電離層

電離層（/ aɪ ˈ ɒ n ə ˌ s f ɪər /）^{[1] [2]}は、地球の上層大気の電離した部分で、海抜約48 km（30 mi）から965 km（600 mi）の範囲にあり、^[3]熱圏と中間圏および外気圏の一部を含む領域です。電離層は太陽放射によって電離します。電離層は大気の電気において重要な役割を果たし、磁気圏の内縁を形成します。電離層は、他の機能の中でも、地球上の遠隔地への電波伝搬に影響を与えるため、実用的な重要性を持っています。^[4]この層を通過すると、GPS信号にも影響が及び、経路の偏向や信号の到着の遅延などが生じます。^[5]

1839年には早くも、ドイツの数学者で物理学者のカール・フリードリヒ・ガウスは、大気の導電性領域によって地球の磁場の観測される変動を説明できると仮定していました。^[6] 60年後、グリエルモ・マルコーニは1901年12月12日、ニューファンドランド島（現在はカナダ）のセントジョンズで、凧で支えられた高さ152.4メートルのアンテナを使用して、最初の大西洋横断無線信号を受信しました。^[7]コーンウォールのポルドゥにある送信所は、火花ギャップ送信機を使用して、周波数約500kHz  、それまでに生成されたどの無線信号の100倍の電力で信号を発生させました。受信したメッセージは3つの短点、つまり文字Sを表すモールス信号でした。ニューファンドランドに到達するには、信号は電離層で2回跳ね返らなければなりません。しかし、ジャック・ベルローズ博士は理論的および実験的研究に基づいてこれに異議を唱えています。^[8]しかし、マルコーニは1年後にノバスコシア州グレイス湾で大西洋横断無線通信を実現した。 ^[9]

1902年、オリバー・ヘヴィサイドは、彼の名を冠した電離層のケネリー・ヘヴィサイド層の存在を提唱した。 ^[10]ヘヴィサイドの提唱には、地球の曲率を周回して無線信号を送信する手段が含まれていた。また、1902年には、アーサー・エドウィン・ケネリーが電離層の無線電気特性の一部を発見した。^[11]

1912年、米国議会はアマチュア無線家に1912年ラジオ法を課し、その運用を1.5MHz以上の周波数（波長200メートル以下）に制限した。政府はこれらの周波数は役に立たないと考えていた。これが1923年に電離層を介したHF無線伝搬の発見につながった。^[12]

1925年、ニューヨークで行われた日食の観測で、アルフレッド・N・ゴールドスミス博士とそのチームが太陽光が電波の伝播に与える影響を実証し、日食の間、短波は弱くなったり聞こえなくなったりする一方で、長波は安定することが明らかになり、無線伝送における電離層の役割の理解に貢献しました。^[13]

1926年、スコットランドの物理学者ロバート・ワトソン・ワットは、1969年にネイチャー誌に掲載された論文の中で電離層という用語を導入した。^[14]

ごく近年、「成層圏」という用語と、それに関連する「対流圏」という用語が世界的に採用されるようになりました。かなりの平均自由行程を伴う大規模な電離が主な特徴である領域を表す「電離圏」という用語は、このシリーズへの追加として適切であると思われます。

1930年代初頭、ラジオ・ルクセンブルクの試験放送は、偶然にも電離層の最初の電波改変の証拠を提供した。HAARPは2017年に、同名のルクセンブルク効果を利用した一連の実験を実施した。^[15]

エドワード V. アップルトンは、1927 年に電離層の存在を確認したことで、1947 年にノーベル賞を受賞しました。ロイド バークナーは、初めて電離層の高さと密度を測定しました。これにより、短波無線伝搬に関する最初の完全な理論が可能になりました。モーリス V. ウィルクスとJA ラトクリフは、電離層における非常に長い電波の無線伝搬というテーマを研究しました。ヴィタリー ギンズバーグは、電離層などのプラズマにおける電磁波伝搬の理論を開発しました。

1962年、カナダの衛星アルエット1号が電離層を研究するために打ち上げられました。その成功に続いて、 1965年にはアルエット2号、1969年と1971年には2つのISIS衛星、さらに1972年と1975年にはAEROS-Aと-Bが打ち上げられ、すべて電離層の測定を目的としていました。

