WYBRANE ELEMENTY GEOFIZYKI

WYBRANE ELEMENTY GEOFIZYKI Wykład 3: Budowa atmosfery, refrakcja atmosferyczna, absorpcja fal elektromagnetycznych, wpływ atmosfery na wyznaczenie pozycji z GNSS. prof. dr hab. inż. Janusz Bogusz Zakład Geodezji Satelitarnej i Nawigacji

Prawa autorskie do prezentacji Materiały te przeznaczone są tylko i wyłącznie do użytku prywatnego mającego na celu utrwalenie wiedzy z przedmiotu Wybrane elementy geofizyki. Zabronione jest powielanie ich treści i wykorzystywanie w innych opracowaniach. Zdjęcia, animacje i inne zasoby internetowe, które nie zostały wykonane przez autora, a wykorzystane w tej prezentacji stanowią tzw. wyjątek edukacyjny, przewidziany przez przepis art. 27 Ustawy o prawie autorskim i prawach pokrewnych, który pozwala instytucjom oświatowym, uczelniom i innym jednostkom naukowym na ich wykorzystanie na potrzeby zilustrowania treści dydaktycznych.

Atmosfera Gazowa powłoka otaczająca planetę o masie wystarczającej do utrzymywania wokół siebie warstwy gazów, w wyniku oddziaływań grawitacyjnych. Nazwa Merkury Wenus Ziemia Mars Jowisz Saturn Tytan Uran Neptun Tryton Uwagi Znikoma otoczka gazowa, tworzona głównie przez wiatr słoneczny. Bardzo gęsta, nieprzezroczysta dla światła widzialnego. Gęsta atmosfera, w której zachodzą skomplikowane zjawiska, m.in. obieg wody. Cienka atmosfera, w której pojawiają się burze piaskowe o globalnym zasięgu. Burzliwa atmosfera ze skomplikowanym układem chmur, wiatrów i stałych układów burzowych. Burzliwa atmosfera, choć zwykle bez widocznych układów burzowych. Gęsta atmosfera, w której zachodzą skomplikowane zjawiska, m.in. obieg metanu. Burzliwa atmosfera, jednak brak wyraźnych szczegółów. Burzliwa atmosfera z pojawiającymi się układami burzowymi. Nikła atmosfera, tworzona głównie przez sublimujący azot.

Atmosfera ziemska Otoczka gazowa Ziemi o masie około 5 10 15 ton, czyli w przybliżeniu jedna milionowa masy planety.

Atmosfera ziemska Atmosfera ziemska jest niejednorodną powłoką złożoną z mieszaniny gazów, czyli powietrza. Głównymi składnikami powietrza są: azot (78.084% objętości), tlen (20.946%), argon (0.934%), dwutlenek węgla (0.0385%). Ważnym składnikiem jest również para wodna, której zawartość przy powierzchni zwykle zmienia się w granicach 1-4%.

Atmosfera ziemska przestrzeń kosmiczna otwarta przestrzeń poza ziemską atmosferą. Charakteryzuje ją stan bardzo wysokiej próżni, w związku z czym nie mogą się rozchodzić w niej fale dźwiękowe. Wymiana ciepła odbywa się jedynie na drodze promieniowania. Znajdują się tutaj cząstki wiatru słonecznego, ponadto wypełnia ją promieniowanie pochodzące od Słońca oraz promieniowanie kosmiczne.

Atmosfera ziemska jonosfera (85-2000 km) nazwa ta oznacza "strefę jonów" i jest wspólna dla termosfery i egzosfery, czyli dwóch najbardziej zewnętrznych warstw ziemskiej atmosfery. Nazwa ta wiąże się z obecnością praktycznie wyłącznie zjonizowanych cząstek gazów atmosferycznych, które są nieustannie wystawione na kontakt z promieniowaniem kosmicznym.

Atmosfera ziemska jonosfera egzosfera (500-2000 km) w tej strefie zaczynają zanikać ostatnie ślady obecności powietrza. Odległości pomiędzy cząsteczkami są tak duże, iż właściwie panuje tutaj bardzo wysoka próżnia.

Atmosfera ziemska jonosfera termosfera (85-500 km) strefa, w której rozpędzone wysokoenergetyczne cząstki wiatru słonecznego zaczynają zderzać się z cząstkami gazów atmosferycznych, pobudzając je do świecenia i tworząc zjawisko zorzy polarnej. Następuje w niej gwałtowny wzrost temperatury, jako miary energii kinetycznej (duże rozrzedzenie gazu).

Atmosfera ziemska mezosfera (50-85 km) następuje wyraźny spadek temperatury od 0 do -70 C. Niebo zmienia kolor z błękitnego na granatowoczarny, ciśnienie atmosferyczne i gęstość powietrza spadają do śladowych wartości. Skład chemiczny atmosfery pozostaje jednak cały czas stały, a większość cząstek gazów atmosferycznych jest w stanie zjonizowanym.

