Большая Советская Энциклопедия (ИО) - [29]

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 n_е в И. резко растут до области F (см. таблицу и рис. 2); в верхней части И. рост температуры замедляется, а n_е 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 n_е в межпланетной среде.

  Значения характеристик основных областей ионосферы

Область ионосферы	Средняя высота максимума, км	Температура, К	Электронная концентрация ne, см—3	Эффективный коэффициент рекомбинации a', см3×сек—1
День	Ночь
Солнечная активность
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	1000—2000	25×105	6×105	~105	2×10-10
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; 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, 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 n_е 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 и рекомбинации. 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 l короче 1038

, 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 l = 85—911

 бо'льшую часть ионов образует в И. в области 120—200 км (но действует и выше), тогда как более длинноволновое излучение с l = 911—1038

 вызывает ионизацию на высотах 95—115 км, т. е. в области E, а рентгеновское излучение с l короче 85

 — 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 (L_a) водорода с l = 1215,7

 (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 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 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 a¢