1963年7月26日、初の実用静止衛星シンコム2号が打ち上げられた。^[16]この衛星（およびその後継機）に搭載された無線ビーコンにより、初めて静止軌道から地球受信機までの無線ビームに沿った全電子量（TEC）の変化を測定できるようになった。（偏波面の回転により、経路に沿ったTECを直接測定する。）オーストラリアの地球物理学者エリザベス・エセックス・コーエンは1969年以降、この技術を使用してオーストラリアと南極大陸の上空の大気を監視していた。^[17]

電離層は地球を取り囲む電子と電荷を帯びた原子や分子の殻で、 ^{[18]高度約50km（30マイル）から1,000km（600マイル）以上にまで広がっています。電離層は主に}太陽からの紫外線によって形成されます。

地球の大気の最も低い部分である対流圏は、地表から約 10 km (6 マイル) まで広がっています。その上には成層圏があり、その次に中間圏があります。成層圏では、入射する太陽放射によってオゾン層が形成されます。高度 80 km (50 マイル) を超えると、熱圏の大気は非常に薄いため、自由電子は近くの陽イオンに捕獲されるまで短時間存在できます。これらの自由電子の数は、電波の伝播に影響を与えるのに十分です。大気のこの部分は部分的に電離しており、電離層と呼ばれる プラズマを含んでいます。

紫外線(UV)、X 線、およびより短い波長の太陽放射はイオン化します。これらの周波数の光子には、吸収時に中性ガス原子または分子から電子を取り除くのに十分なエネルギーが含まれているためです。このプロセスでは、軽い電子が高速になるため、生成された電子ガスの温度は、イオンや中性物質の温度よりもはるかに高くなります (数千 K のオーダー)。イオン化の逆のプロセスは再結合です。再結合では、自由電子が正イオンによって「捕獲」されます。再結合は自然に発生し、再結合時に生成されたエネルギーを運び去る光子の放出を引き起こします。ガス密度が低い高度で増加すると、ガス分子とイオンが互いに近づくため、再結合プロセスが優勢になります。これら 2 つのプロセスのバランスによって、存在するイオン化の量が決まります。

電離は主に太陽とその極端紫外線 (EUV) および X 線放射照度に依存し、これらは太陽活動によって大きく変動します。太陽の磁気活動が活発であればあるほど、太陽上の黒点活動領域の数は一度に多くなります。黒点活動領域はコロナ加熱の増加とそれに伴う EUV​​ および X 線放射照度の増加の原因であり、特に太陽フレアなどの断続的な磁気爆発により地球の太陽が当たる側で電離が促進され、太陽エネルギー粒子イベントにより極地で電離が促進されることがあります。したがって、電離層の電離の程度は日周(時刻) サイクルと 11 年太陽周期の両方に従います。また、季節によっても電離の程度が異なります。これは、地元の冬半球が太陽から遠ざかるため、受ける太陽放射が少なくなるためです。受ける放射は地理的な場所 (極、オーロラ帯、中緯度、赤道地域)によっても異なります。電離層を乱し、電離を減少させるメカニズムもあります。

シドニー・チャップマンは電離層の下の領域を中性圏^[19] （中性大気）と呼ぶことを提案した。^{[20] [21]}

夜間には、F 層のみが顕著に電離しており、E 層と D 層の電離は極めて低い。日中は、D 層と E 層の電離がはるかに激しくなり、F 層も同様に電離が弱くなり、F ₁層と呼ばれる電離の弱い領域がさらに形成される。F ₂層は昼夜を問わず存在し、電波の屈折と反射を司る主な領域である。

D 層は最も内側の層で、地球の表面から 48 ～ 90 km (30 ～ 56 マイル) 上にあります。ここでの電離は、波長121.6ナノメートル(nm)のライマン系列-α 水素放射線による一酸化窒素(NO) の電離によるものです。さらに、太陽フレアはN ₂と O ₂を電離する硬 X 線 (波長< 1 nm )を生成することがあります。D 層では再結合率が高いため、イオンよりも中性空気分子が多く存在します。

