Іоносферу неможливо вивчати без відповідного дослідження процесів на Сонці і їх впливу на процеси в земній атмосфері. Це твердження, перш за все, грунтується на тому, що випромінювання Сонця - основне джерело енергії для атмосферних процесів. Більш того, специфічна іонізуюча радіація, яка і є причиною існування іоносфери, або прямо виникає в результаті певних процесів на Сонці, або сильно залежить від сонячних магнітних полів. Випроменена Сонцем іонізуюча радіація становить лише невелику частину всієї його енергії випромінювання. Тим не менш, вплив Сонця виявляється досить значним, якщо мова йде про поширення радіохвиль. Ще більш сильним виявляється вплив надлишкової іонізуючої радіації, яка виникає в результаті збурень на Сонці.
Іоносфера утворюється при фотоіонізації атмосферних компонент рентгенівським випромінюванням Сонця і короткохвильовим (коротше 1300 А) ультрафіолетовим випромінюванням. Винятком є нижня область D; вона утворюється галактичними космічними променями. Незважаючи на обширну кількість відомостей про іоносфері, відносний вплив цих випромінювань ще не достатньо ясно. Причина цього полягає в тому, що ще мало точних даних про характеристики іонізуючого випромінювання Сонця і недостатньо знань про процеси деионизации і їх швидкостях. В даний час 'найголовніша проблема - це, ймовірно, недолік знань про випромінювання Сонця.
Сонячні спалахи є найбільш важливою частиною сонячної активності, що впливає на іоносферу. Під час цих збурень, які будуть описані більш детально далі, відбувається інтенсивне випромінювання в рентгенівській області спектра. Рентгенівські промені з великою енергією проникають глибоко в іоносферу, в результаті чого іонізовані області утворюються на малих висотах, а це істотно змінює характеристики поширення радіохвиль, так що часом відбувається повне припинення радіозв'язку на високих частотах. Потік енергії, що викликає подібні ефекти, може бути менше, ніж 10-2ерг / см2 · сек.
Інколи під час сонячних спалахів відбувається випромінювання великої кількості протонів, які є причиною тимчасової підвищеної іонізації на малих висотах (область D) в районі полярних шапок. Сонячні спалахи також супроводжуються геомагнітними збуреннями, що впливає на поведінку потоків електронів в полярних областях, викликаючи зменшення інтенсивності космічних променів.
Сонячна активність пов'язана з числом плям на диску Сонця. Середнє число плям змінюється з періодом приблизно 11 років. Середня ступінь іонізації іоносфери і кількість збурень, отже, також змінюється з сонячним циклом.
З огляду на те, що наявні теорії процесів на Сонці не в змозі задовільно пояснити дані спостережень, іоносферні моделі істотно залежать від сукупності повних і надійних даних про спектральної інтенсивності випромінювання Сонця. Зараз, однак, редукція даних сонячних спостережень в свою чергу обмежується відсутністю теоретичної інтерпретації. Очевидно, прогрес в іоносферній теорії залежить від прогресу в теорії сонячної діяльності. Ці дві галузі знань нероздільні, і фізики, які вивчають іоносферу, з нетерпінням очікують нових даних про Сонце.
Структура іоносферних областей
Ідея про існування іоносфери у вигляді деякого шару завжди була притаманна іоносферних теоріям. В кількісної формі ця ідея була вперше висловлена в теорії утворення іоносферного шару, створеної Чепменом в 1931 р Хоча надалі ряд авторів уточнили умови утворення істинного "шару Чепмена", сама ідея все ще залишається фундаментальною для іоносферних моделей. Це означає, що для відповідних атмосферних компонент і довжин хвиль іонізуючої радіації можуть бути знайдені висота і швидкість максимуму іонізації. Існуючі в даний час моделі враховують просто більш широку смугу спектра іонізуючої радіації і охоплюють більшу кількість атмосферних компонент.
Існування іоносферних шарів залежить як від утворення електронно-іонних пар та їх подальшої долі, що визначається властивостями іонізіруемой компоненти, так і від виду та концентрації навколишнього нейтрального середовища. Легко можна написати рівняння безперервності або балансу описують ці умови. Труднощі з'являються при ідентифікації істотних реакцій, визначенні їх швидкостей і концентрацій відповідних компонент, а також при вирішенні які утворюються диференціальних рівнянь. Для вирішення цих проблем доводиться. постійно висувати різні припущення і компроміси, що ми ще будемо обговорювати надалі.
В даний час замість найменування "шар" більш вживаним став термін "область". Основою для такої зміни послужили ракетні виміру, в результаті яких виявилося, що в іоносфері немає чітко обмежених шарів, уявлення про яких виникло при інтерпретації радіолокаційних досліджень. І теоретичні моделі, і експерименти показують, що "шари" являють собою просто великі градієнти електронної концентрації. Градієнти і максимуми концентрації переміщаються (в обмеженій області висот) під впливом сонячної активності. Область D розташовується нижче приблизно 90 км. Хоча іноді зустрічаються згадки про покладений ще нижче області С, таке позначення застосовується рідко. Проміжок між областю F (близько 180 км) і 90 км звичайно розглядається як область Е. Граничні висоти, звичайно, не визначаються точно. Ми будемо розглядати області іоносфери, розташовані на висотах нижче 160 км, і, отже, будемо мати справу в основному з областями D і Е.
Далі буде ...
Стаття складена Айдаром Туктагуловим (www.ionization.ru)
Повне або часткове цитування ДАНОЇ СТАТТІ ЗАБОРОНЕНО