«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 n_е в И. резко растут до области F (см. таблицу ирис. 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

--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

|      |      |        | Электронная концентрация n_e   |   |

|      |      |        | , 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 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 (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 кмночью, 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_α) 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 n_e и её изменение во времени. Например, когда известен источник ионизации, т. е. скорость образования ионов в 1 см³ в 1 сек — q, то рис. 3).

Состав ионосферы. Под воздействием ионизующих излучений в И. происходят сложные физико-химические процессы, которые можно подразделить на три типа: ионизацию, ионно-молекулярные реакции и рекомбинацию, — соответствующие трём стадиям жизни ионов: их образованию, превращениям и уничтожению. В разных областях И. каждый из этих процессов проявляется по-своему, что приводит к различию ионного состава по высоте. Так, днём на высотах 85—200 км преобладают положительные молекулярные ионы NO⁺ и O₂⁺, выше 200 км в области F — атомные ионы O⁺, а выше 600—1000 км — протоны H⁺. В нижней части области D (ниже 70—80 км) существенно образование комплексных ионов-гидратов типа (H₂O)_nH⁺, а также отрицательных ионов, из которых наиболее стабильны ионы NO₂^— и NO₃^—. Отрицательные ионы наблюдаются лишь в области D.

Изменения ионосферы. И. непрерывно изменяется. Различают регулярные изменения и возмущённые состояния. Поскольку основным источником ионизации является коротковолновое излучение Солнца, многие регулярные изменения И. обязаны изменению либо высоты Солнца над горизонтом (суточные, сезонные, широтные изменения), либо уровня солнечной активности (11-летние и 27-дневные вариации).

После солнечных вспышек, когда резко усиливается ионизующее излучение, возникают так называемые внезапные ионосферные возмущения. Часто возмущённые состояния И. связаны и с магнитными бурями. Многие явления, которые происходят в верхней атмосфере и магнитосфере Земли, тесно связаны. Это обусловлено влиянием солнечной активности одновременно на все эти явления. Когда в межпланетном пространстве в районе Земли возрастает солнечный корпускулярный поток, который задерживается магнитосферой, происходит не только возмущение геомагнитного поля (магнитная буря), но изменяются Радиационные пояса Земли, усиливаются корпускулярные потоки в зоне полярных сияний и т. д. При этом происходит также дополнительное разогревание верхней атмосферы и изменяются условия ионизации И. В свою очередь, изменения И. и движения в ней влияют на вариации геомагнитного поля и другие явления в верхней атмосфере.

Характеристики ионосферных слоев. Закономерности изменения параметров И. — степень ионизации или n_e, ионный состав и эффективный коэффициент рекомбинации различны в разных областях И.; это обусловлено в первую очередь значительным изменением по высоте концентрации и состава нейтральных частиц верхней атмосферы.

В области D наблюдаются наиболее низкие n_e <>³ см^-3 (рис. 2). В этой области И. из-за высокой концентрации молекул, а следовательно, и высокой частоты столкновения с ними электронов происходит наиболее сильное поглощение радиоволн, что иногда приводит к прекращению радиосвязи. Здесь же, как в волноводе, распространяются длинные и сверхдлинные радиоволны. От всей остальной части И. область D отличается тем, что наряду с положительными ионами в ней наблюдаются отрицательные ионы, которые определяют многие свойства области D. Отрицательные ионы образуются в результате тройных столкновений электронов с нейтральными молекулами O₂. Ниже 70—80 км концентрация молекул и число таких столкновений настолько возрастают, что отрицательных ионов становится больше, чем электронов. Уничтожаются отрицательные ионы при взаимной нейтрализации с положительными ионами. Так как этот процесс очень быстрый, то именно им объясняется довольно высокий эффективный коэффициент рекомбинации, который наблюдается в области D.