Atmosfera ziemska stratosfera (12-50 km) strefa, w której wraz ze wzrostem wysokości powietrze się dalej rozrzedza, a jego ciśnienie maleje, natomiast temperatura powietrza zaczyna wzrastać, gdyż powietrze na tej wysokości intensywnie pochłania promieniowanie ultrafioletowe Słońca. Związane jest z tym jonizowanie tlenu i tworzenie cząsteczek ozonu (warstwa ozonowa). Wieją bardzo szybkie, poziome prądy strumieniowe.

Atmosfera ziemska troposfera (do ok. 12 km) najcieńsza, ale też najgęstsza z wszystkich warstw, skupiająca ponad połowę powietrza atmosferycznego. Jej wysokość uzależniona jest od maksymalnej wysokości do jakiej dociera konwekcja, a więc nad zimnymi biegunami kończy się ona już na wysokości 8 km, natomiast nad równikiem sięga nawet 18 km.

Atmosfera ziemska W troposferze zachodzą wszystkie zjawiska pogodowe oraz cały obieg wody w przyrodzie. Występuje w niej para wodna, która skraplając się tworzy chmury. Charakterystyczną cechą tej warstwy są pionowe ruchy powietrza związane z konwekcją.

Atmosfera ziemska Każda z wymienionych warstw jest rozdzielona strefami nieciągłości, które nazwano: tropopauzą (8-17 km), stratopauzą (ok. 50 km), mezopauzą (80-90 km).

Propagacja promieniowania widzialnego Refrakcja astronomiczna zakrzywienie w atmosferze ziemskiej promieni świetlnych biegnących od ciała niebieskiego.

Propagacja fal radiowych

Propagacja fal radiowych Dla celów analizy propagacji fal radiowych w paśmie mikrofalowym atmosferę można podzielić na: część dyspersyjną jonosferę; część neutralną troposferę.

Propagacja fal radiowych Fale ultrakrótkie i mikrofale obejmują częstotliwości powyżej 30 MHz. Wyróżnia się cztery podzakresy: fale metrowe 30-300 MHz (1 m-10 m), fale decymetrowe 300-3000 MHz (10 cm-1 m), fale centymetrowe 3-30 GHz (1-10 cm), fale milimetrowe 30-300 GHz (1-10 mm).

Propagacja fal radiowych GPS: L 1 =1 575.42 MHz, L 2 =1 227.60 MHz, L 5 =1 176.45MHz. Galileo: E 5A -E 5B =1 164-1 215 MHz, E 6 =1 260-1 300 MHz, E 2 -L 1 -E 1 =1 559-1 591 MHz. GLONASS: G 1 =1 602 MHz+0.5625 n G 2 =1 246 MHz+0.4375 n n=1,2,...,24

Propagacja fal radiowych

Propagacja fal radiowych Fale ultrakrótkie rozchodzą się w zasadzie prostoliniowo, podobnie jak światło widzialne. Podlegają one odbiciu od obiektów o dużej gęstości oraz rozpraszaniu i tłumieniu w atmosferze i innych ośrodkach.

Satelitarne systemy nawigacyjne Zależność opisująca różnicę między czasem odbiornika, a czasem GPS wynika z równania obserwacyjnego pseudoodległości: P r = c t ( S ) t A P r c t A t S pseudoodległość; prędkość fali elektromagnetycznej; wskazanie zegara odbiornika w momencie odbioru sygnału; wskazanie zegara satelity w momencie wysłania sygnału.

Satelitarne systemy nawigacyjne lub w innej postaci: P r = c τ S A + c t A c t S S τ A t t A S = t = t A S τ t S A GPS t GPS czas propagacji sygnału od satelity do odbiornika; różnica między czasem odbiornika a czasem GPS; różnica między czasem satelity a czasem GPS.

Satelitarne systemy nawigacyjne ( S ) ( S S S S ) t t = P r + + + D + S + W N c + A r A IONO TROP A A A S r A IONO TROP geometryczna odległość satelity od anteny obliczona na podstawie znanych efemeryd i współrzędnych anteny; poprawka ze względu na opóźnienie jonosferyczne; poprawka ze względu na opóźnienie troposferyczne;

Satelitarne systemy nawigacyjne ( S ) ( S S S S ) t t = P r + + + D + S + W N c + A r A IONO TROP A A A S S A S W A S N A D poprawka za związany z ruchem obrotowym efekt Sagnaca; poprawka ze względu na wielodrożność sygnału; poprawka ze względu na błędy wynikające z szumu; poprawka ze względu na opóźnienie odbiornika.

Jonosfera Jonosfera jest bardzo skomplikowanym mechanizmem z uwagi na fakt, iż jest ona mocno zjonizowaną przez promieniowanie słoneczne częścią atmosfery, znajdującą się powyżej 60 km nad powierzchnią Ziemi. Oprócz Słońca czynnikami jonizującymi są promieniowane kosmiczne i pył kosmiczny wchodzący w kontakt z atmosferą.

