralerStrahlungsfluB

spektralerStrahlungsfluB

a) Untergrund-Zahlrate

b) Pulshohen-verteilung,Multiplier-Ausbeute

Extinktion,daraus Dichtevon atomaremSauerstoff

Sauerstoffdich-ten am nordl.Terminator

3.2. 4 Eichung

Die Labor-Eichung des Gerats geschah mit H i lf e der Strah-

lung des Elektronensynchrotrons in Bonn bei Synchrotron-

energien zwischen 0,75 und 1,5 GeV. Durch Anwendung

verschiedener Energien konnte der Anteil der hoheren spek-

tralen Ordnungen im Spektrum bestimmt und eine entspre-

chende Korrektur abgeleitet werden. Unterstutzend wurderi

Labormessungen in Freiburg mit Hohlkathoden-Gasentladungs-

C





- 36 -

der Mission einen Abfall bis auf ca. 50% des Wertes

wahrend der Eichung. Diese starken Veranderungen sind

moglicherweise auf die Beanspruchungen des Cerates in dem

verhaltnismaBig langen Zeitraum zwischen der Experiment-

bereitstellung und dem Missionsbeginn zuruckzufiihren, ins-

besondere auf die Thermal-Vakuum-Tests. Die Veranderungen

der Ausbeute wahrend der Mission von A E R O S - A sind in

Abb. 11 dargestellt.

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T

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1500-

1 0 0 0 -

500

2000-

- 1500-0

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0 20 40 60 80 100 120 HO 160 • 180' 200

Zeil (1973) /d »

V

Abb. 11: Anderung der Multiplier-Ausbeute des EUV-Spektrometers im Verlauf der Mission vonA E R O S - A fur die beiden MeBkanale 1 und 2.

C



- 37 -

3.2. 5 Untergrundzahlrate als Indikator fur energiereiche

Teilchenfliisse

In dem untersuchten Spektralbereich gibt es Regionen mit

sehr geringer solarer Emission. Die dort beobachteten

Zahlraten sind instrumenteller Untergrund, der in der

Regel uber einen Orbit nahezu konstant ist. Im Gebiet

ostlich der siidamerikanischen Kiiste wurden jedoch be-

trachtlich hohere Untergrund-Zahlraten registriert. Als Ur-

_. sache hierfiir werden erhohte Fliisse energiereicher, nicht

^"^ naher identifizierter Teilchen angesehen, die infolge der

lokalen Magnetfeld-Anomalie tiefer in die Erdatmosphare

eindringen.

D ie statistische Analyse der Untergrund-Zahlraten ergibt

Informationen iiber die raumliche Verteilung dieser Teil-

chenflusse ( K N O L L et al., 1977). Durch Vergleich solcher

Messungen von A E R O S - A und von A E R O S - B im gleichen

Hohenbereich hat man iiber den Zeitraum von Januar 1973

bis August 1974 Veranderungen in der Struktur der Vertei-

lung, u.a. eine Verlagerung -des Intensitatsmaximums um

ca. 3 in siidostlicher Richtung beobachtet.



- 38 -

3.3. Massenspektrometer fur Neutralgas und lonen (Neutral and

I o n Mass Spectrometer = N I M S )

3.3. 1 MeBprinzip

Die fur den U m f a n g der wissenschaftlichen Nutzlast bei

A E R O S gesetzten Grenzen machten die Entwicklung eines

kombinierten Massenspektrometers erforderlich, mit dem zugl-

eich die neutrale und die ionisierte thermische K o m p o n e n t e

der oberen Atmosphare hinsichtlich ihrer Dichte und Zusam-

mensetzung analysiert werden konnten. Es wurde ein

Quadrupol-Massenfilter gewahlt; dieser Typ von Masseanaly-

sator hat sich bei Satellitenmissionen vielfach bewahrt.

Die Selektion von neutralen bzw. positiv geladenen atmo-

spharischen Teilchen erfolgt durch Umschalten der Blenden-.

potentiale an der lonenquelle. Durch BeschuB mit Elektro-

nen (75 eV) aus einer Gliihkathode wird dort das Gas

ionisiert. Die zu analysierenden - atmospharischen oder

sekundar durch Elekt ronenbeschuB erzeugten - lohen werden

im anschlieBenden Quadrupolfeld bei iiberlagerter Hochfre-

quenz- und Gleichspannung durch .Variation der Spannungs-

amplituden nach ihrer spezifischen Ladung e/m getrennt.

Die aus dem Filter aust retenden lonenstrome werden gleich-

zeitig durch zwei Nachweissysteme registriert: ein Auf-

fangergitter mit angeschlossenem linearen Elektrometerver-

starker und ein Sekundarelektronenvervielfacher mit nachge-

schaltetem Elektrometer logarithmischer Kennlinie. Der dyna-

mische Bereich von mehr als 6 Dekaden erlaubt es, die mit

stark unterschiedlichen Haufigkeiten vorkommenden Konstitu-

enten iiber einen ausreichend grofien Hohenbereich zu erfas-

.sen. Der lineare MeBkanal dient hauptsachlich zur Uber-

wachung der Multiplier-Verstarkung, die sich im Verlauf

der Satellitenmission geandert hat, was bei der Auswertung

zu beriicksichtigen ist.



- 39 -

D ie Konfiguration des ' Massenspektrometers zeigt die

Abb. 12. Die ganze Anordnung ist ultrahochvakuumrein und

in einem Behalter untergebracht, der erst nach dem ersten

starken Ausgasen des Satelliten, jeweils einige Tage nach

den Starts, durch Absprengen einer Schutzhaube geoffnet

wurde. Ein geerdetes Gitter vor dem Spektrometereingang

schirmt die Blendenpotentiale nach auBen ab, um unkontrol-

lierte Aufladung des Satellitenkorpers zu verhindern.

O

OECTRONBEAM

SHBONS GRID

: L E C T R O N M U L T I P U E R

ION DERECTOR

.ION CCUECTOR SS>

CN SOURCE

Abb. 12: A u f b a u des Massenspektrometers N I M S .



3.3. 2 Messung von Gaspartialdichten

Die Herleitung der atmospharischen Teilchendichten aus den

aufgezeichneten lonenstromen erfolgt in zwei Schritten. Die

im Labor durchgefiihrte Eichung, wo die Fluginstrumente

bei bekannten 'statischen' Driicken verschiedener Gasarten

betrieben warden ( K R A N K O W S K Y et al., 1974), stellt den

Zusammenhang zwischen dem MeBsignal und der effektiven

Partialgasdichte in der lonenquelle her.

Die Relation zwischen den Teilchendichten in der mit Satelli-

tengeschwindigkeit bewegten lonenquelle und denen in der

umgebenden ungestorten Atmosphere laBt sich aufgrund der

kinetischen Theorie der Molekularstromung berechnen. Sie

hangt wesentlich vom Verhaltnis der Normalkomponente der

Satellitengeschwindigkeit zur thermischen Geschwindigkeit

der Gasteilchen ab; der ' mathematische Formalismus basiert

auf Arbeiten von A V E R Y (1964) und H E D 1 N et al. (1964).

Wegen der lonenmessung wurde eine halboffene Geometric

gewahlt; die Berechnung ist etwas komplizierter als fur die

bei reinen Neutral-Massenspektrometern iiblicherweise ver-

wendeten 'geschlossenen' lonenquellen mit kleiner O f f n u n g .

Fur die Messung reaktiver Case spielen U m w a n d l u n g e n an

den W a n d e n der lonenquelle eine besondere Rolle.. Das in

dem Hohenbereich haufigste Gas, atomarer Sauerstoff, be-

ladt die Edelstahl-Oberflachen nach kurzer Zeit mit einerSchicht adsorbierter 0-Atome, so daB praktisch alle auftref-

fenden O-Atome an der W a n d rekombinieren und als CL

nachgewiesen werden ( L A K E und K R A N K O W S K Y , 1975). Das in

viel geringerer Konzentration vorkommende atmospharische

C L ist deshalb nicht mefibar. A u c h atomarer Stickstoff

rekombiniert mit dem adsorbierten Sauerstoff zu NO und

wird als solches nachgewiesen ( J O O S , 1977).



Die meBbaren neutralen Konstituenten sind demnach: He, N,

0, NL und Ar. Bel A E R O S - A konnten wegen geringerer

Empfindlichkeit nur.die beiden Hauptkonstituenten 0 und NL

standig gemessen werden. Auf anderen Masselinien beobach-

tete Intensitaten sind Verunreinigungen, mehrfach ionisierte

oder bei der lonisierung dissoziierte Partikel, die fiir

diagnostische Untersuchungen interessant sind.

D i e Grenzhohen fiir gut auswertbare Messungen sind unter-

schiedlich. Sie betragen etwa 650 km fiir 0 und He, 500 km

f u r N L , 3 5 0 k m fiir N u n d 3 0 0 k m f u r A r u n d schwanken

mit dem Zustand der Thermosphare in Abhangigkeit von

Jahreszeit, Breite, Ortszeit und magnetischer Aktivitat.

3.3. 3 Messung der lonen-Zusammensetzung

D ie besondere Schwierigkeit bei der lonenmessung ist die

starke Abhangigkeit der MeBempfindlichkeit von der Anstro-

mungsrichtung. R U H L E (1976) hat versucht, ein lonensammel-

modell auf der Grundlage gaskinetischer Betrachtungen her-

zuleiten, so d a f i die Beobachtungen des Massenspektrometers

mit denen der anderen Plasmaexperimente von A E R O S (Elek-

tronendichte von der Impedanzsonde; lonenpartialdichten

und -temperatur vom Gegenspannungsanalysator) . in Ein-

klang gebracht werden. Dies ist nur teilweise gelungen;

prinzipielle Grenzen sind durch die Genauigkeit der. Lage-

winkelbestimmung, die Existenz von lonenwinden und die

fiir die lonenmessung nicht optimale Orientierung des Satel-

liten gesetzt.

Es erscheint aussichtsreich, brauchbare Informationen liber

die relativen Haufigkeiten der leichtesten lonen H* und He+

zu gewinnen, weil deren grb'Bere thermische Geschwindigkei-

ten die Winkelabhangigkeit vermindern.





3-4. Neutra lg as temper atur-Experiment (Neutral A t m o s p h e r e Temper-

ature Experiment = N A T E )

3-4. 1 Mefiprinzip

M it diesem Experiment wird die Geschwindigkeitsverteilung

neutraler Teilchen und damit die kinetische Temperatur des

Atmospharengases gemessen ( S P E N C E R . et al. , 1974). Es

wurde vor A E R O S bereits auf dem Satelliten San Marco 3

angewendet und ist spater fiir die A t m o s p h e r e Explorer

Satelliten weiterentwickelt worden ( S P E N C E R et al., 1973).

D e r Gasdruck" in einer K a m m e r , die mit der Atmosphare

iiber eine scharfkantige O f f n u n g verbunden ist, wird durch

die Spindrehung des Satelliten in charakteristischer W e i s e

moduliert. Entscheidend ist der Parameter

V«cos as*cos a = —•2kT /m

cL

d.h. das Verhaltnis der Normalkomponente der Satellitenge-

schwindigkeit zur wahrscheinlichsten thermischen Geschwin-

digkeit der Gaspartikel in der Atmosphare; T ist die zua

bestimmende Atmospharentemperatur. Das Verhaltnis der

Gasdichten innerhalb und aufierhalb der K a m m e r ist durch

die Funktion

!i.Na

1 / 2 9 9= (T /T.) ' *[exp(-s cos a) + /if* s-cos a(1+erf (s cos a) ) ]

a 1

gegeben. Die Abb. 13 veranschaulicht die Geometric der

Anordnung und den Verlauf der Spinmodulation fiir den

=- • F(s cos a)





- 45 -

Zur Analyse benutzt man das inerte Gas NL, das - im

Gegensatz zu dem haufigeren Sauerstoff - an den W a n d e nnicht adsorbiert wird und die e x t r e r n e n Dichteschwankun-

gen wahrend einer Spinperiode praktisch hysteresefrei er-

fahrt. An die K a m m e r ist deshalb ein Massenspektrometer

angeschlossen, das fest auf die Masse 28 abgestimmt ist.

Es handelt sich dabei auch um ein Ouadrupol-Massenfilter,

das ahnlich wie das in Kapitel 3-3. beschriebene Instru-

m e n t aufgebaut ist und von S P E N C E R et al. ( 1 9 7 4 ) ausfiihr-

lich beschrieben ist.

oDieses Experiment ist auch darauf eingerichtet, andere

Massen als die von N« zu beobachten; ein spezieller

Betriebsmode ergibt eine .Sequenz, welche die wichtigsten

atmospharischen Konstituenten mit e r f a f l t .

. 2 Messungen der atmospharischen Zusammensetzung

Bei A E R O S - A war infolge der gestorten Spinsynchronisierung

keine kontinuierliche Temperaturmessung moglich, das Expe-

riment wurde stattdessen als Massenspektrometer eingesetzt.

Die gemessenen Konstituenten sind He, 0, N? und Ar. Die

M e B d a u e r fur ein ganzes Spektrum betragt 1 Minute, das

ergibt eine raumliche A u f l o ' s u n g von knapp 500 km. Die

Prozeduren zur Auswertung entsprechen weitgehend den in

K a p . 3-3. Abschn. 2 beschriebenen, wobei hier die geschlos-

sene lonenquellengeometrie eine Vereinfachung bringt.

3 Messungen der kinetischen Gastemperatur

Solche Messungen konnten nur bei A E R O S - B durchgefiihrt

werden. Man erhalt zwischen 1 und 10 Temperatur-Mefipunk-

te pro Minute. Vergleiche mit der aus der N'^Dichte bei

a n g e n o m m e n e m Diffusionsgleichgewicht abgeleiteten Thermo-



spharentemperatur (siehe Kap. 4-2. Abschn. 3) zeigen rela-

tiv gute Ubereinstimmung, solange in der Thermospharekeine mit magnetischer Aktivitat korrelierten lokalen Storun-

gen beobachtet warden ( C H A N D R A et al., 1976). Die gemesse-

nen kinetischen Temperaturen sind daher als zuverlassig

anzusehen, mit einer MeBgenauigkeit von etwa ±50 K. Die

instrumentelle Empfindlichkeit beschrankt die M e t h o d e je-

doch auf H o h e n unterhalb 300 km.

M it A E R O S - B wurden in den ersten beiden Missionswochen

vollstandige Orbits, spater nur Passagen iiber Daten-

empfangsstationen aufgezeichnet. Nur von den vollstandigen

M e B u m l a u f e n (ca. 100 Orbits) wurden die Temperaturmessun-

gen ausgewertet.



3-5. Gegenspannungsanalysator (Retarding Potential Analyzer =

R P A )

Z u Beginn der Entwicklung des A E R O S Gegenspannungsanaly-

sators lagen verschiedene Sondenmessungen in der lono-

sphare vor. Die Raumfahrzeuge waren vorwiegend mit

Langmuir-Sonden ausgestattet ( S P E N C E R et al. , 1965; W R E N N

et al., 1962). Eine Mehrfachgitterano rdnung wurde von

H I N T E R E G G E R (I960) erstmals auf einer R a k e t e erprobt. Mit

ahnlichen Anordnungen wurden . lonenmessungen v o nD O N L E Y (1963) ausgefuhrt. Spater folgten dann verschiedene

planare Proben auf Satelliten. Die ersten derartigen lonen-

temperaturmessungen wurden v o n K N U D S E N u n d S H A R P (1967)

gezeigt; weitere Messungen ( D O N L E Y , 1969; H A N S O N et al.,

1970) folgten.

Diese ersten Ergebnisse von Plasmasonden erbrachten groBe

Diskrepanzen gegenuber den vom B o d e n aus gemessenen

Daten der 'Incoherent Scatter' Stationen. Die Elektronen-

temperaturen der Satellitensonden waren oft mehr als

1000 K zu hoch ( C A R L S O N und S A Y E R S , 1970; H A N S O N et al.,

1969; B O O K E R et al., 1970). Nicht besser war das Ergebnis

der ersten direkten Messungen von lonentemperaturen. Hier

stellte sich ebenfalls heraus, d a f t die gemessenen lonen-

temperaturen der Sonden etwa doppelt so hoch herauskamen

wie aufgrund theoretischer Uberlegungen erwartet wurde

( H A N S O N und M c K I B B I N , 1961). Hieraus ergab sich, dafi die

M e f i m e t h o d e n verbessert und neue W e g e beschritten werden

m u B t e n , um zu richtigen Ergebnissen zu k o m m e n . Der A E R O S

Gegenspannungsanalysator konnte deshalb nicht nach sol-

chen Vorbildern gebaut werden. Ausgehend von der

H I N T E R E G G E R ' schen Mehrgittersonde wurden alle Details des

Experiments auf ihre Zweckmafiigkeit gepriift und gegebenen-

falls modifiziert ( S P E N N E R und D U M B S , 1974; S P E N N E R , 1978).



1 MeBprinzip

Der A E R O S GegenspanrYungsanalysator besteht aus einem

flachen becherformigen Gehause, in das verschiedene hoch-

transparente Gitter eingebaut sind, wie die Abb. 14 schema-

tisch zeigt.

Plasma

3 00

Eintrittgitter

Gegonspannungsgitter

Schirmgitter

Kollektor /

Schutzring

f <v

• ' — — — — — — — —

'_ — — — — —

K

G 1

G2

G 3

K /

Gehause

Abb. 14: Anordnung der Gitter und Elektroden des plana-ren Gegenspannungsanalysators.

Die von vorne einfallenden Plasmateilchen, Elektronen oder

lonen, treten dur ch das Eintr ittsgitter Gl und laufen gegen

eine Spannung am .Gitter G2 an. Nur die Teilchen, deren

gerichtete Energie grofier ist, als sie der jeweiligen Gegen-

spannung entspricht , konnen das Gegenspannungsgitter G2passieren und den Kollekto r erreichen, wo sie mittels eines

Elektrometers nachgewiesen werden. Schirmgitter G3 und Kol-

lektor K sind stets so gepolt, daB die gewahlte Teilchenart

(z.B. die Elektronen) . angezogen werden. Durch geeignete

Wahl der Schirmgitter- und Ko llek to rspannung la/3t sich die

positive und negative Plasmakomponente tr ennen. Die Span-

nung am Gegenspannungsgitter G2 wird zu r B e s t i m m u n g der

Strom-Spannungs-Kurve variiert, ahnlich wie bei einer Lang-



muir-Sonde, wobei aber beim Gegenspannungsanalysator der

Strom auf einem getrennten Kollektor nachgewiesen wird.

Das zwischen Gegenspannungsgitter G2 und Kollektor ge-

schaltete Schirmgitter G3 vermindert die kapazitive Kopp-

lung, die zu einem induzierten Kollektorstrom durch die

Gegenspannungsanderung fiihrt. Weiter unterdruckt es die

auf dem Kollektor erzeugten Sekundarelektronen.

Das Eintrittsgitter wird bei der lonenmessung auf Satelliten-

potential gelegt, um das elektrische. Feld des Bremsgittersgegen das umgebende Plasma abzuschirmen. D a m i t wird ver-

mieden, daf} eine variable positive Gegenspannung einen

hohen Elektronenstrom anzieht, der dann die Aufladung des

Raumfahrzeugs in Abhangigkeit von' der jeweiligen Gegen-

spannung ,verschiebt und dadurch den Absolutwert der

Spannung gegeniiber dem Plasma laufend verandert. Bei der

thermischen Elektronenmessung laflt sich das Eintrittsgitter

nicht mit dem Satellitenpotential verbinden, da das Raum-

fahrzeug innerhalb der lonosphare negativ aufgeladen ist

und man nur mit einer gegenuber dem R a u m f a h r z e u g positi-

ven Spannung den niederenergetischen Teil des Elektronen-

spektrums messen kann. Wir haben deshalb im thermischen

Elektronenmode das Eintrittsgitter mit dem Gegenspannungs-

gitter verbunden, so daB bei ausreichend positiver Gegen-

spannung die negative Aufladung des Raumfahrzeugs kom-

pensiert wird. 1m suprathermischen Elektronenmode (Gegen-

spannung bis -28 V) liegt das Eintrittsgitter dagegen auf

+ 1 2 V (bei A E R O S - B ) , um die Erzeugung von Sekundarelek-

tronen durch im Gegenfeld beschleunigte lonen zu vermeiden

(siehe auch Kap. 4.3 Abschn. 1.1.3.2).

D ie Kollektorscheibe ist von einem konzentrischen Schutz-

ring umgeben, der auf gleichem Potential vie der Kollektor

liegt. Auf den Kollektor treffen i.a. nur solche Plasma-

teilchen, die den Sensor und die Gitter etwa im Zentrum



- 50 -

passiert haben und die die an den Randern auftretenden

Feldverzerrungen nicht gesehen haben. Damit bestimmt die

G r b ' B e der Kollektorscheibe den M e B s t r o m , im Gegensatz zu

den bisher verwendeten Sensoren ( H A N S O N et al., 1970;

S E R B U , 1965; K N U D S E N , 1966), wo ein kleines Loch in der

Frontplatte des Sensors den M e B s t r o m bestimmt und der

Kollektor nahezu den Sensordurchmesser hat. Der Vorteil

der bei A E R O S verwendeten Anordnung mit groBer Eintritts-

6'ffnung liegt darin, daB la'ngs der ganzen Gitteroberflache

eine weitgehend homogene planare Feldverteilung zu erwar-

ten ist.

Die Abb. 15 zeigt den Sensoraufbau mafistabgetreu. Mit

dieser MeBanordnung lassen sich aus den fiir lonen und

Elektronen getrennt bestimmten U-l Kurven aufgrund

sondentheoretischer Uberlegungen die folgenden Parameter

bestimmen:

(a) Elektronendichte n

(b) lonendichte n

(c) Elektronentemperatur T_

(d) lonentemperatur T

( e ) lonenpartialdichten n. der Hauptkonstituenten

( f ) differentielles Energiespektrum der Elektronen f ( E )

(g) integraler ElektronenfluB F (E )

(h) Satellitenaufladung Vg

1 Eintr i t i sgi t ter

2 Gegenspannungsgitter

3 Sc hi rmgi t t e r

CA,,>-/ nn i inac—



- 51 -

3-5. 2 Sensoranordnung

Der Satellit fliegt im Orbit mit Uberschallgeschwindigkeit,

d.h. schneller als die mittlere thermische lonengeschwindig-

keit. Hinter dem Satelliten bildet sich eine verdunnte Gas-

und Plasmazone, die sehr verschieden von den ungestorten

Verhaltnissen ist. Geophysikalisch signifikante Messungen

konnen daher nur auf der angetromten, vorderen Seite

erhalten werden.

Die polare A E R O S - B a h n fuhr t dazu, daB sich der Anstrom-

winkel zwisch'en Figurenachse des rotierenden Satelliten

und Flugrichtung uber dem Orbit verandert. In Abb. 16 is-t

180

135

900)

AEROS-A

Orb i t 2313

0-90 - 0 45 90 45

Geograpische Breite

0 -45 -90

Abb. 16: Anderung des Winkels zwischen Spinachse undFlugrichtung des Satelliten uber einen Bahnum-

lauf.



- 52 -

der W i n k e l zwischen positiver Figurenachse (in R i c h t u n g

Sonne) und A n s t r o m u n g abhangig von der geographischenBreite dargestellt. Man erkennt daraus sofort, daB der

Sensor fur sinnvolle A n s t r o m w i n k e l nicht in Figurenachse

zeigen darf. Die notwendige D r e h u n g zur Figurenachse hat

aber zu r Folge, daB der Anstromwinkel im Spintakt variiert

und sich so aus Rotations- und Elevationswinkel zusammen-

setzt.

TELEMETRIE

ANTENNE \ zur Sonne

SOLARZELLEN

Abb. 17: Anordnung der Sensoren des Experiments Gegen-spannungsanalysator.

C





m it der Telemetrieabfrage des Elektrometerausgangs synchro-

nisiert. Die an den Sensorgittern in Abhangigkeit vom M o d e

anliegenden Spannungen in Volt sind in Tabelle 5 z u s a m m e n -

gestellt.

Tabelle 5; Gitterspannungen des RPA-Experiments (in Volt)

E1 E2 I

G1 Eintrittsgitter O/12 2,2+- 2,8* 0

G2 Gegenspannungs- 7,8-*--28 2,2->—2,8+ O+13,5+

gitter

Stufenhohe 0,45 0,16/0,04 0,06/0,18/0,46

G3 Schirmgitter 14 14 -28

K Kollektor 28 28 -14

Spannung bezogen auf Referenzspannung UR f aus Mode E1

I m E l - M o d e beginnt die Gegenspannung bei 7,8 V. Der

groBe . positive Spannungsbereich erlaubt 'es, die negative

A u f l a d u n g des Satelliten zu kompensieren. W e n n auch die

erwartete negative 'freie Spannung' U, kleiner als 1 V

sein sollte, so haben sich doch mehrere Satelliten auf iiber

-10 V aufgeladen. H a u f i g waren w o h l positive Spannungen

an den Solarzellen, die nicht gut isoliert waren, die

Ursache fiir die hohe Aufladung. W e n n wir trotzdem die

Gegenspannung nicht auf so hohe W e r t e ausgedehnt haben,

so deshalb, weil bei A u f l a d u n g e n oberhalb von 8 V die

Storung durch den Satelliten auf die U m g e b u n g so grofi

wird, da/3 keine signifikanten M e s s u n g e n m e h r zu erwarten

sind. D a f u r haben wir g r o f l e n W e r t auf die gute Isolierung

aller positiven Spannungen am A E R O S gelegt.







- 57 -

u n d sorgen fiir eine sehr f e i n e S t r o m a u f l o s u n g der U-I

K u r v e im steilsten Bereich. D e r R e s t d e s Spannungsinter-

valls wird dann wieder mit den g r o f i e r e n Spannungsschrit-

t e n (0,16 V ) durchlaufen. D i e Abb. I 8 b zeigt, w i e g u t d i e

A u t o m a t i k den steilen Strombereich durch viele M e f i p u n k t e

wiedergibt.

I m I - M o d e wird die entsprechende Strom-Spannungscharakte-

ristik fiir die lonen gemessen. Die negative Schirmgitter-

/r-v spannung unterdriickt alle Elektronen unterhalb von 28 eV.

D a s Eintrittsgitter liegt a u f 0 V , u r n d a s Bremsgitterpoten-

tial nach a u f j e n abzuschirmen. Die Gegenspannung wird

zwischen 0 und 13,5 V relativ zu der im vorangegangenen

E l - M o d e ermittelten R e f e r e n z s p a n n u n g variiert. D a m i t wird

im I - M o d e ebenfalls die Satellitenaufladung weitgehend

kompensiert.

W i l l m a n n u n sowohl b e i verschiedenen A n s t r o m w i n k e l n u n d

verschiedenen lonenpartialdichten eine moglichst gleich-

m a B i g e A u f l o s u n g d e r U - I K u r v e haben, s o m u f t d ie

G e g e n s p a n n u n g quadratisch vom Plasmapotential aus anstei-

gen. Der quadratische Anstieg wurde durch 3 verschiedene

Bereiche konstanter S t u f e n h o h e angenahert. Als technisch

e i n f a c h e Realisierungsmoglichkeit ergab sich aus Modell-

rechnungen die folgende Stufenfolge: 32 Schritte a 60 mV,

3 2 Schritte a 180 m V u nd 17 Schritte a 4 8 0 m V . Voraus-

setzung einer derart gestuften Schrittfolge ist die Beriick-sichtigung der Satellitenaufladung aus dem El-Mode.

A n d e r n f a l l s wiirden bei Schwankungen des Potentials von

beispielsweise 2 V uber de n Orbit die ersten 3 2 Schritte

bereits auBerhalb des abbremsenden Bereichs liegen.

In Abb. 19 ist eine im I - M o d e gemessene K u r v e darge-

stellt. Die geringe Stromvariation wahrend der ersten 30

P u n k t e zeigt uns, d a f i der A n t e i l der leichten lonensorten

c



- 58 -

eno

-8

-9

-10

-11

-12

AEROS A

Orbit 218

T 224150

lonen

0 5 10

Gegenspannung / V

Abb. 19: Beispiel einer Strom-Spannungs-Kurve • bei lonen-

messung.

O

(H , He ) in diesem Beispiel sehr klein gegeniiber dem 0+

Anteil ist. A u c h der molekulare lonenanteil (O9+, NO+) ist

— 1 2gering, sodafl der S t r o m bereits bei 6 V auf 10 A

abgefallen ist.

Die Vorteile dieser erstmals eingesetzten variablen Stufen-

h b ' h e im E2- und 1-Mode, die sich z u s a m m e n mit der ermit-

telten Referenzspannung der jeweiligen Plasmaumgebung an-

pafit, liegen nicht nur in der Einsparung von Ubertra-

gungskapazitat, sondern sie verkiirzen ganz wesentlich dieM e f l z e i t gegeniiber Messungen ohne A u t o m a t i k und gleicher

Energieauflosung. Jede K u r v e konnte innerhalb von 0,8 s

ermittelt werden, wahrend bei vergleichbaren ahderen Expe-

rimenten ( H A N S O N et al., 1970) viel langere Zeiten erfor-

derlich waren. Die Wichtigkeit kurzer M e B z e i t e n wird deut-

lich, wenn man bedenkt, d a f l der Satellit pro Sekunde ca.

8 km zuriicklegt und sich daher die Plasmaparameter sehr

schnell andern konnen.

r





- 60 -

3-6. Impedanzsonde (Impedance Probe = IP)

Mit diesem Experiment wird die lokale Elektronendichte

gemessen. Das MeBprinzip beruht auf der Frequenzabhangig-

keit der dielektrischen Suszeptibilitat, ublicherweise Dielek-

trizitatskonstante des Plasmas genannt, die sich als Impe-

danzanderung (als Funktion der Frequenz) eines im Plasma

befindlichen Kondensators erfassen l a / B t . Die Elektroden

dieses sogenannten Plasmakondensators bestehen aus einer

zylindrischen Stabantenne (Lange 180 cm, Durchmesser

2 cm) einerseits und der Satellitenoberflache andererseits. v

I m Frequenzbereich 10,24 bis 0,64 MHz, der vom Instrument

als MeBbereich durchfahren wird, treten charakter istische

Resonanzen auf, von denen insbesondere die (durch Schalt-

kapazitaten modifizierte) "Obere-Hybrid-Resonanz in ein-

facher W e i s e mit der umgebenden Elektronendichte verkniipft

ist. Verglichen mit anderen Resonanzen hat diese den

Vorzug, dafl die zugehorige Frequenz nicht von der Elektro-

nentemperatur abhangig ist, sondern nur von Dichte und

Magnetfeld. Deshalb kann die einfachere Theorie des kalten

Plasmas verwendet werden. Als hochste der in Frage kom-

menden Resonanzen kann sie leicht automatisch bestimmt

werden.\

Das elektronische Konzept, von N E S K E und K1ST ( 1 9 7 4 ) aus-

fiihrlich beschrieben, hebt so auf die erste Resonanz ab,

die bei einer Frequenzvariation von oben nach unten auf-

tritt. Sie wird durch Phasenmessung erfafit, i n d e m das

Signal am Plasmakondensator mit einem vom Generator abge-

leiteten Referenzsignal verglichen wird. Tatsachlich benutzt

die automatische MeBanordnung vier fest vorgegebene

Phasen-Schwellwerte, die einer nach dem anderen in aufein-

anderfolgenden Messungen von je 1 s Dauer eingestellt

werden. Der entsprechende Variationsbereich auf der Fre-

quenzskala u m f a f i t 200 bis 500 kHz, je nach Breite der

C





- 62 -

Mittels einer zeitweisen po.sitiven Gleichspannung am Sensor

wird die Ausdehnung der lonenschicht verringert. Es zeigte

sich, d a f l der E i n f l u f l der lonenschicht auf die Dichte-

messung in dieser Sensorkonfiguration vernachlassigbar ist.

A u s der Flugeichung, die stets nach 12 M i n u t e n aktiviert

wurde, ergab sich eine Stabilitat der Testfrequenzen von

besser als 1% wahrend der gesamten 14-monatigen Mission.

D a s automatisch ablaufende Programm des Experimentes ist

in Abb. 20 aufgezeigt. Wahrend der ersten beiden Messun-

gen bei Phasennull wird uber den Sensor ein Gleichstrom

aus dem Plasma gezogen, dessen Betrag bei f.. stets 10 uA

ist, wahrend er fiir f~, g e m a f i dem mittels f.. b e s t i m m t e n

Elektronendichtebereich, aus 5 Stufen zwischen 10 und

350 yA ausgewahlt wird. Die sich einstellende Gleichspan-

nung wird gemessen. AnschlieBend wird zu jedem der vier

Phasenwerte die zugehorige Frequenz im Sekundenabstand

ermittelt. Ein vollstandiger Zyklus wird in 6 s durch-

fahren. Der E i n f l u / 3 der lonenschicht wird aus dem Ver-

gleich der Frequenzen f. , £„ und f« abgeleitet, die Dichte

aus den Frequenzen f« bis f/-. N a c h d e m die gemessene

A b w e i c h u n g von f, , f» gegeniiber f_ im R a h m e n der Fre-

quenzmefigenauigkeit von 1% Hegt, kann auch, zur Erho-

hung der A u f l o s u n g , aus diesen beiden Frequenzen die

Dichte bestimmt werden.

M it dieser M e B m e t h o d e liefert das Experiment IP Paare vonPhasen- und Frequenzwerten, die mit H i l f e der zugehoren-

den D a m p f u n g jeweils in Elektronendichten umgesetzt wer-

den. Das Meflbeispiel in Abb. 21 zeigt die Konsistenz der

M e B d a t e n und erlautert die vorgenommene Datenreduktion.

D ie gemessenen Frequenzen f « b i s f / - d e r oberen Kurven

variieren in diesem Gebiet der sogenannten Aquatoranomalie

rasch und uberdecken den Bereich von 1,5 bis 7.5 MHz.

Daraus berechnete Einzeldichten liegen zwischen 5*10 und

C



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- 64 -

(b) Die Absolutgenauigkeit 1st fur Dichten grofier als

10 -3-10 m •> besser als ±10%. In den Fallen kleiner

Dichte und groBer Gyrofrequenz, z.B. in polaren Brei-

ten bei Nacht und in groflen H o h e n, verringert sich

die Genauigkeit auf ±25%.

(c) Die A u f l d s u n g langs der Satellitenbahn betragt fur die

. Medianwerte 48 km. Fur die Untersuchung kleinraumi-

ger E f f e k t e konnen die leicht streuenden Einzeldichten

m it 8 km A u f l o s u n g benutzt werden; sie zeigen aller-

dings noch eine systematische Modulation.

