8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
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p
Ergebnisse des AEROS- ellitenpfoTlKf^s- -, • _ - . • •
Bericht des AEROS-Teams,
rausgegeben von
'. Lammerzanl,
K. Rawer und
' ' • • M. Roeriner" ' • ' " ^ t.
~~*' s
•3*. - .r sSm• > ,
•- onn% -stronomische Institute derUniversi
Fraunhofer-lnstitut fur physikalischeWeltraumfprschung,Freiburg
Max-Planck-lnstitut fur Kemphysik, Heidelberg
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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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s: /...ND,',.:?f; T;JL.F. P A G E
. No.K R»po . - ' f - j . I 2 Gtwemmer,! Arc*
LMSA_^!r:._.I^l38_ j
i RESULTS"OP* THE AER03 SATELLITE PROGRAM -}
I SUMMARY ' 6. * " • " < ; ? . - f o r m i n g O.-gon i 2 c ( t on Code
? . A o i s o r s . p ^ lammerzahl, K . Rawer a n di I-l. Roemer - Hax-Planck-Institute f o r \
I Nuclear Physics, Heidelberg j ' ° -v/ 0
'k n i ! N c
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fc. Pc.- io .-ra ing Organization Rrpor! No. !
' '-'. t'ftsrr- r, - Or 5 cr* s zcrt an N^IT-.- and Ar fd fessi
• L e o Kanner AssociatesI Redwood City, California 94063
Ml. Conlroe? c->Gron!
i NASw 3199j I 3 . "i ypr of Rcr ,o r ! c r . ^ Pcnof C o v e r e d
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
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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.
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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.
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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.
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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
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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
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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
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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
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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
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- 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. ,
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- 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.
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- 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
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- 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 .
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- 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
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- 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 U S W E R T U N G
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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.
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;75^>60'
AEROS-B
perigee
L.T. at equator
D'J F M'A1M^J
TJ
TA
IJ^A '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
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- 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
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- 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
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- 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
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- 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
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- 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.
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- 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
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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.
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- 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
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- 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
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- 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.
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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
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- 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
Is
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
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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
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- 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.
2000'
T
N
1500-
1 0 0 0 -
500
2000-
- 1500-0
\
5 1000-
500
*
0 20 40 60 80 100 120_ HO 160 180 200
Z W M 1 9 7 3 ) /d >
.
**»
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
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- 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.
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- 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.
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- 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 .
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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).
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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.
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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)
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- 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-
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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.
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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).
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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-
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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
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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—
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- 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.
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- 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
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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.
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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
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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
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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
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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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(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
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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.
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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
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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-
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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
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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).
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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
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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
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"P 8 9 e
""**"* — — w .
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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-
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- 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
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- 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
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- 82 -
Mb'glichkeit geschaffen wurde, in detaillierte aeronomische
Berechnungen einzusteigen, die die verschiedenen zeit-lichen Variationen der EUV-Strahlung quantitativ beriick-
sichtigen.
101
CM
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GO
Lu10
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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-
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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.
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http://slidepdf.com/reader/full/results-of-the-aeros-satellite-program-summary 89/273
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.
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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.
8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
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- 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.
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3
b>o
12.0
^ 11.5
11.0
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Abb. 33:
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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-
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- 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.
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Abb. 34: Primare Produktionsraten von ionisiertem atoma-ren Sauerstoff (0 ).
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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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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. /
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- 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
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- 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
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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.
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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
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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
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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.
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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
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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
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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
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8.Jan.1
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973
973
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X
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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
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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.
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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
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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
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- 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 .
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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.
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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
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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
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2220
18
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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
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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 ^er Korrektur der
C I R A 1972-Terme gezeigt ist.
c
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- 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
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- 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
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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-
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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
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- 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
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- 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-
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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
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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 - ? ; ' . • ' " - . - " " . " . - - . •
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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.
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- 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
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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
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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.
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- 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-
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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
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- 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
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- 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
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- 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
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- 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( *
' ^A A
<i
i A' o \A Jef tf /A A & & AA $&-t/ ft / \ O/ V£>£&' &£.-£*. 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
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- 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.
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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).
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- 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.
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- 143 -
o
i i i i i i i i i i i i i l I i l l—' i i
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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, ^eder 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.
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- 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
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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
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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
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- 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
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- 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.
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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
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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
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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-
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- 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
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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
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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,
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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
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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
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- 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.
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- 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.
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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.
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- 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.
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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
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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
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- 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
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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
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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.
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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
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- 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
<.\.^«
e
C 20003
3
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" • Tv '- • ' • ' • -M
A MALVERN477 SS * .,. . . ss ST. SANTIN
/ . . . . . . . .. ... CH CHATANIKA -
// 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
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- 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
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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
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- 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
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- 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 .:
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- 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
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- 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.
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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
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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» * *^CA^U.
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
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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.
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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
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- 185 -
270
160
g o
270
160
o g o
«",&
30 BO
30 80
30
90
80
90
-60"
-50'
270
160
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270
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30 60
30 60
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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
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- 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
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- 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
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- 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
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- 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.
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- 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).
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- 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%.
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- 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.
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- 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
.**
"
'"~1"""'
:'i^
>
"-*
•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
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- 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
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- 195 -
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- 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 .
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- 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 *""
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- 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
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- 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
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- 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
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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
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- 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
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- 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
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- 205 -
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- 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
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- 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).
8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
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- 208 -
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- 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
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Tag I Nacht
lonendichte
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'"''.'••'.'.\.41' \ / lonent.emperatur • • • • '.
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1
3000\
N
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
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- 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
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- 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.
8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
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- 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
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- 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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4 5 9
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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).
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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
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- 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.
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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
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- 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.
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- 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.
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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
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- 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
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- 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
101'
4Ui
10s
3000
2000
1000
\w .
10"
IO1'
10T
£
S.
io10
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* «
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- 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
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- 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
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- 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
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- 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.
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- 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
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- 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
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- 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
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- 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.
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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
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- 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
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- 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
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- 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-
^iche 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
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- 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.
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- 236 -
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200
300
400
500
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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.
8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
http://slidepdf.com/reader/full/results-of-the-aeros-satellite-program-summary 240/273
- 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
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- 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
8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
http://slidepdf.com/reader/full/results-of-the-aeros-satellite-program-summary 242/273
- 239 -
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http://slidepdf.com/reader/full/results-of-the-aeros-satellite-program-summary 243/273
- 240 -
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8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
http://slidepdf.com/reader/full/results-of-the-aeros-satellite-program-summary 244/273
- 241 -
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8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
http://slidepdf.com/reader/full/results-of-the-aeros-satellite-program-summary 245/273
- 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.
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Kp
3
2
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A E R O S - B
A Ne I Ne
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5 00
4 00
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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
8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
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- 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
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1 4
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20
B
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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
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- 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.
.
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- 245-
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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
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- 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
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- 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.
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- 248 -
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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
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- 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
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- 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
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- 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
8/7/2019 Results of the AEROS Satellite Program Summary
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- 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.
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