Jonosfera W jonosferze wyróżniono szereg warstw o różnych właściwościach, których grubość zmienia się zależnie od intensywności czynników jonizujących, szczególnie dobowej. W ciągu dnia wyróżnia się cztery warstwy: D (60-90 km), E (90-130 km), F1 (130-210 km, istnieje tylko latem), F2 (200-1000 km, dość niestabilna). Nocą warstwy D i F1 zanikają, a pozostałe warstwy wykazują własności słabsze niż za dnia.

Jonosfera Najniższa z warstw, warstwa D, rozciąga się miedzy 60 a 90 kilometrem i pochłania najbardziej energetyczną cześć promieniowania słonecznego: promieniowanie ultrafioletowe o długości fali 121.5 nm (Lyman-alpha), twarde promieniowanie X i promieniowanie kosmiczne. Koncentracja elektronów w ciągu dnia utrzymuje się na stałym poziomie. Ze względu na rekombinację jonów i elektronów, koncentracja elektronów po zachodzie Słońca znacznie się zmniejsza, a nocą warstwa zanika. W warstwie D odbijane są fale długie, a tłumione fale średnie i krótkie. Zjawisko to jest podstawa komunikacji radiowej.

Jonosfera Wyżej znajduje się warstwa E (90-130 km), w której główna przyczyna jonizacji jest miękkie promieniowanie X (1 10 nm). Zmiany zawartości elektronów są regularne, zależne od cyklu aktywności słonecznej, wahań rocznych i dobowych. Nocą warstwa E staje się słabo zjonizowana. Anomalią warstwy E w postaci obszarów o zwiększonej gęstości elektronowej jest warstwa sporadyczna (E S ). Obserwacje wskazują, ze tworzą ja wielkoskalowe zaburzenia o grubości rzędu 2 km rozciągające sie na setki kilometrów. Czas i miejsce pojawienia się warstwy nie są do przewidzenia, jednak zauważono, ze występowanie E S to zjawisko sezonowe na średnich szerokościach pojawia się głównie w ciągu dnia w miesiącach letnich, natomiast w strefie zorzowej obserwowana jest nocą.

Jonosfera W najwyższej warstwie jonosfery (F) wyróżnia się dwie podwarstwy o różnych własnościach: F1 oraz F2. Pierwsza z nich obejmuje pas na wysokościach 130-210 km. Powstawanie jonów w tej części jest skutkiem oddziaływania promieniowania ultrafioletowego z zakresu 10-100 nm (EUV Extreme Ultra Violet).

Jonosfera W najwyższej warstwie jonosfery (F) wyróżnia się dwie podwarstwy o różnych własnościach: F1 oraz F2. Inaczej jest w przypadku rozciągającej sie od 200 km do 1000 km warstwy F2 nie podlega ona zależności od odległości zenitalnej Słońca. F1 noca zanika, w F2 koncentracja elektronów znacznie spada. Najwięcej elektronów powstaje na wysokości około 180 km (F1), natomiast ich maksymalna koncentracja występuje około 200-400 km (F2). F2 ma duże znaczenie w propagacji krótkich fal radiowych, umożliwiając łączność na odległość tysięcy kilometrów.

Jonosfera Zmienność gęstości swobodnych elektronów w jonosferze jest uzależniona od: położenia na powierzchni Ziemi (zmienność równoleżnikowa), cykli aktywności słonecznej, cyklu rocznego (ruch obiegowy Ziemi), cyklu dobowego (ruch obrotowy Ziemi).

Jonosfera

Jonosfera Obszar równikowy obejmuje pas ±30 wokół równika magnetycznego. W tej strefie koncentracja elektronów, jej gradient i zaburzenia sa największe. Około ±20 szerokości geomagnetycznej występuje anomalia równikowa (Appletona) obszary o zwiększonej gęstości elektronowej pojawiające się wczesnym wieczorem, które przesuwają sie wraz z obrotem Ziemi wokół Słońca. Region średnich szerokości (30-60 S/N) wykazuje najmniejsze wahania zawartości jonów. Jonizacja na tym obszarze jest niemal w całości skutkiem promieniowania słonecznego. Wpływ jonosfery na sygnał GNSS jest tam znacznie mniejszy niż w sąsiadujących obszarach.

Jonosfera Do wysokich szerokości zalicza się strefę zórz polarnych (owal zorzowy) (60-75 S/N) i biegunową (>75 S/N). Maksymalne gęstości elektronów są tam znacznie niższe niż w pozostałych obszarach.