(d) Gelegentliche Storungen des MeBverfahrens werden ent-

weder auf Harmonische der Gyrofrequenz oder auf eine

Einwirkung leistungsstarker Bodensender zuruckgefiihrt

( N E S K E urid T H I E M A N N , 1977). W a h r e n d i m ersten Fall

in der . routinemafiigen Auswertung eine Korrektur

direkt aus den Messungen abgeleitet werden konnte,

sind die durch elektromagnetische Beeinflussung verur-

sachten Storungen, die insgesamt weniger als 0,1% der

M e f l w e r t e betrafen, leicht zu identifizieren und auszu-

scheiden.

Vergleiche der gemessenen Elektronendichten mit unabhan-

gig gewonnenen Mefiergebnissen dieses Parameters wurden

m i t anderen Bordexperimenten, mit Bodenmessungen, mit

M e f i w e r t e n eines anderen Satelliten und mit Modellen durch-

gefiihrt.

D a die Bordexperimente RPA und N1MSnur relative Dichten

messen, konnten hier nur die, im wesentlichen ubereinstim-

menden, relativen Verlaufe verglichen werden. Die 1P-

Daten wurden daher bevorzugt zur Eichung benutzt, wie

z.B. f u r .die Totalionendichte d e s N1MS. B e i m R P A konnte

dariiberhinaus eine Abhangigkeit der M e f l w e r t e von der

Sensorrichtung beziiglich des Erdmagnetfeldes ermittelt

werden.

C





- 66 -

Satelliten T A I Y O wurde fur ausgewahlte Begegnungen,

unter Berucksichtigung von Ortszeit- und Hohendifferenzen,

gute Ubereinstimmung der M e f i w e r t e gefunden ( N E S K E et

al., 1979).

Weitere Einzelheiten der Auswertung des Experiments Impe-

danzsonde werden in Kap. 4-3. Abschn. 1.1.4 behandelt.



- 67 -

3-7. Analyse der Satellitenabbremsung (Atmospheric Drag

Analysis = A D A ) .

3-7. 1 MeBprinzip

Bei diesem direkten Verfahren zur B e s t i m m u n g der Totalgas-

dichte im Perigaum wirkt der ganze Satellit als Sensor.

Das bei den AEROS-Satelliten angewandte Verfahren ist

passiv, d.h. es findet keine in-situ Messung statt. Statt-

dessen wird die Bahnanderung des Satelliten wahrend eines

vollen U m l a u f e s bestimmt und daraus die Gasdichte im

Perigaum abgeleitet. M e B d a t e n im eigentlichen Sinne sind

die Positionsbestimmungen des Satelliten.

D ie Grundlage des Verfahrens bildet das Gesetz liber den

aerodynamischen Widerstand f eines Korpers der Quer-

schnittsflache A, der sich mit der Geschwindigkeit v rela-

tiv zum Gas der Dichte D bewegt:

f = ( l /2).D.v2.c - A

w w

Dabei ist c der Widerstandsbeiwert, eine dimensionslosew

GroBe. Die Kenntnis des Produktes (c -A) 'ist. entscheidendw

fur die B e s t i m m u n g der Gasdichte. Entlang der B a h n

bewegt sich der Satellit in einem Freimolektilflugbereich,

in dem der Widerstandsbeiwert von der Orientierung des

zylinderahnlichen,spin-stabilisierten Satelliten relativ

z u m Geschwindigkeitsvektor, von der Winkelverteilung der

re-emittierten und reflektier ten Gasmolekiile, von dem

Energie-Akkommodationskoeffizienten .und von der Frei-

molekulflug(FMF)-Machzahl abhangt. Im Falle der A E R O S -

Satelliten kann die effektive Querschnittsflache nicht wie

allgemein ublich als konstant: vorausgesetzt werden, da

sich der Anstellwinkel des zylinderahnlichen Satelliten ent-

lang der Bahn wesentlich andert (s. Abb. 5). Fur die

f



- 68 -

beste Approximation der realen Konfiguration (s. Abb. 4),

die mit M e t h o d e n der klassischen FMF-Theorie behandelt

werden kann ( R I C H T E R , 1976), ergibt sich die in Abb. 23

gegebene Variation des Produktes (c «A) als Funktion des

Anstellwinkels ( R O E M E R et al., 1979c). Der E i n f l u B des

variablen Anstellwinkels wird durch eine K u r v e mit kon-

stanter F M F - M a c h z a h l wiedergegeben, wahrend der kombi-

nierte E f f e k t von Gastemperatur und m i t t l e r e m Moleku-

largewicht durch den Scharparameter reprasentiert wird.

Fur den Zustand der Thermosphare wahrend der A E R O S -

Missionen liegen die meisten anwendbaren W e r t e von( c » A ) i n d e m schraffierten Bereich.

2.5

2.«

2.3

2.2

O

(Y. 2.0

UJ

d 1.9

UJCO

a

*

1 . 8

1 . 7

1.6

O 1-5

O

l . U

1 . 3

1.2

1 . 1

-I 1 1 1-

-80 -70 -60 -50 -H0 -30 -20 -10 0-10 20 30 U0 50 60 70 80 90

Abb. 23: Produkt aus Widerstandsbeiwert und effektiverQuerschnittsflache ( C D * A ) der A E R O S - S a t e l l i t e nin m als Funktion des Anstellwinkels. Para-meter der Kurven ist die Freimolekulflug-Mach-zahl M_ von 2 bis 14,5-





- 70 -

D i c h t e D im Perigaum b e s t i m m t . Einzelheiten de r M e t h o d e

w u r d e n v o n J A C C H I A und S L O W E Y ( 1963) u n d v o n

R O E M E R ( 1963) entwickelt. .

DEC , JAN '75 FEB M AR

4241O 4244OMJD

4247O

Abb. 24: Variation des Produktes (cn"

A^

am Perifi

aum

als Funktion des AnstellwinKels am Perig.aum,

der sich wegen der Kopplung von Lokalzeit undApsidendrehung verahdert.

C



- 71 -

3-7. 2 A u s w e r t u n g der Bahnbeobachtungen

o

Die Bahnverfolgung der A E R O S - S a t e l l i t e n wurde durch die

Radiointerferome'ter des N A S A S T D N - N e t z e s und durch die

deutsche Radiointerferometer-Station W e i l h e i m u b e r n o m m e n .

Zusatzlich wurden fur das Experiment ADA ausgewahlte

Radarbeobachtungen als Richtungs- und Entfernungsmessun-

gen von mehreren Radarstationen der USA benutzt. Das Ziel

von durchschnittlich 10 unabhangigen Satelliten-Bahnbeob-

achtungspassagen pro Tag konnte erreicht werden, wieAbb. 25 zeigt.

•JAN FEB M AR -l APR —I

41700 MJD 41750

M AY JUN JUL AUG —

41800 41850 419OO

Abb. 25: Haufigkeit der taglichen unabhangigen Bahn-

verfolgungspassagen fur die A E R O S - A - M i s s i o n(schraffiert: Radarmessungen).





- 73 -

die numerische Integration zur Berechnung der Gas-

dichte im Perigaum ist.

- -. •

D ie U m l a u f z e i t a n d e r u n g P als Ergebnis des skizzierten

Auswerteverfahrens ist die Beobachtungsgrofle in der

M e t h o d e der D i c h t e b e s t i m m u n g aus der Bahnanderung. Das

bei den AEROS-Satelliten eingeschlagene Verfahren behalt

im Endergebnis ein H o c h s t m a B der Detailinformation, die

in den einzelnen Bahnbeobachtungen enthalten ist.

V)

Q

5)HID C

>

UJ

tc .

TI 21?< ^

UJ

4

2

0

-2

-4

- 6

A bb. 26:

AERdS MAR

41676 41678 41680

TIME IN MJD

41682 41684

Residuen der mittleren A n o m a l i e dM. wahrendeines 11-Tage-Intervalls bei A E R O S - A ^ Ein Fitdieser Residuen mit einem kubischen Spline ist

als. K u r v e durch die einzelnen S T D N Minitrack-und Radar-Beobachtungen gezeichnet.

D e r geophysikalische Parameter, der mit ADA b e s t i m m t

wird, ist die Totalgasdichte im Perigaum. Aufgrund der

d e m Verfahren inharenten Glattung ist jeder M e f i p u n k t das

Mittel liber den Winkelbereich von 20° langs der B a h n

beidseits des Perigaums. Im Falle der A E R O S - S a t e l l i t e n





Tabelle 6: Solare EUV-Flusse vom 19.01.1973, 3.11 -

3.43 Uhr WEZ. Covington-Index FIQ ?=95.

Wellenlange

bzw. Bereich

103.8+103.2

102.57

99. 1097.7097.25

94.97

94.45

102.7-91.1

91.1-89.0

89.O-86.O

83.42

86.0-83.083. O-80.091.1-80.0

79.02+78.77

77.048O.O-77.O

76.0477.0-74.070.34

80. 0-63. 0

62.97

62.53

60.9858.43

55.44

52.1150.4-47.049.93

46.52

63.0-46.0

46.0-37.0

36.81

36.07

33.54

30.3828.41

37.0-28.028.0-23. 123.1-20.5

20.5-17.6

17.6-15.5

102.7-91.1

91.1-8O.O

8O.0-63.063.0-46.046.0-37.037.O-28.0

28.0-20.520.5-15.5

Identifikation

O VI

H Ly-2

N IIIC IIIH Ly-3H Ly-4S VI

unaufgelSst

H contH cont

0 II, IIIH cont

H cont

unaufgelost

0 IVNe VIII

H cont

O VH cont

O IIIunaufgelost

0 VMg XMg XHe IO IV

Si XIIHeI contSi XII

Ne VIIunaufgelost

unaufgelost

Mg IXFe XVI

Fe XVIHe IIFe XV

unaufgelostunaufgelost

unaufgelSst

unaufgelost

unaufgelSst

integral

integral

integral

integral

integral

integral

integralintegral

Energie-

fluB

yW m~2

86

77

1410616

93

45

928114452310

147

16610

8

25

60

153155261247151O37

33

441840

57263

. 221359190

761142

270

26586308

33958

549903

Photonen-

fluB

1012itT

2s-

1

45

40

75284

1

22

42

36619104

5362439

1959

1673

124

2

10

7

83787

9

364621

7312

1341173287

7

150

6785

O

1T71



"P 8 9 e

""**"* — — w .







- 79 -

O

Untersuchungen v o n H I N T E R E G G E R ( 1 9 7 6 ) u n d T I M O T H Y

( 1 9 7 7 ) iiber den Z u s a m m e n h a n g zwischen der EUV- und derRadiostrahlung (F in --Index) fiihrten zu dem S c h l u f l , d a f i

lu • /die Korrelation nicht fur eine empirisch-mathematische Ver-

kniipfung dieser solaren E m i s s i o n e n ausreicht. Eine einge-

hende statistische Analyse der A E R O S - A - D a t e n ( R A W E R et

al., 1979) bei H i nz u na h m e der Ziiricher Sonnenfleckenzah-

len R fiihrte zu dem SchluB, d a f l keiner der klassischen

solaren Indizes geeignet ist, solar-terrestrische Einfliisse

realistisch zu beschreiben. Die E U V - V a r i a t i o n e n liegen zwi-

schen denen von F,n -, und R . Das bedeutet, da/3 dielu • / z

E U V - M e s s u n g e n nicht durch andere M e s s u n g e n ersetzt wer-

den kb'nnen. Sie sollten ebenfalls durch Indizes charakteri-

siert werden ( S C H M 1 D T K E , 1976a), die sich auf Wellen-

langen oder Wellenlangenbereiche beziehen ( EUV bzw.

E U V ). Der Zahlenwert reprasentiert den jeweiligen Strah-v~z -2

lungsflufi in Einheiten y W m , x bezieht sich auf die

Wellenlangen in nm fur die betreffende Emissionslinie und

y-z gibt die Intervallgrenzen fur Wellenlangenbereiche

(in nm) an. Je nach Aufgabenstellung erscheint es zweck-

m a f l i g , mehr oder weniger Linien und Wellenlangenbereiche

zusammenzufassen. Im Z u s a m m e n h a n g mit den detaillierte-

ren Berechnungen der primaren Elektronen-Ionen-Produk-

tionsraten, die im Abschnitt 3 beschrieben werden, wurden

die 42 im A E R O S - P r o g r a m m unter aeronomischen Gesichts-

punkten erarbeiteten Indizes benutz t. Zur Charakterisie-

rung von Modellen der oberen Atmosphare erscheinen die

beiden Indizes- 1 R -

die entsprechenden Strahlungsfliisse in verschiedenen Hohen-

bereichen der oberen Atmosphare absorbiert und energe-

tisch umgesetzt werden.

W a h r e n d der Mission von A E R O S - B war die Sonnenaktivitat

in ihrer M i n i m u m p h a s e . Entsprechend geringer waren die

Schwankungen (vergleiche Abb. 29) • Das Niveau des Strah-



- 80 -

lungsflusses lag etwa auf dem am Ende der M i s s i o n A

gemessenen.

A 100

(NI

50

Oc3

o

LU

20

10

A E R O S B

EUV 5 0 . 4 - 4 7 . 0

20 July 20 August 20 SeptemberDatum 1974

2 0 Oktober

Abb. 29: Solarer E U V - F l u B zwischen 50,4 und 47,0 nm(H e I K o n t i n u u m ) .

Insgesamt u m f a f l t das A E R O S - P r o g r a m m nur den ausklingen-

den Teil des Sonnenzyklus 20. Da die vorangegangenen Mes-

sungen durch andere Gruppen in die Anfangsphase der

EUV-Technologie fielen und folglich auch die MeBgenauig-

keit nicht ausreichend war, ist es nicht moglich, zu

quantitativen Aussagen liber die gesamten Strahlungsande-

rungen yahrend des Zyklus 20 zu gelangen. Abb. 30

zeigt, wie wenige Messungen des integralen EUV-Strahlungs-

flusses (hier der Unterbereich 103-28 nm) iiberhaupt vorlie-

gen! Die. Messungen v o n T I M O T H Y (1977), H 1 G G 1 N S (1976),

H E R O U X et al. ( 1 9 7 4 ) und H I N T E R E G G E R (1976) wurden auf



- 81 -

c

Raketen durchgefiihrt, d.h. die MeBergebnisse reprasen-

tieren M o m e n t a u f n a h m e n von jeweils 3-5 min. A u c h die

erste Veroffentlichung von Satellitendaten ( H A L L und

H I N T E R E G G E R , 1970) des OSO-3 gilt fur einen vergleichbar

engen Zeitraum (11. M a r z 1967), bezogen auf den Teil des

Orbits zwischen 0930-1002 UT. Die nicht direkt gemessene

Degradation des Detektors muB auf etwa einen Faktor 10

geschatzt werden fur den Z e i t r a u m der ersten beiden

Monate der Satellitenmission. D e s w e g e n konnten auBer der

einen Tabelle keine weiteren integralen Strahlungsfliissezwischen 103-28 nm angegeben werden. D e m n a c h sind die

AEROS-Ergebnisse die einzigen Datensatze im Bereich

106-16 nm fur den Sonnenzyklus 20, die die zeitliche Vari-

ation iiber groBere Zeitraume widerspiegeln. Die MeBergeb-

nisse vom Satelliten AE-C konnen wegen Experimentstorun-

gen leider nicht fiir alle Wellenlangenbereiche ausgewertet

werden. Zur Komplettierung wird an der gemeinsamen Aus-

wertung der AE-C- und A E R O S - B - D a t e n gearbeitet. MeBergeb-

nisse von dem franzosischen Satelliten D2B wurden auch

noch nicht bekannt. Ein kompletter M e B s a t z ist auch hier

nicht zu erwarten. N a c h dem schnellen Ausfall des Satelli-

ten AE-D wurden mit dem Satelliten AE-E seit A n f a n g 1976

komplette Datensatze fiir den Sonnenzyklus 21 gewonnen.

A n f a n g 1979 war das Gerat i m m e r noch in Betrieb und

lieferte Daten hoher Qualitat. Weitere Messungen werden

mit dem Satelliten San Marco D fiir 1981/82 wahrend des

solaren M a x i m u m s geplant. Das Gerat verwertet die Er-

fahrungen des A E R O S - P r o g r a m m s . SchlieBlich ist fiir

Spacelab in der D M 2 - M i s s i o n ein weiteres Spektrometer mit

sehr hoher absoluter Genauigkeit im Bau. Der A E R O S - und

San Marco-D-Experimentator ist an dieser Gerateentwick-

lung mitbeteiligt.

Zusammenfassend kann festgestellt werden, daB mit dem

von A E R O S - A erhaltenen Datensatz zum ersten Mai die



- 82 -

Mb'glichkeit geschaffen wurde, in detaillierte aeronomische

Berechnungen einzusteigen, die die verschiedenen zeit-lichen Variationen der EUV-Strahlung quantitativ beriick-

sichtigen.

101

CM

£\

GO

Lu10

I1

10'

10'

Oktober

1966

Oktober

1968

Oktober

1970Oktober

1972Oktober

1974

10

@Hall and Hinteregger 1970

# Timothy 19771976

o Heroux etal1974

® Schmidtke 1976x Hinteregger 1976

Abb. 30: Zusammenstellung der gemessenen Strahlungs-fliisse von_ 103-28 nm wahrend .des Sonnen-zyklus 20 (R = geglattete Sonnenfleckenzahl).

4.1. 2 Das Problem der absoluten Genauigkeit

A l s A E R O S geplant wurde, lagen Mefiergebnisse von nur

einem Raketenaufstieg vor. Die daraus . abgeleiteten

.EUV-Flusse ( H I N T E R E G G E R et al., 1965) wurden praktisch

bei alien in Frage k o m m e n d e n Problemstellungen verwendet

und entwickelten sich zu dem 'EUV-Standard'. Erst spater

wurden die zeitlichen Veranderungen der EUV-Strahlung so

weit bekannt, daR ein Z u s a m m e n h a n g mit der Sonnenaktivi-





D a s Problem der absoluten Genauigkeiit der E U V - M e s s u n g e nist zweifellos mehrschichtig. Einerseits sind die Labormes-

sungen schwierig, aufwendig und mit Fehlern bis zu 20%

behaftet. Andererseits verandern sich die Eichparameter

der optischen Einzelkomponenten wahrend der Cerate-, Inte-

grations- und Systemtests bis zum Start in nicht kontrollier-

barer W e i s e . Ein N o v u m war die im A E R O S erstmals reali-

sierte mitlaufende Eichung. Selbst damit schatzen wir die

absolute Endgenauigkeit nicht besser als 30-40% - was

allerdings gegen die bisherige Lage einen erheblichen Fort-

schritt bedeutet.

Andere Messungen sowohl von Raketen aus (z.B. die Messun-

gen am 3- und 4. April 1969 des University College,

London, bzw. A F C R L , Bedford; vergleiche T I M O T H Y ( 1 9 7 7 ) )

als auch auf demselben Satelliten ( A E - C ) zeigten Diskrepan-

zen bis zu einem Faktor 7. Aus diesem Grund wurde von

C O S P A R eine Gruppe von Wissenschaftlern unter Federfuh-rung von G. Schmidtke dazu einberufen, MeBergebnisse auf

ihre Eichung hin kritisch zu untersuchen und sie mitein-

ander zu vergleichen, um zu Empfehlungen von Strahlungs-

fliissen fiir die Aeronomie zu k o m m e n . Die Ergebnisse der

zweijahrigen Arbeiten wurden von C O S P A R veroffentlicht

( D E L A B O U D I N 1 E R E et al., 1978).

Beziiglich der absoluten Genauigkeit mlissen die bisher ange-

wandten M e B m e t h o d e n noch erheblich verbessert werden. Am

Ende der Entwicklung zeichnet sich die komplette Nach-

eichung der Instrumente wahrend der Mission selbst ab

{ S C H M I D T K E , 1976b). An der Verwirklichung e-ines derarti-

gen Vorhabens wird zur Zeit gemeinsam mit zwei franzo-

sischen und einer belgischen Gruppe im R a h m e n der

DM2-Spacelab-Mission gearbeitet.



4.1. 3 Die E U V - S t r a h l u n g als Energiequelle der lonosphare

Die wichtigsten Parameter der lonosphare sind ihre Elektro-

nendichte und -temperatur. Diese Parameter werden durch

die EUV-Strahlung iiber diverse Zwischenprozesse beein-

f l u f i t . Die Photonen werden von den Neutralteilchen der

oberen Atmosphare absorbiert. Ein Teil der Strahlung wird

durch Fluoreszenzleuchten oder Resonaiizstreuung in das

Weltall gelenkt. Der weitaus iiberwiegende Teil bildet Elek-

tronen-Ionen-Paare, ein nicht zu vernachlassigender Teil

fuhrt iiber Pradissoziation zur A u f s p a l t u n g der Stickstoff-Molekiile in A t o m e und regt gleichzeitig zum L e u c h t e n an

(Airglow). Photoelektronen mit Energien oberhalb von 20 eV

bewirken Sekundarionisation. Die bei diesen Prozessen ent-

standen Elektronen stellen den Hauptanteil der suprathermi-

schen Elektronen dar, wie sie vom Experiment RPA auf

A E R O S gemessen wurden.

1

6JC

\

55

500

400

300

200

1 1 +1 jjoo • 1 1 * 1

"*+ f°°O *•

\ XV'. AEROS -B\

6I°<£> \ 1August ,19 74

"ht A°O *,

_ e 0 - 5 e V -*-+ *tf?0 \o 5 - 8 e V •*+ ^0 *.ft 8 - 1 2 e V

+-*.

fi|S> \

+ 12 -15 eV -K ^fe "•.• > 15eV

++ */^ %

~ " * • * • *^^ *• ~

+t\V'x -•^ ^^ o ^

1 l + f l O l 1 I *l . 1 ° 1 *

102

103

106

105

106

107

108

109

ei O.Â Ds.tr* f _-3 --1 e»>

Abb. 32: Elektronen-Produktionsraten, berechnet mit denE U V - F l i i s s e n v o n A E R O S u nd d em M S I S -M o d l l.



- 86 -

M it H il fe eines Atmospharen-Modells ( M S I S von H E D I N et al.(1977a,b)) wurden unter Verwendung der gemessenen Photo-

nenflusse die Elektronen-Produktionsraten berechnet

( A b b . 32). Integriert iiber den unteren Hohenbereich bis

zum Satelliten, wurden bei Berucksichtigung der Wechsel-

wirkung mit der oberen Atmosphare die suprathermischen

Elektronenstrome am Ort des Satelliten berechnet und mit

den vom RPA gemessenen W e r t e n verglichen (Abb. 33),

wobei sich gute U b e r e i n s t i m m u n g ergab.

>0>

3

b>o

12.0

^ 11.5

11.0

• f m s

10.0

Abb. 33:

800

400

AEROS-BOrbit 2401 Augus t ,

geomag . Breite /

Vergleich der berechneten supra-thermischenElektronenfliisse mit den RPA-Messungen.

In anderen Rechnungen ( R O B L E und S C H M 1 D T K E , 1979)

wurde ein. kompliziertes lonospharen-Modell ( S T O L A R S K 1 et

al., 1975). verwendet und mit den nun erstmals fiir der-

artige Untersuchungen zur Verfugung stehenden EUV-Fliissen

von A E Ri D S und einem konstant gehaltenen Atmospharen-



- 87 -

Modell gestestet. Ergebnis; Die aus dem EUV resultierenden

Schwankungen (vgl. Abb. 28) reichen nicht aus, urn die

mittels inkoharenter R U c k s t r e u u n g beobachteten Variationen

der wichtigsten ionospharischen Parameter zu erklaren.

lonosphairische und atmospharische D y n a m i k liben starkere

Einfliisse aus.

O

\

•c:O

500

A O O

300

2 00

100

K> u-«e o

•»

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A

1

IS.Jcm uar 19520 . M a r z 19 5

A. April i9'23.Juli 19'13.Januar 19

A . August 19

»•

AO«

90 A

r AA 'O»

>•

0»

'3

3

^3

^3

73

73

106 2

107 2

108 2

109 2

Photo -lonisat. Rate / m" s~

1010

Abb. 34: Primare Produktionsraten von ionisiertem atoma-ren Sauerstoff (0 ).

r

D ie R e c h n u n g e n wurden weitergefiihrt unter Beriicksichti-

gung der atmospharischen Variationen, gegeben im MSIS-

Modell, fur 6 ausgewahlte Tage ( S C H M I D T K E , 1979a).. W e n n

die Produktionsraten in der F-Schicht ( A b b n . 34 und 35)

dadurch auch noch um einen weiteren Faktor 2 schwanken,

reichen sie ebenfalls nicht ftir die Erklarung der ionospha-

rischen Variationen aus und bestatigen das vorangegangene

Ergebnis.



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200

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106 2 5

107 2 5

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109 2 510

10

Photo -lonisat. Rate / m"3

s"

Abb. 35: Primare Elektronen-Produktionsraten.

Fiir diese und ahnliche Berechnungen z.B. von Airglow-Emis-

sionen, von Elektronen- und lonendichten und -tempera-

turen und damit auch von den meisten lonenreaktionen, der

A u f h e i z u n g der oberen Atmosphare, der Bildung von ange-

regten Zustanden einzelner atmospharischer Bestandteile

und dergleichen ist die Kenntnis der primaren Elektronen-

und lonenproduktiohsraten (vgl. Abb.34 als Beispiel fur

0 ) eine wichtige Voraussetzung.

4.1. 4 EUV-Indizes undAtmospharen-Modelle

D ie Erarbeitung yon Atmospharen-Modellen ist ein auBerst

schwieriger ProzeB, der besonders an der unzureichenden

Versorgung mit M e B d a t e n leidet. Urn den E i n f l u f l der sola-

ren EUV-Strahlung zu beriicksichtigen, war man bei den

gangigen Modellen auf die F,n --Indizes angewiesen, die1U. /



- 89 -

ihrerseits in den verschiedenen M o d e l l e n verschieden

gewichtet wurden ( S C H M I D T K E , 1979b). Andererseits kann

die Variation der EUV-Strahlung nur sehr bedingt durch

die F-0 --Indizes dargestellt werden. Erschwerend k o m m t

hinzu, d a f l die Rolle des K -Index ebenfalls nicht physika-

lisch, sondern statistisch in den M o d e l l e n steckt. So kann

es nicht verwundern, wenn Atmospharen-Modelle gelegentlich

in ihrer Tendenz vollig unerwartete Ergebnisse erbringen.

Beispielsweise blieben die Exospharentemperaturen im Zeit-

raum 1974-1976 nahezu konstant, sie n a h m e n eher leichtab, wahrend die EUV-Strahlung und noch starker der

F,« .,-Index zunahmen, der K -Index jedoch abnahm. Das10.7 p

MSIS-Modell ergibt ca. 30% zu hohe W e r t e . Das bedeutet,

d a f i die Rolle der EUV-Strahlung in den Atmospharen-

Modellen im Z u s a m m e n w i r k e n mit anderern Energiequellen

( z . B . Sonnenwind) physikalisch verankert werden sollte -

ein langwieriger ProzeB.

In diesem Z u s a m m e n h a n g wird mit H.E. Hinteregger an der

geeigneten Darstellung der solaren Strahlungsfliisse in F o r m

von maximal 3 E U V - I n d i z e s unter Einbeziehung des Schu-

mann-Runge-Bereichs gearbeitet, damit diese flir die obere

Atmosphare so wichtige Energiequelle quantitativ beriicksich-

tigt werden kann.

r



- 90 -

4 - 2 . Struktur und Variationen des Gases in der Thermosphare

Das Gas in der Thermosphare besteht im wesentlichen aus

den Bestandteilen atomarer Sauerstoff 0, molekularer Stick-

stoff N,,, molekularer Sauerstoff C L , A r g o n A r u n d H e l iu m

H e . In den letzten Jahren gelang es, zusatzlich atomaren

Stickstoff N nachzuweisen. Solare extreme ultraviolette

Strahlung (EUV) und in hohen Breiten zusatzlich ener-

getische Teilchen ionisieren die Gasbestandteile und sind

somit fiir die Entstehung des ionospharischen Plasmas ver-

antwortlich, wahrend die langerwellige ultraviolette Strah-

lung (UV) molekulare Case dissoziiert. Durch die Absorption

der Strahlung wird Energie in der Atmosphare deponiert:

das Gas wird aufgeheizt.

Diese Prozesse sind raumlichen und zeitlichen Schwankungen

unterworfen und hangen von der Sonnenaktivitat und der

geomagnetischen Aktivitat ab. Die entstehenden horizontalen

Druckgradienten treiben kollektive B e w e g u n g e n der Gasbe-

standteile, "Winde", an, die zu einer ' U m v e r t e i l u n g der

Case in der horizontal geschichteten A t m o s p h a r e fiihren.

Insbesondere in hohen Breiten konnen durch lokal begrenzte

Storungen atmospharische Schwerewellen angeregt werdeh,

die Energie aus hohen Breiten in mittlere Breiten transpor-

tieren und dort zur E r w a r m u n g der atmospharischen Case

beitragen. Die globale Verteilung der thermospharischen

Gasbestandteile und deren raumliche und zeitliche Verande-rungen lassen sich am besten, vie es in den letzten Jahren

geschehen ist, mit H i l f e von M e f i g e r a t e n an Bord von

Satelliten untersuchen.

Empirische Modelle der Gaszusammensetzung und Temperatur

der Thermosphare ( H E D I N et al., 1974; H E D 1 N et al.,

1977a,b; J A C C H I A , 1977; T H U I L L 1 E R et al., 1977a,b; VON

Z A H N et al., 1977; B A R L 1 E R et al., 1978) basieren vor





- 92 -

4 - 2 . 1.1 Vergleich der Perigaumsdichte

M it A E R O S stand erstmals ein Aeronomie-Satellit zur Verfu-

gung, der die Moglichkeit bot, Vergleiche der Gasdichte

auf der Grundlage verschiedener Experimente als ein Mis-

sionsziel zu planen. Die S u m m a t i o n der Partialdichten, die

mit den Massenspektrometern N A T E und N1MS gemessen wur-

den, ergibt bis auf die nicht gemessene, in den Flughohen

des Satelliten vernachlassigbare K o m p o n e n t e 0~ die totale

Gasdichte, die im Perigaum auch von dem passiven Experi-

m e n t ADA bestimmt wurde. Den grofiten Beitrag zur Abbrem-sung bewirkt der atomare Sauerstoff 0, der im Hohenbereich

von A E R O S iiberall der dominierende Gasbestandteil ist. Ein

fruher Vergleich ( R O E M E R u n d W U L F - M A T H I E S , 1974) zwi-

schen Datenpunkten v o n N A T E , N I M S u n d A D A uber einen

3-Tage-Zeitraum (s. Abb. 36) zeigte schon interessante

Eigenschaften, die in ausfiihrlicheren Untersuchungen besta-

tigt wurden: im Mittel liegen die Absolutwerte der Gas-

dichte der drei Experimente innerhalb 10% beieinander,

aber es zeigt sich eine signifikante Streuung der Einzel-

werte der in-situ M e s s u n g e n in Vergleich zu den durch die

Methode geglatteten Perigaumsdichten der Abbremsungs-

methode. Der Vergleich auf der Grundlage von N I M S - und

A D A - D a t e n wurde auf einen Zeitraum von 90 Tagen durch

R O E M E R u n d K R A N K O W S K Y ( 1 9 7 6 ) ausgedehnt. F u r rund 5 0 0

Vergleichs-Orbits betragt das durchschnittliche Verhaltnis

von A D A - D i c h t e zur N I M S - D i c h t e 1,03 bei einer hohen Streu-

ung der Einzeldaten von ± 18% (s. Abb. 37). Einer der

Griinde fur die Streuung liegt darin, daB der dem Peri-

gaum nachste- M e f i p u n k t von N I M S auch dann zum Vergleich

herangezogen wurde, w e n n die in-situ Messung mehrere

Grad in Breite von Perigaum entfernt durchgefiihrt wurde,

ein U m s t a n d der bei der relativ geringen raumlichen Auf-

losung der A E R O S - A Messungen nicht zu umgehen war. Die

in Wirklichkeit vorliegende lokale Struktur der Thermo-

sphare wird von N I M S , jedoch nicht von ADA, beobachtet

und tragt daher zur Streuung bei.





- 94 -

Fiir die gesamte A E R O S - A - M i s s i o n wurde auf der Grundlage

d e r drei Experimente N I M S , N A T E u n d A D A d e r Vergleich

der Perigaumsdichten durchgefiihrt. In Abb. 38 wird die

Lage des Perigaums als Funktion der Zeit z u s a m m e n mit

geophysikalischen und Sonnenaktivitats-Parametern gegeben.

' . IG E O M A G N E T I C I

15 15D E C . JAN.

1 5 1 5 1 5N A R . APR. H A Y

15 1 5 1 5J U N E J U L Y AUG.

o

Ab b . 38: Perigaumslage des Satelliten A E R O S - A vomD e z e m b e r 1972 bis zum A u g u s t 1973. Der schraf-fier te Bereich weist auf den Zeitraum Januarund Februar 1973 in Abb. 40 hin.

D ie Perigaumshohe blieb unterhalb von 200 km fur die

letzten 40 Tage vor dem zweiten Bahnmanover. Fiir diese

Periode und fur die ersten 100 Missionstage ist der Ver-

gleich zwischen N A T E , N I M S u n d A D A i n Abb. 3 9 gegeben

( R O E M E R et al., 1979). Der Mittelwert der Verhaltnisse der

Gasdichte aus den drei Experimenten weicht vom W e r t 1 nur





- 96 -

D ie mit den Daten von A E R O S - A gewonnenen Vergleichswerte

bilden den detailliertesten Vergleich dreier unabhangiger

Neutralgas-Experimente eines Satelliten, der bisher durchge-

fiihrt wurde ( R O E M E R et al., 1979a,b). Diese Vergleiche er-

bringen Vorteile f i i f die A u s w e r t u n g beider Beobachtungs-

techniken. Da Daten der A b b r e m s u n g s m e t h o d e frei von

Kalibrierungsanderungen oder D r i f t s sind, konnen Dichtever-

haltnisse benutzt werden, urn in-situ Messungen auf mog-

liche D r i f t s zu untersuchen. Bei A E R O S - A ergab diese

Analyse, daB die Massenspektrometer-Messungen frei von

einer D r i f t sind. Auf der anderen Seite konnen die in-situ-Daten wichtige Kriterien zur Verkleinerung der Filterbreite

liefern, mit der die Einzelpositionsmessungen des Satelliten

im R a h m e n der Spline-Approximation (s. Kap. 3-7) ausge-

wertet werden.

4.2. 1.2 Vergleich ganzer MeBorbits

D e r Vergleich der Perigaumsdichten aus in-situ und integra-

len Messungen ist durch den g r o f l e n Unterschied in der

raumzeitlichen A u f l o s u n g der beiden M e t h o d e n erschwert.