中周波 (MF) および低周波 (HF) の電波は、通過する電波によって電子が移動し、中性分子と衝突してエネルギーを放出するため、D 層内で大幅に減衰します。低周波では電子がより遠くまで移動し、衝突の可能性が高くなるため、吸収が大きくなります。これが、特に 10 MHz 以下でのHF 電波の吸収の主な理由であり、高周波では次第に吸収が少なくなります。この効果は正午頃にピークに達し、夜間には D 層の厚さが薄くなるため減少します。宇宙線により、わずかな部分のみが残ります。D 層の作用の一般的な例としては、日中に 遠方の AM放送バンド局が消えることが挙げられます。

太陽プロトン現象が発生すると、高緯度および極地のD領域で電離レベルが異常に高くなることがあります。このような非常にまれな現象は、電離の増加によりその領域を通過する無線信号の吸収が大幅に増加するため、極冠吸収（またはPCA）現象として知られています。^[22]実際、吸収レベルは激しい現象の発生時に数十dB増加する可能性があり、これは極を越えるHF無線信号の送信のほとんど（すべてではないにしても）を吸収するのに十分です。このような現象は通常、24時間から48時間未満で終わります。

E層は中間層で、地球の表面から 90 ～ 150 km (56 ～ 93 マイル) 上にあります。電離は、軟 X 線 (1 ～ 10 nm) および遠紫外線 (UV) の太陽放射による分子状酸素(O2 ₎の電離によって起こります。通常、斜め入射の場合、この層は約 10 MHz 未満の周波数の電波しか反射できず、それ以上の周波数の吸収に少し寄与することがあります。ただし、強力で散発的な Eイベントの間、E _s層は 50 MHz 以上の周波数まで反射できます。E 層の垂直構造は、主に電離と再結合の競合効果によって決まります。夜間は主要な電離源が存在しなくなるため、E 層は弱まります。日没後、E 層の最高高度が上昇すると、層からの反射によって電波が伝わる範囲が広がります。

この領域はケネリー・ヘビサイド層、あるいは単にヘビサイド層としても知られています。その存在は、1902年にアメリカの電気技師アーサー・エドウィン・ケネリー（1861年 - 1939年）とイギリスの物理学者オリバー・ヘビサイド（1850年 - 1925年）によって独立してほぼ同時に予測されました。1924年にエドワード・V・アップルトンとマイルズ・バーネットによってその存在が検出されました。

E _s層 (散発性 E 層) は、強力に電離した小さく薄い雲を特徴とし、50 MHz まで、まれに 450 MHz までの電波を反射します。散発性 E イベントは、数分から数時間続くことがあります。散発性 E 伝搬により、通常は到達不可能な長距離伝搬経路が双方向通信に「開かれる」ため、アマチュア無線家による VHF 運用が非常にエキサイティングになります。散発性 E には複数の原因があり、現在も研究者によって追求されています。この伝搬は、北半球の中緯度で 6 月と 7 月の間毎日発生し、高い信号レベルに達することがよくあります。スキップ距離は通常約 1,640 km (1,020 マイル) です。1 ホップ伝搬の距離は、900 ～ 2,500 km (560 ～ 1,550 マイル) です。 3,500 km (2,200 マイル) を超えるマルチホップ伝播も一般的であり、場合によっては 15,000 km (9,300 マイル) 以上の距離に達することもあります。

F 層または領域は、アップルトン・バーネット層としても知られ、地球の表面から約 150 km (93 マイル) から 500 km (310 マイル) 以上まで広がっています。これは電子密度が最も高い層であり、この層を透過した信号は宇宙に逃げることを意味します。電子生成は、原子酸素を電離する極端紫外線(UV、10～100 nm) 放射によって支配されます。F 層は夜間は 1 つの層 (F ₂ ) で構成されますが、日中は電子密度プロファイルに第 2 のピーク (F _{1と表示) が形成されることがよくあります。F 2}層は昼夜を問わず存在するため、電波のスカイウェーブ伝播のほとんどと長距離高周波(HF、または短波) 無線通信 を担っています。

F 層より上では、酸素イオンの数が減少し、水素やヘリウムなどの軽いイオンが優勢になります。F 層のピークより上、プラズマ圏より下のこの領域は、上部電離層と呼ばれます。

1972年から1975年にかけてNASAはF領域を研究するためにAEROS衛星とAEROS B衛星を打ち上げました。 ^[23]