Jonosfera Podstawowym wskaźnikiem poziomu aktywności słonecznej jest liczba plam słonecznych, przedstawiana za pomocą liczby Wolfa: ( f + g ) R = k 10 g liczba grup plam słonecznych, f liczba obserwowanych plam, k stała zależna od czułości instrumentu obserwacyjnego.

Jonosfera Analiza liczby plam słonecznych wykazuje występowanie cyklu o okresie 11 lat. Czas największej aktywności w cyklu to słoneczne maksimum, a najniższej słoneczne minimum. Z reguły cykle nie są symetryczne. Przeciętnie, miedzy minimum a maksimum, mija 4.3 roku, a miedzy maksimum a minimum 6.6 roku. Obecnie Słonce znajduje się w 24. cyklu aktywności. Przyjmuje się, ze jego początek nastąpił w 2008 roku, wtedy też zarejestrowano minimum. Dwie najwyższe wartości zaobserwowano w marcu 2012 roku oraz kwietniu 2014 roku.

Jonosfera Oprócz cyklicznych zmian gęstości elektronów w jonosferze obserwowane są także gwałtowne, nieregularne zjawiska zaburzenia jonosfery. Do najczęściej występujących należą: burze jonosferyczne, wędrujące zaburzenia jonosferyczne, scyntylacje jonosfery.

Jonosfera Burze jonosferyczne to wielkoskalowe zaburzenia gęstości elektronów w warstwie F. Silne rozbłyski słoneczne i następujące po nich kolonialne wyrzuty masy wzmacniają energie wiatru słonecznego, powodując burze magnetyczne i mogą znacznie zmienić gęstość elektronów w jonosferze. Burze mogą trwać od kilku godzin do kilku dni i obserwowane są głównie w strefie zorzowej, jednak bardzo gwałtowne zaburzenia mogą przenosić się także na niższe szerokości. Wyróżnia się dwie fazy zjawiska: początkowa fazę dodatnią, kiedy zwiększa się koncentracja elektronów oraz ujemną, gdy liczba cząstek spada poniżej zazwyczaj obserwowanego poziomu, a następnie wraca do niezaburzonej wielkości.

Jonosfera Wędrujące zaburzenia jonosferyczne (TIDs, Traveling Ionospheric Disturbances) to zaburzenia gęstości elektronów rozchodzące się w jonosferze z różnym zakresem prędkości i częstotliwości. W zależności od długości fali wyróżnia się trzy typy zakłóceń: wielkoskalowe (LSTIDs, Large-scale TIDs) okres: 30-180 minut, długość fali większa niż 1000 km, prędkość: 300-1000 m/s,

Jonosfera Wędrujące zaburzenia jonosferyczne (TIDs, Traveling Ionospheric Disturbances) to zaburzenia gęstości elektronów rozchodzące się w jonosferze z różnym zakresem prędkości i częstotliwości. W zależności od długości fali wyróżnia się trzy typy zakłóceń: średnioskalowe (MSSTIDs, Medium-scale TIDs) okres: 10 minut do godziny, długość fali: 100-300 km; prędkość: 50-300 m/s,

Jonosfera Wędrujące zaburzenia jonosferyczne (TIDs, Traveling Ionospheric Disturbances) to zaburzenia gęstości elektronów rozchodzące się w jonosferze z różnym zakresem prędkości i częstotliwości. W zależności od długości fali wyróżnia się trzy typy zakłóceń: małoskalowe (SSTIDs, Small-scale TIDs) okres: kilka minut, długość fali: kilkadziesiąt kilometrów.

Jonosfera Scyntylacje to krótkookresowe zaburzenia powodujące nagłe zmiany fazy lub amplitudy (zanikanie i wzmocnienie sygnału) fal radiowych. Ich źródłem są niewielkie (kilkusetmetrowe) nieregularności koncentracji elektronów. Występują głównie w rejonach równikowych, polarnych i zorzowych. Zaburzenia obserwuje się zazwyczaj miedzy zachodem Słońca a północą. Częstość pojawiania się i intensywność zjawiska zwiększa się wraz z liczba plam słonecznych. Najsilniejsze scyntylacje obserwuje sie w obszarze równikowym, około ±10.

Jonosfera Przejście fal elektromagnetycznych przez jonosferę jest uzależnione od długości fal i kąta ich padania na powierzchnię jonosfery. Efekt jonosferyczny wynika z faktu, iż zjonizowane gazy w jonosferze, powstałe w wyniku ultrafioletowego promieniowania Słońca i oddziaływania wiatru słonecznego, powodują zmianę prędkości fal elektromagnetycznych. Ta zmiana prędkości jest zależna od częstotliwości fali elektromagnetycznej. Zjawisko zależności prędkości fali od częstotliwości jest nazywane dyspersją.

