Ионосфера

(от Ионы и греч. Spháira — шар) ионизированная часть верхней атмосферы. Расположена выше 50 км. Верхней границей И. Является внешняя часть магнитосферы Земли (См. Магнитосфера Земли). И. Представляет собой природное образование разреженной слабоионизированной плазмы, находящейся в магнитном поле Земли и обладающей благодаря своей высокой электропроводности специфическими свойствами, определяющими характер распространений в ней радиоволн и различных возмущении (подробнее см. Плазма, Распространение радиоволн). Только благодаря И. Возможен такой простой и удобный вид связи на дальние расстояния, как радиосвязь. Первые предположения о существовании высоко над Землёй электропроводящего слоя высказывались в связи с исследованием магнитного поля Земли и атмосферного электричества (К.

Гаусс, 1839. У. Томсон, 1860. Б. Стюарт, 1878). Вскоре после открытия А. С. Поповым радио (1895) А. Кеннелли в США и О. Хевисайд в Великобритании почти одновременно (в 1902) высказали предположение, что распространение радиоволн за пределы прямой видимости обусловлено их отражением от электропроводящего слоя, расположенного на высотах 100—300 км. Научные исследования И. Были начаты в 20-х гг., когда применили зондирующие ионосферные станции и, посылая с Земли короткие радиосигналы с различной длиной волны, наблюдали их отражения от соответствующих областей И. Английским учёным У. Эклсом был предложен механизм влияния заряженных частиц на радиоволны (1912), советский учёный М. В. Шулейкин (1923) пришёл к выводу о существовании в И.

Не менее 2 слоев, английский учёный С. Чепмен (1931) построил теорию простого слоя, в первом приближении описывающую И. Большой вклад внесли работы советских учёных Д. А. Рожанского, М. А. Бонч-Бруевича, А. Н. Щукина, С. И. Крючкова, английских учёных Дж. Лармора, Э. Эплтона и др. Наблюдения на мировой сети станций позволили получить глобальную картину изменения И. Было установлено, что концентрация ионов и электронов в И. Распределена по высоте неравномерно. Имеются области, или слои, где она достигает максимума (рис. 1). Таких слоев в И. Несколько. Они не имеют резко выраженных границ, их положение и интенсивность регулярно изменяются в течение дня, сезона и 11-летнего солнечного цикла. Верхний слой F соответствует главному максимуму ионизации И.

Ночью он поднимается до высот 300—400 км, а днём (преимущественно летом) раздваивается на слои F1 и F2 с максимумами на высотах 160—200 км и 220—320 км. На высотах 90—150 км находится область Е, а ниже 90 км область D. Слоистость И. Обусловлена резким изменением по высоте условий её образования (см. Ниже). Применение сначала ракет, а потом и спутников позволило получить более надёжную информацию о верхней атмосфере, непосредственно измерить на ракетах ионный состав (при помощи масс-спектрометра) и основные физические характеристики И. (температуру, концентрацию ионов и электронов) на всех высотах, исследовать источники ионизации — интенсивность и спектр коротковолнового ионизующего излучения Солнца и разнообразных корпускулярных потоков.

Это позволило объяснить регулярные изменения в И. С помощью спутников, несущих на борту ионосферную станцию и зондирующих И. Сверху, удалось исследовать верхнюю часть И., расположенную выше максимума слоя F и поэтому недоступную для изучения наземными ионосферными станциями. Было установлено, что температура и электронная концентрация nе в И. Резко растут до области F (см. Таблицу и рис. 2). В верхней части И. Рост температуры замедляется, а nе выше области F уменьшается с высотой сначала постепенно до высот 15—20 тыс. Км (так называемая плазмопауза), а потом более резко, переходя к низким концентрациям nе в межпланетной среде. Значения характеристик основных областей ионосферы -------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |  |  | | Электронная концентрация ne  | | |  |  | | , см—3 | | |  | Средняя  | |-------------------------------------------------| Эффективный  | | Область | высота | Температура,  | День | | коэффициент  | | ионосферы | максимума,  | К |---------------------------------------|  | рекомбинации α | |  | км | | Солнечная активность | Ночь | ', см3․сек—1 | |  |  | |---------------------------------------|  | | |  |  | | максимум | минимум | | | |------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------| | D | 70 | 220  | 100 | 200 | 10 | 10-6 | |------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------| | Е | 110 | 270  | 3․105 | 1,5․105 | 3000 | 10-7 | |------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------| | F1 | 180 | 800—1500 | 5․105 | 3․105 | —  | 3․10-8 | |------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------| | F2 (зима)  | 220—280 | | 25․105 | 6․105 | Ионосфера105  | 2․10-10  | |-------------------------------------------| 1000—2000 |----------------------------------------------------------------------------| | F2 (лето)  | 250—320 | | 8․105 | 2․105 | 3․105 | 10-10 | -------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- Наряду с ракетами и спутниками получили успешное развитие новые наземные методы исследования, особенно важные для изучения нижней части И.