A u s diesem Grund bietet sich ein. Verfahren ( R O E M E R und

W U L F - M A T H I E S , 1974) an, das aus der U m k e h r u n g der

Dichtebestimmung aus der Satellitenabbremsung besteht. Bei

der Dichtebestimmung aus der Abbremsung ist in der

2. Formel in Kap. 3-7 die Umlaufzeitanderung aus den

Satellitenbeobachtungen bekannt, und die Dichte im Peri-

gaum wird berechnet. Fur den Vergleich mit dem inversen

Verfahren setzt man die durch das Massenspektrometer gege-

benen Totaldichten D. an diskreten Punkten der Bahn auf

der rechten Seite ein und b e s t i m m t einen Sollwert der

Umlaufzeitanderung. Dieser Sollwert ergibt sich zu

f -4sir



- 97 -

1 m Idealfall sollte der Sollwert ( A P / P ) mit dem aus den

Beobachtungen bestimmten Istwert P iibereinstiminen. Der•

Istwert P 1st ;eng mit den tatsachlichen M e f i w e r t e n , den

Bahnbeobachtungen, verkhiipft, so d a f t sich keine systema-

tischen Fehler einschleichen. Bei einem Gesamtfehler von

etwa 5% durch Beobachtungsfehler und den Ubergang vom

Integral zur S u m m e in der o.a. Gleichung ergibt sich als

Testkriterium, d a f l die beobachtete Umlaufzeitanderung mit

dem Sollwert innerhalb von 5% iibereinstimmen sollte.

Die Anwendung dieser Methode hangt von der Verteilung

der Massenspektrometerdaten entlang der B a h n ab. Zunachst

beschrankten sich R O E M E R et al. (1979a,b) auf Orbits mit

Dichtemessungen symmetrisch zum Perigaum. Diese EinschrSn-

.kung hat zur Folge, daB zunachst nur Messungen aus der

A E R O S - A - M i s s i o n und zwar vom 11. Januar bis zum 2. "Feb-1

ruar 1973 zur Verfugung stehen. Dieser Bereich ist in

Abb. 38 schraffiert dargestellt. Die Ergebnisse sind in

Abb. 40 gezeichnet. Im obersten Teil ist das Verhaltnis des

Istwertes der Umlaufzeita'nderung zum Sollwert gezeichnet.

1 m Idealfall sollten alle Punkte auf der Horizontalen mit

de m Verhaltnis 1,0 liegen. Im Mittel ist diese Bedingung

auch gut erfiillt. Die Testrelation mit einer Abweichung von

bis zu 5% erfiillen 68 von 87 Datenpunkten. Vergleicht man

nun die Perigaumsdichten aus der Abbremsung mit den

in-situ-Daten nahe dem Perigaum, so erkennt man im Mittel-

teil der Abb. 40, da/5 die Streuung deutlich grofler ist und

sich eine systematische Variation des Dichteverhaltnisses

andeutet. Augenscheinlich fiihrt die wesentlich schlechtere

raum-zeitliche Auflosung der Abbr-emsungsdaten zu diesen

Ergebnissen. Im unteren Teil der Abbildung sind die Gas-

-dichte aus der Abbremsung und gemessen durch das Massen-

spektrometer N A T E aufgetragen. Die Variationen der Peri-

gaumsdichte, die in den in-situ Daten sichtbar werden,

kann man ebenfalls in den Abbremsungsdaten erkennen,

jedoch mit deutlich kleinerer Amplitude und Auflosung.



- 98 -

1.2

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1.2

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( D R A G / N A T E )

* * •**"-

( D R A G / N A T E )

• •

_ .D R A G

0 N A T E8oo

41693 41701 M j 41717 41725 4 1 7 3 3

Ab b . AO: Ergebnis des Vergleichs ganzer M e f i o r b i t s f v i rein 40-Tage-lntervall im Januar/Februar 1973.

o

Das zur Abbremsungsmethode inverse Verfahren erweist sich

als eine leistungsfahige Methode, urn die in-situ-Messungen

uber langere Zeiten zu testen. Im Falle von A E R O S - A

werden die Absolutwerte des Massenspektrometers N A T E be-

statigt. Diese Methode unterstUtzt auch das Faktum, dafi

der Durchschnittsvert der Verhaltnisse in-situ zu orbitalen

Messungen sehr nahe bei 1 liegt. Jedoch sind individuelle

Dichtedaten aus der Abbremsungsmethode merklich geglattet



- 99 -

mit kleineren A m p l i t u d e n der Dichtevariationen als sie in

der Thermosphare tatsachlich auftreten.

4.2. 1.3 Vergleich von Sauerstoff-Messungen

N e b e n den Massenspektrometer-Messungen entlang der B a h n

konnen Profile der Sauerstoffdichte von 200 - 450 km abge-

leitet werden aus Messungen des EUV-Spektrometers

( S C H M I D T K E et al., 1974b) in M o d e IV und V (vergl. Kap.

f* % 3.2. 3) auf der Grundlage der Absorption ausgewahltersolarer Spektrallinien. Da in dem Hohenbereich iiber 200 km

der Hauptbestandteil atomarer Sauerstoff 1st, konnte der

von molekularem Sauerstoff und Stickstoff absorbierte Strah-

lungsanteil aus den EUV-Spektrometerdaten allein nur sehr

ungenau abgeleitet werden. Deswegen wurde folgendes Aus-

werteverfahren angewendet: Als nullte Naherung werden als

Eingangsparameter aus dem MSIS-Modell die Exospharen-

Temperatur und daraus die SkalenhShen fiir atomaren Sauer-

stoff und molekularen Stickstoff (molekularer Sauerstoff

kann vernachlassigt werden) sowie die Dichten des moleku-

laren Stickstoffs entnommen. Mit H i lf e dieser Parameter

wird nach der erweiterten Chapman-Theorie von S W I D E R

( 1 9 6 4 ) zunachst der auf Stickstoff entfallende Anteil der

Absorption modellmaBig berechnet und von der beobachteten

Totalabsorption abgezogen. Nun konnen die . Sauerstoff-

Dichten direkt abgeleitet werden und zwar als 1. Nahe-

rung. Das so erhaltene Profil liefert eine erste Naherung

fiir die gemessene (nicht vom Modell abgeleitete) Exospha-

ren-Temperatur. Mit dieser G r o f i e -werden dann die Stick-

stoff-Dichten neu angepafit, ihre Anteile an der Extinktion

- f i i r jede H o h e neu bestimmt und daraus die Sauerstoff-

Dichten in zweiter Naherung abgeleitet. Dieser Prozefl wird

wiederholt. Es zeigt sich, daB die 3. bzw. 4. Naherung

bereits hinreichend genaue Ergebnisse bringt. Der E i n f l u B

, - der Anfangswerte aus dem MSIS-Modell auf die Endwerte



- 100 -

bleibt gering. In den A b b n . 41 und 42 s i nd s o l che a u s d e r

E U V - A b s o r p t i o n e r h a l t e n e S a u e r s t o f f - P r o f i l e als B e i s p i e l e

g e g e b e n ( S C H M I D T K E e t a l . , , 1974b; S C H M 1 D T K E , 1975 ) . F ur

200 300

Hiihe/km

£ 0 0

A b b . 4 1 : A u s E U V - M e f t w e r t e n abgeleitetes H o h e n- P r o f il de sa t o m a r e n S a u e r s t o f f s f U r O rb i t 2 00 2 bei AE R O S - Aam S o n n e n a u f g a n g s o r t ( 6 7 ° S, 3 8 ° 0 ) am 116.T ag des J a h r e s 1 9 7 3 urn 16.48 U T . P r o f i l e de s

J A C C H I A 1971- Mo de l l s zum V e r g l e i c h . C





- 102 -

10 15

roiE

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10

• x 21

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1

8.Jan.1

'18. Jan. 1

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973

973

X

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••

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X

X •

V

60 120 180 240

geogr. Ldnge / ° —

300 360

o

A b b . 43: Dichte des atomaren Sauerstoffs in 300 km H o h eals Funktion der geographischen Lange wahrendzweier geomagnetisch ruhiger MeBperioden.

Wenige Tage nach einer MeBreihe bei ruhigen geomagne-

tischen Bedingungen trat ein geomagnetischer Sturm auf mit

einem M a x i m u m i m planetaren geomagnetischen Index K

von 6. Aus den Sauerstoff-Hohenprofilen der EUV-Absorp-

tionsmessung konnte die Storung der Sauerstoffdichte in

200, 300 und 400 km Hohe abgeleitet werden ( S C H M 1 D T K E ,

1975). Hier zeigt sich als Vorteil des Verfahrens, daB

Gasdichten nahezu gleichzeitig in mehreren Hohen entlang

eines hinreichend radialen Hohenprofils oberhalb eines

Ortes auf der Erdoberflache gemessen werden. Die Auswer-

tung der Ergebnisse (s. Abb. 44) ergibt, daB die Verzoge-

rungszeit zwischen S t u r m m a x i m u m und S a u e r s t o f f m a x i m u m in

200 km grb'Ber ist als in 300 und 400 km Hohe. Der Trend

zu groBeren Verzogerungszeiten in niedrigeren H o h e n ist

kompatibel mit Totaldichteresultaten ( R O E M E R , 1971) und

m i t theoretischen Untersuchungen der Energiedissipation

( V O L L A N D , 1970). AuBerdem zeigt sich in qualitativer Uber-

C



- 103 -

e i n s t i m m u n g m i l theoretischen Vorhersagen ( M A Y R u n d

V O L L A N D , 1973), d a f l der relative Dichteanstieg in grofieren

H o h e n ausgepragter ist.

1

niE

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18. 1.73 I 19.1.73 | 20.1.73

. Universal -Zeit /b ^

A b b . 44: Variation der . D i c h t e des atomaren Sauerstoffswahrend der geomagnetischen Storung vom 19.und 20. Januar 1973 fur die H o h e n 200 km,300 km und 400 km.

r



Gasdichtebestimmungen aus der Messung der E U V - A b s o r p t i o n

von Bord eines Satelliten sondieren die Atmosphare wah-rend des Sonnenaufgangs und Sonnenuntergangs, d.h. zur

Zeit des Ein- und Ausschaltens der wichtigsten Energie-

quelle fur die Hochatmosphare. Messungen zu diesen Zeit-

punkten sind damit sehr wichtig fiir das Verstandnis der

Reaktion der Hochatmosphare auf variable Energiedissipa-

tion. M e f i d a t e n aus diesem Lokalzeitbereich, die unabha'n-

gig von den Massenspektrometermessungen sind, konnen

wesentlich zur Stutzung der Kenntnis der tageszeitlichen

Variation wahrend der Dammerung beitragen. Vergleiche

mit den in-situ-Messungen sind nur dann auf einfache

Weise moglich, wenn der solare Zenitwinkel der Absorp-

tionsmessung genau 90 ist, d.h. wenn .die EUV-Absorption

O

COI

**CJ

OO

9.5

9.0

8.5

8. 0

7.5

H . 3.-20.3.19731 1 1

J.0 0

-1 1 I L_

0 0

92.0 92.5 93.0 93.5 9M.0 94. 5 95.0 95.5 96.0

SOLflR ZENITH PNGLE

= N O T E - M E S S P U N K T

= EUV-MESSPUNKT

Abb. 45: Vergleich der Sauerstoffdichten aus der EUV-Absorption und der N A T E - M e s s u n g , aufgetragengegen den solaren Zenitwinkel.

r



- 105 -

o

wie die S a u e r s t o f f d i c h t e am Ort des Satelliten g e m e s s e n

wird. Fur von 90 a b w e i c h e n d e Z e n i t w i n k e l 1st der M e B o r tder E U V - S a u e r s t o f f m e s s u n g nicht mit der Satellitenposition

identisch. V e r g l e i c h e der D a t e n s a t z e sind dann nur m o g -

lich, w e n n mit H i l f e eines A t m o s p h a r e n m o d e l l s die eine

M e f l r e i h e auf die jeweilige Position in H o h e , geozentrische

K o o r d i n a t e n und L o k a l z e i t der a n d e r e n M e B w e r t e umgerech-

net wird. U n t e r s u c h u n g e n iiber das geeignetste Vergleichs-

verfahren sind n o c h in A r b e i t ( S E N Z L O B E R , 1979) . Die

S a u e r s t o f f - M e f i p u n k t e in der N a c h b a r s c h a f t der Satelliten-

position s t i m m e n mit den D a t e n des N A T E - M a s s e n s p e k t r o -

m e t e r s gut ubereih, wie man aus den Beispielen der

A b b n . 45 und 46 e n t n e h m e n kann ( S E N Z L O B E R , 1979). D ie

D a t e n aus z w ei V e r g l e i c h s z e i t r a u m e n , bei d e n e n nur eine

A n p a s s u n g auf die H o h e des M a s s e n s p e k t r o m e t e r - M e f i p u n k t e s

*2:o

9.5

9.6

8.5

8.8

. 28.X29.5. U N D 13.6 , -53.6 .1973

O 7.5O

7.8 -

' V- ; .

e

.89

96 .S 91 .6 91 .5 93 .e 92 .5 93 .6 93 .5 S M .6 9M .5 95 .« 9 5 .5 .96.*

SOLRR Z E N I T H R N GL E

0= N R T E - M E S S P U N K T

A = E U V - M E S S P U N K T

A b b . 46: S a u e r s t o f f d i c h t e n a u s . den E U V - und N A T E - E x p e r i -

m e n t e n im M a i u n d J u n i 1 973 .



- 106 -

mit H i lf e der Sauerstoff-Skalenhb'he aus dem EUV-Sauer-

stoff-Hohenprofil v o r g e n o m m e n wurde, zeigen eine sehr gute

Ubereinstimmung fiir Zenitwinkel unter 93 . Mit wachsender

Distanz zwischen den M e f i o r t e r n und damit merklichen

Unterschieden. in raumlichen und Lokalzeit-Koordinaten

wachsen die Unterschiede in den Messungen trotz Differen-

tialkorrektur mit H i lf e des MSIS-Modells. Die sehr gute

Ubereinstimmung bei satellitennahen M e f i w e r t e n stiitzt die

Zuverlassigkeit der dichteren N A T E - und N I M S - M e f l r e i h e n

in ihrer Aussage uber Absolutwerte der Sauerstoffdichte.

4.2. 2 Empirische Thermospharenmodelle

Modelle der Thermosphare auf der Grundlage von Satelliten-

messungen der Neutralgasparameter sollten in drei Schritten

entwickelt werden:

- Untersuchung der Verwertbarkeit und Genauigkeit des zur

Verfugung stehenden Datenmaterials. In diesem Schritt

erfolgt eine A u s w a h l unter dem Gesichtspunkt der Ver-

trauenswiirdigkeit der Daten und ihrer sinnvollen Vertei-

lung beziiglich des ausgewahlten Modellierungsverfahrens

sowie des angestrebten Modells.

- Eigentliche Modellerstellung in einem oder' mehreren

Schritten, an deren Ende ein Modell steht, mit dem manbei gegebenen EingangsgroBen die wahrscheinlichsten Werte

fiir den jeweiligen Zustand der Hochatmosphare, vornehm-

lich im Flugzeitraum, berechnen kann.

- Diskussion der Eigenschaften des resultierenden Modells.

Dies kann geschehen durch Simulation des Ablaufs verschie-

dener Vorgange in der Thermosphare mit H i l f e des Modells

oder durch Vergleich mit . anderen Daten. und Modellen.



- 107 -

Vergleicht man das Modell mit den fur die Modellerstellung

verwendeten einzelnen M e f i d a t e n , so weisen alle Abweichun-gen auf bei der Modellierung noch nicht erkannte oder.

nicht bzw. in . ungeeigneter W e i s e berucksichtigte Vorgange

und Storungen in der Struktur der Thermosphare bin. Es

kann dann der Versuch u n t e r n o m m e n werden, durch eine

Verbesserung des Modells diese neuen unbekannten oder

schlecht erfafiten E f f e k t e zu beriicksichtigen. N e u e Erkennt-

nisse iiber physikalische Vorgange in der Thermosphare

sind damit letztes Ergebnis der Diskussion.

OM it den AEROS-Satelliten standen Instrumententrager zur

Verfiigung, die nicht nur die wesentlichen Parameter der

Neutralatmosphare sondern auch die Plasmadaten gemessen

haben (s. Kap. 4.3). D a m i t werden nicht nur die Daten fur

ein Neutralgasmodell zur V e r f i i g u n g gestellt, sondern mit

H i l f e eines solchen Modells konnen auch Zusammenhange

zwischen Neutralgas und Plasma beobachtet und die gegen-

seitigen Wechselwirkungen genauer untersucht werden. Aberauch die Untersuchung der Struktur und der Variationen

des Gases in der Thermosphare per se ist nicht uninteres-

sant, da unser Wissen iiber die Z u s a m m e n h a n g e zwischen

Thermospharenparametern und dem sie steuernden solaren

Energiestrom verbesserungsbediirftig ist, wie auf spektaku-

lare W e i s e durch den friiher als erwartet erfolgten Absturz

von Skylab demonstriert wurde.

In den letzten Jahren sind nach dem Muster des OGO-6-

Modells ( H E D I N et al., 1974), dem ersten Vertreter einen

neuen Kategorie empirischer Modelle, die sich auf grofie

Zahlen massenspektrometrischer Gaskompositionsmessungen

stiitzen, mehrfach;Thermospharenmodelle entwickelt worden.

Dabei fanden auch Messungen von A E R O S - A Eingang in das

MSIS-Modell ( H E D I N et al., 1977a,b). D o c h ein reines

A E R O S - M o d e l l ist ebenfalls mo^lich und sinnvoll. Allen

C



- 108 -

Modeller! der V o r - A E R O S - oder Multi-Satelliten-Kategorie 1st

namlich gemeinsam, daB kein besonderes A u g e n m e r k auf die

Gesichtspunkte des ersten oben genannten Schrittes gelegt

wurde und daB die Messungen der AEROS-Satelliten nicht im

dominierenden M a f i e Eingang gefunden haben. Genau dies

ist aber notwendig, wenn etwa fUr aeronomische Unter-

suchungen mit den auf A E R O S beobachteten Plasmadaten der

Zustand der Thermosphare im Flugregime dieser Satelliten

als Eingabe vorhanden sein muB. Primares Ziel der Modell-

erstellung muB eine Representation der vielen EinzelmeB-

daten durch einen moglichst knappen Parametersatz sein,

wobei die mittlere A b w e i c h u n g zwischen gerechneten und

tatsachlich gemessenen GroBen moglichst klein ist. Uber

diesen pragmatischen Anspruch hinaus sollte der Fit mit

Modellfunktionen erfolgen, deren Funktionsbestandteile

durch die bisher bekannte Struktur der Thermosphare und

ihrer Variationen begriindet sind.

Die geforderte Untersuchung von Genauigkeit, Zuverlassig-keit und Verteilung der Eingangsdaten wurde bei der

Erstellung der A E R O S - M o d e l l e in mehreren Schritten sehr

eingehend durchgefuhrt (vgl. Abschn. 1). Es liegt hinrei-

chend gute Gleichverteilung der MeBdaten in. Zwei-Para-

meter-Streudiagrammen vor, mit einer wesentlichen Aus-

nahme: Breite und Lokalzeit der Messung sind stark korre-

liert, vie Abb. 47 zeigt. 5000 reprasentative Datenpunkte,

d.h. etwa 10% der vorliegenden Messungen von A E R O S - A

zeigen, dafl 78% aller M e B w e r t e und 100% von denen zwi-

schen 70 nordlicher und 70 sudlicher Breite in den

Ortszeitenintervallen 2-4 Uhr und 13-16 Uhr liegen. Eine

Uberdeckung aller Tageszeiten und Breiten ist also auf-

grund der Missionsplanung einer sonnensynchronen polnahen

Bahn bewuBt nicht gegeben. Das kann zu Schwierigkeiten

in der Modellierung der tageszeitlichen Terme fuhren.

r



- 109 -

O

UJ

croo

2220

18

16

14

12

10

8

6

1

2

0

20 H0 60 80 100

BREITE

1 2 0 m e 1 6 0 1 8 0

A b b . L.1': Korrelation zwischen Lokalzeit und Breite derBahn von A E R O S - A . Dargestellt sind 5000 repra-

sentative MeBpunkte. (Abszisse 1st Poldistanz).

Bei dem Versuch der Entwick lung eines konsistenten empiri-

schen Thermospharenmodells, das uber einem moglichst

groBen Bereich geophysikalischer Parameter irh Gesamtgebiet

der Thermosphare gelten soil, 1st man wegen solcher Kopp-

lung von .Parametern der einzelnen Satelliten auf eine

moglichst groBe Zahl von Satelliten in verschiedenen U m l a u f -

bahnen zu verschiedenen Epochen angewiesen. Das wahr-

scheinlich meistbenutzte Modell dieser Art, das auf der

Basis, der bisher groBten Zahl satellitengetragener Massen-

spektrometer und M e s s u n g der inkoharenten Radar-Ruckstreu-

ung von H E D I N et al. (1977a,b) entwickelt wurde, ist das

MSIS-Modell. 'Die m i t d e m A E R O S - A N A T E - I n s t r u m e n t gemesse-

nen Neutralgasdichten von N2, 0, Ar und He bilden einen

wichtigen Bestandteil dieser Datenbasis, vor allem im

Gebiet polnaher Breiten.

C



- 110 -

4.2. 2.1 Thermospharenmodelle auf der Basis der N I M S - M e s s u n g e n

A l s Vorstufe zu der eigentlichen Modellerstellung auf Kugel-

funktionsbasis nach der OGO-6-Philosophie ( H E D 1 N et al.,

1974) wurden die NIMS-Neutralgasmessungen mit der C O S P A R

International Reference A t m o s p h e r e ( C I R A ) 1972 verglichen

mit dem Ziel, dieses Modell an die N I M S - M e s s u n g e n anzu-

gleichen ( J U N G , 1977). C I R A 1972 ist das bewahrteste von

den Thermospharenmodellen, welche nahezu ausschlieBlich

durch Totalgasdichtemessungen aus der Satellitenabbremsung

bestimmt sind. Der Vorteil solcher Modelle liegt darin, daB

die geophysikalischen Parameter die Exospharentemperatur

bestimmen, deren W a h l dann die Dichte der Konstituenten

im Diffusionsgleichgewicht in jeder H o h e festlegt. Diese

Quasi-Ein-Parameter-Modelle sind sehr wichtig fur die

Methode der Dichtebestimmung aus der orbitalen Satelliten-

abbremsung im iterativen Verfahren. Abb. 48 zeigt deutlich

die Schwierigkeiten dieser Modelle, bei denen konstituenten-

spezifische Reaktionen auf Storungen ausgeschlossen sind,da in der Modellphilosophie bei Exospharentemperaturerho-

hungen alle Konstituenten unisono entsprechend ihrer

Skalenhohenveranderung in einer gegebenen H o h e ansteigen.

In Abb. 48 zeigt sich, daB der Sauerstoffdichte-Anstieg in

hohen Breiten im Verlaufe geomagnetischer Storungen bei

C I R A 1972 deutlich uberschatzt wird. Im Verlaufe der Unter-

suchungen ergab sich, daB mit wenigen Korrekturen ohne

Anderung der Modellphilosophie fur die Hauptkonstituenten

0 und N~ eine wesentlich bessere Vorhersage der Partial-

dichten auf der Grundlage der N I M S - M e s s u n g e n moglich war

( J U N G , 1977). Das A u s m a B der Verbesserung wird in

A b b . 49 deutlich, in der das Verhaltnis der Partialdichten

fur Sauerstoff n~ ,/ / n

N T M Svo r unc

^ nacn êr Korrektur der

C I R A 1972-Terme gezeigt ist.

c







- 113 -

werden. In dem endgiiltigen Modell, das die A E R O S - A und

AEROS-B-Daten des NIMS-Experimentes beschreibt, konntedieser Empfindlichkeitsverlust berucksichtigt werden. Die

absoluten ^ W e r t e der mit A E R O S - B gemessenen He-Dichten

liegen im Vergleich zu den OSS-Daten des AE-C ( N I E R et

al., 1973) und dem MSIS-Modell ( H E D I N et al., 1977b) zu

niedrig. Sie wurden daher mit einem konstanten Faktor

von 2,6 hochkorrigiert.

Das aus den N I M S - D a t e n beider AEROS-Satelliten erstellte

Modell ( K O H N L E I N et al., 1979b) beschreibt die jahreszeit-

lichen Schwankungen der Partialdichten von He, N, 0, NL

und Ar und der aus der N_-Verteilung abgeleiteten Tempe-

ratur in dem Hohenbereich von 220 bis 550 km fur zwei

Ortszeiten, 4 Uhr und 16 Uhr. Es reprasentiert ruhige

solare Bedingungen ( F , ~ 7 = 80) in der Nahe des M i n i m u m s

des Sonnenaktivitatszyklus. Das Modell schlieBt auch geo-

magnetisch gestorte Bedingungen bis Kp = L, ein.

Tabelle 7:

Vergleich .der mittleren Exospharentemperatur (Mit-

telwert aus 4 und 16 Ortszeit) verschiedener Mo-

delle. Alle Werte sind auf einen aktuellen p _-I \J • /

Strahlungsflufi und einen mittleren StrahlungsfluB-22 rT -2 „_-!

irv 7von 8O-1O W-m Hz bezogen.

I \J • /

AE.ROS NIMS

MSIS

Thuillier et al., M1

M2

Jacchia 1977, T. ,_ .

Kp=O

812 K

823 K

833 K

770 K

Kp=1

835 K

816 K

840 K

85O K

798 K



- 1H -

Die Tabelle 7 zeigt einen Vergleich der mittleren globalen

Exospharentemperatur des NIMS-gestiitzten A E R O S - M o d e l l smit denen anderer Modelle. Man erkennt eine sehr gute

Ubereinstimmung mit dem Modell von T H U 1 L L 1 E R et al.

(1977a,b), das auf direkten Temperaturmessungen mit

einem Fabry-Perot-Interferometer basiert. A u c h die Uberein-

stimmung mit dem MSlS-Modell von H E D I N et al. (1977a,b)

ist noch recht gut, wahrend das Modell von J A C C H I A

( 1 9 7 7 ) etwas niedrigere W e r t e zeigt. Der Temperatur-

gradient-Parameter s . des AEROS-Modells ist mit s = 0,021

km" praktisch identisch mit OGO 6 ( H E D I N et al. , 1974)

und E S R O L, ( V O N Z A H N et al., 1977) und liegt etwas

niedriger als der W e r t des MSIS-Modells (s = 0,025 km'1) .

L I T

120 180 2MO 300 360

Tag- Nr. *•

60 )20 180 2MO 300 350

Tag- Nr

Abb. 50: Jahreszeitliche und breitenabhangige Verteilungvon molekularem Stickstoff in 300 km H o h e fiirK p = 1 und einen solaren 10.7 cm-Strahlungs-f l u f t v o n 8 0 Flufteinheiten = (taglicher un dmittlerer W e r t u'ber 3 Sonnenrotationen gleich-gesetzt): Urn Teilchendichten zu erhalten,werden die Zahlen an den Konturen mit derZehnerpotenz (obere rechte Seite) multipliziert.Zahlen an der linken oberen Seite sind Ortszei-

ten. Die Symbole + und - bezeichnen lokaleD i c h t e m a x i m a und Dichteminima. r



- 115 -

90A L T x10

-9060 120 180 240 300 360 BO 120 180 2M O 300 3BO

T a g - W r . T a g - W r .

A b b . 51: Jahreszeitliche und breitenabhangige Verteilungvon 0 in 300 km H o h e (vergl. Text zu Abb. 50).

60 120 180 2MO 300 360

T ag- Nr. Tag-A / r

A b b . 52: Jahreszeitliche und breitenabhangige Verteilungvon -N in 300 km H5he (vergl. Text zu Abb. 50).

Die Abbn. 50 bis 52 zeigen als Beispiel die jahreszeit-

lichen und breitenabhangigen Verteilungen von N_, 0 und

N in 300 km Hohe. Die Verteilungen von N? und 0 stimmen

in den groben Strukturen gut mit den MSIS- und E S R O 4-



- 116 -

Modellen uberein, obwohl es in Einzelheiten Unterschiede

gibt. Atomarer Stickstoff (Abb. 52) verhalt sich urn L,Uhr,

also in der N a c h t , ahnlich wie N~ , wahrend er um 16 Uhr

Ahnlichkeiten in seiner Verteilung mil atomarem Sauerstoff

aufweist. In Abb. 53 sind die jahreszeitlichen Schwankun-

gen von N in 375 km am Aquator und an den Polen mit

d e m Modell von E N G E B R E T S O N et al. ( 1 9 7 7 ) aus den

OSS-Daten von AE-C verglichen. Hier zeigen sich deutliche

1012

CO

'e 1011

\

•c• * > »

CJ

1012

NLT

16 LT

-A E R O S-AE-C . 0

£

90'

-90C

180 1 180. 365

Tag-A/r

A b b . 53: Jahrliche Schwankungen von N am Aquator und

an den Polen in 375 km Hone. Standardbedingun-gen (vergl. Text zu Abb. 50). C





- 118 -

4.2. 2.2 Entvicklung des AEROS-Thermospharenmodells

D a die Neutralgasparameter bei den ' AEROS-Satelliten von

mehr als einem Experiment bestimmt wurden, ist es letztlich

notwendig, ein representatives Thermospharenmodell auf die

gesamte Datenbasis zu stiitzen. Dazu wurde zunachst mit

den A E R O S A-Daten begonnen. Es zeigte sich in den Ver-

gleichen, die im Abschnitt 1 beschrieben sind, d a f i die

Sauerstoff-Messungen v o n N A T E , N I M S urid E U V weitgehend

ubereinstimmen. D a m i t stehen rund 40 000 Einzelmessungen

zur Verfiigung. W e g e n der in Abschnitt 2.1 erwahnten

grofleren Unterschiede in den Absolu twerten fiir molekularen

Stickstoff wurden nur die 40 000 Stickstoff-Messungen des

N A T E - I n s t r u m e n t e s herangezogen. Die Totaldichtemessungen

von ADAgehen indirekt durch die Vergleiche zur Datenselek-

tion in die Datenbasis ein und werden spater zur Priifung

der Modellergebnisse benutzt.

A u s Griinden der Computereffek tiv itat werden in einen Lauf

mit Fit der N~- und T-Koeffizienten nur jeweils 500 M e f i -

werte gleichzeitig einbezogen. Diese werden aus dem gesam-

ten zur Verfiigung stehenden Datensatz dadurch erzeugt,

dafi aus- 21 je 10 Tage langen Intervallen des Mefizeitraums

die jeweils gleiche Zahl von Messungen ausgewahlt und fiir

den Fit benutzt wird. Der aktuelle im Arbeitsspeicher

angezogene MeBdatensatz ist demnach etwa ein Viertel des

im MSlS-Modell fiir den jeweiligen Fit benutzten Daten-materials ( H E D I N et al., 1977a,b). Ein Test zeigte, daB

diese Auswahl den Fit nicht beeinfluBte, da das Programm

mit unterschiedlichen S O O e r Datensatzen gleiche W e r t e fiir

die zu fittenden Parameter lieferte.

Fiir die laufende Modellierung des atomaren Sauerstoffs und

eine Verbesserung des vorliegenden N^/T^-Modells wird ein

abgewandeltes Verfahren benutzt, bei dem die Satze von



- 119 -

500 Daten zwischen. den einzelnen Iterationsschritten

laufend ausgetauscht werden. A u f i e r d e m erweist es sich als

notwendig, die Datensatze so auszuwahlen, daR in einem

S O O e r Satz alle moglichen M e f l b e d i n g u n g e n hinreichend repra-

sentiert waren, was bei.einfach statistischer Auswahl nicht

i m m e r gegeben ist. .

Die Modellerstellung des A E R O S - A Thermospharenmodells be-

ruht auf dem Kugelfunktionsalgo rithmus des MSIS-Modells

f^ ( H E D I N et-al . , 1977a,b). Eine Modellerstellung nach diesem

Verfahren erfordert ein Vorgehen in mehreren Schritten.

Zuerst werden die Koeffizientensatze fiir die Neutralgas-

temperatur in 120 km H o h e (!..„_;) sowie die Dichterandwerte

in dieser H o h e bestimmt. Die h i e r f U r aus dem 120 km-Hohen-

bereich benotigten Daten konnen im allgemeinen von in

situ-Satellitenmessungen nicht geliefert werden. 1m MSIS-

Modell werden diese W e r t e aus den Messungen von vier

Incoherent Scatter-Bodenstationen gewonnen. Diese Koeffizien-

tensatze wurden, da bessere M e f i d a t e n nicht zur Verfiigung

stehen, auch fUr das AEROS-A-Thermospharen-Modell iiber-

nommen. Die einzige A u s n a h m e bildet dabei die mittlere

N?-Dichte in 120 km Hohe ( n , , , ™ ) , die aus Messungen des

Satelliten A E R O S - A unterhalb 250 km H o h e abgeleitet wird.

Die so ermittelte 120 km-Dichte des Stickstoffs ist reprasen-

tativ fiir den M e f i z e i t r a u m des Satelliten A E R O S - A und stellt

die Anpassung der 120 km-Werte im MSIS-Modell an den

Flugzeitraum von A E R O S - A dar. Das A E R O S - A Modell bedientsich also der Temperatur in 120 km H o h e aus dem ' MSIS-

Modell, benutzt aber nur die Variation der 120 km-Dichte

des Stickstoffs aus M S I S , wahrend die mittlere Dichte

dieser Atmospharenkomponente in 120 km Hohe neu bestimmt

wird. • . - •

r

I m zweiten und wichtigsten Schritt des Modellierungsverfah-

rens wird nun der Koeffizientensatz fiir die Exospharen-



- 120 -

temperatur T bzw. die Stickstoffdichte sowie der globale

Temperatu rgradient-Parameter 5 ermittelt. In e i n e m L a u f .

werden dabei durch einen Least-Square-Fit die fur diese

G r o f i e n i m MSIS-Kugelfunktionsalgorithmus auftretenden

36 Parameter berechnet. In diesem 2. Schritt der Model-

lierung werden die im 1. Schritt ermittelten W e r t e fiir

T I ?O , ni?o eingesetzt. W a h r e n d zunachst in diesem

2. Schritt nur der globale s-Parameter s neu ermittelt

wurde, m u f l t e dessen Variation aber wiederum aus dem

MSlS-Modell e n t n o m m e n werden. Bei der laufenden Verbesse- x*rung des N^-Modells ist es aber bereits gelungen, auch

den Koeffizientensatz fur die Variation des s-Parameters

m it der Exospharentemperatur zusammen zu fitten, w o z u ein

Fit mit 47 Parametern durchgefuhrt werden m u B t e .