電離層モデルは、位置、高度、年間の日付、太陽黒点周期の位相、地磁気活動の関数として電離層を数学的に記述したものです。地球物理学的には、電離層プラズマの状態は、電子密度、電子とイオンの温度、そしてイオンの複数の種類が存在するためイオン組成という 4 つのパラメータで記述できます。無線伝搬は、電子密度にのみ依存します。

モデルは通常、コンピュータプログラムとして表現されます。モデルは、イオンや電子と中性大気や太陽光との相互作用に関する基礎物理学に基づく場合もあれば、多数の観測または物理学と観測の組み合わせに基づく統計的記述である場合もあります。最も広く使用されているモデルの 1 つは、国際基準電離層(IRI) ^[24]です。これはデータに基づいており、前述の 4 つのパラメーターを指定します。IRI は、宇宙研究委員会(COSPAR) と国際電波科学連合(URSI) が後援する国際プロジェクトです。^{[25]主要なデータソースは、世界的な}電離層ゾンデネットワーク、強力な非干渉散乱レーダー (ヒカマルカ、アレシボ、ミルストーン ヒル、マルバーン、サン サンタン)、ISIS およびアルーエット トップサイドサウンダー、およびいくつかの衛星とロケットに搭載された現場計測器です。IRI は毎年更新されます。 IRI は、総電子数(TEC)を記述するよりも、電離層の底から最大密度の高度までの電子密度の変化を記述する方が正確です。1999 年以来、このモデルは地上電離層の「国際標準」となっています (標準 TS16457)。

イオングラムにより、計算によってさまざまな層の実際の形状を推測できます。電子/イオンプラズマの不均一な構造により、主に夜間や高緯度、および乱れた状況で見られる粗いエコー トレースが生成されます。

中緯度では、太陽が地球にもっと直接当たるため、予想通り夏季に F ₂層の昼間のイオン生成量が多くなります。しかし、中性大気の分子対原子比には季節的な変化があり、夏のイオン損失率はさらに高くなります。その結果、夏季の損失の増加が夏季の生成の増加を上回り、実際に現地の夏季の F ₂イオン化総量は少なくなります。この影響は冬季異常として知られています。この異常は北半球では常に発生しますが、太陽活動が低い時期には南半球では通常発生しません。

磁気赤道の約±20度以内に赤道異常がある。^{[26] [27]}これは、赤道のF2層の電離に谷が生じ、磁気緯度の約17度で山となる現象である。_[ 26 ^]地球の磁力線は磁気赤道で水平である。下部電離圏の太陽熱と潮汐振動により、プラズマが磁力線を横切って上昇する。これによりE領域に電流シートが形成され、水平磁場とともに電離がF層まで押し上げられ、磁気赤道から±20度に集中する。この現象は赤道の噴水として知られている。^[28]

太陽によって駆動される地球全体の風は、地球の電離層（電離層ダイナモ領域）のE領域（高度100〜130 km（60〜80マイル））に、いわゆるSq（太陽静穏）電流システムを生み出します。 ^[要出典]この電流の結果、電離層の赤道昼側に西から東（夜明けから夕暮れ）に向かう静電場が発生します。地磁気が水平である磁気傾斜赤道では、この電界により、磁気赤道の± 3度以内で東向きの電流の流れが強化され、赤道ジェット電流として知られています。^[28]

太陽が活発なとき、強い太陽フレアが発生し、硬X線が地球の太陽に照らされた側に当たることがあります。X線はD領域を貫通し、吸収が急速に増加する電子を放出し、強いフレアの後何時間も続く高周波（3〜30MHz）の電波遮断を引き起こします。この間、非常に低い周波数（3〜30kHz）の信号はE層ではなくD層で反射されます。E層では、大気の密度が増加するため、通常は電波の吸収が増加し、電波が弱まります。X線が止むとすぐに、D領域の電子が急速に再結合し、太陽フレアの強度と周波数に応じて数分から数時間かけて伝搬が徐々にフレア前の状態に戻るため、突然の電離層擾乱（SID）または電波遮断は着実に減少します。