В области D. Методы частичного отражения и перекрёстной модуляции (См. Перекрёстная модуляция). Измерения с помощью риометров поглощения космического радиоизлучения на разных частотах, исследования поля длинных и сверхдлинных радиоволн, а также метод наклонного и возвратно-наклонного зондирования. Большое значение имеет метод обратного некогерентного (томпсоновского) рассеяния, основанный на принципе радиолокации (См. Радиолокация), когда посылают в И. Короткий мощный импульс радиоизлучения, а затем принимают слабый рассеянный сигнал, растянутый во времени в зависимости от расстояния до точки рассеяния. Этот метод позволяет измерять не только распределение nе до очень больших высот (1000 км и выше), но даёт также температуру электронов и ионов, ионный состав, регулярные и нерегулярные движения и др.

Параметры И. Образование ионосферы. В И. Непрерывно протекают процессы ионизации (См. Ионизация) и рекомбинации (См. Рекомбинация). Наблюдаемые в И. Концентрации ионов и электронов есть результат баланса между скоростью их образования в процессе ионизации и скоростью уничтожения за счёт рекомбинации и др. Процессов. Источники ионизации и процессы рекомбинации разные в различных областях ионосферы. Основным источником ионизации И. Днём является коротковолновое излучение Солнца с длиной волны λ короче 1038 Å, однако важны также и корпускулярные потоки, галактические и солнечные Космические лучи и др. Каждый тип ионизующего излучения оказывает наибольшее действие на атмосферу лишь в определённой области высот, соответствующих его проникающей способности.

Так, мягкое коротковолновое излучение Солнца с λ = 85—911 Å бо́льшую часть ионов образует в И. В области 120—200 км (но действует и выше), тогда как более длинноволновое излучение с λ = 911—1038 Å вызывает ионизацию на высотах 95—115 км, т. Е. В области E, а рентгеновское излучение с λ короче 85 Å — в верхней части области D на высотах 85—100 км. В нижней части области D, ниже 60—70 км днём и ниже 80—90 км ночью, ионизация осуществляется так называемыми галактическими космическими лучами. Существенный вклад в ионизацию области D на высотах около 80 км вносят корпускулярные потоки (например, электроны с энергией ≤ 30—40 кэв), а также солнечное излучение первой линии серии Лаймана (Lα) водорода с λ = 1215,7 Å (см.

Атомные спектры). До сих пор речь шла об обычных условиях ионизации. Во время солнечных вспышек всплеск рентгеновского излучения вызывает внезапное возмущение в нижней части И. Через несколько часов после солнечных вспышек в атмосферу Земли проникают также солнечные космические лучи, которые вызывают повышенную ионизацию на высотах 50—100 км, особенно сильную в полярных шапках (областях вблизи магнитного полюса). В зоне полярных сияний (См. Полярные сияния) в отдельные периоды времени действуют потоки протонов и электронов, которые вызывают не только ионизацию, но и заметное Свечение атмосферы (полярные сияния) на высотах 100—120 км, но они действуют также и ниже, в области D. Во время магнитных бурь (См.

Магнитные бури) эти потоки корпускул усиливаются, а зона их действия расширяется к более низким широтам (иногда так называемые низкоширотные красные сияния наблюдают на широте Москвы и южнее). Процессом, обратным ионизации, является процесс нейтрализации, или рекомбинации. Скорость исчезновения ионов в И. Характеризуется эффективным коэффициентом рекомбинации α', который определяет величину ne и её изменение во времени. Например, когда известен источник ионизации, т. Е. Скорость образования ионов в 1 см3 в 1 сек — q, то .