Alle Daten fiir den Fit der Exospharentemperatur-Koeffizien-

ten s t a m m e n aus Zeiten mit ruhigen geomagnetischen Bedin-

gungen mit Ap < 10. Nur unter solchen Bedingungen kann

namlich vorausgesetzt werden, d a f i die Exospharentempera-

tur und die N^-Dichteverhaltnisse, aus denen die Tempera-

tu r abgeleitet werden m u f l , streng miteinander gekoppelt

sind, sofern von Schwerewellen in der N ~ - D i c h t e abgesehen

wird (vgl. Abschnitt 3.2 ) . So wurde also zunachst .ein .

Modell fur ruhige und geomagnetisch ungestor te Bedingun-

gen erstellt.

Das Ergebnis des Fits stellt zusammen mit dem MSlS-Formel-gebaude ein Modell dar, das die Messungen des A E R O S - A

N A T E gut wiedergibt. Fiir die gesamte Missionsdauer be-

tragt der mittlere Quotient zwischen Modell und Messung

der Stickstoffdichte in der Thermosphare 1,04.' Dieser uber-

aus. guten mittleren Anpassung steht aber noch eine grofie

Streuung von 29% gegenliber. 1m Vergleich zum M S I S Modell

ist die mittlere Stickstoffdichte bei A E R O S - A urn 12% hoher

und der Mittelwert der Exospharentemperatur uber die

C



- 121 -

A E R O S - A - M i s s i o n 1 s t v o n 1041' K b e i MS1S auf 1077 K im

A E R O S - M o d e l l gestiegen. Dieses. Ergebnis 1st mit dem Ver-

gleich in Tabelle 7 kompatibel.

W ie gut bei ruhigen Bedingungen die Ubereinstimmung - zwi-

schen dem bereits vorliegenden Modell und den N A T E - D a t e n

des A E R O S - A ist, zeigt die Abb. 54 ' " f u r einen typischen

Fall geomagnetisch ruhiger Bedingungen in der Thermo-

sphare.

OSauerstoffkoeffizienten sind bis jetzt noch nicht veroffent-

licht worden, da es, wie die nachfolgende Diskussion des

Modells zeigt, trotz der im Mittel guten Ubereinstimmungen

sinnvoll erscheint, zuerst noch Verbesserungen des Stick-

stoff/Exospharentemperatur-Modells zu erzielen, dessen

Ergebnisse als Eingangswerte fur die Modellierung des

Sauerstoffs benotigt werden.

Entgegen der Erwartung, da/3 aufgrund der groBen Ahnlich-

keit des Verfahrens und der. Einbeziehung des MSlS-Modells

in die Modellierung die einzelnen Koeffizienten beider Model-

le starke Ubereinstimmung zeigen sollten, konnte eine

solche Feststellung bei dem vorliegenden Koeffizientensatz

nur teilweise gemacht werden. Besonders grofie Abweichun-

gen zeigen sich. dabei fur die Koeffizienten der Tages-,

Halbtages- und Dritteltages-Variationen. Hierfiir gibt es im

wesentlichen zwei Ursachen. Zum einen sind die A E R O S -

Messungen aus zwei Lokalzeitintervallen nur schlecht geeig-

net, das Profil der tageszeitlichen Variation zu erfassen,

z um anderen zeigt es sich, daB es sich ungiinstig auf den

Fit auswirkt, wenn die Variation des s-Parameters nicht

gleichzeitig • m i t d e r Temperatur gefittet wird. . Z ur Zeit

wird als Kohsequenz hieraus ein verbessertes N_-Modell

berechnet, .das auch die Parameter, der Variation des

c - ? ; ' . • ' " - . - " " . " . - - . •







MSB

ies . iS7 les . ies iea . D P Y

RP-HERN = 4FZ-f£m * II9.V7

HOO/OBS « I .IMS

e

A b b . 55: Vergleich der N A T E - M e s s u n g e n und des A E R O S - AStickstoff-Modells zu Beginn eines geomagne-tischen Sturmes am 13. April 1973. Der aktuelleW e r t der planetaren geomagnetischen K e n n z i f f e ra 1st 32.





- 126 -

u s e

we

I »

3ee

ajse

ze e

156

5 l e eu

58

.= PEROS

.= MODEL

163.535 ie3.5ue 163,Sa7 163.555 163.562 103.578 183.577

pa yBP-MEPN =3 9F Z - M E H N = 137.27 ^HOD/OBS =1.697

A b b . 57: Reaktion der Thermosphare nach. der Modellvor-hersage und den tatsachlichen Messungen weite-re sechs Stunden spater. Der aktuelle a -Wert

1stP

C



- 127 -

mit Einsetzen des Sturms eine Dichtevariation ( A b n a h m e von

N « iiber dem Pol, Z u n a h m e im Auroragebiet) eintritt. Nurin gemaBigten Breiten s t i m m e n Messung und Modell noch

iiberein. Drei. Stunden spater benutzt das Modell den i m m e r

noch niedrigen W e r t von A =6, wahrend der aktuelle W e r t

a bereits 39 erreicht hat. Deutlich erkennt man jetzt iiber

dem immer noch ruhigen Modell zwei Wellenberge erhohter

Stickstoffdichte, die sich in Aquator-Richtung verschoben

haben. Weitere sechs Stunden spater hat der Sturm seinen

Hohepunkt erreicht. Jetzt ist a = 154, wahrend das Modell

A =39 benutzt. Nun nehmen die polnahen ModelldichtenP

zu; die gemessenen auroralen Dichteerhohungen sind n u r i so

grofl, daB die Perigaumsdichten, obwohl 50 km tiefer g e m e s ^ -

sen, iiberschritten werden. Auf der Nachtseite ist nun die

gesamte Atmosphare bis hin zum Aquator gestort. Die hier

auftretende Abweichung vom Modell im Gegensatz .zur Tag-

seite laBt sogar auf eine zusatzliche Tag/Nacht-Amplitude

der Storung schliefien. Anscheinend ist der E f f e k t des

geomagnetischen Sturms auf der Nachtseite wesentlich star-

ker ausgepragt als am Tage.

Die Untersuchung dieser geomagnetischen Storung brachte

z u m einen neuen Erkenntnisse uber den Ablauf eines

solchen Vorgangs, die noch weiter ausgebaut werden

mlissen. Zum anderen miissen aber auch Konsequenzen fur

das .Modell gezogen werden. Geomagnetische Storungen

werden daher im A E R O S - M o d e l l bei der Erweiterung des

Anwendungsbereiches auf gestbrte Perioden nicht durch den

Tageswert A , sondern durch kurzzeitige Indizes wie a

Eingang finden. A u B e r d e m muB berlicksichtigt werden, daB

das M a x i m u m der Dichtevariation mit zunehmender Dauer

nach Einsetzen des Sturms sich in Richtung auf gemaBigte

Breiten verschiebt. Hinzu k o m m t die groBere Intensitat der

Variation im Nachtsektor der Erde.

r







- 130 -

1400

1200

UJo:3

1000CtUJa.SUJ

800

600

1 1 T

L O C A L TIME ~ 1430 MRS

L O C A L T IME ~ 0300 MRS A E R O S - A , 1973

-90 -60 -30 0

LATITUDE

30

1200

UJcr

1000

U

I800UJ I I 1 I I

-9O -60 -30 0

LATITUDE

30

SPRING EQUINOX

60 90

60 90

Abb. 59: Vergleich der aus molekularem Stickstoff abgelel-teten Exospharentemperatur (oben) mit Airglow-Messungen von OGO 6 fiir das Frlihlings-Aquinok-tium.

O

D e r Hauptbestandteil der 'Atmosphare im Hohenbereich kon-ventioneller. Satelliten, der atomare Sauerstoff ( 0 ) , 1st weit

weniger eindeutig mit der Temperatur korreliert, veil auch

Transport- und Verlustprozesse im Bereich der Turbopause

hier eine Rolle spielen. Dies fuhrt zu den Schwierigkeiten

der aus Totalgasdichte-Messungen abgeleiteteten Vorher-

sagen iiber die Reaktion der Thermosphare, wie . in Abb.48

gezeigt wurde.



- 131 -

4.2. 3-1 Thermospharische und ionospharische Stiirme

Bei magnetischen Stiirmen andert sich die Gaszusammen-

setzung wesentlich. Die zusatzliche Erwarmung in der Pol-

region infolge der Ausfallung energiereicher Teilchen aus

der Magnetosphare erhoht die Dichten von N~ und Ar.

Andererseits bewirken dynamische E f f e k t e am unteren Rande

der Thermosphare eine Anhebung der effektiven Hohe der

Turbopause (d.h. der Grenze zwischen tu rbulenter Durch-

. p ^ mischung und diffusiver Entmischung) und damit eine\ '^ Abreicherung von O und He. Diese Storungen konnen sich

mehr oder weniger auch in mittleren und niederen Breiten

auswirken. Hierbei spielen sowohl die von Druckgradienten

getriebenen Windsysteme als auch die Energieiibertragung

durch akustische Schwerewellen eine Rolle.

Wahrend der relativ kurzen Missionszeit konnten nur wenige

Sturmereignisse beobachtet werden. C H A N D R A und S P E N C E R

(1976) unters.uchten die Verhaltnisse bei einem starken

Sturm (1.-2. April 1973; maximales ap = 236) unter Aquinok-

tiumsbedingungen sowie bei einem relativ schwachen Ereig-

nis (10. Januar 1973; maximales ap = 48) im Winter. Beide

Ereignisse waren mit ionospharischen Stiirmen korreliert:s _ ; , ' " ' ! . • .

einer negativen Phase (f F2-Abfall) im April und einer

positiven Phase (f F2-Erhohung) im Januar. In beiden

Fallen war in 250 km Hohe N« gegeniiber dem Normalzustand

angereichert und 0 abgereichert (s. Abb. 60). Bei demstarken Aprilsturm war die Storung des N_/O-Verhaltnisses

bis in mittlere und niedere Breiten ausgepragt, was den

beobachteten Riickgang der lonenkonzentration im F2-Peak

als Folge erhohter Verlustrate erklart. Bei dem schwachen

Wintersturm war die Anderung der Gaszusammensetzung auf

die hohen Breiten beschrankt; der Anstieg der lonenkonzen-

tration in mittleren Breiten ist hier auf meridionale Winde

zuriickzufiihren, die durch den verstarkten Temperatur-



- 132 -

gradienten am Rande der erwarmten Polarregion hervorge-

rufen werden.

1 0

10'

10r

U~0300 HRS

10'

to

10"

• •«• • •

U

2

IT~MOO HRS :

250

2 SO

KJ 2 SO

•

*•

60 30 0

e QUIET • DISTURBED

O

A b b . 60: Die Diehte des molekularen Stickstoffs, des ato-maren Sauerstoffs und des Heliums bei 250 km

wahrend des geomaghetischen Sturms vom1./2. April 1973 (gefullte Kreise) im Verhaltniszu ruhigen Bedingungen ( o f f e n e Kreise) am30. Marz und 5- April 1973.

Solche Fallstudien konnen in ihrer Gesamtheit dazu beitra-

gen, die Mechanismen thermospharischer und ionosphari-

scher Sturme zu ergriinden und durch eine umfassende

r







- 135 -

O

D i e s geht aus. der Abb. 62 hervor, aus der man e n t n i m m t ,

d a f t dann die kinetische Gastemperatur und die Gasdichten

fast 180 phasenverschoben sind. Dieses Ergebnis erhalt

m a n auch. aus M I N E S ' ( I 9 6 0 ) vereinfachter Theorie fiir die

Ausbreitung atmospharischer S c h w e r e w e l l - e n , die den E i n f l u f l

v o n W a r m e l e i t u n g , Viskositat u n d . lonen-Neutralgas-Reibung

nicht berucksichtigt ( C H A N D R A et al., 1979). In Abb. 63

ist die Phasenverschiebung zwischen Gasdichte und -tempe-

ratur als Funktion der Wellenperiode fur zwei horizontale

Wellenlangen, wie sie von A E R O S - B typisch beobachtet

1400

1200

tis<D

10oo

600

600

AEROS B Orbit 164

27. Juli.1974

30

-*-*- Tn

45 60 75

geogr. Breite/ °-

90

Abb. 62: Vergleich der kinetischen Temperatu r mit deraus Stickstoff-Messungen abgeleiteten Temperaturf u r Passage 164 (gestorte Bedingungen).

c



- 136 -

wurden, dargestellt. Man erkennt, da/3 Dichte und Tempera-

tur fiir Wellenperioden grofier als etwa 30 M i n u t e n schon

fast in Gegenphase sind. Ein weiteres Resultat 1st, daB fur

Perioden grofler als 30 M i n u t e n die schweren Case N,, und

A r phasengleich und nur etwa um 30 gegenuber dem in

der oberen Thermosphare haufigsten Gas 0 verschoben sind,

wahrend He in seiner Phase m e h r der kinetischen Tempera-

tur folgt.

90

60

30

0

o -3 0\

S ! -6 0o

$ -90-120

-150

-1801

Too-1000 K

T3I

\\

\\ AX-1000km

X

5 6 7 8 910 15 20

Wellen per/ode /min

30 . 40 5 0 6 0 70 80 90

O

Abb. 63: Berechnete Phasenbeziehung zwischen Dichte undTemperatur als Funktion der Wellenperiode fiir

horizontale Wellenlangen A = 500 und 1000 km .yv

Atmospharische Schwerewellen mit horizontalen Wellenlangen

von einigen hundert K i l o m e t e r , Wellenperioden um

20 M i n u t e n und Ausbreitungsgeschwindigkeiten um 200 m/s

wurden mit A E R O S - B haufig beobachtet ( C H A N D R A et al.,

1979). Ihr Auftreten ist nicht mit der Starke geomagneti-

scher Storungen, wie sie von den planetaren magnetischen



- 137 -

O

Indizes beschrieben wird, korreliert. Ein- besseres Kriterium

f u r das Auftreten von Schwerewellen der beschriebenen Art

1st der Index des polaren Elektrojets (AE). Der untere Tell

der Abb. 64 zeigt die zeitliche Entwicklung des polaren

Elektrojets am 26. und 27. Juli 1974. In dieser Periode

befand sich .das. Perigaum" .des" A E R O S - B inV'hoheren riord-

lichen Bereichen. Aus- die.sem Zeitraurn sind. in,.Abb. 65 drei

Satelliten-Passagen-. ausgewahlt^ -'(Orbit' 158, 164 und;. 166)

und die aus N^-Dichten ;abgeleiteten Temperatureh darge-

stellt. • --

:

;

Lu

|1500

•1000

: 500

"- 0

... 1500

1000

500

0

1500'

1000 -

500 - . .

0

August .1-2.1974 .*

13 17 21

Juli 29^30,1974 <0o

12 16 20

Juli 26-27.1974

00«»(N

10 14 18 22 2

' ':

Weltzeit (UT)

o

< N

10 h U

Abb. 64:•'••'Zeitliche Entwicklung des polaren Elektrojets, . .- XAE) fur drei Periodep im.-JuU und August 1974.

Pfeile kennzeichnen Passagen von A "T >

'N

'~liberqueren von 65 nordlicher Breite.

A E R O S - B beim



- 138 -

( 2 7 . J u l i , 1974)11UU

1000

£

^ 800

i3

i

?• 1000

i

i!

> 800

i

>711

c1000

Tag 208 : Orbit 158 ,£%$

UT~0055-0110 / ' •> '

Kp= 3* Q«- =f

- o *noA o °A sT t c -a

1'

oood 'oooo * W

a/"*** o

^ A f

o"1* ' I f\

^*° « | ' 1 £ f/i o!i

Ta g 208 :Orbit 164 / l» " | Wi

UT~ 1027 -1042 2 ' -j V d i " fc,

Kp —5 aAi*^ A AJ ^ A 4

i" " 1 f !/iiAJi 1 / A

3 1( *

' Â A

£&' &£.-£*. t>b ,0 q a \

Tag 208 : Orbit 166 rf V ~oc 1 \

UT~- 1339-1354 .<("' i 3 "3 ' .•/ _ '^ ~ ,f^ ^ '

~ o\ o/lo p3 %

' 0<( d 1600 0

po»* W | fe ' oo/ oooo oo

/ 4 ' " V *j°^t i J

po/6

1 I I 130 45 60 75 9(

geogr. Breite / *

243 228 232 260 29

Hohe /km

A b b . 65: Aus den Stickstoff-Messungen abgeleitete Exo-spharen-Temperaturen fur die Passagen 158, 164

und 166.

Die Passagen 164 und 166 zeigen ausgepragte Wellenstruktu-

ren. G r o B e A E - W e r t e (1500 nT bzw. 1000 nT) traten einige

Stunden vor diesen Passagen au f. Es gibt in den Daten

von A E R O S - B sehr viele "Beispiele dieser Art. Andererseits

werden normalerweise bei niedrigen W e r t e n von AE auch

keine W e l l e r i beobachtet. Die Passage 158 ist insofern eine

Ausnahme, als auch hier wenige Stunden vorher AE etwa

800 nT erreichte, aber trotzdem keine ausgepragten Wellen-

strukturen auftreten. .

X





- uo -

1200LT-0400 I.August. 1974 LT-1500

1000

800

V.

3

Ol_(D

1000

= 800a>01en

1000

800 -

I

UT 0127-0201 Kp=2' O r b i t 2 3 4

OO OOQ

O ODQOO

OOOOoOOOOOaoO

OO O OOO

O 00000000

_ . _ . _ 000

UT 1106-1136 Orbit 240

UT 1725-1754 Kp = 2' Orbit 244

30 60 90 60

invariante Breite /"

30

O

Abb. 66: Abgeleitete Temperaturen fur die Passagen 234,

240 und 244 als Funktion der invariantenBreite. Der magnetische Nordpol ist in der Mitteder Abszisse; Tagwerte liegen rechts, Nacht-werte liegen links vom Pol. Die ausgezogenenKurven sind die aus dem M S I S Modell ( H E D I N etal., 1977a) berechneten Temperaturen.



1200LT-0400 LT-1500

1000 -

o800 ->

X\V.

3

.0)Q.I000 -

~ 800-

o>O)

1000 -

80 0 -

invariante Breite

Abb. 67: Abgeleitete Temperaturen fur die Passagen 198,206 und 210 als. Funktion der invarianten Breite(vergl. Text zu Abb. 66).



- 142 -

4.2. 4 A t o m a r e r S t i c k s t o f f in der Thermosphare

In den Massenspektren des N I M S auf A E R O S - B wurden uner-

wartet groBe Signale auf der Masse 30 g e f u n d e n . Das Hohen-

profil ergibt eine Skalenhohe, die einem atmospharischen

Bestandteil m it einer M a s s e v o n etwa 1 4 A M E entspricht. A u s

diesem und anderen B e f u n d e n wurde der Gasbestandteil auf

der M a s s e 30 als atmospharischer atomarer S t i c k s t o f f identi-

fiziert, der in der lonenquelle des Massenspektrometers mit

S a u e r s t o f f - A t o m e n , die an der Oberflache adsorbiert sind, zuN O reagiert und als solches nachgewiesen wird ( J O O S , 1977)

ahnlich w i e be i d e m O S S Massenspektrometer ( M A U E R S B E R G E R

et al., 1975) auf dem AE-C Satelliten.

D e r atomare S t i c k s t o f f zeigt eine ausgepragte Tag/Nacht-

Schwankung und reagiert nur schwach auf geomagnetische

Storungen ( J O O S , 1977; K R A N K O W S K Y und J O O S , 1977;

K O H N L E I N et al., 1979a,b). Dies ist gut in der Abb. 68 zu

erkennen. H i e r ist die Stickstoffdichte N in etwa 320 km

H o h e als Funktion der Zeit fur die gesamte Missionsdauer

dargestellt. Jeder Punkt stellt den Mittelwert aller Messun-

gen an e i n e m Tag im Hohenintervall 310 bis 330 km dar. Um

eine eindeutige Zuordnung zur Ortszeit zu erhalten,' wurden

nur M e s s u n g e n vom aufsteigenden Teil der Satellitenbahn

verwendet. Zum Vergleich sind die entsprechenden Daten fur

0 und N« mit aufgefiihr t. Maximale N-Dichten wurden tags

gefunden, m i n i m a l e N - D i c h t e n nachts. Die 'Tag/Nacht-Ampli-

tude ist wesentlich groBer als fiir 0 und NL und damit

sicher keih Temperatureffekt. Der Verlauf der P u n k t e fiir N

ist wesentlich glatter als fiir N,,. Da nicht nach geomagneti-

scher Aktivitat selektiert wurde, bedeutet dies, d a f l N im

.Gegensatz zu N_ und auch zu 0 kaum auf geomagnetische

Storungen reagiert.



- 143 -

o

i i i i i i i i i i i i i l I i l l—' i i

..S V *&»*4(hf -i

1bO

inn

sn

_ ' *

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1 1 1 1

' \

^'\r-\\,i i i i i i

1' • ' ' ' > > ' ' _

.F10.7 ? . -

*1

t * *

l l i i p I 11i i

203 303 38 138 238 Tag- Nf.

22.7. 30.10 7.2 18.5 26-8.

1974 1975

A b b . 6 8 : V e r l a u f d e r D i c h t e n v o n N , 0 u n d « in 320 kmH o n e wahrend der A E R O S - B Mission, êder Punktist der Mittelwert aller Messungen wahrendeines Tages im Hohenintervall 310 bis 330 kmauf dem aufsteigenden Ast der Satellitenbahn(die W e r t e fiir N sind aus Versehen urn einenFaktor 2 zu groB). Dazu oben Ortszeit undBreite des Perigaums sowie unten der Verlauf

des 10,7 cm Flusses.







- U6 -

verandern. Eine Erklarung fiir die beobachtete globale

Verteilung des atomaren Stickstoffs 1st sicher in einem

Z u s a m m e n w i r k e n der photochemischen und ionenchemischen

Bildungs- und Verlustprozesse fiir N mit groftraumigen Trans-

portprozessen zu suchen und steht noch aus, da es noch

kein globales physikalisches Modell fiir diese Vorgange gibt.

O

r





einer raumlichen L u c k e von etwa 550 km entspricht. Es

bedeutete auBerdem, daB 'rundum' gemessen wurde und

somit viele Messungen mit ungiinstiger A n s t r o m u n g durch-

gefiihrt werden m u B t e n . Je nach Art des Experiments war

nur ein beschrankter Teil der jeweils hintereinander

anfallenden M e B w e r t e auswertbar. Besonders davon betrof-

f e n w a r d a s Massenspektrometer N I M S i m lonen-Mode;

aber auch flir die lonen-Messungen mit dem Gegen-

spannungs-Analysator RPA bedeutete dieser M o d e eine

merkliche Einschrankung.

Das Experiment Impedanz-Sonde ( IP ) gab keine brauch-

baren M e B w e r t e . Eine spatere technische Analyse lieB

darauf schlieBen, daB die zugehorige A n t e n n e nicht ausge-

fahren war. So entfiel die vorgesehene rasche M e s s u n g

der Elektronendichte. .

Andererseits war die Datenspeicherung an Bord wahrend

der ganzen A-Mission mb'glich. Zwar fiel eines der beiden

Bandgerate nach einem M o n a t aus, es konnten aber genii-

gend Daten iiber das zweite Bandgerat gespeichert wer-

den. Das ist fur die Plasma-Messungen wichtig, weil der

ganze Globus gleichmaBig bedeckt wurde, auch uber den

Ozeanen. Eine Kontrolle und Korrektur der fur Anwendun-

gen der Wellen-Ausbreitung ublichen 'lonisations-

Weltkarten', deren Unsicherheiten iiber den Ozeanen am

groBten sind, ist deshalb mit den Daten der A-Mission

gut moglich.

1.1.2 . .

Wahrend der B-Mission funktionierten alle Experimente

und auch der lonen-Sensor zufriedenstellend. Es konnte

also der normale Betriebsmode gefahren werden, welcher

M e s s u n g e n mit sehr guter Ortsauflosung lieferte. Jedoch

C



fielen beide Bandgerate an Bord nach* knapp einem M o n a t

aus (siehe Abschn. 1.3 in Kap. 3). Mithilfe einer ganzen

Reihe von Bodenstationen wurden schlieBlich ca. 5 Beob-

achtungs-Stunden pro Tag erreicht. Allerdings sind diese

Daten auf bestimmte geographische Bereiche beschrankt.

Nicht abgedeckt sind die groBen Ozeane, auch von der

Sudhalbkugel wurde nur wenig Information erhalten. Zur

Kontrolle und Korrektur von lonisationskarten sind diese

Daten nur begrenzt brauchbar.

B e i m Experiment IP war diesmal die A n t e n n e ausgefahren,

die Messungen fielen einwandfrei an. Gelegentliche Ausrei-

Ber liber bestimmten, eng begrenzten geographischen Berei-

chen konnten als direkte . Storung durch starke Kurz-

wellen-Runkfunksender nachgewiesen werden ( N E S K E und

T H I E M A N N , 1977).

1.1.3D e r planare Gegenspannungs-Analysator kann entweder

m i t . negativer Gegenspannung betrieben werden, urn das

Energie-Spektrum der thermischen und suprathermischen

Elektronen aufzunehmen, oder aber mit positiver Gegen-

spannung, urn das Spektrum der positiven lonen auszu-

messen.

1.1.3.1

Bei der Elektronen-Messung spielt die Eigengeschwindig-

keit des Satelliten keine Rolle, weil die thermische

Geschwindigkeit der Elektronen yiel groBer ist. Die (halb-

logarithmische) Gegenspannungs-Kurve (Abb. I8b) enthalt

einen geraden Abschnitt, der die thermische Elektronen-

Population beschreibt, und einen 'Schwanz' mit weit

geringerer Steigung (Abb. I8a), in dem sich die supra-

thermische Population befindet. Die Steigung der



- 150 -

thermische'n Geraden, die unschwer bestimmt werden kann,

liefert die Temperatur der thermischen Population, aus

ihrem oberen Ende ( K n i c k ) oder aber aus dem Sattigungs-wert des Stromes kann die Elektronen-Dichte abgeleitet

werden. Eingehende Untersuchungen bewiesen die Uber-

legenheit der letztgenannten Methode. D a m i t entfiel aller-

dings die Moglichkeit einer absoluten B e s t i m m u n g der

Plasmadichte aus dem Elektronenmode allein. Der Satti-

gungsstrom hangt namlich zu sehr von der geometrischen

und Potential-Konfiguration ab, als daB man ihn quantita-

tiv aus einer Theorie ableiten konnte. Fiir die d e m n a c h

erforderliche Eichung wurden fiir die B-Mission die Elek- V

tronendichte-Messungen des Experiments IP herangezogen.

Statistische Untersuchungen fiihrten schliefllich auf den

Faktor 1/18, der in die klassische Formel fiir die Elek-

tronendichte aus dem 'Knickstrom' einzusetzen war, wenn

letzterer durch den Sattigungsstrom ersetzt wurde. Die

Ubereinstimmung zwischen beiden Datensatzen war nach

dieser Eichung recht gut, Abweichungen gab es nur noch

an wenigen Stellen (siehe Abb. 71).

Bei A E R O S - A treten wegen des 'Rundum'-Betriebs (siehe

1.1.1) groBe Winkel-Variationen auf. Hier konnten die Ein-

fliisse leichter untersucht werden, weil jeweils fiir zwei

Spin-Perioden fortlaufend gemessen wurde. Die Variation

der Dichte iiber einen Bahnabschnitt von 100 km halt

sich noch in Grenzen. In einer umfangreichen Unter-

suchung wurden die M e f i w e r t e so 'normiert', d a f i der dem

kleinsten Ablagewinkel entsprechende zu 1 gemacht

wurde. Die normierten Dichten wurden dann, fiir viele

Spin-Perioden, abhangig vom jeweils untersuchten W i n k e l

graphisch dargestellt. Eine Anstromungs-Abhangigkeit

ergab sich erst bei W i n k e l n iiber 60 , und zwar eine

A b n a h m e der Empfindlichkeit, die sich aus der Geometric

beim Einfangen erklart. Sie hangt von der speziellen

c



- 151 -

Realisierung, z.B. der Gitter, und von den Potentialen

ab. Ein . vermuteter Zusatzeffekt des Magnetfeldes 'beimEinfangen konnte nicht nachgewiesen warden, weder mit

dem W i r i k e l 'Sensornormale gegen Magnetfeld' noch; . mit

d e m W i n k e l gegen das (durch die Bewegung im Magnetfeld

hervorgerufene) Lorentz-Feld. '•:

C

10 11

roiE

\(b

••' /'

Coco•i:o

U J

109

-tf- — •

/

' """ . '

* *

' s .

*4 * ' i-i * t

- H ^

-h

- -•«• . , • . - -• , ^

0 90 180

geom agn . Breite I °

Abb. 71:Elektronendichte mit den Experimenten IP undR P A (Elektronenmode, : a u s Sattigungsstrom m itUmrechnungsfaktor 1/18) gemessen ( • = IP,

+ = RPA) . . .... .... . . . . . . .

Empirische Median-Kurven wurden analytisch approximiert

und eine .entsprechende -Korrektur • in das Auswertever-

fahren eingebaut. Sie ist riur bei grofien; Anstromwinkeln

wirksam,; betrifft -also in erster Linie. die A-Mission.





- 153 -

d e m . Plasma, die durch das erste (Gegenspannungs-).

Gitter so stark beschleunigt werden, d a f l sie Sekundar-El-

ektronen innerhalb des .Sensors erzeugen. Urn. das zu

verhindern, wurde fur die B-Mission. das Frontgitter in

diesem speziellen M o d e auf +10 V gelegt, so d a f t die

Gegenspannung nur an den folgenden beiden (inneren)

Cittern" lag." Durch die Abandoning" 'war es" tatsachlich

moglich, die Storung durch. Sekundar-Elektronen voll zu .

eliminieren (siehe Abb. l8a) . Deshalb enthalt das

B-Datenmaterial erheblich ausfiihrlichere Information iiber

die suprathermischen Elektronen.

Zusatzlich zu differentiellen Fluflangaben bei bestimmten

Energiewerten wurde eine zusatzliche, globale Auswerte-

technik -'- zumindest fiir die B-Mission - eingefiihrt, die.

auf einen physikalisch verwertbaren Beschrieb der Messun-

gen abhebt. Sie soil ermoglichen, die suprathermische

Elektronenbevolkerung naherungsweise als eine zweite

Maxwell-verteilte zu beschreiben. Das geschieht durch

eine weitere lineare Approximation in der halblogarithmi-

schen Darstellung, die abef auf den mittleren ' Energie-

bereich beschrankt bleibt. Diese A u s w e r t u n g ist noch im

Gange.

1.1.3.3 . ' / ";

Bei den lonen-Messungen ist die Situation ganz anders

als bei der Elektronen-Messung. Hier ist die Satelliten-

Geschwindigkeit entscheidend, veil sie groB gegen die

thermische ist. Die Gegenspannungs-Ku rve erlaubt . im ein-

fachsten Fall, wo .eine lonensorte weit iiberwiegt, eine

ziemlich einfache Temperaturbestimmung .aus der kineti-

schen Theorie, sofern Anstromwinkel und. Satelliten-

Geschwindigkeit .bekannt sind .(Abb. -19). Im allgemeinen

Fall . mehrerer lonensorten zeigt die. Kurye je lonenmasse

eine. Stufe, die aber durch. die Statistik der Temperatur-

c



Bewegung ausgeschliffen sind (Abb. 73). Die Dichten der

jeweiligen lonen und deren Temperatur mlissen durch

Vergleich mit theoretisch berechneten K u r v e n in einer

iterierenden Optimierungs-Berechnungbestimmt werden.

1 . G C O

o

oC O

0.100

0.010 r

0.001

T\ a1

Us »-(UVF -. 3.9%

A 6 8

Gegenspannung /V —

10

Abb. 73: Typische Gegenspannungs-Kurve.. im lonenmodem it zwei wesentlichen lonensorten im Verhaltnis

1:10.

Ein anderes, mehr ins einzelne gehendes differenzierendes

Auswerteverfahren wurde zwar nicht in Routine, jedoch

bei besonderen Gelegenheiten angewendet. Bei einer Gegen-

spannungs-Kurve mit klar unterschiedenen Stufen erhalt

man durch Differenzieren nach der Spannung zu jeder

Stufe eine glockenformige abgeleitete Kurve. Ihre Breite

hangt eng mit der Temperatur der betreffehden lonen

C





- 156 -

konstanten Faktor von 1,25, mit dem die Iqnendichten

multipliz'iert werden miissen. Die Erklarung .ist die, d a f ldie Transparenz der Gitter des RPA optisch bestimmt

wurde, tatsachlich aber die 'elektrische' Transparenz fur

langsame lonen urn 20% geringer ist. ( E i n e entsprechende

Korrektuf wird fiir den Elektronen-Mode des RPA deshalb

nicht benotigt, veil dort beim Ubergang zum Sattigungs-

strom ohnehin empirisch angepafit wurde.)

1.1.4

I m Experiment Impedanz-Sonde ( I P ) wird im Grundsatz

die Impedanz einer A n t e n n e im Plasma bestimmt, und

zwar durch ein Frequenzvariations-Verfahren, in dem eine

typische Resonanz gemessen wird. Zur Berechnung gibt es

verschiedene Theorien, je nachdem, ob der E i n f l u f i des

E r d f h a g n e t f e l d e s oder auch noch die Temperaturbewegung

der Elektronen einbezogen werden. O h n e beide Einflusse

hatte man eine Resonanz auf der Plasmafrequenz f,.. Mit

de m Magnetfeld verschiebt sich diese auf die obere2 21/2

Hybridfrequenz f ~ = (f., + f~ ) , wobei fg die Gyro-

frequenz der Elektronen im Magnetfeld ist. Das Experi-

ment IP hebt auf die Hybrid-Frequenz ab und bestimmt

die dazugehb'rige Resonanz, jedoch unter Vorschaltung

einer Serien-Kapazitat, wodu'rch die Resonanz in reprodu-

zierbarer W e i s e nach hoheren Frequenzen verschoben

wird. Dadurch wird vermieden, da/3 andere W e l l e n uner-

wvinscht angeregt werden, was in der N a h e der richtigenPlasma-Frequenz der Fall sein konnte. Dieser Trick bedeu-

tet gewissermaBen eine E n t d a m p f u n g der Resonanz. Man

kann das MeBgerat beschreiben als akti-ves Hochfrequenz-

Spektrometer . m i t sagezahnformiger Frequenz-Variation

(innerhalb;

1 s) und Phasen-Messung der - Impedanz. Bei

einem fest vorgegebenen Phasenwinkel hakt die Anzeige

ein, die betreffende Frequenz wird (durch Zahlung)

bestimmt. A u B e r der eigentlichen Resonanz ( b e i m Phasen-



- 157 -

winkel 90 ) wird sukzessive noch bei drei anderen Winkel-

werten gemessen; mehr dazu siehe. in Kap. 3.6.