При переходе ото дня к ночи в области D концентрация электронов n_e резко уменьшается и соответственно уменьшается поглощение радиоволн, поэтому раньше считали, что ночью слой D исчезает. В момент солнечных вспышек на освещенной Солнцем земной поверхности сильно возрастает интенсивность рентгеновского излучения, увеличивающая ионизацию области D, что приводит к увеличению поглощения радиоволн, а иногда даже к полному прекращению радиосвязи, — так называемое внезапное ионосферное возмущение (Делинджера эффект). Продолжительность таких возмущений обычно 0,3—1,5 часа. Более длительные и более значительные поглощения бывают на высоких широтах (так называемые поглощения в полярной шапке — ППШ). Повышенная ионизация тут вызывается солнечными космическими лучами (в основном протонами с энергией в несколько Мэв), которые способны проникнуть в атмосферу только в районе геомагнитных полюсов (полярных шапок), т. е. там, где магнитные силовые линии не замкнуты. Длительность явлений ППШ достигает иногда нескольких дней.

Область И. на высотах 100—200 км, включающая слои Е и F₁, отличается наиболее регулярными изменениями. Это обусловлено тем, что именно здесь поглощается основная часть коротковолнового ионизующего излучения Солнца. Фотохимическая теория, уточняющая теорию простого слоя ионизации, хорошо объясняет все регулярные изменения n_e и ионного состава в течение дня и в зависимости от уровня солнечной активности. Ночью из-за отсутствия источников ионизации в области 125—160 км величина n_e сильно уменьшается, однако в области Е на высотах 100—120 км обычно сохраняется довольно высокая n_e = (3—30)․10³ см^-3. О природе источника ночной ионизации в области Е мнения расходятся.

На высотах областей D и Е часто наблюдают кратковременные необычайно узкие слои повышенной ионизации (так называемые спорадические слои E_s), состоящие в основном из ионов металлов Mg⁺, Fe⁺, Ca⁺ и др. За счёт E_s возможно дальнее распространение телевизионных передач. Признанной теорией образования слоев E_sявляется так называемая теория «ветрового сдвига», по которой в условиях магнитного поля движения газа в атмосфере «сгоняют» ионы к области нулевой скорости ветра, где и образуется слой E_s.

Концентрация ионов О⁺ становится больше 50% выше уровня 170—180 кмднём и выше 215—230 км утром, вечером и ночью. Выше и ниже этого уровня условия образования И. совершенно различны. Так, днём в области максимума ионизации коротковолновым излучением Солнца, когда он расположен ниже этого уровня, образуется слой F₁. Поэтому слой F₁ регулярно наблюдается на ионограммах только при большой высоте Солнца над горизонтом, преимущественно летом и в основном при низкой активности Солнца, а в максимуме активности зимой он вообще не наблюдается. Выше указанного уровня создаются благоприятные условия для образования области F₂.

Поведение главного максимума ионизации, или области F, является очень сложным, оно коренным образом отличается от поведения областей Е и F₁. Так, хотя в среднем электронная концентрация в слое F₁ определяется солнечной активностью, но ото дня ко дню она сильно изменяется. Максимум n_e в суточном ходе бывает сильно сдвинут относительно полудня, при этом сдвиг зависит от широты, сезона и даже долготы. Сезонной аномалией называется необычное увеличение n_e зимой по сравнению с летним сезоном. В экваториальной области до полудня имеется один, а после полудня и ночью — два максимума n_e, расположенных на геомагнитных широтах ± 15° (экваториальная или геомагнитная аномалия). В период восхода Солнца оба максимума начинают расходиться, перемещаясь в более высокие широты, и быстро исчезают, в то время как на экваторе образуется новый максимум. На высоких широтах также обнаружено необычное поведение области F и, в частности, образование узкой зоны пониженной ионизации, идущей параллельно зоне полярных сияний, где наблюдается повышенная ионизация. Всё это говорит о том, что, помимо солнечного излучения, изменения n_e в области F определяются рядом геофизических факторов.

Высота главного максимума И. (h^maxF) в средних широтах Северного полушария изменяется в течение суток сложным образом (рис. 4), глубоко спускаясь утром и достигая максимума вблизи полуночи. Высота слоя F зимой ниже (кривая I), чем летом (кривая II), а при высокой активности Солнца (кривая III) выше, чем при низкой (кривые I и II).