Jonosfera Model opóźnienia jonosferycznego jest transmitowany przez satelitę, jednak z powodu dużej zmienności warunków jonosferycznych pozwala on na redukcję odpowiedniego błędu co najwyżej w 50 procentach. Dokładniejszą wartość opóźnienia jonosferycznego obliczyć można w oparciu o rezultaty pomiarów wykonywanych jednocześnie na częstotliwościach L 1 i L 2, co wymaga użycia odbiornika dwuczęstotliwościowego.

Jonosfera Wielkość efektu jonosferycznego jest proporcjonalna do liczby swobodnych elektronów TEC (ang. Total Electron Content), mieszczących się w jednostkowym prostopadłościanie od odbiornika do satelity. TEC jest funkcją wielu zmiennych czynników: pory dnia, aktywności słonecznej, położenia geograficznego i odległości zenitalnej satelity. Efekt jonosferyczny przybiera największą wartość w strefie równika magnetycznego. Typowa wielkość efektu jonosferycznego dla satelity GNSS w zenicie osiąga 5 m, lecz może dochodzić nawet do 100 m w okresach wzmożonej aktywności słonecznej lub burz jonosferycznych.

Jonosfera TEC jest gęstością elektronów scałkowaną wzdłuż drogi fali przebiegającej przez jonosferę (profil skośny): TEC ( z) = Ne( sr) sr dsr z odległość zenitalna satelity s obserwowanego z pozycji r odbiornika GNSS; N e gęstość elektronów (el/m 3 ).

Jonosfera Pionowy profil gęstości elektronów w jonosferze:

Jonosfera TEC jest wyrażany w jednostkach TECU (Total Electron Content Unit): 1TECU = 1 10 16 el m 2 1 TECU odpowiada liczbie 10 16 elektronów zawartych w walcu o polu przekroju 1 m 2 ustawionym wzdłuż biegu fali radiowej.

Jonosfera Opóźnienie jonosferyczne i poprawka do pomierzonej pseudoodległości na częstotliwościach GPS:

Jonosfera Opóźnienie międzykanałowe (DCB, Differential Code Bias) różnica opóźnień wynikających z różnych ścieżek sygnału na częstotliwościach L1 i L2. Szacowanie TEC na postawie obserwacji GPS może skutkować błędem ±3 ns (±9 TECU) i ±10 ns (±28.5 TECU), jeśli zignoruje sie DCB, odpowiednio, satelity lub odbiornika. Określenie DCB w procesie kalibracji jest możliwe tylko dla niektórych odbiorników, natomiast satelity kalibruje się przed umieszczeniem ich na orbicie. DCB satelitów oraz stacji permanentnych IGS publikowane są w postaci plików IONEX (IONosphere Map EXchange Format).

Jonosfera Model Klobuchara (model transmitowany w depeszy nawigacyjnej satelitów GPS) założenie, że wszystkie elektrony (TEC) koncentrują się na pojedynczej warstwie (SLM Single Layer Model), nieskończenie cienkiej, znajdującej się na pewnej wysokości (np. 350 km).

Jonosfera

Jonosfera TEC w profilu pionowym (Vertical TEC): VTEC = 1 F ( z' ) TEC F(z ) funkcja odwzorowująca (mapping function); z odległość zenitalna w punkcie przebicia jonosfery sygnałem GNSS.

Jonosfera Dostępne modele: empiryczne; fizyczne; matematyczne.

Jonosfera Modele empiryczne są tworzone na podstawie istniejących danych pomiarowych, dlatego opisują średnie miesięczne parametry jonosfery przy niskiej aktywności geomagnetycznej. Dobrze odwzorowują parametry jonosfery w rejonach o dużej liczbie pomiarów, nowe obserwacje pozwalają na ulepszanie modeli już istniejących. Duże uzależnienie od danych jest także ich wada, ponieważ obszary i epoki pomiarowe o słabym pokryciu obserwacjami charakteryzują się niższa dokładnością.

Jonosfera Przykładowe modele empiryczne: Klobuchara GPS, BDS, IRI (International Reference Ionosphere), NeQuick Galileo, NTCM (Neustrelitz TEC Model). System GLONASS nie wykorzystuje w rozwiązaniu nawigacyjnym żadnego modelu jonosferycznego.

Jonosfera Modele fizyczne opierają się na prawach fizyki i chemii dąży się do uwzględnienia wszystkich procesów, które maja wpływ na zmiany zawartości elektronów w jonosferze. Wykorzystuje się m.in. równania energii oraz pędu dla jonów i elektronów. Zaleta modeli fizycznych jest możliwość oceny wpływu różnych parametrów i ich zmian na stan. Ograniczenie dla dokładności stanowi dostępność zasobów obliczeniowych potrzebnych do uwzględnienia wszystkich warunków oraz kompletność uwzględnionych praw chemicznych i fizycznych. Ze względu na swoja złożoność modele fizyczne są nieefektywne i rzadko wykorzystywane w geodezji satelitarnej.

Jonosfera Przykładowe modele fizyczne: GAIM (Global Assimilative Ionospheric Model), PIM (Parameterized Ionospheric Model).