1.1.4.1

Bei der Auswertung dieser sekundlichen Messungen erha'lt

man alle 8 km auf dem Orbit einen M e f l w e r t der

Elektronendichte. Meist wurde der Medianwert uber je

einen Zyklus von sechs Messungen ausgewertet, der alle

48 km anfallt. A u c h in diesem Fall hat man eine M e f i -

folge, die in ungestorten Gebieten der lonosphare vollig

O stetig verlauft. Diese gleitend gemittelten Daten wurden

fiir die meisten Anwendungen benutzt.

U r n zusatzlich Informationen uber weitere Plasma-Eigen-

schaften und uber die der Auswertung zugrundeliegenden

MeBbedingungen der Sonde zu erhalten, wurden zwei Para-

meter systematisch variiert; eine genaue Beschreibung

findet sich in Kap.3.6 (siehe Abb. 20). D e m g e m a f l kam

in 6 s, also uber etwa 50 km Bahn, jede Einstellung

einmal zum Zug. Ein "ruhiges" Beispiel einer M e f t f o l g e

gibt Tabelle 9, wo jede Spalte .einem 6-Sekunden-Zyklus

entspricht.

Tabelle 9; In 3O s angezeigte IP-Frequenzen (inMHz)

0-5 s 6-11 s 12-17 s 18-23 s 24-29 s

f 1f2

f3

f4

f5

f6

2,68

2,66

2,68

2,80

2,90

3,06

2 ,68

2,66

2,70

2,80

2,90

3,04

2,68

2,66

2,70

2,80

2,88

3,02

2,68

2,66

2,70

2,80

2,88

3,06

2,68

- 2,66

2,70

2,80

2,88

3,04



- 158 -

1.1.4.2

D ie aus Drahtgeflecht in zylindrischer F o r m realisierteA n t e n n e des Experiments IP wurde alle 6s an ein

positives Gleichpotential angeschlossen, das so geregelt

wurde, da/3 ein vorgegebener S t r o m aus dem Plasma

gezogen wurde. .Dabei verhielt sich die A n t e n n e wie eine

Langmuir-Sonde, wobei in einigen Fallen das geregelte

Potential dem Plasma-Potential sehr nahe kam. Der dann

eingesammelte Strom 1. kann wie folgt beschrieben werden:A

I =2qNr 1 (1-t ) [ }n( r a ,B ) -6 69 •1O5/kT~ -v sin 6]2

*» ** * ** fi f\ S S

N ist hier die Elektronendichte, r. und 1. sind der

Antennen-Radius bzw. die Antennen-Lange, t. ist die

e f f e k t i v e Transparenz der gitterformigen Antennen-Ober-

flache. Die Funktion n ( r A , B ) dient zur Korrektur auf das

Magnetfeld, durch das die Elektronen in spiraliger B a h n

u m die Magnetfeld-Linien gehalten werden ( C H U N G et al.,

1975). Die G r o f l e v « s i n 9 berlicksichtigt den lonenramm-

strom, wobei v der Betrag der Satelliten-Geschwindigkeit

und 0 der W i n k e l zwischen A n t e n n e n - A c h s e und Geschwin-

digkeitsvektor ist; k ist die Boltzmann-Konstahte, q die

Elementarladung. Aus der Formel la/3t sich fur die Falle,

in denen die A n t e n n e auf Plasmapotential liegt, die

Elektronen-Temperatur T bestimmen. Dann namlich ist

die lonenschicht weitgehend abgebaut, die lonenschicht-

Kapazitat deshalb sehr grofl. Aus der gleichzeitig

gemessenen Resonanzfrequenz f wird die Elektronendichte

ermittelt und in obige Formel eingesetzt.

Tatsachlich waren aber die E f f e k t e auf f1 bis f~ im allge-

m e i n e n " zu klein, wie Tabelle 9 zeigt. Das heiBt, die

lonenschicht hatte unter iiblichen Betriebsbedingungen

eine groBe Kapazitat, die nur unwesentlich . modifiziert



- 159 -

wurde. Der E f f e k t lag tatsachlich meist unter 1%, was

auf dem mit etwa 8 km s bewegten Satelliten gegen dieortlichen Fluktuationen zu gering 1st. Es stellte sich

jedoch heraus, daB gelegentlich in einem begrenzten

geographischen Bereich ein deutlich groflerer E f f e k t , bis

zu 5%, auftrat, bevorzugt im Aquatorgebiet. Der Vergleich

der nach obiger Formel ermittelten Elektronen-Temperatur

mit den aus dem Gegenspannungs-Analysator gewonnenen

Werten ist in Abb. 75 fiir einige dieser Falle dargestellt.

Die aus IP bestimmten W e r t e liegen in einem Bereich von

±300 K u rn d i e d es RPA.

* 2200

3

^v.01Q.

Oic8

i0

2000

1800

1600

uo o

- 1 1 1 1

X /X

X /

X/*

-/

/ \ \ II

'/

/

X

1

RPA -Eleklransnfemperatur / K

Abb. 75: Vergleich- der Elektronen-Temperatur aus derPotential-Abhangigkeit der IP (nach der Formel

in 1.1.4.2 bestimmt) mit der gleichzeitig vom

R P A gemessenen. , - - - . -

Aus der Differenz der Resonanzfrequenz bei eingeschalte-

ter und ausgeschalteter Gleichpotentialregelung lafit sich

ubrigens der W e r t C. der lonenschichtkapazitat bei

flieBendem Antennenpotential berechnen. Es zeigte sich,



- 160 -

d a f i die so ermittelte e f f e k t i v e Kapazitat der lonenschicht

recht gut (innerhalb etwa 30%) mit dem W e r t iiberein-

stimmte, der aus e i n e m numerischen M o d e l l fur die Radial-

verteilung von Elektronendichte und elektrischem Potential

u m einen im stromenden Plasma befindlichen zylindrischen

Sensor theoretisch berechnet wurde.

1.1.4.3

Die zweite Modifikation betraf die M e f i p h a s e , d.h. die

H . F. -Phase, bei welcher die Frequenzanzeige 'einhakte

1

. Wahrend die oben erwahnten drei M e s s u n g e n bei Resonanz-

phase abliefen, wurde das 'Einhaken' nun im Phasen-

winkel verschoben um 22,5 bzw. 45 bzw. 67,5 • Stellt

man sich die Resonanzkurve als von e i n e m g e d a m p f t e n •

Schwingungskreis erzeugt vor, so kann aus der Phasen-

abhangigkeit die G u t e dieses Kreises b e s t i m m t werden,

bzw. der aquivalente Parallelwiderstand. D i e s e 'Ersatz-

groBe1

wurde in e i n e m grofieren Satz jeweils zeitlich

konsistenter Messungen, und zwar aus der Frequenz-

Variation von etwa 200 kHz, die dem groflten Phasen-

sprung entspricht (f/- gegen f ~ ) , einzeln bestimmt. I m

Mittel Uber diese W e r t e ergab sich ein frequenzunabhangi-

ger Parallelwiderstand von 13 kfi (wobei die G u t e

frequenzabhangig zwischen 4 und 18 variiert). Die Streu-

ung um diesen mittleren W e r t ist (bei ruhigen Bedin-

gungen) ± 2 kfl liber fast alle W e r t e . Darin sind sicher

auch systematische Variationen inbegriffen, wegen der Un-vollkommenheit der benutzten 'kalten

1Plasmatheorie.

Z u d e m sind die Widerstandswerte, die aus den Zwischen-

werten ( f . , f,-) der Phase gewonnen wurden, meist nicht

identisch mit dem aus f/- und f0. Das bedeutet, da/3 einb o

komplizierteres Ersatz-Schaltbild am Platze ware, das

zudem noch variabel sein m u B t e , moglicherweise nicht-

linear.

c



- 161 -

Fur einen betrachtlichen Datensatz wurde eine Routine-

Auswertung auf Elektronen-Dichte ausgefuhrt, wobei der

oben genannte Parallel-Widerstand als D a m p f u n g angesetzt

wurde. Abb. 21 zeigt einerseits die gemessenen Frequen-

zen, andererseits die daraus errechneten Elektronen-

Dichten. Diese zeigen eine systematisehe, aber von Fall

zu Fall verschiedene Variation. In den beiden Beispielen

der Abb. 76 betragt sie, bei gleicher Elektronen-Dichte,

in einem Fall ± 2 , 5 % , in > _ anderen ±6%. D ie systematisehe

Variation erscheint vor allem deutlich im zweiten Fall.

»Q 5

E= *Q5o

«-0.5

«* a a« A A «*i

56 57 58 59'

Breite

Abb. 76: Variabilita't der mit Experiment IP mit den

M e f i f r e q u e n z e n f. bis f/- bestimmten W e r t e derElektronendichte ( A b w e i c h u n g vom Medianwert).Der in den beiden Beispielen jeweils am wei-testen abliegende W e r t gehort zu ffi.

Sie zeigt, d a f l die Reduktion mit dem gemittelten Ersatz-

Schaltbild nicht ausreicht. Die Variabilitat der ' G u t e '

m u f i .auf einem variablen D a m p f u n g s e i n f l u f l beruhen, der





- 163 -

stofi-Ionen-Quelle zur M e s s u n g von Neutralgas oder als

System zum S a m m e l n atmospharischer lonen betrieben wer-den. Im l o n e n m o d e wird der ionisierende Elektronenstrahl

unterdriickt und durch geeignete U m s c h a l t u n g verschiede-

ner Potentiale im Massenspektrometer wird erreicht, d a f i

lediglich die a n s t r d m e n d e n lonen des natiirlichen Plasmas

der Satelliten-Umgebung a u f g e n o m m e n und analysiert wer-

den. Bei der lonenmessung werden die gleichen M a s s e n wie

bei der Neutralgas-Messung und damit die wichtigsten iono-

spharischen Bestandteile H+, H e"

1", N

+, 0*. N2

+, NO"

1"und

O,,+ nachgewiesen. Die Empfindlichkeit ist dabei sehr stark

von der Anstromrichtung abhangig, und zwar mit verschie-

denen W i n k e l f u n k t i o n e n fiir die verschiedenen lonenmassen.iD ie Auswertung der Messung wurde deshalb auf Bereiche

beschrankt, wo die Ablage der A n s t r o m u n g von der Instru-

menten-Achse nicht zu g r o f i war.

4.3 1.2 Physikalische A u s w e r t u n g und kritische W e r t u n g der

Paten

D ie Auslegung der A E R O S - E x p e r i m e n t e sah eine gewisse

Redundanz vor, so d a f t die Plasma-Dichten mehrfach, also

redundant, gemessen wurden. Dadurch ergab sich die in

andereh Missionen k a u m gegebene Moglichkeit, durch Ver-

gleiche die Zuverlassigkeit der Absolut-Bestimmung zu ver-

bessern und gegebenenfalls Korrekturen anzubringen.

A u f i e r d e m wurden mit dem gleichen Ziel Vergleiche mit Mes-

sungen inkoharenter Streu-Stationen, einzelner lonosonden,

. auch mit anderen, geeigneten Satelliten durchgefiihrt.



- 164 -

1.2.1

D ie Plasma-Dichte wurde im Pr inzip dreifach absolut gemes-sen:

- als Elektronen-Dichte . mit der Impedanz-Sonde IP und mit

de m

- Gegenspannungs-Analysator RPA in den beiden Elektro-

nen-Moden, .

- als lonen-Dichte mit dem RPA im lonen-Mode.

1.2.1.1

Vergleiche mit Satelliten-Messungen betrafen nur die B-Mis-

sion, veil wahrend der A-Mission keine vergleichbaren

Satelliten im Orbit waren.

D ie bisher eingehendste Untersuchung betraf den ISIS-2-

Satelliten, dessen Ausriistung unter anderem eine lono-

sonde, eine Langmuir-Sonde sowie ein Elektronen-Spektro-

meter u m f a f l t . Aus einem Gesamtsatz von 77 Satelliten-Bege-

gnungen in hohen Breiten wurden zunachst 20 Falle fureine vergleichende Analyse der Plasmadaten beider Satelli-

ten ausgewahlt. Das Hauptinteresse der Untersuchungen

richtet sich dabei auf die tagseitige sogenannte K l u f t , in

der die Kopplung zwischen Magnetosphare und lonosphare

besonders auSgepragt ist (siehe Abschn. 3-2 ). Die meisten

K r e u z u n g e n liegen im Polarbereich, wo die Plasmadichte

ortlich und zeitlich oft erheblich schwankt. Aus der Kon-

sistenz der Daten kann aber geschlossen werden, d a f i die

m it dem Experiment IP bestimmten Elektronendichten sicher

nicht mehr als ± 50% von den aus den lonogrammen abgelei-

teten abweichen ( D U M B S et al., 1979)-

A uf dem japanischen TAIYO-Satelliten, der eine starker ex-

zentrische Bahn als A E R O S hatte, flog eine von OYA und

M O R I O K A (1975) entwickelte 'Gyro-Plasma-Sonde' mit, deren

Technik von der des A E R O S - l n s t r u m e n t s IP verschieden ist.



- 165 -

Vergleiche von Dichte-Messungen zeigten bei Tag und N a c h t

gute U b e r e i n s t i m m u n g ( N E S K E et al., 1979). W e g e n der

stark exzentrischen Bahn von T A I Y O f i n d e n die K r e u z u n g e n

(innerhalb von ±10 in Breite, ±30 in Lange, ±1 h in

Ortszeit) meist in der Hohenkonfiguration ' T A I Y O iiber

A E R O S ' statt. Untersucht wurden aber nur Falle, in denen

diese D i f f e r e n z nicht g r b ' f l e r als 200 km war. D a n n kann

der Hohengradient des Elektronendichte-Profils abgeleitet

werden. Der gleiche Gradient kann auch langs der stark

hohenvariablen B a h n von T A I Y O allein b e s t i m m t werden.

D ie mit beiden M e t h o d e n b e s t i m m t e n Hohengradienten stim-

m e n gut uberein, obwohl von Fall zu Fall verschiedene

W e r t e vorliegen.

D e r amerikanische Satellit S3-1 trug u.a. ein magnetisches

Massenspektrometer, welches hauptsachlich die lonen N+,

O , N~ , NO und 0~ gemessen hat. Die absolute E m p f i n d -

lichkeit dieses Gerats wurde durch Anpassung an die iiber

mehreren lonosonden-Bodenstationen beobachteten Plasma-

dichten im F 2 - M a x i m u m bestimmt. Kreuzungspunkte von

A E R O S - B und S3-1 finden sich in' 78° nordlicher Breite bei

13 h Ortszeit; Untersuchungen wurden fur eine Epoche

durchgefiihrt, als beide Satelliten vergleichbare H b ' h e n im

Bereich des F 2 - M a x i m u m s hatten. Hier lassen sich direkte

Dichtevergleiche durchfiihren, wobei Hohenunterschiede

weniger zur Dichtevariation beitragen als die horizontale

Struktur der polaren lonosphare, die mit der invariantenmagnetischen Breite korreliert ist. Die U b e r e i n s t i m m u n g in

den Yotaldichten von S3-1 und von A E R O S (IP-Messung)

liegt innerhalb von 10%; gleiches gilt auch f v i r die

relativen Anteile von A t o m - und Molekiil-Ionen, wenn man

die RPA-lonenmessungen von A E R O S - B auf die IP-Elektronen-

dichteri hochkorrigiert.



- 166 -

1.2.1.2

Verglelche mit bodengebundenen Beobachtungen wurden bei

einzelnen Gelegenheiten ausgefiihrt. In Betracht k o m m e n

lonosonden und inkoharente Riickstreu-Anlagen. W e g e n der

nicht unerheblichen ortlichen und zeitlichen Schwankungen

kann exakte Ubereinstimmung nicht erwartet werden, well

ja kein Kontakt exakt tiber der Bodenstation stattfindet.

Es entsteht dann auch die Frage, ob der Punkt groflter

Annaherung oder der gleicher Breite zum Vergleich besser

geeignet ist.

:M i t lonosonden konnten nur wenige Vergleiche mit H il fe

der Stationen Lindau (Harz) und Slough (England) ausge-

fiihrt werden. Abb. 22 zeigt gute Ubereinstimmung, aber

auch die Grenzen dieses Verfahrens.

M it inkoha'renten Streustationen liegen fur A E R O S - A zwei

gute Uberfluge vor; Orbit 319 mit Malvern, Orbit 477 mit

St. Santin. Die Dichteangaben der Streustationen waren

beidemale etwas niedriger als die des Experiments RPA.

Eine einzige Vergleichsmoglichkeit mit dem in dichter Folge

messenden Experiment IP ergab sich im Orbit 6120 .von

A E R O S - B mit der polaren Station Chatanika. In diesem

Falle war das MeBergebnis der Station um 20% hoher als

die Satelliten-Messung. Das ist im R a h m e n der gegebenen

Moglichkeiten (s. oben) eine recht gute Ubereinstimmung.

1.2.2

lonen-Partialdichten, d.h. die anteilige Zusammensetzung

der lonen, ist eine M e f l g r o f t e , die zu Vergleichen mit

aeronomischen Theorien bisher nur selten herangezogen

werden konnte, obwohl sie dafiir von besonderem Interesse

ist: gibt sie doch tieferen Einblick als die summarische

Plasmadichte. . Auf beideh AEROS-Satelliten wurde die

lonen-Kompbsition m i t d e n Instrumenten N I M S u n d R P A

(lonenmode) bestimmt.



- 167 -

1.2.2.1

Der Gegenspannungs-Analysator gibt keine differentielle

Darstellung nach einzelnen lonenmassen, wohl aber eine

integrale. W e i l im bewegten Bezugssystem jeder lonenmasse

eine andere Teilchen-Energie entspricht, kann man bei

entsprechender Analyse der Gegenspannungs-Kurve auf die

Massen der einzelnen lonensorten und ihre Anzahldichte

schlieflen.

Das M a x i m u m der Stromspannungs-Charakterist ik bei Gegen-spannung N u l l 1st der lonen-Gesamtdichte proportional. Mit

zunehmender Gegenspannung werden zunachst die lonen-

sorten mit der geringsten kinetischen Energie (im Bezugs-

system des Satelliten) eliminiert; das ist die leichteste

lonensorte. Die schwereren lonen werden dann in der

Reihenfolge zunehmender Masse ausgeschieden. Man benutzt

also ein Differenzverfahren, das hohe Anforderungen an

die Genauigkeit der Messung stellt. Voraussetzung der

Anwendung ist allerdings, dafi es gelingt, die

Uberlagerung der Einzelkurven aufzulosen. Dafiir wurden

zwei verschiedene Verfahren entwickelt.

Im ersten Verfahren gingen wir von einer kinetischen Theo-

rie aus, mit der bei bekanntem zeitlichen Verlauf des An-

stromwinkels u n d angenommener . • lonentemperatur d ie Form

der Gegenspannung skurve fiir jede beliebige lonenmasse

berechnet werden kann. Wollte man bei vollig unbekanntenlonen-Sorten daraus die beobachtete Gegenspannungskurve

aufbauen, so ware diese Prozedur sicher nicht eindeutig

umkehrbar. Deshalb benutzten w'ir. die a priori-Information

friiherer Experimentatoren, wonach die wichtigsten lonen

sind: einerseits die molekularen CL , NO und N_ ,

andererseits die atomaren 0+, He

+und H

+. Die drei

molekularen haben so wenig unterschiedliche Massen, d a f i

eine integrale Messung zu ihrer Identifizierung en detail



- 168 -

nicht geeignet ist. Sie wurden deshalb z u s a m m e n g e w o r f e n

(gerechnet haben wir mit der mittleren Massenzahl 31,

well N~ e r f a h r u n g s g e m a f i nur in geringer Konzentration

auftrit t) . So blieben vier lonen-Arten, aus denen dann mit

passend gesetzten Anfangsdichten eine theoretische Gegen-

spannungs-Kurve erhalten wurde. Durch Vergleich mit den

beobachteten M e f i p u n k t e n wurden dann die Dichten, aber

auch die Temperatur der lonen solange iteriert, bis ein

M i n i m u m des (quadratischen) R e s i d u u m s erreicht war.

Fur die Routine-Berechnung 'geeignet wurde die M e t h o d e C

erst durch eine gewisse Einengung der bei der Iteration

zugelassenen Moglichkeiten. Vor allem wurde die a-priori-

Information zur lonen-Zusammensetzung prazisiert: bei

H o h e n unterhalb 300 km wurden keine leichten lonen, bei

H o h e n oberhalb 350 km keine Molekiil-Ionen in die Itera-

tion hereingenommen. Das ist. sicher fast i m m e r richtig,

aufler bei Storungen, fiir die eine gesonderte Behandlung

reserviert wird. A u c h in Fallen, wo keine korrekte Opti-mierung erreicht wurde, wird jedenfalls die Gesamtdichte

der lonen ausgegeben. Dieses P r o g r a m m lief schliefllich

zufriedenstellend, es wurde fiir beide Satelliten eingesetzt.

Das in 1.1.3.3 beschriebene differenzierende Auswerte-

Verfahren wurde nur in Einzelfallen herangezogen. Es soil

kiinftig bei der Untersuchung von Ereignissen benutzt

werden, bei denen die obigen A n n a h m e n nicht zutreffen.

1.2.2.2

D ie Messungen d e s Massenspektrometers N I M S im lonenmode

allein konnten auf absolute Dichten nicht ~ ausgewertet wer-

den, weil die M e f l - E m p f i n d l i c h k e i t sehr stark ausrichtungs-

abhangig ist. W a r e n dagegen die Anteile der iiberwiegen-

den lonen-Sorten aus den Messungen des RPA oder auch

nur die Gesamtdichte vom Experiment IP bekannt, so

c



- 169 -

konnte damit eine Art Eichung durchgefiiht werden. Danach

war es dann mbglich, mithilfe der N I M S - M e s s u n g e n die

Feinaufteilungen im Massenspektrum vorzunehmen.

I m Gegensatz zu neutralen Gasteilchen, die vor ihrer

lonisation durch zahlreiche W a n d s t o f i e in der lonenquelle

thermalisiert werden, wird die Nachweis-Wahrscheinlichkeit

atmospharischer lonen stark von dem Anstromwinkel, d.h.

Winkel zwischen Spektrometerachse und Flugvektor,

^3 abhangen. Aufgrund der Einbaugeometrie des Massenspektro-

meters im Satelliten (Spektrometerachse senkrecht zur Satel-

liten-Drehachse), der Ausrichtung der Drehachse zur Sonne

und der Satellitenbahn (3 Uhr und 15 Uhr Ortszeit) andert

sich der wahrend einer Spindrehung jeweils giinstigste

Anstromwinkel im Verlauf eines Orbits von einigen Grad

bis zu 48 . Die das Spektrometer schrag anstromenden

lonen haben bei einer Satelliten-Geschwindigkeit von

8 km/s eine kinetische Energie von etwa 0,3 eV pro

Nukleon. Dies ist fiir die schwereren lonen vergleichbar

mit den elektrostatischen Potentialen im Eingangssystem

z u m Massenspektrometer. Die ionenoptische Einstellung fur

eine optimale Fokussierung der schrag einfallenden lonen

V hangt von der lonenmasse, dem Angriffswinkel und der

thermischen Energie (lonentemperatur) der lonen ab, alles

G r o f i e n , die sich laufend andern. Daraus resultiert eine

variable Nachweis-Empfindlichkeit des Massenspektrometers.

Zur Berechnung der Winkelcharakteristiken der verschiede-

nen lonen ' wurde eine modellmaBige Beschreibung des

lonen-Sammelprozesses benutzt ( R U H L E , 1976), wobei als

wesentlicher Instrument-Parameter, der nicht ad lioc

- bekannt ist, der effektive, raumliche Akzeptanzwinkel des

EinlaBsystems aus dem MeBdaten selbst bestimmt wird.

AuBer den Vom Massenspektrometer gemessenen relativen

x - lonendichten werden hierzu die lonen-Temperatur und die



- 170 -

absolute lonen-Dichte (bzw. Elektronen-Dichte) benotigt,

die vom R P A - E x p e r i m e n t und von der Impedanz-Sonde gemes-

sen wurden.

T = 1 0 0 0 K

C D = 6,5°

V sat =77km/sek

0 10 20 30

ANGRIFFSWINKEL <*, (GRAD)

Abb. 77: Abhangigkeit der Nachweis-Empfindlichkeit desExperiments NIMS ir r i lonenmode v o m Anstrom-winkel, fiir verschiedene lonensorten ( R U H L E ,

1976). r



- 171 -

D ie starke Abhangigkeit der Nachweisempfindlichkeit vom

A n s t r o m w i n k e l (Abb. 7 7 ) f u h r t dazu, d a f l d i e auswertbarenlonenmessungen im wesentlichen auf z w e i relativ enge Brei-

tenintervalle (eines auf der Tagseite und eines auf der

N a c h t s e i t e ) beschrankt sind. Die A u s d e h n u n g der Inter-

valle hangt noch von der lonenmasse ab und erstreckt

sich nur fur die leichtesten lonen H und He bis zu

polaren Breiten.

1 9 "3

n^ Als Elektronen-Temperatur bezeichnet man die Temperatur

der iiberwiegenden Elektronen-Population, die je nach

Tageszeit, Ort und H o h e zwischen 600 und 4000 K zu

Hegen pflegt. Sie wurde mit derri Experiment RPA aus dem

Elektronen-Mode bestimmt, bei dem nur ein kleiner Gegen-

spannungs-Bereich durchfahren wird.

1.2.3.1 ' '

D ie Elektronen-Temperatur wird aus der Steigung des line-aren Teils der (halblogarithmischen) Gegenspannungskurve

(vergl. . Abb. 18) bestimmt. Bei der B e s t i m m u n g miissen

(sehr selten und vereinzelt auftretende) stark ausreiBende

Stromwerte ausgeschieden werderi, die (durch Bit-Fehler)

bei der . Telemetrieiibertragung zur Erd'e entstehen konnen.

Behalten werden nur Punkte, die innerhalb ±10% auf einer

Geraden liegen. Gibt es keinen ausreichend ausgedehnten

linearen Bereich, so kann keine Temperatur bestimmt

werden. Das sind Falle, in denen die suprathermischen

Elektronen (siehe 1.2.5) so zahlreich sind, da/5 eine klare

Maxwell-Verteilung nicht m e h r identifiziert werden kann.

In der endgiiltigen Datenausgabe wurden die aus der Stei-

gung bestimmten Temperaturwerte um 5% verringert. Diese

Korrektur berlicksichtigt eine Riickkopplung auf das. Satelli-

ten-Potential, der durch die Veranderung der Gegenspan-

nung am Eingangsgitter bewirkt wird.



- 172 -

1.2.3.2

Vergleiche mit andereh Satelliten betrafenbislang E S R O - 4

fur die A-Mission und T A I Y O f i i r die B-Mission. Im ersten

Fall sind die vermutlich richtigeren A E R O S - W e r t e betracht-

lich niedriger als die von K O H N L E I N und R A 1 T T (1977)

angegebenen.

Der Vergleich mit T A I Y O - D a t e n ergab gute Ubereinstimmung

bei Nacht, bei Tag dagegen signifikante D i f f e r e n z e n bis

zu einigen 100 K ( S P E N N E R et al., 1979).. Wir vermuten,

d a f l sich hier der (bei der fiir T A I Y O gewahlten Auslegung

von Bahn und Orientierung unvermeidliche) E i n f l u f l direk-

ter Sonneneinstrahlung ins Instrument bemerkbar macht.

1.2.3.3

Der entscheidende Vergleich von mit dem Experiment RPA

gemessenen Elektronen-Temperaturen wurde aber von boden-

gebundenen Messungen mit der inkoharenten Streutechnik

durchgefiihrt. Es gibt auf der W e l t nur wenige Stationen,die diese Technik anwenden. M e i s t sind sie nur etwa zwei

Tage pro Monat aktiv. Deshalb gibt es nur wenige Ver-

gleichsmoglichkeiten, obwohl wir 'Kontakte' sehr groftziigig

mit in den Vergleich einbezogen haben.

Abb. 78 vergleicht die Temperaturmessungen bei den Uber-

flugen von A E R O S - A und A E R O S - B . Mit A u s n a h m e eines

Falles, bei dem bei groBem Abstand augenscheinlich eine"

erhebliche Variation mit der Lange vorlag, ist der Ver-

gleich sehr zufriedenstellend ( S P E N N E R und R A W E R , 1978).

Abgesehen von diesen aktuellen Vergleichen haben wir

schliefilich auch die gemittelten M e f l w e r t e beider Technikeri

verglichen. Die in den ersten 100 Tagen der A E R O S - A -

Mission gemessenen Elektronen-Temperaturen wurden

- gemittelt - in einem Rechenmodell funktional beschrieben



- 173 -

(siehe 2.3). D a m i t steht .ein. signifikanter Mittelwert. .zur

Verfiigung, fur je 3 und 15 Uhr Ortszeit, nach geographi-

schen. und Hohen-Koordinaten geordnet. ( S P E N N E R und

P L U G G E , 1978, 1979). . • • . . ,

, 3000

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// i . . • i . i i

0 1000 - " ' • 2000 3C

" .' Elektronehte'mDeratur' ( I;c;R'.i / K

)0 0

Abb. 78: Vergleich der Elektronen-Temperatur nach Mes-sungen mit inkoharenter Streuung (3 Stationen)

mil" der des RPA. Der Datenpunkt B6120 wurdemit A E R O S - B gewonnen, die ubrigeh beziehen

' sich a u f A E R O S - A . ' ' ' . . . '

Verglichen wurden die gemittelten, hohenabhangigen M e f i -

werte der inkoharenten Streustationen Millstone Hill

( U . S . A . ) , Arecibo (Puerto R i c o ) und Jicamarca (Peru). In

der Abb. .79 ist fur Millstone Hill der Streubereich urn den



- 174 -

M i t t e l w e r t eingezeichnet, w a h r e n d der Streubereich der

A E R O S - M e s s u n g e n durch Schraffierung angegeben 1st. DieU b e r e i n s t i m m u n g dieser Bereiche 1st f t i r alle drei Stationen

ausgezeichnet, was die Korrektheit unserer M e B t e c h n i k der

Elektronen-Temperatur beweist.

1000

600

J 600 h

\

— AEROS

'/// AEROS

o,* M i lls tone Hill ISR

:0

514 0 0

200

03± 1

1000 2000

Elektronerrternperatur / K

3000

©

Abb. 79: Streubereiche zu den Profilen der Elektronen-. Temperatur aus. inkoharenter Streuung ( j e Mittel-

wert mit Streubereich) und nach den A E R O S - A -Messungen (schraffiert), fur zwei Ortszeiten(3 h und 15 h). Die eingetragene K u r v e ent-spricht dem S P E N N E R - P L U G G E - M o d e l l .

1.2.4

D i e lonen-Temperatur kann mit e i n e m Gegenspannungs-

Analysator nur dann b e s t i m m t werden, w e n n das M e f i g e r a t

c



- 175 -

eine betrachtliche Geschwindigkeit gegen das Plasma hat.

Entsprechend der Masse der einzelnen lonensorten besitzen

diese in e i n e m bewegten S y s t e m verschiedene R a m m -

Energie. 1m vorgegebenen Fall einer Fluggeschwindigkeit

des Satelliten von ca. 8 km/s erscheinen im Bezugssystem

des Satelliten die leichten lonen H und He mit Energien

unter 1 eV, 0 bei ca. 4 eV, die schweren lonen NO und

Oj bei etwa 8 eV. Nun besitzen die lonen auch eine der

R a m m - E n e r g i e iiberlagerte thermische Energie, s o d a f l , s ie

im bewegten System eine verbreiterte Verteilungs-Funktion

haben. Je hb'her die Temperatur, desto breiter wird diese.Verschiedene lonensorten, die ohne Temperaturbewegung als

Stufenfolge in der Gegenspannungs-Kurve erscheinen

sollten, werden bei hoherer Temperatur ineinander1

verschmiert'.

Der hier vorliegende planare Gegenspannungs-Analysator

kann mit H il fe des Gegenpotentials nur auf die Bewegungs-.

K o m p o n e n t e in Richtung der Sensorachse eine B r e m s k r a f t

ausliben. Die Folge ist, d a f l die lonen bei unglinstiger

(schrager) A n s t r o m u n g schlechter getrennt werden, insbe-

sondere infolge der Rotation des Satelliten.

1.2.4.1

W e g e n dieser Beschrankungen wird in der Routine-

Auswertung die in 1.2.2.1 beschriebene optimierende Anpas-

sung der Gegenspannungs-Kurve benutzt und die Tempera-

tur aller lonensorten als gleich angesetzt. Die Unter-

schiede sind auch im allgemeinen gering.

1.2.4.2

N e b e n dieser r o u t i n e m a ' f t i g . auf den gesamten Datensatz von

A E R O S - A und -B angewendeten A u s w e r t e m e t h o d e wurde fur

spezielle Untersuchungen (und in Fallen giinstiger Anstro-:

m u n g ) auch die differenzierende Auswertemethode (siehe

r



- 176 -

1.2.2.2) angewandt. Sie behutzt den Logarithmus der Ablei-

tung der Stromspannungs-Charakteristik, wodurch die Ver-teilungsfunktion jeder einzelnen lonensorte in guter

Naherung als mehr oder weniger gut abgesetzte Parabel

erscheint. Deren Scheitelhohe ist ein M a f t fiir die jeweilige

Partialdichte, der Halbparameter der Parabel f i i r die

Temperatur (Abb. 74). Auf diese W e i s e ist unter gtinstigen

Bedingungen eine Temperatu rbestimmung getrennt fiir jede

lonensorte moglich. Eine ausgewahlte Zahl von Auswertun- .

gen legt den S c h l u f l nahe, d a f l die einzelnen lonensorten

nicht i m m e r im thermodynamischen Gleichgewicht sind. Viel- \

m e h r scheinen die leichten lonen eine erhohte Temperatur

gegeniiber den schweren zu besitzen, was auch theoretisch

einleuchtend ist (weil der W a r m e k o n t a k t mit der Elek-

tronen-Komponente fiir leichte lonen besser ist).

1.2.5

Suprathermische Elektronenfliisse werden i m Experiment R P A

in einem Elektronen-Mode bestimmt, in dem ein breiterGegenspannungs-Bereich durchfahren wird (siehe

A b b . I8a). In halblogarithmischer Darstellung schlieflt

sich an den thermischen Bereich - in dem .der Strom in .

den meisten Fallen um mindestens zwei Groflenordnungen

abfallt - nach hoheren Spannungen zu ein Bereich mit

wesentlich geringerer A b n a h m e an. Diese ist zwar nicht

i m m e r ganz regelmaflig, aber in den meisten Fallen kann

die beobachtete (halb-logarithmische) Gegenspannungs-

K u r v e in einem Bereich von etwa 5 V durch eine zweite

Gerade annehmbar approximiert werden.