太陽フレアには高エネルギー陽子の放出が伴います。これらの粒子は、太陽フレアから 15 分から 2 時間以内に地球に衝突する可能性があります。陽子は地球の磁力線の周りを螺旋状に進み、磁極付近の大気圏に侵入して D 層と E 層のイオン化を促進します。PCA は通常、約 1 時間から数日続き、平均すると約 24 時間から 36 時間続きます。コロナ質量放出によっても高エネルギー陽子が放出され、極域での D 領域吸収が促進されます。

地磁気嵐と電離層嵐は、地球の磁気圏と電離層の一時的かつ激しい擾乱です。

磁気嵐の間、F₂層は不安定になり、断片化し、完全に消滅することもあります。地球の北極と南極では、夜空に オーロラが観測されます。

雷は、2 つの方法のいずれかで D 領域に電離層の擾乱を引き起こす可能性があります。1 つ目は、磁気圏内に発射される VLF (超低周波) 電波によるものです。これらのいわゆる「ホイッスラー」モードの波は、放射線帯の粒子と相互作用して、それらを電離層に降下させ、D 領域に電離を追加します。これらの擾乱は、「雷誘発電子降下」(LEP) イベントと呼ばれます。

落雷時の電荷の大きな動きの結果として直接加熱/イオン化が発生し、追加のイオン化が発生することもあります。これらのイベントは早期/高速と呼ばれます。

1925 年、CTR ウィルソンは、雷雨による放電が雲から上向きに電離層まで伝播するメカニズムを提唱しました。同じ頃、英国スラウのラジオ研究ステーションで研究していたロバート ワトソン ワットは、電離層の散発性 E 層 (E _s ) が雷の結果として強化されるように見えるが、さらなる研究が必要であると示唆しました。2005 年、英国オックスフォードシャーのラザフォード アップルトン研究所で研究していた C. デイビスと C. ジョンソンは、E _s層が雷活動の結果として実際に強化されることを実証しました。その後の彼らの研究は、このプロセスが発生するメカニズムに焦点が当てられました。

イオン化された大気ガスは高周波 (HF、または短波) の電波を屈折させるため、電離層は空に向けられた電波を地球に反射することができます。空に斜めに向けられた電波は、地平線を越​​えて地球に戻ってくることがあります。この技術は「スキップ」または「スカイウェーブ」伝播と呼ばれ、1920 年代から国際または大陸間の距離での通信に使用されてきました。戻ってきた電波は地球の表面で再び空に反射するため、複数のホップでより広い範囲に到達できます。この通信方法は変動しやすく信頼性が低く、特定の経路での受信は昼夜、季節、天候、および 11 年周期の太陽黒点周期に依存します。20 世紀前半には、大洋横断電話および電信サービス、ビジネスおよび外交通信に広く使用されていました。短波無線通信は信頼性が低いため、通信業界ではほとんど使われなくなっているが、衛星無線通信が不可能な高緯度地域では依然として重要である。短波放送は国境を越え、低コストで広い地域をカバーするのに便利である。自動化されたサービスでは今でも短波無線周波数が使用されており、アマチュア無線愛好家は個人的な娯楽の連絡や自然災害時の緊急通信に短波を使用している。軍隊は衛星などの脆弱なインフラに依存しないように短波を使用しており、短波通信の低遅延はミリ秒を重視する株式トレーダーにとって魅力的である。^[29]

電波が電離層に到達すると、電波の電界により電離層内の電子が電波と同じ周波数で振動します。この共鳴振動には、電波周波数エネルギーの一部が与えられます。振動する電子は、再結合により失われるか、元の電波エネルギーを再放射します。電離層の衝突周波数が電波周波数より低く、電離層の電子密度が十分に高い場合、完全な屈折が発生します。

電磁波が電離層を伝わる仕組みを定性的に理解するには、幾何光学を思い出す必要がある。電離層はプラズマなので、屈折率は1 未満であることがわかる。したがって、電磁波は、屈折率が 1 より大きい場合のように法線に近づくのではなく、法線から離れる方向に曲がる。また、プラズマの屈折率、つまり電離層の屈折率は周波数に依存することもわかる。分散 (光学) を参照。[ ^30]

臨界周波数とは、垂直入射時に電波が電離層で反射される限界周波数です。送信周波数が電離層のプラズマ周波数​​よりも高い場合、電子は十分に速く反応できず、信号を再放射できません。これは次のように計算されます。