Jonosfera Modele matematyczne opierają się na dopasowaniu współczynników funkcji do dostępnych danych pomiarowych. Można je podzielić ze względu na wymiar modelowanej przestrzeni: przedstawiające jonosferę jako przestrzeń dwuwymiarową (2D), trójwymiarową (3D) lub czterowymiarową (4D). Największą wadą modelowania dwuwymiarowego jest pominiecie wpływu pionowego gradientu gęstości elektronów.

Jonosfera Przykładowe modele matematyczne: funkcje wielomianowe (szereg Taylora), funkcje oparte na sferykach harmonicznych, GIM (Global Ionosphere Map).

Jonosfera GIM (Global Ionosphere Map) zawierające wartości VTEC dla całej Ziemi, publikowane są od 1998 roku przez służbę IGS (International GNSS Service).

Jonosfera GIM (Global Ionosphere Map) zawierające wartości VTEC dla całej Ziemi, publikowane są od 1998 roku przez służbę IGS (International GNSS Service).

Jonosfera Model NeQuick model jonosfery używany w systemie Galileo. Jest to trójwymiarowy, czasowo-zależny model zawartości swobodnych elektronów w jonosferze opracowany na podstawie obserwacji zmienności jonosfery oraz miesięcznych predykcji średniej zawartości elektronów na podstawie sondować profilowych. Tworzony jest w zależności od ilości plam słonecznych (widocznie ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca fotosferze), strumienia słonecznego, współrzędnych geograficznych oraz pory roku i dnia. https://t-ict4d.ictp.it/nequick2

Jonosfera Model NeQuick model jonosfery używany w systemie Galileo.

Jonosfera W przypadku jonosfery obserwacje GNSS są źródłem informacji o zachowaniu się ośrodka w czasie transmisji sygnału, dlatego też możliwe jest na podstawie analizy sygnału obliczenie współczynnika TEC.

Jonosfera Równaniem obserwacyjnym wykorzystywanym w tym celu jest kombinalcja liniowa L 4, tzw. geometry-free. Składnik opóźnienia jonosferycznego można wtedy zapisać w postaci: δ I = ξ TEC TEC ( z) ξ TEC stała opóźnienia jonosferycznego. Niewiadomymi w równaniu obserwacyjnym są wtedy wartości absolutne TEC wyrażone przez VTEC oraz wartości nieoznaczoności fazy podwójnych różnic kombinacji liniowej L 4.

Jonosfera Kombinacja liniowa L 4 eliminuje tylko tzw. wyrazy pierwszego rzędu opóźnienia jonosferycznego (FOIT), które wywołane są zmianą prędkości sygnałów GNSS w jonosferze. Sygnały te zmieniają jednak nie tylko prędkość, ale również kierunek propagacji w ziemskim polu magnetycznym, przez co ich droga staje się dłuższa. Ponadto, zakrzywiona droga sygnału przechodzi przez inną część jonosfery, niż teoretyczna droga prostoliniowa łącząca anteny satelity i odbiornika. Efekty te nazywamy wyrazami wyższych rzędów opóźnienia jonosferycznego (HOIT). Mają one wpływ na precyzyjne opracowanie obserwacji GNSS, w szczególności w technice PPP (Precise Point Positioning).

Troposfera Opóźnienie troposferyczne wynika ze zmian prędkości sygnału przy przejściu przez troposferę. Sygnały radiowe GNSS nie podlegają zjawisku dyspersji przy przejściu przez troposferę co oznacza, iż wielkość opóźnienia jest niezależna od częstotliwości fali radiowej (w przeciwieństwie do jonosfery). Efekt troposferyczny nie jest więc możliwy do wyeliminowania poprzez kombinację liniową dwóch częstotliwości jak w przypadku refrakcji jonosferycznej. Troposfera powoduje opóźnienie sygnału i dlatego wyznaczona poprawka troposferyczna jest odejmowana od rejestrowanej pseudoodległości lub fazy.

Troposfera Opóźnienie troposferyczne można podzielić na część suchą (hydrostatyczną) oraz mokrą. Część hydrostatyczna w kierunku zenitu δt d,0 (Zenith Hydrostatic Delay) może być precyzyjnie wyznaczona na podstawie naziemnych pomiarów meteorologicznych bądź na podstawie modelu tzw. atmosfery standardowej. Część mokra w kierunku zenitu δt w,0 (Zenith Wet Delay) jest trudna do modelowania ze względu na niejednorodny rozkład pary wodnej w atmosferze.