A u s den beobachteten Stromen konnen mithilfe der

D R U V E S T E Y N - B e z i e h u n g Elektronenfliisse bei der betreffen-

den Energie berechnet werden, unter der A n n a h m e , d a f l

der F l u f i isotrop ist ( S P E N N E R und W O L F , 1976). In

Fallen, wo diese Voraussetzung offensichtlich nicht erfiillt

C



- 177 -

war, wurden Fliisse nicht berechnet. Bei hoherer Gegen-

spannung konnten in der in A E R O S - A benutzten Ausfiihrung

des RPA ..positive lonen durch diese Spannung soweit

beschleunigt werden, d a f l sie Sekundar-Elektronen im

Sensor erzeugten. Deshalb beschrankte sich die Auswertung

hier auf kleinere Gegenspannungen. Hier wird in der

Routine-Auswertung lediglich der G e s a m t f l u f i bei 5 V ange-

geben. Bei A E R O S - B dagegen wurden in der Regel die

differentiellen Flusse bei 4, 8, 10, 12 und 24 V ausge-

wertet, auBerdem der G e s a m t f l u f l bei 8 V Gegenspannung.

4.3- 2 Globale Ergebnisse

Es war eines der Ziele der A E R O S - M i s s i o n e n , globale

Modelle flir die gemessenen Parameter zu erstellen. Solche

sind zunachst geophysikalisch als beschreibende Modelle

von erheblichem Interesse, auch fur verschiedene Anwen-

dungen. Ein wichtiger 'Kunde' war hier die Internationale

Referenz lonosphare 1RI ( R A W E R et al., 1978c), in die

A E R O S - D a t e n fur verschiedene Plasma-Parameter eingeflos-

sen sind. Dieses unter Leitung eines internationalen

Steering Committee erarbeitete Modell wurde im Spatherbst

1978 von der U n i o n Radioscientifique Internationale

( U . R . S . I . ) veroffentlicht.

A uf der anderen Seite sind solche empirischen Modelle

auch fur die aeronomische -Theorie von Interesse. Konnen

sie doch dazu dienen, typ ische Profile aufzustellen, an

denen solche Theorien gepriift werden kdnnen. Mit A E R O S

wurde ja die Sonneneinstrahlung im extremen Ultraviolett

quantitativ und erstmals absolut gemessen. Es kann damit

aus gemessenen Spektren die Plasma-Produktion errechnet

werden (siehe 5.1). Dieses Ergebnis kann dann mit den

gemessenen Plasma-Parametern verglichen werden, um

c .:



- 178 -

daraus auf die Zwischenprozesse ( U m l a d u n g , Rekombina-

tion, Transpo rt) zu schlielien. Das 1st eines der wichtigenZiele der integrierten Auswertung bei A E R O S .

4-3. 2.1 Plasma-Dichte

•

Die Plasmadichte unterliegt besonders groflen Variationen

nach Zeit, Ort und Hohe. Sie ist fur verschiedene Anwen- •

dungen von groBer Bedeuturig und wird deshalb schon seit f

Jahrzehnten mit bodengebundenen lonosonden regelmaBig an ^

vielen Stationen gemessen. Die Auswertung der lonogramme

gibt unmittelbar die Plasmadichte im Gipfel der lonosphare

( M a x i m u m der lonisation), mittelbar die dazugehorige H o h e

und das Profil der Unterseite der lonosphare. Die zu den

letztgenannten Angaben erforderliche spezielle Berechnung

wird in der Praxis nur vereinzelt ausgefiihrt. Die Ober-

seite der lonosphare ist allerdings nur mit Lotungen von

Satelliten aus zu erfassen. In situ-Messungen konnen wich-

tige Erganzungen zu dieser Datenbasis liefern. Besonders

interessierten einerseits das Profil der Oberseite und seine

Variationen, andererseits die Gipfeldaten liber den

Bereichen des Globus, die nicht mit Stationen abgedeckt

sind, also vor allem liber den Ozeanen und allgemein auf

der Sudhalbkugel. Andererseits liegen von den boden-

gebundenen lonosonden-Stationen so viele Daten uber lange

Jahre vor, d a f l wir glauben, besser von einer seit

geraumer Zeit vorliegenden Kompilation der Gipfeldaten

ausgehen zu sollen und unsere M e f i w e r t e dann zur Ergan-

zung und Verbesserung dieser Darstellung zu verwenden.

2.1.1

Die globale Verteilung der Elektronendichte in der H o h e

der F2-Schicht wird als Funktion von Breite, Lange,

Tages- und Jahreszeit und solarer Aktivitat durch das

r



- 179 -

C C I R (1969) Model! beschrieben. Aufgrund . der. ungleich-

ma'Bigen Verteilung der lonosonden-Stationen existierten

Datenlucken, die dutch spezielle Interpolations-Verfahren

geschlossen wurden. Die ozeanischen Gebiete sind dabei

besonders schlecht abgedeckt. Durch Satelliten-MeBdaten

lassen sich solche Liicken fiillen. Dariiberhinaus kann mit

Einzelwerten. stichprobenhaft u n d m i t • grb'Beren Datenmengen

groBraumig das Modell gepriift und ~erganzend yerbessert

werden.

J

5-101 1

COI

o

35-10'

10,10

~877 800 700 600 500 AOO 3 0 0 2 3 1 ~

** •

AEROS B

ORBIT. 240 .

300 400 500 600 700

» * Wci/ ie /kmjv.

A / i SS A lonen

Ns IP

geomoonet ische Breite/0

•i.

90 135 180 225

C

A b b . 80: Verlauf der Elektronendichte liber Orbit 240 derB-Mission: Elektronendichte nach Experiment IP;

Punkte: lonendichte nach Experiment RPA. Der

Orbit beginnt bei siidlicher Breite mit dem.. , . Sonnenaufgang am Satelliten, in Apogaumsnahe.

M it abnehmender Hohe (obere Abszisse) steigtdie Dichte bis zum DurchstoB durch den Schicht-gipfel in etwa 300 km Hohe. Mit weiter . abneh-mender Hohe n i m m t die Dichte ab zu einemscharfen M i n i m u m in Perigaumsnahe, nun schon

. . - a u f d e r Nachtseite. :Darauf folgt m it ansteigen-der Bahn der zweite DurchstoB durch den Gip-

f e l , der nun bei rund 400 km liegt.



"Page missing from available version



- 181 -

des Glied haben wir . nun modellmafiige Hohenprofile der

Elektronendichte eingefiihrt. Solche liegen vor von B E N T

und L L E W E L L Y N ( 1 9 7 O ) und neuerdings . in der

' Internationalen R e f e r e n z . . lonosphare' IRI ( R A W E R et al.,

1978c). N a c h Hb'hen-Reduktion der Satelliten-Mefidaten konn-

ten Vergleiche mit dem Modell hinsichtlich Breiten- und

Langen-Abhangigkeit durchgefuhrt werden, vorzugsweise

m i t monatlichen Medianwerten. Als Beispiel sind in

Abb. 81 die gemessenen und die berechneten Dichtewerte

(Mediane fiir den Monat August 1974.) iiber den Breiten-

bereich " -60 bis +60 , ausgedriickt in der Modip-

Koordinate, fur alle Langen und fiir Nacht und Tag

gegenubergestellt. . 'Modip' y ist eine von R A W E R (1963)

eingefiihrte Breiten-Koordinate, die geographische Breite < j >

und magnetische Inklination ^ -. Dip genannt - kombiniert.

durch die Definition

tan u = ty// cos < J >

2.1.2

Die Langenabhangigkeit ist zwar im Modell. enthalten, wird

aber offenbar in der von CC1Rgewahlten 'Darstellung in

Weltzeit zuguns.ten der ortsabhangigeri Variation der Zeit

nicht ausreichend beriicksichtigt. Da A E R O S - B bei zwei

festen Ortszeiten m i f l t , lafit sich eine Trennung von

Langen- und Ortszeitabhangigkeit durchfiihren. Fur

August 1974 wurde fiir die beiden Breitenbereiche Modip

+60° und -60° der Langeneffekt untersucht. In Abb. 82 ist

der gemessene Langeneffekt deutlich starker als der modell-

maBige, mit Extremwerten bei etwa 60°, 180° und 270°

Lange. Dies steht in guter Ubereinstimmung mit der nach

K O H L u n d K I N G (1967) berechneten vertikalen Komponente

V der Triftgeschwindigkeit. Minima der berechneten verti-

kalen Triftgeschwindigkeit und Dichtemaxima stimmen gut



- 182 -

iiberein und bestatigen den doch erheblichen Langeneffekt.

Der fur Orte unterschiedlicher magnetischer Deklinationnach E Y F R 1 G (1963) bestehende Dichteunterschied 1st fur

die Ortszeit von 16,4 h in Einklang mit der Theorie

deutlich ausgepragt bei den A E R O S - M e s s u n g e n , wohingegen

das Modell des CC1R keinen derar tigen Z u s a m m e n h a n g

enthalt (vgl. Abb. 83).

<? 1.5 MOe -

,12

1012

S 3

I0.5-10

n

A E R O S

CCIR

August 74

60* S modip16.4 hLT

~^^n» * *^CAÛ.

60° 120" 180° 240?

ostl. geogr. Longe

300*

0.4

0.3

in

E

0.2 So

0.1I

O

15-10,12I

uQ

G

I

101

0.5-1012

A CHURCHILL(63.8emodip)

• ST. JOHNS ( 57« modip)» O T T A W A (57.5"modipl

-O-AEROS

C C I R

+ CH1NG CHIU

August 7A60"N modip

16.Ch LT

Dekl-27°W1

60° 120° 180° 240°

, ostl.geogr. Lange

300'

0.4 ,(A

E

0.3

oJc

0.1

Abb. 82: Langeneffekte der Plasmadichte am Nachmittag.D ie oberste Kurve (mit der Ordinaten-Skala aufder rechten Seite) gibt die theoretische berech-nete Vertikal-Geschwindigkeit. Oben: bei Modip60° S; unten: b e i M o d i p 6 0 N . C



- 183 -

O

6

o

o•5co

§IUj

Eurasien

-60 -<0 -20 0 20 40 60

A m e r i k a

- 60 -40 -20 0 20 tO 60

Pazifik

-60-10-20 0 20 10 60

Atlantik

-60-10-20 0 20 tO 60

Modip

\

•

0)

o

5Q)

UJ

-60 -tO -20 0 20 tO 60

20

15

10

5

0

A m e r ik a

-60 -tO -20 0 20 tO 60

Pazifik

-60 -tO -20 0 20 tO 60

Atlantik

-60 -to -20 0 20 tO 60

Modip / o *

Abb. 83: Modip-Breitenschnitte der Gipfel-Elektronendichtefur . vier Langenbereiche: Eurasien, Pazifik,Amerika, Atlantik, im August 1974.

Oben: Ortszeit 02.30.. .04-30 h; unten: Ortszeit14.50. ..16.10 h. Ausgezogen: CClR^Modell. Gestri-chelt: A E R O S - D a t e n auf Gipfelhohe C C I R umge-rechnet.



- 184 -

E in anderer V e r s u c h , d e n L a n g e n e f f e k t n a c h z u w e i s e n , b e -

n u t z t d ie L a n g e n v e r s c h i e b u n g d e r B a h n v o n O r b i t z u

O r b i t . V e r g l e i c h t m a n s o M e s s u n g e n j e w e i l s im g l e i c h e n

M o d i p - B e r e i c h , s o e r k e n n t m a n , o b a u c h b e i B e n u t z u n g

dieser K o o r d i n a t e n o c h eine s y s t e m a t i s c h e A b h a n g i g k e i t der

E l e k t r p n e n d i c h t e besteht. ( D i e H b ' h e n a b h a n g i g k e i t g e h t hier

leider n o c h e i n , w e i l nur in g e o g r a p h i s c h e r B r e i t e die

H o h e eine f e s t e F u n k t i o n d e r B r e i t e i s t . ) D ie la'ngen-

abhangigen V a r i a t i o n e n d e r g e m i t t e l t e n E l e k t r o n e n d i c h t e ,

je in e i n e m M o d i p - I n t e r v a l l v o n 1 0 ( b e i j e w e i l s f e s t e r ,

durch d ie B a h n g e g e b e ne r O r t s z e i t ) , w u r d e n v e r s u c h s w e i s e \_

d u r c h e i n e S i n u s - F u n k t i o n der L a n g e dargestellt; L a n g e n -

P h a s e u n d A m p l i t u d e w u r d e n T a g f u r T a g b e s t i m m t . D i e

A n a l y s e w u r d e f i i r e t w a 1 0 0 T a g e zu B e g i n n de r A - M i s s i o n

a u s g e f i i h r t ( A b b . 8 4 ) . D i e L a n g e n p h a s e h a t d i e T e n d e n z , ,

in G r u p p e n v o n 1 0 b is 2 0 T a g e n j e w e i l s konstant zu

bleiben. I n m i t t l e r e n ( M o d i p - ) B r e i t e n treten a u f d e r

S u d h a l b k u g e l b e v o r z u g t P h a s e n l a g e n z w i s c h e n 0 und 90

a u f , a u f d e r N o r d h a l b k u g e l d a g e g e n z w i s c h e n 1 8 0 u n d2 2 0 . Die A m p l i t u d e des E f f e k t s ist ( b e i T a g ) z i e m l i c h

1 1 - 3betrachtlich, e t w a 1 0 m , i n m i t t l e r e n n o r d l i c h e n

B r e i t e n aber e t w a s geringer. W ir d die A n a l y s e in geo-

graphischer B r e i t e a u s g e f i i h r t , s o sind die . A m p l i t u d e n

e h e r g r o f i e r . D a n n w i r d z w a r b e i f e s t e r H o h e g e m e s s e n ,

d a f i i r h a t m a n d e n vollen E f f e k t d e r M a g n e t f e l d - G e o m e t r i e .

Fiir eine weitere U n t e r s u c h u n g der L a n g e n a b h a n g i g k e i t der

D i c h t e muB - liber die A E K O S - M e B d a t e n h i n a u s , die in der

A E R O S - B - M i s s i o n keine vollstandige L a n g e n t i b e r d e c k u n g

gestatten - eine breitere B a s i s . an S a t e l l i t e n - M e f l d a t e n

h e r a n g e z o g e n w e r d e n . .

C



- 185 -

270

160

g o

270

160

o g o

«",&

30 BO

30 80

30

90

80

90

-60"

-50'

270

160

SO

270

160

g o

30 60

30 60

30 60

SO

90

40

SO

60

i < S i i p

70

00

-20°

270

160

90

• "

£ _" »,&

i •* i in

30 60 90

• 10?..O 10"m-

3

Tog _Nf „

80

A b b . 84: L a n g e n e f f e k t dec Elektronendichte Tag fur Tagals Sinus-Verlauf dargestellt mit Phase(Ordinate) und A m p l i t u d e ( G r o B e des Symbols).100 erste Tage der A-Mission, 8 Modip-lnter-valle.

2.1.3

E i n e Z u s a m m e n f a s s u n g der Ergebnisse des bisherigen Ver-

gleichs zwischen M e f l - u n d Modell-Daten ( M O O R S H E I K H ,

1978) ist in Abb. 85 gegeben. Sie u m f a f i t den gesamten

Langen- und den Breiten-Bereich ( M o d i p ) ± 60°. Die fiir

A u g u s t 1974 gefundenen A b w e i c h u n g e n der mittleren kriti-

schen Frequenz der F2-Schicht sind gekennzeichnet, soweit

sie 0,5 MHz uberschreiten. Markante A b w e i c h u n g e n treten

danach im Langenbereich des Pazifik und in den Breiten-

bereichen der Aquatoranomalie auf. Speziell in diesen

r



- 186 -

Bereichen erscheint eine V e r b e s s e r u n g des C C I R - M o d e l l s

angezeigt.

60-I15 0 2 2 5 300

ostf. Lange

> 0 .5 M H z [ I n g -0 .5 M H z

A b b . 8 5 : W e l t k a r t e ( M o d i p g e g e n L a n g e ) m it M a r k i e r u n gder B e r e i c h e , in d e n e n g r o f i e r e A b w e i c h u n g e nv o m C C I R - M o d e l l festgestellt w u r d e n( A u g u s t 1 9 7 4 ) .

Z u s a m m e n f a s s e n d e n d e t e d e r V e r g l e i c h m i t d e n f o l g e n d e n

Feststellungen ( N O O R S H E I K H et a l . , 1978):

( 1 ) I m g r o f i e n u n d g a n z e n besteht g u t e U b e r e i n s t i m m u n g .

I n s b e s o n d e r e ist die P o s i t i o n der A q u a t o r - A n o m a l i e und

. d e r "Troge" m i t t l e r e r B r e i te i m C C I R - M o d e l l im allge-

m e i n e n richtig w i e d e r g e g e b e n .

( 2 ) D a s gilt j e d o c h n i c h t f u r d i e F o rm dieser A n o m a l i e n :

D ie G r a d i e n t e n n a c h d e r B r e i t e sind im M o d e l l z u

stark v e r s c h l i f f e n , sie sind in W i r k l i c h k e i t g r o f i e r .

c



- 187 -

( 3 ) Der Langen-Effekt wird im Modell viel zu gering

angegeben. Das hangt einerseits mit der ungleich-

maBigen Stationsverteilung z u s a m m e n , . andererseits m it

der Benutzung der Weltzeit (UT) im Modell.

2.1.4

Unser Ziel, eine Verbesserung der CCIR-Karten zu errei-

chen, erfordert eine etwas genauere Betrachtung des in

diesem Modell benutzten Algorithmus.. Dieser besteht aus

einer Kombination von tagzeitlicher Fourier- und weltweiter

Legendre-Entwicklung, wobei in der endgtiltigen Darstel-lung als Zeit-Koordinate Weltzeit ( UT ) benutzt wird. N O O R

S H E I K H (1978) hat nun kurzlich darauf hingewiesen, daB

die Darstellung in 'Weltzeit den Nachteil hat, die Tages-

variation mit dem echten Langeneffekt zu vermischen. Die

Langenabhangigkeit des Algorithmus ist dadurch u'ber-

wiegend vom Tagesgang bestimmt. W e n n dagegen nach

Ortszeit dargestellt wiirde, waren die Langenabhangigkei-

ten echt, d.h. sie wiirden dann die Bedingungen zu fester

Ortszeit vergleichen. Deshalb hat er den Algorithmus des

C C I R umgeschrieben auf Ortszeit und f t i r jeweils feste

Ortszeit nach dem weltweiten Algorithmus entwickelt (d.h.

nach Modip, Breite und La'nge, wobei die fuhrende Koordi-

nate M o d i p ist). Der entsprechende Koeffizientensatz wurde

dann einerseits aus der CClR-Darstellung berechnet und

andererseits aus den nach Langen- und Breiten-Einteilung

gemittelten A E R O S - M e B w e r t e n , die aber auf die Gipfelhohe

reduziert wurden (vergl.. 2.1.1). Die beiden Koeffizienten-

satze konnen dann gliedweise miteinander verglichen

werden.

2.1.5

Fur das Profil der Oberseite gibt es ein von B E N T und

L L E W E L L Y N (1970) aus Satelliten-Ionogrammen abgeleitetes

Modell. Es benutzt eine nur stiickweise differenzierbare



- 183 -

Darstellung in vier Schichten, deren Parameter nach geo-

graphischer Lage unstetig gewahlt wurden ( R A W E R et al.,1978a). Fur die Internationale R e f e r e n z lonosphare ( R A W E R

et al., 1978c) wurde eine vollig stetige Darstellung einge-

fiihrt. Wir haben das B E N T ' s c h e M o d e l l mit in-situ-

M e s s u n g e n d e s E x p e r i m e n t s I P verglichen ( N O O R . S H E I K H ,

1978) und finden im allgemeinen gute Ubereinstimmung

(siehe Abb. 86). Eine genauere Priifung des I R I - M o d e l l s

m it einer Vielzahl von IP-Daten steht noch aus.

800

600

400

200

n

1 * 1

A\

' \ '

S "--

x

1 1 1

o>:o

10 11 12

800

600

400

200

n

' v ' '\

\

^ f ; • ' • "

' -• i i

/'*

\v

I

10 11 12

T i l

\

\

\

\

\

\

\

10 11 12 10 11 12

log IElektronendichie / m'3 ) »

A b b . 8 6 : B E N T ' s c h e E l e k t r o n e n d i c h t e - P r o f i l e ( M o n a t s m i t t e l )und M e B w e r t e de s I n s t r u m e n t s I P a u f A E R O S - B

f u r e i n z e l n e P a s s a g e n v e r s c h i e d e n e r H o h e . c



- 189 -

2 . 1 . 6 . .

D i e Gipfelhohe der lonosphare wird im C C I R - P r o g r a m m

nicht direkt gegeben, wohl aber ein eng damit zusammen-

hangender Ausbreitungs-Parameter, M 3 0 0 0 ( F 2 ) genannt.'

Z w i s c h e n diesem M - W e r t und der G i p f e l h o h e h m F 2 wurden

seit 1955 i m m e r wieder empirische R e l a t i o n e n aufgestellt, -

wobei der empir ische Eingang im allgemeinen von Profil-

Berechnungen aus l o n o g r a m m e n herkam. Es hat sich

gezeigt , daB eirie ein-eindeut ige R e l a t i o n nicht aiisreicht,s •

daB vielmehr noch der E t n f l u B der....; tieferen Schichten

beriicksichtigt werden muB durch E i n f u h r u n g der Verhalt-

nisse der Gipfeldichten in der F2- und der E-Schicht

( B R A D L E Y und D U D E N E Y , 1973). Erst neuerdings hat

B I L 1 T Z A ( u n v e r o f f e n t l i c h t ) , in, K e n n t n i s der Unsicherheit

extrapolierender Berechnungen, u n z w e i f e l h a f t e Hohen-

bestimmungen einerseits 'von den inkoharenten Streustati-

onen, andererseits aus geeigneten M e s s u n g e n des Experi-

ments IP zum Vergleich herangezogen. Die letzteren stutzen

sich auf Falle, wo die Satellitenbahn den Hohenbereich

des Gipfels durchquerte. Diese B e d i n g u n g . tritt bei ellip-

tischer Bahn nur zweimal pro Orbit ein, die entsprechen-

den Punkte liegen bei nur langsam veranderlicher Breite

fest, lassen jedoch je nach geographischer La'nge eine

gewisse Variation des M o d i p , zu .

Bis vor k u r z e m wurde die Formel von B R A D L E Y und

D U D E N E Y (1973) mit der Verbesserung bezuglich der Sonnen-

aktivitat von . E Y F R I G ( 1 9 7 3 ) als beste angesehen (ver gl.

A b b . 87). Der Vergleich, u.a. mit Fallen, wo A E R O S das

Gipfelniveau durchstieft, haben aber gezeigt, d a f t noch

eine weitere Abanderung der Formel notig ist, die eben-

falls von der Sonnenaktivitat abhangt ( B 1 L 1 T Z A et al.,

1979). Die so verbesserte Formel ist schliefilich in

1 R I 1978 ( R A W E R et al., 1978c) eingegangen.



- 190 -

4 0 0

SJC

~ 350o >

E•4—JZ

uto

^250•co

i r i r i i

Bilitza-Sheikh-Eyfrig

B e n tDudeneyNisbet M K1

Chiu

i i i i i i

6 0 -40 -20 0 2 0 40

Modip/9 —

60

A b b . 87: G i p f e l h o h e der lonosphare nach verschiedenenFormeln aus den M S O O O - W e r t e n der C C I R - K a r t eerrechnet. Die Kreuze geben zum Vergleich die

m it Gipfelpassagen von A E R O S - B im gleichenM o n a t bestimmten Werte.

O

4.3. 2.2 lonen-Komposition

D ie Z u s a m m e n s e t z u n g der positiven lonen konnte doppelt be-

s t i m m t werden: grob mit dem Experiment RPA, f e i n - aber

nur relativ - mit dem Experiment N I M S , beide im lonen-

mode. Die Auswertungen aus N I M S erfordern wegen der

Winkel-Abhangigkeit erheblichen R e c h e n a u f w a n d und be-

schranken sich bislang auf ausgewahlte Gelegenheiten. Eine

globale Darstellung ist dagegen mit den Ergebnissen des

R P A erzielbar. Da die Routinebearbeitung, ebenfalls bei

erheblichem R e c h e n a u f w a n d , erst 1978 abgeschlossen wurde,

konnte bislang eine umfassende Analyse noch nicht erstellt

werden. Die bisher mitgeteilten Ergebnisse f u f i e n noch auf

begrenzten D a t e n m e n g e n ( D U M B S et al., 1978, 1979).



- 191 -

2.2.1 . ..-

D i e Grob-Zusammensetzung wird in drei Klassen gegeben:

Molekul-Ionen ( M a s s e n 28 bis 32, M i t t e l 31), Atom-lonen

( M a s s e n ' 14 und 16, M i t t e l 16) und leichte lonen (Massen 1

. und 4). Viele A u t o r e n geben lonen-Dichten als Absolutwerte

an. Das ist fur den Gebrauch der Daten meist unzweck-

m a f i i g , veil die Plasmadichte ein stark variabler Parameter

ist. Deshalb geben wir i m m e r die relative lonen-Dichte in

Bevolkerungs-Prozenten an. Dieselbe Angabe wird auch in

der ' Internationalen R e f e r e n z lonosphare' benutzt.

O1 m ..unteren •Hohenber.eich v o n A E R O S gibt e s molekulare

lonen sowie 0 , im oberen Hohenbereich dagegen erscheinen

schon die leichten lonen, besonders nachts. Deshalb kann

im Hohenbereich, der A E R O S zuganglich war. - der

relative Anteil der 0 -lonen als ausreichende Beschreibung

f u r die grobe lonen-Zusammensetzung gewahlt werden.

Dieses Ion erreicht in einem mittleren Hohenbereich fast

100%, darunter" sind der R e s t Molekiil-Ionen, daruber aber

H und He . Die massenspektrometrischen Messungen von

N I M S zeigen, d a f i i m allgemeinen H d a s uberwiegende d e r

beiden lonen ist. Abb. 88 gibt Ergebnisse eines Orbits im

August 1974- Zu Beginn, nahe beim A p o g a u m , erreicht der

0 -Anteil (M16) einen M i n i m a l w e r t von. 20%. Da gleichzeitig

die Mplekiil-lonen vernachlassigbar sind, ist die ganze

D i f f e r e n z den leichten lonen zuzuschreiben. Anschlieflend

steigt der Ml6-Anteil mit abnehmender H o h e , erreicht bei

500 km H o h e fast 100% und bleibt dort bis 300 km. Unter-

halb steigt dann der M31-Anteil, der seinen G r o B t w e r t von

rund 50% nahe dem P e r i g a ' u m (231 km H o h e ) erreicht. Auf

der anschliefienden Nachtseite erreicht M16 schon bei

250 km H o h e fast 100%. Die leichten lonen treten schon

oberhalb von 300 km auf, und in diesem Fall k o m m e n sie

schon bei 600 km auf 100%.



- 192 -

< o

850 800 750 650 550 450 350 300 250 f 250 300 351 152 552 652 752 800 850Perl

Hohe /km

mX

A b b . 8 8 : l o n e n - G r o b - Z u s a m m e n s e t z u n g . O r b i t 249,T ag 21 4 (1 9 7 4 ) , A E R O S - B . A u s g e z o g e n : A t o m -I o n e n - M l 6 - A n t e i l ( l i n k e Skala, n a c h o b e n ) ;gestrichelt: M o l e k i i l - I o n e n - M 3 1 - A n t e i l ( r e c h t eSkala, n a c h u n t e n ) . D ie l e i c h t e n lonen s i n d

d u r c h d i e D i f f e r e n z beider g e g e b e n ( r e c h t eS k a l a , n a c h u n t e n ) .

2.2.2

Die Statistik der Zusammensetzung wurde mit einer Feldein-

teilung (Modip 10°, H o h e 10 km) erstellt. Die Ergebnisse

der Bandmission August 1974 sind (teilweise) in Abb. 89

wiedergegeben. Bei Tag wird die Ubergangshohe zu den

leichten lonen (50% M16) nicht i m m e r erreicht, wohl aber

bei Nacht, wo demnach die 'reine' O+-Schicht tiefer liegt.

Die Breitenabhangigkeit auBert sich vor allem durch eine

Zunahme der Streuung bei hohen Breiteh. Dort gibt es

dann in alien Hohenbereichen auBer 0+

noch einen gewis-

sen Prozentsatz anderer lonen, der aber klein bleibt.

W e g e n der langsamen Anderung der Bahnparameter s t a m m e n

in jedem Feld die W e r t e von verschiedenen H o h e n aus

etwas verschiedenen Zeiten. Bei gegebenem Breitenbereich

werden nicht alle H o h e n erreicht.



- 193 -

o

900

550

ZO O

900

550

200.

90 0

t.550

U«

5«

* 200

900

550

•»nn

N

• •"• *.

•' !''•£• . .7 0 ° ± 5 ° /••;:. } %

. . . . -.'.'

• , * " « • • • ' •

50° ±5°

./•• ;.. -M^

20° ±5° . . -v'

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• ' • •:"'"'•'.•

0°*5°

T

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' • '. \"i

.**

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>

"-*

•i

*• •*

50 100 0

0* Dichte / %

50 1 0 0

Ab b . 89: Statistik der lonen-Grob-Zusammensetzung gege-

be n durch de n Prozent-Anteil v o n 0"*" (M 16),abhangig von der H o h e , f l i r ausgewahlteBreiten-Bereiche (geomagnetisch). Links: N a c h t(04.30 h) , rechts: Tag (16.30 h) .

W ir beabsichtigen, durch H e r e in n a h m e von D a t e n aus

vielen M o n a t e n diese Begrenzung zu eliminieren. Allerdings

gehen wir damit ein Risiko ein, sofern ein grofierer

jahreszeitlicher E f f e k t vorliegt. In der unteren lonosphare



- 194 -

existiert ein derartiger E f f e k t , wie die Raketen-Daten

zeigen, die von D A N 1 L O V und S E M E N O V ( 1 9 7 7 ) zusammen-g e f a f t t wurden. Es steht aber zu h o f f e n , d a f i er bei

grofleren H o h e n klein ist.

2.2.3

Die ersten verfiigbaren Ergebnisse wurden von R A W E R et

al. (1978c) fur die 'Internationale Referenz lonosphare'

IRI-78 benutzt, um den A n s c h l u f l an die eben erwahnten

Raketen-Ergebnisse zu erhalten. Die letzteren beruhen auf

verhaltnismaflig wenigen Aufstiegen, die zumal noch bei **

nordlichen mittleren Breiten gehauft sind. Deshalb ist die

in IRI-78 gegebene f o r m e l m a f l i g e Darstellung als sehr vor-

laufig anzusehen. N a c h vollstandiger, statistischer

Auswertung werden die AEROS-A-Ergebnisse wohl fiir eine

weltweite Darstellung (vergl. 2.3.2) geeignet sein. W e g e n

der fehlenden globalen Abdeckung sind die Ergebnisse der

B-Mission fiir die gleiche Auswerte-Prozedur sicher nicht

geeignet. Sie werden 'aber als Vergleichswerte geeignet

sein, um festzustellen, inwieweit eine langfristige Ande-

rung von 1973 bis 1975 auftrat.

2.2.4

V o n N I M S sind (vergl. 1.1.5) nur Teile des Datenmaterials '

auf Partial-Ionendichten ausgewertet. Die Abbn. 90 zeigen

als Beispiele fiir zwei Erdumlaufe die lonendichte am

Satelliten auf der Tagseite. Die von der Impedanzsonde

gemessenen Elektronendichten sind in beiden Abbildungen,

die aus den R P A - D a t e n abgeleiteten Dichten der leichten

lonen (H und He ) nur in einem Fall zum Vergleich mit

gezeigt. Absolute Partialdichten wurden unter Verwendung

eines von der thermischen Bewegung der lonen 'kontrollier-

ten lonen-Sammelmodells ( R U H L E , 1976) unter Eingabe der

vom RPA gemessenen lonen-Temperaturen aus den Massen-

spektrometer-Ionenmessungen berechnet. In H o h e n unterhalb

C



- 195 -

O

13

to

o

I/)oKIL)

n n o

9o

° s 8 a~ S £ <*

2 a so £* rt

S. Eff5 * £ 5:•^: x * Q)^ N

O Q -c J2 ^

« § * •? o 5:

01

00C

a *X

+o

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a>•r*

S en

jz -jj

^c —O J

C OJ

r

( « Q O•p- 10

E 3E *

O Rj> in



- 196 -

600 km uberwiegt (bei Tag) das 0 -Ion so sehr, daB seine

Absolutdichte praktisch gleich der Gesamt-Ionendichte ist.

Deshalb beschreibt die 0 -Kurve im wesentlichen die

Variation der Plasmadichte entlang dem Orbit. Je nach der

Situation im Aquator-Gebiet wird ein M a x i m u m nur einmal

kurz vor dem Perigaum (bei hbher nb'rdlicher Breite)

erreicht (Abb. 90a) oder auch ein zweites Mai im Bereich

der 'aquatorialen Fontane1, wie in Abb. 90b.

A u s dieser Abbildung sieht man, das es sich bei den leich-

ten lonen, die vom RPA nicht getrennt werden konnen, zu-+mindest in diesem Fall hauptsachlich urn H handelt. Da

die, leichten lonen nur in grofier H o h e stark vertreten

sind, steigt auch die absolute H -Dichte zuna'chst mit der

H o h e an, urn etwa bei 700 km ein M a x i m u m zu erreichen,

das auch als 'H -Trog' bekannt ist. Entsprechendes gilt

fur He . Dagegen steigt der relative Anteil der leichten

lonen, der in den Abbn. 88 und 89 dargestellt wurde,

monoton mit der H o h e an.

In Abb. 91 sind die absoluten H+-Dichten fur eine Reihe

aufeinander folgender U m l a u f e dargestellt. Die H o h e

yariiert dabei gleichartig von etwa 800 km bei -5o Breite

bis zu 300 km bei +50 Breite. In dieser Darstellung ist

die tiberhohung bei siidlichen Breiten wieder einfach der

dort groflen Satellitenhohe zuzuschreiben. Der aquatoriale

Trog ist gut zu erkennen. Die Lage, T i e f e und Breite des

Trogs a'ndert sich stark von U m l a u f zu U m l a u f .