${\displaystyle f_{\text{critical}}=9\times {\sqrt {N}}}$

^{ここで、N = m 3}あたりの電子密度、f _{critical の}単位は Hz です。

最大使用可能周波数 (MUF) は、指定された時間に 2 点間の送信に使用できる上限周波数として定義されます。

${\displaystyle f_{\text{muf}}={\frac {f_{\text{critical}}}{\sin \alpha }}}$

ここで、 =到来角、水平線に対する波の角度、sin は正弦関数です。 ${\displaystyle \alpha }$

カットオフ周波数とは、この周波数以下では、電波が電離層からの屈折によって指定された 2 点間の伝送に必要な入射角で電離層の層を透過できなくなる周波数です。

電離層が全地球航法衛星システムに与える影響を理解するために、いくつかのモデルが使用されています。クロブシャーモデルは現在、 GPSにおける電離層の影響を補正するために使用されています。このモデルは、1974 年頃にジョン (ジャック) クロブシャーによって米国空軍地球物理研究所で開発されました。^[31] ガリレオ航法システムはNeQuick モデルを使用しています。^[32] GALILEOは、実効電離レベルを計算するために 3 つの係数をブロードキャストし、NeQuickモデルはこれを使用して視線に沿った距離の遅延を計算します。^[33]

電離層を利用した開放系電気力学的テザーが研究されている。宇宙テザー はプラズマ接触器と電離層を回路の一部として利用し、電磁誘導によって地球の磁場からエネルギーを抽出する。

科学者はさまざまな方法で電離層の構造を調査します。その方法には以下が含まれます。

• 電離層で発生する光および電波放射の受動観測
• そこから異なる周波数の電波を反射する
• EISCAT、ソンドレ・ストロムフィヨルド、ミルストーン・ヒル、アレシボ、先進モジュラー非干渉散乱レーダー（AMISR）、ヒカマルカレーダーなどの非干渉散乱レーダー
• スーパーデュアルオーロラレーダーネットワーク（SuperDARN）レーダーなどのコヒーレント散乱レーダー
• 反射波が送信波からどのように変化したかを検出するための特殊な受信機。

HAARP (高周波活性オーロラ研究プログラム)などのさまざまな実験では、高出力無線送信機を使用して電離層の特性を変更します。これらの調査は、電離層プラズマの特性と動作を研究することに焦点を当てており、特に、民間および軍事目的の通信および監視システムを強化するために、それを理解し、使用できるようにすることに重点を置いています。HAARP は、20 年間の実験案として 1993 年に開始され、現在はアラスカ州ガコナ近郊で実施されています。

SuperDARN レーダー プロジェクトは、8 ～ 20 MHz の範囲の電波のコヒーレント後方散乱を使用して、高緯度と中緯度を調査します。コヒーレント後方散乱は結晶のブラッグ散乱に似ており、電離層の密度の不規則性による散乱の建設的干渉を伴います。このプロジェクトには 11 か国以上が参加し、両半球の複数のレーダーが関与しています。

科学者たちはまた、衛星や恒星から発せられる電波が電離層を通過する様子の変化から電離層を調査している。プエルトリコにあるアレシボ望遠鏡は、もともと地球の電離層を研究するために作られたものだった。

イオングラムは、イオンゾンデによって測定される電離層および臨界周波数の仮想高度を示します。イオンゾンデは、通常 0.1 ～ 30 MHz の周波数範囲を掃引し、電離層に垂直に入射して送信します。周波数が高くなるにつれて、各波は層内の電離によって屈折されることが少なくなり、反射される前にさらに深く浸透します。最終的に、波が反射されることなく層を浸透できる周波数に達します。通常モードの波の場合、これは、送信周波数が層のピークプラズマ周波数​​、つまり臨界周波数を超えたときに発生します。反射された高周波無線パルスのトレースは、イオングラムとして知られています。縮小ルールは、William Roy PiggottおよびKarl Rawer編著「URSI Handbook of Ionogram Interpretation and Reduction」 、Elsevier Amsterdam、1961 年 (中国語、フランス語、日本語、ロシア語への翻訳が利用可能) に記載されています。