Troposfera Znaczna część całkowitego opóźnienia, około 90%, jest spowodowana poprzez oddziaływanie fali elektromagnetycznej z suchym powietrzem, podczas gdy pozostałe 10% przez oddziaływanie z parą wodną. Część sucha opóźnienia może być oszacowana z błędem od 2-5 % za pomocą odpowiedniego modelu atmosfery. Część mokra opóźnienia troposferycznego może być wyznaczana przy pomocy radiometrów mikrofalowych WVR (Water Vapor Radiometer). Modele pozwalające obliczyć wielkość opóźnienia troposferycznego uwzględniają wysokość satelity nad horyzontem, jak również temperaturę, ciśnienie i wilgotność w miejscu obserwacji.

Troposfera W analizie sygnałów GNSS ważna jest różnica: gdzie: τ c = τ o τ τ c całkowite opóźnienie sygnału w atmosferze (ale wyrażane w jednostkach długości); τ o droga optyczna; l τ l odniesiona do próżni długość odcinka łączącego satelitę z odbiornikiem.

Troposfera Pomijając efekt zakrzywienia możemy napisać: gdzie: τ c 10 odb 6 sat Nds ds nieskończenie mały element drogi sygnału elektromagnetycznego; N wskaźnik refrakcji (refrakcyjność).

Troposfera W ogólnym przypadku refrakcyjność zależy głównie od: ciśnienia powietrza; ciśnienia pary wodnej; temperatury; zawartości w powietrzu pary wodnej w stanie ciekłym i stałym (lód); częstotliwości fali nośnej.

Troposfera W przypadku pomiarów GNSS w atmosferze neutralnej refrakcyjność nie zależy od częstotliwości promieniowania mikrofalowego, a wkład zawartości wody w stanie ciekłym i stałym jest pomijalny (istotny dla pomiarów wykonywanych za pomocą radarów meteorologicznych).

Troposfera Opóźnienia skośne ( τ) są dodatkowymi niewiadomymi układu równań obserwacyjnych GNSS zarówno dla obserwacji kodowych (P), jak i fazowych (L): P L = c ( S ) t t = ρ + c( t T ) A = λφ = ρ + c + I + τ + ε ( t T ) I + τ + λn + ε L S + ε P Dla wybranej stacji i epoki pomiarowej jest ich tyle, ile widocznych satelitów.

Troposfera Biorąc pod uwagę pozostałe niewiadome (współrzędne stacji, nieoznaczoności fazy, błędy zegara odbiornika, wielotorowość, ) należy równanie obserwacyjne zredukować. W przypadku zbioru opóźnień skośnych można go zastąpić pojedynczą niewiadomą w kierunku charakterystycznym dla danego położenia (linia pionu), a wartość w kierunku do satelity uzyskuje się przez rzutowanie na kierunki do widocznych satelitów GNSS za pomocą funkcji odwzorowujących.

Troposfera Najprostsza postać troposferycznych funkcji odwzorowujących jest identyczna dla części mokrej i suchej i jest odwrotnie proporcjonalna do wysokości satelity nad horyzontem: ( ) ( ) m h = m h = d w sin 1 ( h)

Troposfera W przypadku precyzyjniejszych analiz wykorzystuje się dokładniejsze jej aproksymacje, w tym zapis w postaci ułamka łańcuchowego: a 1+ b 1 + m ( ) c f h, a, b, c = 1 + a sin ( h) + b sin ( h) + sin h + ( ) c Parametry a, b oraz c wyznaczane są w oparciu o metodę śledzenia promieni, a następnie estymowane metodą najmniejszych kwadratów.

Troposfera Ze względu na sposób ich wyznaczania można funkcje odwzorowujące podzielić na powstałe na bazie: empirycznych modeli atmosfery (MOPS, GPT, UNB3m); numerycznych modeli prognoz pogody (VMF).

Troposfera Zazwyczaj zakłada się azymutalną izotropowość odwzorowania z kierunku pionowego na kierunek do satelity. Jednakże to założenie nie jest słuszne dla satelitów znajdujących się na małych wysokościach nad horyzontem (pomiędzy 3 a 15 ). Należy wtedy uwzględnić gradienty horyzontalne (gradientowe funkcje odwzorowujące), a do tego celu stosuje się również analizy numerycznych modeli pogody.

Troposfera

Meteorologia GNSS Meteorologia GNSS jest to zdalne sondowanie atmosfery z wykorzystaniem sygnałów GNSS. Zastosowania: klimatologia duża ilość jednolitych stacji, równomiernie rozłożonych, ponad 20-letnie ciągi obserwacyjne; meteorologia synoptyczna opóźnienia troposferyczne jako dodatkowe dane dla numerycznych modeli prognoz pogody; nowcasting (pogoda na teraz i prognoza na kilka następnych godzin) opóźnienia troposferyczne jest standardowym produktem czasu rzeczywistego używanym jako syntetyczny miernik stanu atmosfery;

Meteorologia GNSS Meteorologia GNSS jest to zdalne sondowanie atmosfery z wykorzystaniem sygnałów GNSS. Zastosowania: monitorowanie 4D opóźnienie troposferyczne jest wykorzystywane do budowy modelu tomografii celem opisu przestrzennych i czasowych właściwości troposfery nad siecią odbiorników GNSS. Danymi wejściowymi do tomografii GNSS są: opóźnienie troposferyczne części mokrej w kierunku do satelity (SWD Slant Wet Delay), które są wynikami przetwarzania danych GNSS, dane meteorologiczne ze stacji naziemnych i wyniki z numerycznych modeli prognozy pogody (NWP).