- 197 -

is

o

N

A H R O S B AUG.74 TAGSEITE

Abb. 91: Partial-Ionendichte von H am Satelliten(Breitenprofile von den Orbits 220 bis 3Q8 derB-Mission), aus N I M S - D a t e n bestimmt und furdie Tagseite, als Funktion der Lange (des avif-steigenden Knotens) dargestellt.

2.3 Elektronen-Temperatur , .

Routine-Messungen der Elektronen-Temperatur liegen von

den. A E R O S - A und -B-Missionen vor (Abschn. 1.2.3). Sie

wurden nach verschiedenen Gesichtspunkten analysiert.

c

2.3.1

Das Hohenprofil der Elektronen-Temperatur ist bei Tag

geke.nnzeichnet durch eine.. weit starkere Zunahme in der

Thermbsphare, als sie fur die Neutraltemperatur gilt. Dasi *""



- 198 -

1st aus den Ergebnissen der inkoharenten Streustationen

zwar bekannt, aber nur fur wenige Positionen. Nun konnteder Z u s a m m e n h a n g weltweit nachgepruft werden. Abb. .92

gibt M e f i e r g e b n i s s e der Station M i l l s t o n e H i l l ( M a s s . ,

U . S . A . ) m i t d e m zugehorigen Streubereich, dazu i n

S c h r a f f u r d e n Streubereich d e r m i t A E R O S ( in d i e s e m Modip-

Bereich) gemessenen Temperaturen. Die U b e r e i n s t i m m u n g

b e t r i f f t erfreulicherweise nicht nur die M i t t e l w e r t e , sondern

auch die Streubereiche. Bei N a c h t dagegen ist der Hohen-

gradient der Elektronen-Temperatur gering.

90 0

800

700

-x 60 0

• o5 00

4 0 0

30 0

200

100

1000 2 0 0 0 3 0 0 0

Elektronentemperatur / K —

Abb. 92: Hohen-Profil der Elektronen-Temperatur nachM e s s u n g mit inkoharenter Streuung in MillstoneHill ( M a s s . , U . S . A . ) als R a u t e n mit Bereichs-

angabe. D a z u gepunktet M e f i w e r t e v o n A E R O S - B . C






- 201 -

Breite und H o h e ausgeglichen. Eine genauere Langen-

abhangigkeit wurde durch Rundum-Verschiebung der Langen-

einteilung (in 10 -Schritten) erreicht.

2.3.2.2

Die so aufbereiteten und ausgeglichenen Daten wurden nun

analysiert mit dem Ansatz einer Entwicklung nach Kugel-

funktionen (zugeordneten Legendre-Funktionen) P ( 4 > , A ). • m n

und einem Ansatz in der H o h e z fiir die Hohenfunktionen

F, ( z ) , der ein Polynom der Ordriung k ist. Der voile

\_/ . Ansatz lautet (mit im Hohenbereich orthogonal gewahlten

Fk>: ,/. •.•' -.

k=o n=o m=-n

wobei die K o e f f i z i e n t e n a, aus den Daten berechnetk n m

werden miissen. Dazu wird die Orthogonalitat der

Funktionen benutzt, aus der sich die einfache Relation

a. _ = I Z I A z - A A - A t | . - T ( z , < j ) f A ) . p ( 0 ,A ) F, (z)K . run , , run K .

Z A (p .

zur Berechnung der a, ergibt (wobei das entsprechende

Dreifach-lntegral der Theorie durch eine S u m m e iiber alle

Felder ersetzt wurde). Die hochste Ordnung K der Hohen-

Polynome war (im begrenzten Hohenbereich des Satelliten)

m it 3 ausreichend, fiir die Kugelfunktionen wurde N = 6

gewahlt, nachdem Proberechnungen ergeben hatten, ' d a f i mit

den vorhandenen Daten mit hoheren Ordnungen nichts mehr

zu- gewinnen war. Bei diesen Annahmen: K = 3, N = 6 ist

die_ mittlere Abweichung kleiner als 10%, 296 K o e f f i z i e n t e n

werden aus etwa 3500 Feldern berechnet. Mit K = 3, N = 2

wurde die mittlere Abweichung bei 15% liegen, woraus

r



- 202 -

geschlossen wird, d a f i jeweils die 3 ersten K o e f f i z i e n t e n

a, die entscheidenden sind. Nur dieser verkiirzte K o e f f i -

zientensatz ist in Tabelle 10 wiedergegeben.

Tabelle TO:

n

Koeffizientensatz des Elektronentemperatur-

Modells von SPENNER und PLUGGE (1979) -

Modell dritter Ordnung, giiltig fur 1973

m aknm

(150°LT) a

knm(030°LT)

o

123

0

1

230

1

2

3O1

23O1

2

30

1

230

1

23

O1

2

3O1

2

3

0

00

0

1

1

1

1

1

1

1

1

1

1

1

1

2

22

2

22

22

2

2

. 22222

22

2

2

2

0

00

0

- 1- 1- 1- 10

0

0

0

1111

-2-2-2

-2-1-1-1-1

0

0

00

11112

2

22

929O E+1

6506 E+02826 E-1

-1044 E+O

5462 E-1-2884 E-1

8509 E-2-8540 E-2-1087 E+O

-108O E-1-1542 E-13420 E-1

-3246 E-11006 E-1

3788 E-1

-8795 E-2-4113 E-1-5864 E-2

1255 E-1-5917 E-2-2183 E+O

-5367 E-2

2327 E-1

8651 E-21735 E+11680 E+O

-1453 E+O6O19 E-13356 E+O

5824 E-1-6681 E-1420O E-2

5769 E-1

1343 E-1-.1604 E-1-1403 E-1

4976 E+1

1651 E+O6561 E-1-2054 E-1

-3974 E-1

-24O4 E-1

-6016 E-2

-4226 E-2

-8254 E-2

-6363 E-1

-6671 E-1-2064 E-1

3363 E-1-69O7 E-2

-1126 E- 13128 E-2

-4121 E-15811 E-21958 E-11178 E-1

-2973 E+O

6294 E-2

3924 E-1

-4952 E-2

1684 E+12337 E+O

6999 E-1-2839 E-3

1802 E+O

9037 E-2

2208 E-1

-4697 E-2

-2481 E-1-1254 E-16481 E-2-2056 E-2

c



- 203 -

2.3.2.3 .

Ergebnisse der Analyse der ersten 100 Missionstage .mit

der K o m b i n a t i o n K=3, N=6 werden in den A b b n . 96 zunachst

ohne Langeneffekt gezeigt, d.h. als Mittel uber alle

Langen. Bei Nacht (Abb. 94a) 1st die Temperatur kaum

von der H o h e abhangig. Ein positiver Gradient erscheint

nur bei hoheren Breiten, dagegen ein schwacher, negativer

Gradient bei niederen Breiten um 30°. Bei Tag (Abb. 94b)

dagegen sind die Temperaturen allgemein . betrachtlich

hoher, ebenso die Gradienten, die nun durchweg positiv

^-s sind. Einzige A u s n a h m e ist aber der mittlere Hb'henbereich

am (geomagnetischen) Aquator, wo ein Temperatur-Maximum

bei 300 km H o h e vorliegt. Bei 400 km beginnt dann wieder

die normale Zunahme mit der Hohe.

Weltweite Darstellungen in geomagnetischen Koordinaten

einschliefilich der Lange zeigen die Abbn. 95 je fiir Nacht

und Tag und fiir die ausgewahlten H o h e n 300 und 700 km.

Es zeigt sich ein Langen-Effekt, der iiber alle H o h e n ganzahnlich ist, bei Tag etwas deutlicher als bei Nacht,

jedoch i m m e r bei denselben charakter ist ischen Langen-

werten. .Erniedrigte Temperaturen (gegen Abbn. 94) finden

sich auf der Sudhalbkugel zwischen etwa 60 und 140

Lange, auf der Nordhalbkugel zwischen 260 und 360°.

Dieser Langen-Effekt der Elektronen-Temperatur wurde mit

den A E R O S - D a t e n erstmals gefunden.

D ie Hohenstruktur erscheint klarer in den Hohen-Schnitten

(bei 0 geomagnetischer Lange), die in den Abbn. 96

gezeigt sind. In der Darstellung sind die H o h e n allerdings

im Verhaltnis 20:1 tiberhoht. D e m n a c h ist die Abhangigkeit

der Temperatur von der Breite, im Bereich bis ±60 , bei

N a c h t bedeutender als die von der Hohe. Bei Tag hat das.

aquatoriale Temperaturminimum sein Zentrum bei ungefahr

430 km, und zwar im Breitenbereich des 'Fontanen'-

r



- 20L-

3000

2500

o< D

|2000

•8 JcQ >

I

0)

Uj

1500

1000

500 L-1

AEROS A

JAN. -MAR2 1973

N A C H T

-60 -30

4000

ft 3000

I-JC

(1 )

2000

1000

S o m m e r

km

700

60 0

5 0 04 0 0

3 0 0

30 60°

Winter

AEROS- A

Jan.-Marz 1973

700 km

600 km

500km

400 km

300km

-60 -30 0 30

Geomag. Breite

60'

Abb. 94: U b e r alle Langen gemittelte (geomagnetische)Breitenabhangigkeit der Elektronen-Temperatur,R P A - M e s s u n g der ersten 100 Tage der A-Mission.Parameter der Ku rven: Hohe. Oben: N a c h t 03 hOrtszeit; unten: Tag 15 h.

C



- 205 -

r° -£

C D61o£

6,O

OCO

X /

5£

<S

61D

O

I I

°u ii .•o :O <y

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CJ OO

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u.CO

o *-. o> . - . r e 2

DO S-> ^. c < u.: 3- O-to-; E^^^ c

• w I 2•Q ^ C <nX i < c < y

c Q>o c

w D a) jr u.1

J X J= :0 (J:° '2. 12 ^ oZa.J-" =

E E E E'^-* .* - :

o - 8 § g- g ^^°

U 5 . = •

J= -' -U 00(0 (0

OL

C CU < DOre u -o a-.



- 206 -

E f f e k t s , in dem das Plasma durch elektromagnetische

K r a f t e nach oben transportiert wird.

300 -80 -60 -

700

X-iJ

-20 0° 20

Ceo mag. Breite

60 80

300-80 -60 -40 -20 0° 20 40

Geo-mog. Breiie

60 80

Abb. 96: Konturlinien der Elektronen-Temperatur beziig-lich H o h e und geomagnetischer Breite ( S P E N N E Rund P L U G G E , 1978). Oben: Nacht; unten: Tag.

2.3.2.4

Die Abweichungen der Einzelmessungen gegen das Modell

liegen zwar im Mittel iiber alle Daten bei weniger als

30 K, jedoch sind sie bei hoheren Breiten merklich grower.

A u c h die 'Ausreifler' traten bevorzugt bei hoher Breite

auf. Eine vermutete Relation zwischen Abweichung und

magnetischem Storindex Ak oder Kp konnte nicht verifiziert

werden.

C



- 207 -

2.3.3

Eine unabhangige Analyse zum L a n g e n e f f e k t der Elektronen-

temperatur wurde mit der im Abschn. 2.1.2 erlauterten

M e t h o d e ausgefiihrt. In gedrangter F o r m zeigen die

Abbn. 97 das Ergebnis. Tag fur Tag (Tages-Nr. als

Radiusvektor) wurden Phase (als W i n k e l ) und A m p l i t u d e

(als S y m b o l g r o f t e ) eines als sinusformig a n g e n o m m e n e n

Langeneffekts bestimmt. Die groBten Amplituden betragen

immerhin 500 K, jedoch wird dieser W e r t bei Tag (15. h

Ortszeit) nur auf der \ Siidhalbkugel haufiger erreicht.

Sonst liegt der (taglich b e s t i m m t e ) Amplitudenwert urn200 K, ist also noch gut bestimmbar. Nachts aber werden

auch in nordlichen, mittleren Breiten grofiere A m p l i t u d e n

des Langeneffekts erhalten. Von hohen Breiten abgesehen,

liegt die Phase auf der Siidhalbkugel bei Tag bevorzugt

im dritten, nachts eher im ersten Quadranten; au f- der

Nordhalbkugel sind es entsprechend der erste und der

vierte Quadrant. Der L a n g e n e f f e k t ist also augenscheinlich

abhangig von der Tageszeit.

4.3. 2 .4 lonen-Temperatur . -

D ie lonen-Temperatur, ohne Unterscheidung der lonen-

sorten, ergibt sich bei der Routine-Auswertung der lonen-

Mode-Registrierungen des RPA (Abschn. 1.2.4). Die

Routine-Auswertung wurde erst kiirzlich abgeschlossen',

eine umfassende Analyse der D a t e n liegt noch nicht vor.

Bisherige Untersuchungen beschranken sich auf ausgewahl-

te Daten. Dabei konnte gezeigt. werden, d a f l bei den

niedrigsten H o h e n die lonen mit der Neutral-Temperatur

. gut iibereinstimmen, wie es auch theoretische Uberlegungen

fordern ( D U M B S et al., 1978).



- 208 -

Q)

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c O .,

115tO U3 -C

V

c



- 209 -

A b b . 98 zeigt als Beispiel lonen-Gesamtdichte und -Tempe-

ratur fur einen Erdumlauf. Zu Beginn 1st der Satellit im

Apogaum, die lonen-Temperatur 1st entsprechend hoch. 1m

Abstieg von 700 auf 600 km sinkt sie steil ab, wahrend

gleichzeitig die lonen-Dichte ansteigt. Bei groBen H o h e n

liegt namlich dre lonen-Temperatur nahe der Elektronen-

Temperatur, die inverses Verhalten zur Plasma-Dichte zeigt

(siehe 2.6.1). Bei niederen H o h e n jedoch schliefit sich die

lonen-Temperatur der neutralen an. Deshalb haben die

starken Veranderunge'n der lonen-Dichte im Tag/Nacht-

Ubergang keinen EinfluB auf .die- lonen-Temperatur.

Breite / °

- B O - 7 0 -50 -30 -10 10 203 0 iO 5 0 6 0 70 60 80 70 6050 iO 30 JO 10 -10 -30 " -50 -70-801U '•* C~ l — I 1 I I I ——— — — —— i— i— i— — — — — — 1 1 1 1 i

'

1012

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|,010

10

Tag I Nacht

lonendichte

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1

3000\

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2 0 0 0 ]t

1000 ,

fc

850 600 750 S50 55 0 450 350 300 250 4 250 300 351 452 552 652 752 800 850Peri

H o h e / k m

Abb. 98: lonen-GesamtdichteOrbit 249, A E R O S - B .

und -Temperatur fu r



- 210 -

Statistiken der lonen-Temperatur konnten bisher nur fur

einen kleinen Tell der B-Mission erstellt warden. Abb. 99

gibt einige Beispiele. Gerade well sich die lonen-

Temperatur in der Exosphare der Elektronen-Temperatur

nahert, setzt sich der Anstieg bis zu Apogaumshohen fort.

I m mittleren Hohenbereich steigen die Temperaturen nach

hoheren Breiten zu. In beiden Polarbereichen ist die

Streuung der W e r t e grofl.

900

550

2 0 0

900

550

0)

|O 200

90 0

550

200

70"i5«

50° i5°

•£ • . " - •

-50°t5°

2 0 ° ± 5 °-20°t5

c

900

550

200

0°±5°

1000

lonentemperatur / K

20 0 0

A b b . 99: Statistik der M e f i w e r t e der lonen-Temperatur

(Abszisse jedes Teilbildes), abhangig von derH o h e (Ordinate) fur ausgewahlte Breiten-

Bereiche (geomagnetisch). Tag (16.30 h) . C



- 211 -

4.3- 2.5 Suprathermische Elektronenfliisse

Untersuchungen wurden vor allem mit dem Datenmaterial

der B-Mission durchgefuhrt. Sie beziehen sich bislang be-

sonders auf spezielle P h a n o m e n e (siehe 4.1, 4.2 und 4.3)

und auf systematische Z u s a m m e n h a n g e (siehe 3.6). Eine

statistische Behandlung. des gesamten Datenmaterials 1st

vorgesehen.

2.5.1

Ein typisches globales Ergebnis zeigt Abb. 100, in der die

differentiellen Fliisse . (pro Einheit der Energieskala) auf

der Tagseite fur sechs Energie-Niveaus, abhangig von der

geographischen Breite aufgetragen wurden. Fur niedere

850 800

Ho he/km

700 ; 600 500 £ 0 0

rsT 10 11

1010U

•- 7eVa » T O e V• » 1 3 e V

20

A E R O S B

Orbi t U426. Ju l i 1974

20 60

Ceographische Breite

r

Abb. 100: Suprathermische Elektronenfliisse (differentiell) ,

7 bis 24 V, im Breitenschnitt. A E R O S - B ,Orbit 144, Tagseite.



- 212 -

Energie hat der FluB. ein M a x i m u m in hoherer Breite, etwa

bei 50 . Ein M i n i m u m tritt in der N a h e des Aquators auf.Je hoher die Energie, u m s o geringer wird diese Abhangig-

keit von der Breite. Die gemessenen Flusse s t i m m e n gut mit

theoretisch berechneten uberein, wobei die mit dem Experi-

ment EUV gemessenen Strahlungsflusse der Sonne im

extremen Ultraviolett als Eingang bei der Berechnung

dienten.

2.5-2

D i e genaherte Darstellung der suprathermischen Verteilung

durch eine zweite Elektronen-Population wird z.Z. in

Routine durchgerechnet. Die der heiflen Bevolkerung ent-

sprechende 'Temperatur' ist stark variabel, bei einer

Groflenordnung von 10 K.

4.3. 2 .6 Systematische Z u s a m m e n h a n g e

2.6.1

Ein inverser Z u s a m m e n h a n g zwischen Elektronen-Temperatur

und -Dichte wurde seit langem theoretisch postuliert. Die

. Warmeleitung i m Plasma steigt namlich m i t wachsender

Plasmadichte rasch an, ebenso aber auch der Warmetiber- V

gang zu den lonen. Erhohte Plasmadichte bedeutet also

groBeren Warmeverlust, deshalb geringere Elektronen-

Temperatur.

2.6.1.1

Solche Zusammenhange wurden schon bald nach Auswertung

der ersten Daten der A-Mission aufgestellt ( S P E N N E R et al.,

1 9 7 4 ; S P E N N E R und W O L F , 1975; S P E N N E R et al., 1977). Ein

gegenlaufiger Zusammenhang ist deutlich, jedoch hangen

die K o e f f i z i e n t e n der Relation von Breite und H o h e ab.

A u c h die Gute der Korrelation, ausgedruckt durch

r



- 213 -

R A W E R ' s (195D Korrelationszahl, wurde ausgewertet.

Abb. 101 zeigt, daB die G U t e der Korrelation bei Tag sehr

deutlich vom M o d i p abhangt und beiderseits des magne-

tischen Aquators grofite W e r t e a n n i m m t .

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X

X

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X

AEROS-B

90 -45

Nacht

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90 -4 5T__ _.Tag

0

Modip /°

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0

Modip / ° -

45 9

O • xO • xx© e X • XO O 0 x

£0.5° AEROS-B

4 5 9

)0

0

c

Abb. 101: Gute der Korrelation zwischen Elektronen-Dichteund -Temperatu r in 3 Klassen (Symbole fur"gut", "mittel", "schwach"), abhangig vomModip (Abszisse) . Jede Zeile wurde aus je50 M e f t o r b i t s abgeleitet, Zeitverlauf August 1974

(oben) bis Marz 1975 (unten).



- 214 -

Im gleichen Bereich 1st auch der Z u s a m m e n h a n g selbst am

engsten. Ein geeigneter Ansatz 1st

log (N/nf3) = A - a(T/1000 K),

wobei a die Starke der (inversen) Abhangigkeit bedeutet.

A b b . 102 zeigt als Ergebnis von 32 M e f i o r b i t s den starken

Anstieg beiderseits des magnetischen (Dip-) Aquators.

S?0 3CO ? s o

log1000

AEROS B

O f bits 2*0-303

i-90 -4 5 0

Modip /

20

A

10

90

A b b . 102: Anti-Korrelation zwischen Elektronen-Dichte Nund -Temperatur T. Breitenabhangigkeit ( M o d i p )der Parameterwerte in der Gleichung.

2.6.1.2

Eine " Korrelations-Analyse d e r Temperatur- u n d Dichte-

Schwankungen wurde mit den D a t e n von 6000 U m l a u f e n der

B-Mission durchgefuhrt. Fur alle zwischen 200 und 400 km

H o h e erhaltenen M e B w e r t f o l g e n wurden die Fluktuationen

beider M e f i g r o B e n im zeitlichen A b l a u f bestimmt, und zwar

- ohne Rucksicht auf einen eventuellen L a n g e n e f f e k t - in

30 -Feldern nach geomagnetischer Breite. Zwischen beiden

r



- 215 -

A b l a u f e n wurde (orbit- und feldweise). die Kreuzkorrelation

berechnet, Beispiele zeigt Abb. 103. Daraus werden (dutch

Anpassung eines Sinus-Verlaufs). Phase und Betrag bestimmt.

o

Orb i t4412 60«.85°gm.

-4 -2 0 2I- 4 - 2 0 2 4

A g e o m a g n . Breife / °

A b b . 103: Kreuz-Korrelationsfunktion zwischen Elektronen-Dichte und -Temperatur fiir einen Bereich hohergeomagnetischer Breite. (a) Tag-, (b) Nacht-U b e r f l u g im gleichen Orbit.



- 216 -

A u s Abb. 104 folgt als Ergebnis fur mittlere, nordliche

Breiten (bei Tag) eine mittlere Phasendifferenz von -137°,d.h, das M i n i m u m der Elektronen-Temperatur lag 43° fruher

als das M a x i m u m der Dichte. Die Ergebnisse aus alien

Feldern der Nordhalbkugel zeigt Abb. 105; nachts herrscht

ziemlich exakt Gegenphase vor. N a c h Feldern geordnet

ergaben sich folgende mittleren Verschiebungen zwischen

M i n i m u m der Elektronen-Temperatur und M a x i m u m der Dichte:

0 30 60 90 60 30 0Ta

S N a c h t- -43° -44° -9° 0° 0°

90'

±180°0.5-t-

Korr. - Koeff.

-90'

A b b . 104: Sinus-Approximation taglicher Kreuz-Korrelations-f u n k t i o n e n zwischen Elektronen-Dichte und Tempe-ratur gibt die mittlere Phasenverschiebungzwischen den Schwankungen beider Grdfien(Winkelvariable). Absoluter Korrelationswert alsRadiusvektor. B-Mission 15 h Ortszeit, 30...60°geomagnetischer Breite.

r



- 217 -

Tag

30..- M-'

... 60

N a c h t

Ab:.r. 105: Wie Abb. 104 fiir alle Breitenbereiche der Nord-halbkugel.

t geringe Zahl der Telemetrie-Stationen auf der Siidhalb-

kxi j .g e l verbot eine Ausdehnung dorthin. Der Betrag der

Kcrrrelation liegt im Mittel bei- 0,75f 1st also signifikant.



- 218 -

2.6.2

A u c h zwischen Plasma-Dichte u n d lonen-Temperatur kannein ahnlicher Z u s a m m e n h a n g wie in 2.6.1.1 angesetzt

werden. Abb. 106 entspricht in der Darstellung Abb. 102,

wobei dec Z u s a m m e n h a n g im Aquatorbereich ahnlich gut

ist, auBerhalb davon eher besser, als mit der Elektronen-

T e m p e r a t u r in Abb. 102.

70

-90 -45

Modip

90

-e >

Abb. 106: W ie Abb. 1 0 2 f u r d e n Z u s a m m e n h a n g zwischenlonen-Dichte und -Temperatur.

2.6.3

E i n - Z u s a m m e n h a n g z w i s c h e n s u p r a t h e r m i s c h e m Elektronen-

f l u f i und Elektronen-Temperatur ergab sich bei einer ent-

sprechenden U n t e r s u c h u n g (Abb. 107). H i e r ist allerdings

der Z u s a m m e n h a n g auBerhalb des Aquatorbereichs nicht

m e h r signifikant. Vergl. hierzu die Diskussion der Aquator-

A n o m a l i e n unter 3.1.



O

- 219 -

Hohe /km

S20 340 750

log o>/m2s-i=A «»T-/K

1000

AEROS B

Orbi1s:2tO-303

-90 - 45 45

/

30

A

20

10

90

Abb. 107: Wie Abb. 102 fur den Zusammenhang zwischen

suprathermischem Flufi < J > u n d Elektronen-

temperatur T.

4.3. 3 R e g i o n ale und lokale Phanomehe

r

Uber gewissen Gebieten der Erde 1st die lonosphare deut-

lich ancers strukturiert. Die grofleren dieser Gebiete

erscr.rineiT! mehr oder minder genau auch in den weltweiten

Dars:allur .gen. Andere Erscheinungen betreffen nur geo-

graphisch eng begrenzte Gebiete, so dafi sie in den Global-

dars:ellu.-.gen ausgemittelt sind. Das Plasma in der Erdatmo-

sphare entsteht zwar Uberwiegend durch Photoionisation,

d.h. un-£.bhangig vom magnetischen Feld der Erde; weil

aber alls Transportvorgange von letzterem stark abhangig

sind, spricht man mit Recht von einer 'geomagnetischen

Kontrolle' des lonospharen-Plasmas. Entscheidend dabei ist



- 220 -

die magnetische Inklination, d.h. der Neigungswinkel der

magnetischen Feldlinien gegen die Horizontale. Oft wirdstatt dessen auch der (im Aquatorbereich damit uberein-

s t i m m e n d e ) M o d i p gewahlt ( A b s c h n . 2.1.1). M a n c h e der im

folgenden besprochenen Erscheinungen sind grundsatzlich

. schon seit langem durch die E c h o l o t u n g e n der lonosphare

bekannt, andere sind erst mit H i lf e von R a u m f a h r z e u g e n

entdeckt worden. Uns geht es hier d a r u m festzustellen, wie

die verschiedenen von A E R O S gemessenen Charakteristiken

sich verhalten.

4.3. 3-1 Besonderheiten im Aquatorbereich

Abbn. 108 zeigen fur drei typische Tag-Orbits von

A E R O S - B , abhangig von der magnetischen Inklination

( ' di p ' ) die Elektronen-Dichte und -Temperatur sowie die

suprathermischen, differentiellen Elektronenflusse von 6 und

18 eV. Die Satellitenhohe bei der Querung des magnetischen

(Inklinations-) Aquators ist 470-490 km. Alle K u r v e n zeigen

deutliche Aquator-Effekte, die zumindest bei den Orbits

3094 und 3125 recht gut s y m m e t r i s c h zum 'Dip-Aquator'

liegen. U b e r dem Aquatorbereich ist - allgemein gesprochen

- die Elektronen-Dichte erhoht und die Elektronen-Tempera- v

tur deutlich erniedrigt, was miteinander zusammenhangt

(Abschn. 2.6) . Die energiereicheren suprathermischen Elek-

tronen erscheinen urn eine Zehnerpotenz und m e h r erhoht.

W e n i g e r deutliche Einflusse sind bei den energiearmerensuprathermischen Elektronen zu beobachten. In Orbit 3078,

bei etwa 490 km U b e r f l u g h o h e , zeigt die K u r v e der Plasma-

dichte, aber auch die der 18 eV-Elektronen nahe dem

magnetischen Aquator eine Einsattelung. Sie entspricht dem

wohlbekannten Aquator-Effekt der Elektronen-Dichte, ebenso

wie der Temperatur -Riickgang. Da/3 sie aber auch in der

18 eV-Bevolkerung der suprathermischen Elektronen auftritt,

ist neu.

C



- 221 -

o

10

Inclination

13 -tO -30 -20 -10 10 20 30 tO 50 60 70°

1012

EX

o; 101

1010

109

t t i l I I l I T i

10

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2000

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IO1'

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s

16.10 1600 1550 15.40 15.30 15.20 1510LT

Inklinolion13 -40-«) -20-10 10 -9 03 0 tO 50 60 70°

T-

3000

2000 3gO(I

1000 i£

16.10 1600 15.50 15.40 LT

1 0 " • >

1012\

s

io10

S

V10

Inktination

13 -40 -30 -10 10 20 30 40 50 60 70. ' 80°

10

S 10'•ec

12

IO10

- 10

3000

2000 3

S

1000

H

10,13

16.10 tSDO 15.50 15.40 153015.20 1510 LT

rAbb. 108:Zusammenhang zwischen Elektronendichte N_,

Elektronen-Temperatur T_ und suprathermischenElektronenflussen (differentiell) bei -6 und

^ r* Ant* «



- 222-

A u c h die Zusammensetzung der lonen unterliegt einem merk-

lichen Aquatoreffekt, wie Abb. 109 zei.gt, in der fiir 750 kmH o h e der relative Anteil von 0

+-lonen, in diesem Fall

gegen die geomagnetische Breite, aufgetragen 1st. (Der

geomagnetische Aquator, ein GroBkreis, s t i m m t nicht exakt

mit dem magnetischen (Inklination = 0) iiberein.) Der

E f f e k t ist eine deutliche A b n a h m e von 0+, etwa auf die

Halfte. D e m g e m a f i m u f i dort der Anteil leichter lonen viel

grb'Ber sein. Das ist der H -Trog liber dem magnetischen

Aquator. Er bedeutet, d a f l dort bei Tag der Ubergang von

0 zu leichten lonen in niedrigerer H o h e liegt, also eine

Annaherung an die Nacht-Verhaltnisse, wo die Temperatur o

80

60

.0

Q

20Winter S o m m e r

+ 80° + 40° 0° -A0° -80C

- g e o m a g . Breite

Abb. 109: Prozentsatz von 0+-Ionen in 750 km H o h e alsFunktion der geomagnetischen Breite.Oktober/November 1974, alle auswertbaren Datenbei Tag.

c



- 223 -

niedriger 1st. Man kann das aus der Vorstellung der

'Aquator-Fontane' verstehen: Das elektrische Ost-West-Feld,

das im 'atmospharischen D y n a m o ' , also der Ursache des

magnetischen Tagesganges, entsteht, treibt am magnetischen

A q u a t o r das Plasma quer zu den dort horizontalen Feld-

linien nach oben, wobei adiabatische Abkiihlung einsetzen

m u f l . Dieser E f f e k t ist geometrisch seiner Lage nach durch

die Inklination der Feldlinien bestimmt. Die geomagnetische

Breite ware hier also besser durch Inklination (Dip) oder

M o d i p zu ersetzen (die bei niederer Breite ubereinstimmen).

©

900

\

0; 550-c•o

\,

200

500

1 2 3 4 5

1000 1500 2000

lonen - Temperafur / K

2 5 0 0

Abb. 110: Mittlere Hohenprofi.le der lonen-Temperatur f i i rverschiedene geomagnetische Breiten: 1 = 0±5 ;

2 = 10±5°; 3 = 20±5°; 4 = 40±5 ; 5 - 60±5 .• . Ausgezogen Tag, gestrichelt Nacht. . . :

C



- 224-

M it einer allgemeinen Abkiihlung in der ganzen Thermo-

sphare bis in die Exosphare hinein s t i m m e n auch die (ausvielen R P A - M e f t w e r t e n im statistischen M i t t e l ) b e s t i m m t e n

Hohenprofile der lonen-Temperatur Uberein, siehe Abb. 110.

4-3. 3.2 K l u f t und Trog

D ie lonosphare mittlerer Breite befindet sich im Bereich ge-

schlossener magnetischer Feldlinien, die in etwa einem

exzentrischen Dipolfeld entsprechen. Hier ist die solare

Wellenstrahlung der iiberwiegende E i n f l u / 3 . Ganz anders in

hohen Breiten, wo die Feldlinien in den Schweif der

Magnetosphare laufen, weshalb von daher k o m m e n d e

korpuskulare Einflusse iiberwiegen. Der Ubergang zwischen

beiden Bereichen ist haufig unstet ig, hier gibt es deshalb

besondere Phanomene: den 'Trog' auf der Nachtseite, die

' K l u f t ' auf der Tagseite.

D ie in rascher Folge messende Impedanzsonde IP war fur

das Studium dieser Phanomene besonders hilfreich. Die

Abbn. Ill zeigen typische Ver laufe der mit IP gemessenen

Elektronendichte b e i m Durchgang des Satelliten A E R O S - B

durch diesen Ubergangsbereich. Auf der Nachtseite ist in x

alien H o h e n ein tiefes M i n i m u m der Dichte deutlich

markiert; das ist der 'Trog' (engl. trough) (siehe 3-2.1).

Die Uberfluge auf der Tagseite zeigen komplexere

Strukturen, die erst durch Beiziehen anderer M e f t p a r a m e t e rgeordnet werden konnen (siehe 3.2.2).

Der Ort des M i n i m u m s der Elektronendichte liegt, .wie

Abb. 112 zeigt, bei Tag zwischen 60 und 80 , also bei

deutlich hoherer geomagnetischer Breite als bei Nacht, wo

der Trog bei 50°....60° beobachtet wird. Die Position liegt

in geomagnetisch ruhigen Zeiten, wie dieselbe Abbildung

c



- 225-

Nacht ( ~ 0 4 h 3 0 )

O

to

10"-

f '

5 -

g mog. fire/Ye/0

0.32 977

310 290

J 2

xf-

10 -

310 290

7 f

eo

S.IS11

ISO S10

7 « * *60

2211

5 2 0

10'"-

/km

T a g (~Uh30), TO .0 inv. Breite

1 0 -

60 70 SO

g m o g . Breite /°

10-

425

Abb. Ill: Typische Variationen der mit dem Experiment IP

gemessenen Elektronendichte beim Durchgang

durch den Trog- bzw. Kluft-Bereich.



- 226 -

zeigt, bei hoherer Breite, sie verschiebt sich mit dem

magnetischen Storungsgrad aquatorwarts. Entsprechendes 1st

von den Polarlichtern bekannt.

70'

60

5 0

Nacht

x x x x*

s*80"o>o

I70

606

Tag

755

Kp

18 19 20 21 22 23

O k t o b e r 1 9 7 4

25 26 27

Abb. 112: Geomagnetische Lage des M i n i m u m s der Elek-tronendichte in der letzten Oktoberdekade 1974.Oben bei Nacht (Ortszeit 04h30±15; H o h e310±60 km) ; . Mitte bei Tag (Ortszeit Uhl5±45;H o h e 540±110 km). U n t e n magnetischer (planetari-scher) Storungsindex Kp.