非干渉性散乱レーダーは臨界周波数以上で作動する。そのため、この技術はイオンゾンデとは異なり、電子密度のピークよりも高いところでも電離層を調査することができる。送信された信号を散乱させる電子密度の熱変動はコヒーレンスを欠いており、これがこの技術の名前の由来となっている。そのパワースペクトルには、密度だけでなく、イオンと電子の温度、イオンの質量、ドリフト速度に関する情報も含まれている。非干渉性散乱レーダーは、電離層ダイナモ領域全体でのイオンと中性粒子の衝突頻度を仮定することで、大気潮汐などの中性大気の動きも測定できる。^[34]

電波掩蔽は、 GNSS信号が地球に接線方向に擦れて大気圏を通過し、低軌道 (LEO) 衛星によって受信されるリモート センシング技術です。信号が大気圏を通過すると、屈折、湾曲、遅延が発生します。LEO 衛星は、GNSS 衛星が地球の背後に昇ったり沈んだりするのを観察しながら、多数の信号パスの総電子量と屈折角度をサンプリングします。逆アーベル変換を使用すると、地球上のその接点における屈折率の放射状プロファイルを再構築できます。

主要な GNSS 電波掩蔽ミッションには、GRACE、CHAMP、COSMIC などがあります。

Nequick などの電離層の経験的モデルでは、電離層の状態の間接的な指標として次の指標が使用されています。

F10.7 と R12 は、電離層モデリングでよく使用される 2 つの指標です。どちらも、複数の太陽周期を網羅する長い歴史的記録として貴重です。F10.7 は、地上の電波望遠鏡を使用して 2800 MHz の周波数で太陽電波放射の強度を測定したものです。R12 は、毎日の太陽黒点数の 12 か月平均です。この 2 つの指標は、相互に相関関係にあることが示されています。

しかし、どちらの指標も、地球の上層大気の電離を引き起こす主な原因である太陽の紫外線と X 線放射の間接的な指標にすぎません。現在、GOES宇宙船から太陽からの背景X 線フラックスを測定するデータがあり、これは電離層の電離レベルにさらに密接に関連するパラメーターです。

• A指数とK指数は、地磁気の水平成分の挙動を計測したものです。K指数は、0 から 9 までの半対数スケールを使用して、地磁気の水平成分の強度を測定します。ボルダーK指数は、ボルダー地磁気観測所で測定されます。
• 地球の地磁気活動レベルは、地球の磁場の変動によって測定されます。変動はSI単位系のテスラ(または、特に古い文献では非 SI単位系のガウス) で表されます。地球の磁場は、多くの観測所によって地球の周囲で測定されています。取得されたデータは処理され、測定指標に変換されます。地球全体の毎日の測定値は、惑星 A 指数(PAI) と呼ばれるA _p指数の推定値を通じて提供されます。

太陽系内の相当量の大気を持つ天体（すなわち、すべての主要な惑星と多くの大きな天然衛星）は、一般的に電離層を形成します。^{[35]電離層を持つことが知られている惑星には、}金星、火星、^[36] 木星、土星、天王星、海王星などがあります。

タイタンの大気には、高度約880～1,300km（550～810マイル）の範囲に炭素化合物を含む電離層が含まれています。^{[37]電離層は}イオ、エウロパ、ガニメデ、トリトン、冥王星でも観測されています。

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• Schunk, RW; Nagy, AF (2009). 「電離層: 物理学、プラズマ物理学、化学」Eos Transactions . 82 (46) (第2版): 556. Bibcode :2001EOSTr..82..556K. doi : 10.1029/01EO00328 . ISBN 9780521877060。

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• Gehred、Paul、および Norm Cohen、SWPC のラジオ ユーザー ページ。
• 電離層伝播に関する Amsat-Italia プロジェクト (ESA SWENET ウェブサイト)
• NZ4O 太陽宇宙天気と地磁気データアーカイブ
• NZ4O 160 メートル (中周波) 無線伝搬理論ノート 「一見」神秘的な 160 メートル (MF/HF) 伝搬現象の素人レベルの説明
• USGS 地磁気プログラム
• ブリタニカ百科事典、電離層と磁気圏
• 現在の宇宙天気の状況
• 現在の太陽X線フラックス
• スーパーデュアルオーロラレーダーネットワーク
• 欧州非干渉散乱レーダーシステム