Radiookultacja GNSS LEO

Radiookultacja Podczas okultacji (przejście pobliskiego ciała niebieskiego przed innym ciałem niebieskim), która trwa od 1 do 2 minut, rejestrowane jest pasmo strumienia widoczności atmosfery pomiędzy wysokością 120 km a powierzchnią Ziemi. Powodem refrakcji strumienia fal radiowych jest odchylanie się fal radiowych podczas drogi przez atmosferę, a jego miarą jest kąt załamania. Znajomość dokładnych efemeryd pozwala obliczyć współczynnik załamania atmosfery w funkcji wysokości geometrycznej. W suchych rejonach atmosfery (stratosfera, obszary biegunowe) można z takich pomiarów obliczyć ciśnienie i temperaturę z wysoką dokładnością.

Radiookultacja Pomiary okultacyjne bazujące na GNSS są metodą przedstawiania ciśnienia, temperatury i wilgotności niezależnie od pogody. Dzięki geometrii limbowej (stycznie do powierzchnie Ziemi) oferują one w porównaniu do tradycyjnych satelitów pogodowych istotnie wyższą dokładność. Trwają prace nad wykorzystaniem radiookultacji do numerycznego modelowania prognoz pogody z uwagi na dużą liczbę danych z rejonów dotąd niedostępnych (np. oceany).

Pogoda kosmiczna Ogół zjawisk obserwowanych na Słońcu i w obszarze wnętrza ziemskiej magnetosfery, wykazujących pewne analogie do pogody w atmosferze ziemskiej, spowodowanych zmianami intensywności wiatru słonecznego. Wskutek tej zmienności rośnie strumień wysokoenergetycznych cząstek i promieniowania w otoczeniu Ziemi. Pogoda kosmiczna wpływa na ziemską magnetosferę, jonosferę i być może klimat. Ogranicza funkcjonowanie sieci energetycznych na dużych szerokościach geograficznych i łączności radiowej, a także systemów elektronicznych i fotowoltaicznych w kosmosie.

Pogoda kosmiczna

Pogoda kosmiczna Głównymi instrumentami badania pogody kosmicznej są: satelita SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) rejestrujący na bieżąco obraz Słońca; sieć satelitów Cluster II badających interakcje pomiędzy wiatrem słonecznym i polem magnetycznym Ziemi.

Satelita SOHO Projekt wspólny Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) oraz amerykańskiej narodowej Agencji Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej (NASA). Satelita wystrzelony 2 grudnia 1995 roku poruszający się po orbicie Lissajous wokół punktu libracyjnego L1 układu Ziemia- Słońce.

Satelita SOHO Orbita Lissajous typ quasi-periodycznej trajektorii orbitalnej pozwalającej orbitującemu obiektowi poruszać się wobec punktu libracyjnego układu trzech ciał bez używania własnego napędu.

Satelita SOHO Punkt libracyjny (Lagrange a) w układzie dwóch ciał powiązanych oddziaływaniami grawitacyjnymi miejsca w przestrzeni, w których ciało o pomijalnej masie może zostawać w spoczynku względem tego układu.

Satelita SOHO Punkty L1-L3 znajdują się na linii przechodzącej przez ciała układu i są one niestabilne. Punkty L4 i L5 tworzą wraz z dwoma większymi ciałami trójkąt równoboczny i są liniowo stabilne.

Satelita SOHO Osiągnięcia: rozwinięcie prognozowania pogody kosmicznej, pozwalającej na przewidzenie zakłóceń do trzech dni w przyszłość, szczegółowe badania i pomiary obszarów położonych pod powierzchnią Słońca, zdjęcia strefy konwekcji oraz struktury pod powierzchnią plam słonecznych, stworzenie obrazu niewidocznej tylnej strony Słońca, pozwalające na zidentyfikowanie regionów, które mogą stanowić później zagrożenie dla Ziemi,

Satelita SOHO Osiągnięcia: zidentyfikowanie mechanizmu podgrzewania korony do temperatury 100 razy wyższej niż na powierzchni, odkrycie autostrad dla energetycznych cząstek, powstałych w wyniki serii erupcji zjonizowanego gazu, monitorowanie energii promieniowania słonecznego i zmian w promieniowaniu ultrafioletowym gwiazdy, czynników ważnych dla klimatu Ziemi, zidentyfikowanie źródła i mechanizmu przyspieszania wiatru słonecznego.