V

3.2.1

Der nachtliche Trog liegt, wenn nach . dem M c l L L W A l N -

Parameter geordnet wird, bei der festen Ortszeit des

AEROS-Satelliten in ruhigen Perioden etwa bei L = L, bis 5-

Abb. 113 zeigt an einem Einzelfall, d a f i gelegentlich einer

magnetischen Storung eine Verschiebung bis herab zu L = 2

(bei Kp = 7) eintreten kann. Eine Statistik uber alle



- 227-

K p

8

6

I *

2

0

3

2

15

_-XX'

16 17Sept. 1974

18

A b b . 113: Veranderung de r • magnetischen K e n n z i f f e r K pwahrend der gestorten Periode vom 15. bis18. September 1974 (oben) und gleichzeitigeLage des nachtlichen Trogs in der M c I L L W A I N -Koordinate L (unten).

Beobachtungen zeigt Abb. 114. Dort is.t zum Vergleich noch

die Lage der ebenfalls storungsabhangigen Plasmapause

angegeben, w o m i t die Grenze der uber der lonosphare

gelegenen Plasmasphare bezeichnet wird. Sowohl die aus

Satellitendaten von B R A C E und T H E I S ( 1 9 7 4 ) abgeleitete

Formel, wie die aus Whistler-Beobachtungen von R Y C R O F T

und T H O M A S (1970) gefundene liegen etwas polwarts von



- 228 -

6-

5 -

3-

2-

1-

BEST FIT LINE BRACE/THEIS

J* \l? \/\

L

"

s4

-

65

-°-

23k

P\ \ \

RYCROFT/THOMAS= 5 . 6 4 - 0 . 7 &

RYCROFT/THOMASLT =5.64-1.09

Abb. 114: Statistik der (nachtlichen) Troglage (in der

M c l L L W A I N - K o o r d i n a t e L) abhangig vom erd-magnetischen Storungsgrad Kp (vergl. Text).Alle brauchbaren Passagen der B-Mission(ExperimentIP).

unseren Trog-Lagen. A u c h die Trog-Identifikation von

R Y C R O F T und T H O M A S (1970) ist noch ein wenig in der

gleichen Richtung verschoben. Tatsachlich sind unsere Beob-

achtungen bei fester Ortszeit (04.30 h) ausgeftihrt, wahrend

die Vergleichsdaten verschiedene Nachtzeiten zusammenfas-

sen. Da die Troglage aber einen deutlichen Tagesganghat,

der nachts zum Aquator gerichtet ist, m u f i sich der.Mittel-

wert von dem fUr eine feste Uhrzeit unterscheiden. Insofern

ist unser Ergebnis ( N E S K E , 1978) besser definiert:

JTrog= 5,3-1,04 /Kp

C



- 229 -

3.2.2

Die bei Tag auftretende K l u f t ha'ngt eng mit der Magnet-feld-Konfiguration an der Magnetopause z u s a m m e n . Sie ver-

lauft langs der Feldlinien, die die' Zone verschwindender

Feldstarke einschlieBen, und ist deshalb pradestiniert als

Einfallsto r fur geladene Part ikel aus dem Sonnenwind, die

nur dort direkt (ohne den U m w e g liber den S c h w e i f ) in die

Magnetosphare gelangen konnen. Typische Kluft-Passagen

auf Slid- und Nord-Halbkugel sind in Abb. 115 gezeigt. Wie

oben erwahnt, zeigt die .Elek tr onendichte im Klu ftbereich

^-' zwar Variationen, aber kein klares Strukturmerkmal. Die

Elektronentemperatur dagegen ' steigt im Kluftbereich steil

an und ebenso die suprathermische Elektronen-Bevolkerung.

N a c h diesen beiden Kriterien kann die K l u f t .eindeutig

identifiziert werden. Die Beobachtung, d a f i der in der K l u f t

beobachtete Anstieg der E lek tr onentemperatu r mit niedriger

lonentemperatu r einhergeht , entspricht der Vorstellung, d a f t

die A u f h e i z u n g des Plasmas durch E l e k t r o n e n - A u s f a ' H u n g

verursacht ist. Die Einwir ku ng t r i f f t direkt und ohneZeitverzug nur das Elektronengas, dessen A u f h e i z u n g zu

einer adiabatischen Expansion des Plasmas und damit zu

einer gewissen Erniedrigung der lonentemperatur f u h r e n

m u B .

Bei den Vergleichsmessungen von 1S1S-2 mit A E R O S - B ergab

sich bei einigen K r e u z u n g e . n die Moglichkeit, die K l u f t - U m g e -

bung gleichzeitig mit zwei Satelliten in verschiedener H o h e ,

namlich 500 km ( A E R O S ) bzw. UOO km ( I S I S ) , zu untersu-

chen. In invarianter Breite ausgedriickt zeigte sich z.B.

am 26.10.1974 ( D U M B S et al., 1979)

(a) ein kraftiger Anstieg der Elektronentemperatur bei 71

fu r beide Satelliten;

( b ) aquatorwarts ein M i n i m u m dieser Temperatur bei 63°

bzw. 62 :; dem dann ein stetiger Anstieg folgt;

( c ) polwarts von 71 ein rascher Anstieg der Elektronen-

(~ ~ dichten.






- 231 -

4.3.- 3-3 Fluktuationen

W ir unterscheiden zwei A r t e n von augenscheinlich unregel-

ma/Hgen Schwankungen der Plasmaparameter. Die eine Art

kann als ein mehr oder minder ungeordnetes Gewirr von

W e l l e n interpretiert werden, die den regelmaBigen Verande-

rungen der lonosphare Uberlagert sind. Man hat also

rasche ortliche und zeitliche Variationen. W e g e n der grofien

Geschwindigkeit des Satelliten 'sieht' er im " U m l a u f die

entsprechenden Strukturen im wesentlichen ortlich. Die

V., zweite Art sind die langerfristig zeitlichen Veranderungen

uber einer festen Position. 1m Laufe eines Tages k o m m t

A E R O S (wegen der auf fester Ortszeit gehaltenen Bahn)

einmal aufsteigend und einmal absteigend uber jede

'Position', wenn- wir diese mit e i n e m Langen-Bereich von

etwa ±12 definieren. Deshalb 'erkennt' der Satellit

Veranderungen von Tag zu Tag bei zwei festen Ortszeiten.

D i e monatliche Streuung der Daten kann demnach mit e i n e m

sonnensynchronen Satelliten ganz ahnlich wie von einerfesten Station erfaRt werden.

3-3.1 .

Kleinraumige Strukturen konnen nur bei rascher M e f i f o l g e

erfaBt werden. Sie erscheinen am besten in den Daten des

Experiments IP. Die raumliche A u f l o s u n g liegt bei 8 km; es

konnen also Strukturen von. einigen 10 km Ausdehnung er-

kannt werden.

3.3-1.1 . .

Z u m Verstandnis der benutzten Filtertechnik mtissen einige

Erlauterungen gegeben werden. Unsere in s i t u - N ' f e s s u n g e n

enthalten n:atiirlich auch grofiraumige Veranderungen, die

einerseits durch den H o h e n a u f b a u der lonosphare, anderer-

seits durch deren Breitenabhangigkeit entstehen. Um sie

auszuschalten, wird ein geglatteter Dichteverlauf langs des



- 232 -

Orbits durch Filterung erstellt, gegen den sich die durch

die kleinraumigen Strukturen hervorgerufenen rascherenVeranderungen dann abheben.

10,11

90° 45°

geomogn. Breite

Abb. 116: In aufeinanderfolgenden . MeB-Orbits beobachteteFluktuationen der Elektronendichte, durch Hoch-pafi-Filterung isoliert. A E R O S - B , Orbits 176 bis212, Nachtseite.

D i e U n t e r s u c h u n g wurde zunachst mit digitaler Rechen-

technik u n t e r n o m m e n , die aber sehr viel Rechenzeit kostete

(ein W o c h e n e n d e pro Orbit). Deshalb benutzten spa'ter

M U N T H E R et al. (1976) die hybride Rechenanlage HRS 860

C



- 233 -

des 1PW, die bei geeigneter Schaltung im 'Suchton-

Verfahren

1

nur rund 20 M i n u t e n fur die voile Analyse einesOrbits benotigte, wobei die Folge der M e f l w e r t e in Zeit-

raffung 1:6000 eingegeben wurde. Bearbeitet wurde der

Zeitraum 23-07- bis 06.08.1974. Beispiele einiger Eingabe-

kurven von der Nach tsei te zeigt Abb. 116. Die Fluktua-

tionen auf der Tagseite sind meist gering, auf der Nacht-

seite finden sich i m m e r welche.

O Umlauf 178

500

NIE

90° 45° 0°

geomagn. Breite

C

Abb. 117: Ausgabe der Suchton-Analyse auf die Elektronen-dichte angewandt (Orbit 178, A E ^ R O S - B ) . Dierechte Ordinate zeigt jeweils die Frequenz fdes Suchtons (nach oben zunehmend), wahren^die linke die entsprechende (nach oben abneh-mende) raumliche Wellenlange \ der vom Satel-liten dur chfahrenen Str uk tur angibt. Die Unter-

brechung am Nordpol (90°) entsteht durch diebegrenzte Inklination der Bahn (umgesetzt inoAomannticrh*> KoorHi n a



- 234 -

Zur Spektralanalyse wurde mit einem Operationsverstarker

ein definiert gedampfter Schwingkreis variabler Frequenzsimuliert, mit dem aus dem Eingabesignal Jewells eine von

2 4 Frequenzen ausgefiltert wurde. Die Analog-Simulation hat

allerdings einen wesentlichen Nachteil: sie bringt L i b e r die

Anschwingzeit des Kreises eine Verzogerung herein. Diese

hat zur Folge, d a f l eine ortliche N a c h w i r k u n g auftritt.

Diese wurde schlieBlich dadurch eliminiert, d a f i der

Vorgang noch einmal mit umgekehrtem Zeitablauf wiederholt

wurde, wobei aus der Nachwirkung eine Vorwirkung wird.

Durch Multiplikation beider Ergebniskurven ergaben sich ^

schlieBlich die in Abb. 117 gezeigten, im Suchtonbereich 40

bis 500 Hz analysierten Kurven.

3.3.1.2

Die Untersuchungen zeigen das A u f t r e t e n von Fluktuationen

bevorzugt in einem breiten Polarbereich (oberhalb von etwa

65° geomagnetisch) und in einem wesentlich schmaleren

Aquatorialbereich. Das stimmt mit den 'spread F1 Beobach-

tungen von lonosonden-Stationen entsprechender Position gut

iiberein. Das Instrument IP erkennt also die iiber einer

fasten Station als zeitliche Schwankungen im 10-Sekunden

bis Minutenrhythmu s auftretenden Fluk tuationen als ' raum-

îche Strukturen mit Wellenlangen von etwa 100 bis

1000 km. W i e w e i t die angegebenen Bereiche starker Fluktua-

tion regelmaflig in Erscheinung treten, zeigt Abb. 118, in

der das Ergebnis einer Hochpafi-Filterung angewandt auf

alle Mefiorbits wahrend der ausgewahlten Periode

(Bandmission-B) wiedergegeben ist.

3.3.1.3

Die mit der Suchton-Analyse schliefllich e.rhaltenen

raumlichen Spektren sind fiir drei Orbits in Abb. 119

wiedergegeben. Es ergeben sich interessante Strukturen,

wobei im allgemeinen die kiirzeren Wellenlangen (nachts

C



- 235 -

O

uberall, aber in den Polgebieten besonders stark)

erscheinen. Die Spektren sind durchaus nicht alle gleich.Gelegentlich erscheinen bevorzugte ' Wellenpakete' oder auch

einzelne Storungen erheblicher GroBe. W a h r e n d der Pol-

bereich praktisch i m m e r kleinraumige Strukturen, wenn

auch wechselnder A m p l i t u d e enthalt, erscheinen solche im

Aquatorbereich nicht immer.

3CD '

G E O M A G BREITE / GRAD

r

Abb. 118: Digicoder-Ubersicht iiber die Schwankung derElektronendichte: Mittelwert der zweiten Differen-

zen von 1 Zellen auf der Nordhalbkugel; linksTagseite, rechts Nachtseite. Die Unterbrechungim Polbereich entspricht der Inklination desSatelliten (auf geomagnetische Koordinaten umge-setzt). Die schrage Linie identifiziert eine Satel-litenhohe von 300 km.



- 236 -

100

200

300

400

500

N

X

§

=-™~::=a irwrj ' j u u . ' B r n r \ n i \ in;,.-:

_ J I I I I

U m l o u f

12 2

165

178

60 90 60 30

G e o m o g n B r e i t e / G r o d

-30

o

A b b . 119: Digicoder-Darstellung der raumlichen Spektrender ortlichen Elektronendichte fur drei MeBorbits

(Juli 1974) uber der Nordhalbkugel (Tag/Nacht-Grenze siehe Abb. 118). Die Ordinaten laufen

entgegengesetzt wie in Abb. 117.

Der Ausbreitungsmechanismus, der diese Fluktuationen

kontrolliert, ist sicher der von Schwerewellen. Das ergibt

sich aus der raumlichen Wellenlange. Allerdings diirfte die

Anregung verschiedene Ursachen haben. Im Polbereich

diirfte korpusku lare Energiezu fuhr dominieren. Im Aquator-

bereich dagegen konnten moglicherweise ortliche Plasma-

Instabilitaten verantwortlich sein, vielleicht aber auch die

Fluktuationen des stratospharischen 'Jet St ream1.



- 237 -

3 - 3 . 2

D ie S c h w a n k u n g e n L i b e r langere Zeit wurden als statistische

Standard-Abweichung in % berechnet. Sie wurden aus der

gesamten B-Mission aus etwa 6000 M e B o r b i t s bestimmt, wobei

als Ausgangsmater.ial der Quotient von aktuellem und

geglattetem Verlauf gewahlt wurde. Bei der groBen Zahl

von Orbits wurde, unter Vernachlassigung eines eventuellen

Langen-Einflusses, das Material nach geomagnetischer

Breite (in 10°-Feldern) und nach H o h e (in 10 km-Feldern)

aufbereitet. Eine Darstellung in Polarkoordinaten ( R a d i u s

f u r H o h e , A z i m u t hfur

Breite) erwies sichals

sehr iiber-sichtlich. So lieBen sich Schwankungszentren und deren

Grenzen gut identifizieren. G r o f i e Schwankungen treten

wieder in den Polkappen auf, mit einer ziemlich gut

definierten Grenze bei etwa ±60 geomagnetischer Breite.

Prozentual (nicht absolut) sind die Schwankungen auf der

Nachtseite erheblich groBer. Untersucht wurden Elektronen-

Dichte und -Temperatur ( M U N T H E R et al., 1978a,b);

numerische Filterung w . u r d e angewandt.

3.3.2.1

Typische Ergebnisse fur die mit dem Experiment RPA

gemessene Elektronen-Dichte zeigt Abb. 120 fur S o m m e r

1974. Die groBten Schwankungen traten nachts im Aquator-

bereich mit A0% auf. A u c h in den Polbereichen sind

kraftige Schwankungen zu erkennen. Allerdings war der

Beginn der B-Mission besonders stark magnetisch gestort.

Solche Ereignisse konnen nicht als jahreszeitlich typisch

angesehen werden. In den anderen Zeitabschnitten sind die

Schwankungen in den Polargebieten deutlicher, wie die

Abbn. 1 2 1 zeigen. .

c



- 238 -

AA/eA / e geomagn. Breite/

0

90°

S o m m e r I97i

-90"

Radius = H6/>e /km ~ 3%

A b b . 120: S t a n d a r d - A b w e i c h u n g der E l e k t r o n e n d i c h t e N inE i n h e i t e n v o n 3 % ( Z i f f e r 5 b e d e u t e t 15%).K oordi -n a t e n in der B a h n e b e n e : H o h e = R a d i u s ( I n n e n -rand 2 2 0 k m ) , g e o m a g n e t is c h e B r e ite = A z i m u t .S o m m e r 1974. A u f d e r l inken Sei te T a g( 1 5 H 3 0 . . . I6 h 3 0 O r t s z e i t , a u B e r b e i h o h e nB r e i t e n ) , rechts N a c h t ( 0 3 H 3 0 . .. 0 4H 3 0 ) .

3.3.2.2

Temperat ur-Fluktuationen fur 1974/75 zeigen die Abbn. 122.

Hier sind die Standard-Abweichungen ziemlich ahnlich.

GroBtwerte finden sich in den Polkappen. Besonders interes-

sant ist das Verhaltnis von Temperatur- und Dlchte-

Schwankung N - A T / T - A N (Abbn. 123). Dunkle Symbolea e e e eJ

bezeichnen Verhaltnisse grower als eins, die hellen

Symbole entsprechen geringerer Temperatur- als Dichte-

Schwankung. Relativ grofiere Temperatur-Schwankungen

treten verschiedentlich auf.

C



- 239 -

O

C O

•r- C

V V

V•o

-i

O)

cO

in

C3

0)

e3

:R J00O

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- 240 -

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- 241 -

Oc

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cu£

^0)

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C

ft<V

•r-l

>

DOC

•3

COCN



- 242-

3.3.2.3

A l s Z u s a m m e n f a s s u n g mag einerseits Abb. 124 dienen, in

der liber die ganze B-Mission die mittlere Schwankung im

untersuchten Hohen- und Breiten-Bereich aufget ragen wurde.

10

0)c3

JCI•cu

Kp

3

2

1

v n

A E R O S - B

A Ne I Ne

A TQ I Te

Kp

/ ) / k m

600

5 00

4 00

3 0 0

2 0 0X

1974

V

1975I X

A b b . 124: U b e r alle Orte und H o h e n gemittelte Schwan-kung .von Elektronendichte N und -Temperatur

T wahrend der A E R O S - B - M f s s i o n 1974/75- Kpi^; der mittlere magnetische Index, H_ dieH o h e des Satelliten-Apogaums.

ap

Z u beachten ist, da/3 im L a u f der Mission der Hohenbereich

geschrumpft ist wegen der A b n a h m e der A p o g a u m s h o h e

(untere Kurve). Andererseits haben M U N T H E R et al. (1978a)

die jahreszeitliche Variation der Temperatur- wie der

Dichte-Schwankungen durch die empirische Formel

C



- 243 -

= A + B sin <Monat

- C) )

b e s c h r i e b e n . F u r d i e K o n s t a n t e n b e s t i m m t e n s i e f o l g e n d e

W e r t e : : . . . .

o f u r Te

fur Ne

N o r d

Siid

N o r d

Siid

A

1 2

1 4

15

20

B

4

6

6

6

C

8

3

8

3

A . 3 . 4 ' E r e i g n i s s e

D ie e r s t e A u f g a b e d e r A E R O S - M r s s i o n w a r e s , d e n N o r m a l z u -

s t a n d c e r A e r o n o m i e d e r l o n o s p h a r e z u s t u d i e r e n . B e s o n d e r e

E r e i g n i s s e s t a n d e n d e s h a l b n i c h t im V o r d e r g r u n d d e s

I n t e r e s s e s ( im G e g e n s a t z z u m e r s t e n d e u t s c h - a m e r i k a n i s c h e n

S a t e l l i t e n A Z U R ) . E i n i g e E r e i g n i s s e w u r d e n d e n n o c h unter-s u c h t . I n Z u k u n f t s i n d m e h r derartige U n t e r s u c h u n g e n f u r

die B-?-? i ss ion v o r g e s e h e n im R a h m e n de r - Z u s a m m e n a r b e i t

m it a n c e r e n S a t e l l i t e n w ie 1 S1 S-2 , T A 1 Y O , S3-1 und e v e n -

t u e l l I N T E R K O S M O S 12 . ' '

C



- 244-

4.3. 4.1 Sonnenaufgang

Ein Satellit in polarer Bahn kreuzt in jedem U m l a u f je ein-

mal den Sonnenaufgang und den Untergang. B e i m 'biirgerli-

chen' Sonnenaufgang fallt die Strahlung am Boden streifend

ein. Die Schattenfront verlauft flach durch die Atmosphare,

so da/3 der Erhebungswinkel der Sonne mit wachsender Hohe

rasch ansteigt. Anders gesagt: die geographische Position

des Sonnenaufgangs im Orbit liegt oft tief im Nachtbereich

des Erdbodens. Deshalb sind zur Sonnenaufgangszeit die

aeronomischen Verhaltnisse alles andere als stabil und

ausgeglichen.

Bei der auf feste Ortszeit synchronisierten Bahn von A E R O S

lagen zudem in der Regel die Sonnenaufgange bei relativ

hoher Breite auf der Nordhalbkugel, die Untergange entspre-

chend im Siiden. Die in hoher Breite hau fig korpuskular

gestorten Verhaltnisse bedeuten eine weitere Einschrankung

der Moglichkeiten.

Interessant ware jedoch eine Untersuchung mit zwei Satelli-

ten. Einige Vergleiche waren mit den M e f l w e r t e n der Elektro-

nentemperatur von T A 1 Y O moglich ( S P E N N E R et al. •, 1979).

A b b . 125 zeigt einige Falle, wo die Bahnen beider Satel-

liten vor Sonnenaufgang am Boden eine Quasi-Kreuzung

ausfiihrten. Die H o h e n waren dabei verschieden, aber nicht

zu sehr, da nahe dem Perigaumsbereich von T A I Y O (urn

320 km) . Der jeweilige A E R O S - M e f t w e r t wurde mittels des

S P E N N E R - P L U G G E (1979) Modells auf die T A l Y O - H o h e umge-

rechnet, so d a f l die in der Abb. 125 je. durch eine Gerade

yerbundenen W e r t e gleicher H o h e entsprechen. Die

Abbildung zeigt einen deutlichen Temperatu rspr ung etwa

zur Ortszeit 05 h 20, unabhangig davon, ob A E R O S oder

T A I Y O zeitlich vorne lag. Der Ubergang von Nacht zu Tag

macht also etwa 1000 K in der Elektronentemperatu r aus.

.



- 245-

O

2000

s

\

3

3

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Vj*30/®L2&~ & '' "^T • * 3 9<c/ V JJ

x A E R O S

o T A Y O

i i

4 5 6

nrfc7o!f / K - - . . - _fe

Abb. 125-' Sp ru nghafter Anstieg der Elektronen-Temperaturbei Sonnenaufgang. Zusammengehor ige Messungen

v o n T A I Y O ( K r e i s e ) u n d A E R O S - B ( K r e u z e ) sindjeweils gestrichelt verbunden. Die letzteren

. wurden .auf d i e T A I Y O - H o h e umgerechnet (sieheText). " '

4.3. . 4-2 Sonnenfinsternis

Eine Sonnenfinsternis ist ein seltenes Ereignis, erst recht

wenn man noch fordert, . daB ein Satellit gegebener B a h n

durch den verdunkelten Bereich fliegen soil. Diese Bedin-

gung war fur A E R O S - A bei der Finsternis vom 30. Juni 1973

ideal erfullt. Ein solcher Durchflug ware aefonomisch

C



- 246-

aufterst interessant gewesen, veil die plotzliche

' Abschaltung' der Einstrahlung ein natiirliches Experimentdarstellt, mit dessen H i lf e Aufschliisse liber die Elektronen-

lonen-Chemie erhalten werden konnten, die anders kaum

zuganglich sind.

Leider wurde wegen einer unterbrochenen Nachrichten-

Verbindung die gewiinschte Umschaltung der Einschaltfolge

der Mefiorbits nicht zum Satelliten iibermittelt. So konnte

ein interessantes Experiment nicht ausgefiihrt werden. Bei

der B-Mission gab es uberhaupt keine vergleichbare

Moglichkeit.

4-3- 4-3 Magnetische Stiirme

Gezielte und detaillierte Untersuchungen einzelner magneti-

scher Sturme wurden bisher nicht ausgefiihrt. Lediglich wur-

de bei verschiedenen Untersuchungen der statistische Ein-

f l u B des Storungsgrades festgestellt, so z.B. in Abb. 114

auf die Lage des nachtlichen Troges.

N u r der Ablauf der besonders starken magnetischen. Storung

v o m 15./16. September 1974 wurde in seiner Wirkung auf

die Lage des Troges im Detail verfolgt (siehe Abb. 113).

Dieser E f f e k t war in der Tat sehr stark: der L-Wert ging

fur Kp = 7+

auf 2 (statt normal 4) zuriick. Das bedeutet:

wahrend der Storung trat eine erhebliche Ausdehnung der.

Polarlichtzone zum Aquator hin ein..

B e i den gerade anlaufenden Vergleichen mit bulgarischen

(Boden-) Beobachtungen des Leuchtens des N a c h t h i m m e l s wer-

den die zuletzt erwahnte und andere Storungen wohl genau-

er untersucht werden. Ahnliches diirfte sich bei den Verglei-

chen mit dem japanischen Satelliten T A I Y O und dem

US-Canada Satelliten 1S1S-2 ergeben. C



- 247-

4.3. -5 Integrlerte A u s w e r t u n g

Einige Pilotarbeiten zur ' integrierten Auswertung', einem

Hauptziel der A E R O S - M i s s i o n e n iiberhaupt, sind ausgefiihrt

worden. Fur weitere Arbeiten wird einerseits das A E R O S - N e u -

tralmodell benotigt, das . die spezifischen Verhaltnisse wah-

rend der beiden Missionen genauer beschreiben soil, als

andere M o d e l l e es tun. Andererseits sollten vor aufwendi-

geren Berechnungen die P l a s m a - M e f i d a t e n in leich.t zugang-

licher Form, d.h. auf wenigen Bandern vorliegen. Die

systematische U m s e t z u n g der verschiedenen Daten auf das

dafiir • konzipierte A T M A T - F o r m a t (mit Zeilen zu n u r

60 W o r t e n ) hat gerade begonnen.

4.3- 5-1 Aeronomische Berechnung der lonenproduktion

S C H M I D T K E (1979a) hat dafur ein P r o g r a m m erstellt. Aus

e i n e m gegebenen Atmospharen-Modell ( O G O - 6 ) und den in 42

passend gewahlten Wellenlangenbereichen vom Experiment

E U V gemessenen Quantenfliissen wird mit H i l f e einer eigens

(aus der neuesten Li teratur) erstellten Tabelle der

Wirkungsquerschnitte die. ionisierende W i r k u n g der Sonnen-

strahlung und ihre A b n a h m e langs des Strahls berechnet.

D a die verschiedenen lonisierungsprozesse einzeln beriick-

sichtigt werden, erhalt man die Primarerzeugung der

verschiedenen lonen und der Photo-Elektronen. Die Berech-

nung wu rde erganzt um die W i r k u n g der Stofiionisation derrelativ schnellen Photo-Elektronen, die einen zusatzlichen

lonisationsbeitrag von 10 — 20% liefert. Abb. 126 zeigt das

Ergebnis fur die primaren Produktions-Profile der verschie-

denen lonen. Derartige Berechnungen wurden fur sechs

ausgewahlte Spektren aus der A-Mission durchgefiihrt. Sie

umfassen den ganzen Variationsbereich der solaren Aktivi-

tat, wie er wahrend der Mission (1973) auftrat.



- 248 -

500

£ 0 0

•

t

i

1 300

200

1

0 ' ' 4 ' • ' '« 4 •

AEROS-B« 4 •

Tog 213,•• *»4 V Breite

•\ \ \ Lange« 4 . » .« 4 »

« 4 »

» 4 O>

« 4 O

« 4 O

« 4 O« 4 O« • 40+

» * O« 4 Of• 4 0*« 4 O +

* « . 40 *

r ° ° *«

V

Vo Oj *% *V*+. » • •

A N * % «=S.+ + « O

+ Sumrrie 0* (N2und02 *« 0c

«Q

4P •

1974

45°

11°

.

•

*.4 +) 4 +

°°«4v^ •

O *4**

0 4 +> O 4 *

0 O 4 *« O4 »» 04 «

1.0W3 1.0108 1.0«,7 1.0;0a 1.0100"i -*

Production / n>"Js"' r

A b b . 126 Berechnete primare Produktionsraten der wichtig-sten lonen und deren S u m m e , als Hohenprofile

( S C H M I D T K E , 1979a). '

Die Produktion 1st ein wesentlicher Faktor fiir verschie-denste aeronomische Probleme. Allerdings hat te es keinen

Sinn, ihr Ergebnis, was die lonen-Zusammensetzung angeht,

direkt mit entsprechenden Messungen zu vergleichen. Es ist

bekannt, dafi vor allem im unteren Hohenbereich die sofort

einsetzenden chemischen U m s e t z u n g e n eine erhebliche Ver-

anderung der Zusammensetzung herbeifiihren.

C



- 249 -

4.3- 5-2 Bestlmmung des Transport-Effekts

1st die Produktion bekannt, so gibt die lonenchemie

prinzipiell die Moglichkeit, die lonenumsetzung zu bestim-

men. Reaktioneh gibt es viele, aber vereinfachte Systeme

von Reaktions-Gleichungen diirften im Hohenbereich von

A E R O S (aber nicht unterhalb davon) ausreichend sein. In

einem sehr stark vereinfachten Schema wurde der Verlust-

term der Elektronen vereinfacht als proportional - zur

Elektronendichte und zur Dichte der neutralen Molekiile O~

und N,, aufgestellt. Das entspr icht der Vorstellung, dafl die

Geschwindigkeit der Entionisierung im wesentlichen durch

die dazu erforderlichen Umladungsprozesse begrenzt ist. In

grofieren Hohen diirfte diese A n n a h m e zutreffen.- Setzt man

in der Kontinuitatsgleichung der Elektronen

dN= P - BNe - V. (vNe)

die beiden ersten Terme auf der rechten Seite als bekannt

voraus und vernachlassigt man (am Nachmittag) die zeit-

liche Anderung links, so bleibt nur der Divergenzterm

ubrig. Unter der A n n a h m e lediglich vertikalen Austausches

kann dann aus der Folge der hohenabhangigen M e f i w e r t e

der Elektronendichte aus diesem Term die vertikale Trans-

portgeschwindigkeit bestimmt werden.

Flir das Verfahren eignen sich nur Bereiche relativ steiler

B a h n bei ruhiger Variation der Mefiwerte. Eines der berech-

neten Beispiele zeigt Abb. 127-

r



- 250 -

EJC

•Co3:

700

650

600

550

500

450

400-100 -50 0 50

vert. Transport - Geschw. /ms

100

-1

Abb. 127: Vertikales Plasmatranspor tpro fil berechnet ausdem Produktionsprofil und den IP-Beobachtungender Elektronendichte.

V

4 - 3 - 5-3 Energiespektren der suprathermischenn Elektronen

Bel der Berechnung der lonen-Produktion fa'llt gleichzeitig

die Erzeugung von Photo-Elektronen an. Deren Degradation

wurde von S C H M I D T K E (unveroffentlicht ) ebenfalls berechnet

und so ein Energiespektrum fiir den stationaren Fall erhal-

ten. Da das Experiment RPA dieses . S p e k t r u f n in situ

gemessen hat, ist ein direkter Vergleich moglich. Es wurde

gezeigt, dafi dieser recht gut ausfallt (Abb. 33).

C



- 251 -

4 - 3 - 5-4 E i r i f l u B von Variationen der Sonnenstrahlung

R O B L E und S C H M 1 D T K E (1979) stellten sich die Frage, ob

die mit A E R O S erstmals quantitativ und absolut beobach-

teten Variationen der solaren EUV-Strahlung ausreichen, urn

die ebenfalls beobach.teten Variationen. der lonosphare zu

erklaren. Dazu wurde das sehr vollstandige aeronomische

Rechenprogramm von S T O L A R S K I et al. ( 1 9 7 5 ) mit den sechs

typischen A E R O S - S p e k t r e n (siehe Abbn. 34 und • 35)

'gefuttert ' . Alle anderen Eingaben wurden .konstant gehal-

ten. Es ergab sich, d a f t die im Plasma der lonosphare

beobachteten Variationen merklich grofier als die so berech-

neten sind. Es m i i f t t e n also wohl' die Veranderungen der

neut ralen Atmosphare und die des Ehergie-Zuflusses durch

Korpuskeln einbezogen werden.

A u c h wenn die du'rch das MSlS-Modell ( H E D 1 N et al.,

1977a,b) beschriebenen Veranderungen infolge vairiabler

solarer und magnetischer Aktivitat einbezogen wurden,ergab sich rechnerisch i m m e r noch eine relativ geringe

Variation der lonen-Produktion ( S C H M I D T K E , 1979a). Daraus

kann geschlossen werden, daB die beobachteten, erheb-

lichen Veranderungen der lonen- und Elektronen-Dichte im

wesentlichen der Variabilitat ' der Rekombination oder den

Transportvorgangen zugeschrieben werden 'miissen. Da die

Rekombination als dissoziative angesehen wird, hangt sie

von der relativen Dichte der molekulareri (dissoziations-

f a h i g e n ' ) lonen ab, die Transport-Vorgange dagegen im

wesentlichen V O I D neutralen W i n d (wenigstens in mittleren

Breiten). Hier ist zu bedenken, d a f i die von K O H L und

K1N.G ( 1 9 6 7 ) zuerst berechneten W i n d e f f e k t e von einem mittle-

ren W i n d ausgehen, wahrend die ionospharischen Trift-Beob-

achtungen erhebliche und systematische Veranderungen von

Tag zu Tag zeigen. N a c h systematischen Untersuchungen

v o n H A R N 1 S C H M A C H E R u n d R A W E R (1979) konnen diese z u



- 252 -

einem erheblichen Anteil auf soli-lunare Gezeiten zuriick-

gefiihrt werden. Auf derartige E f f e k t e haben B A R T E L S (1950)

und B U R K A R D (1951) zuerst hingewiesen.

4-3. 5.5. A E R O S Plasma-Paten fur Internationale Projekte

Bisher sind AEROS-Ergebnisse, die das ionospharische

Plasma betreffen, in zwei internationale Projekte einge-

gangen.

•

5.5.1

Bei C O S P A R und U R S I lauft das Projekt 'Internationale Refe-

renz-Ionosphare'. Es wird von einem internationalen

Steering Committee betreut, Vorsitzender ist K . ' R A W E R . In

U R S I entspricht dem eine Unterkommission G-4, -mit deren

Vorsitz R A W E R im Herbst 1978 erneut betraut wurde. Bei

Erstellung der 'International Reference Ionosphere 1978',

bei IPW redigiert und von U R S I herausgegeben, sind

folgende A E R O S - D a t e n benutzt worden: Elektronen-Tempera-

tur, lonen-Temperatur , lonen-Zusammensetzung.

.5.5.2

Bei U R S I wurde im Herbst 1978 fiir die U n t e r k o m m i s s i o n -

G-7, Ionospheric Mapping, E. N E S K E zum Vorsitzenden

bestimmt. Die Ernennung erfolgte aufgru nd der von ihm mit

M O O R M . S H E I K H durchgefiihrten Arbeiten z u r Kontrolle u n d

Korrektur des CClR-Programms fur die Gipfelparameter der

F2-Schicht (vgl. dazu 3-D- Die Arbeiten der neuen Unter-

kommission sind gerade erst angelaufen.



- 253 -

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