В последнее время была развита новая теория образования области F, учитывающая действие амбиполярной диффузии (См. Амбиполярная диффузия), которая объяснила многие особенности области F и в том числе основную аномалию — образование максимума n_е значительно выше максимума ионообразования, расположенного в области 150 км. Описанные выше вариации высоты слоя F она связывает с изменением в течение дня интенсивности ионизации и температуры атмосферы. Существование слоя F ночью объясняется притоком ионов сверху, из протоносферы, где они накапливаются в течение светлой части дня. Из-за различия механизма образования высота слоя ночью выше, чем днём.

Многие особенности в изменении верхней части И., расположенной над максимумом области F, повторяют суточный ход и глобальное распределение n_е в максимуме слоя. Это говорит о тесной связи этих областей И. Выше максимума области F уменьшение концентрации ионов с высотой происходит по барометрической формуле (См. Барометрическая формула). При этом с увеличением высоты возрастает доля более лёгких ионов. Поэтому преобладание ионов O⁺ в области F сменяется днём выше 1000 км преобладанием ионов Н⁺ (протоносфера). Ночью в связи с понижением температуры протоносфера опускается до высот Ионосфера 600 км. В верхней части И. по направлению к высоким широтам обнаружен рост доли тяжёлых ионов на данной высоте, что аналогичным образом связывается с наблюдаемым ростом температуры. Однако поведение И. в полярных областях пока полностью не объяснено.

Движения потоков заряженных частиц в И. приводят к возникновению турбулентных неоднородностей электронной концентрации. Причины их возникновения — флуктуация ионизующего излучения и непрерывное вторжение в атмосферу метеоров, образующих ионизированные следы. Движение ионизованных масс и турбулентность И. влияют на распространение радиоволн, вызывая замирание (См. Замирания).

Изучение И. продолжает развиваться в двух направлениях — с точки зрения её влияния на распространение радиоволн и исследования физико-химических процессов, происходящих в ней, что привело к рождению новой науки — аэрономии (См. Аэрономия). Современная теория позволила объяснить и распределение ионов с высотой, и эффективный коэффициент рекомбинации. Ставится задача построения единой глобальной динамической модели И. Осуществление такой задачи требует сочетания теоретических и лабораторных исследований с методами непосредственных измерений на ракетах и спутниках и систематических наблюдений И. на сети наземных станций.

Лит.: Гинзбург В. Л., Распространение электромагнитных волн в плазме, М., 1960; Альперт Я. Л., Распространение радиоволн и ионосфера, М., 1960; Данилов А. Д., Химия, атмосфера и космос, Л., 1968; Ратклиф Дж. А., Уикс К., Ионосфера, в сборнике: Физика верхней атмосферы, пер. с англ., М., 1963, с. 339—418; Николе М., Аэрономия, пер. с англ., М., 1964; Исследования верхней атмосферы с помощью ракет и спутников, пер. с англ., М., 1961; Распределение электронной концентрации в ионосфере и экзосфере. Сб. докладов, пер. с англ., М., 1964; Электронная концентрация в ионосфере и экзосфере. Сб. статей, пер. с англ., М., 1966; Распределение электронов в верхней атмосфере, пер. с англ., М., 1969; Данилов А. Д., Химия ионосферы, Л., 1967; Ионосферные процессы, под ред. В. Е. Степанова, Новосиб., 1968; Уиттен Р. К. и Поппов И. Д., Физика нижней ионосферы, пер. с англ., М., 1968; Иванов-Холодный Г. С. и Никольский Г. М., Солнце и ионосфера, М., 1969.

Г. С. Иванов-Холодный.

Рис. 1. Схема вертикального строения ионосферы.

Рис. 2. Типичное распределение по вертикали электронной концентрации n_е в ионосфере. Буквами отмечено положение различных областей.

Рис. 3. Среднее измеренное значение эффективного коэффициента рекомбинации α' на высотах 50 — 300 км.

Рис. 4. Изменение высоты максимума области F в течение дня по ракетным данным: I и II — зима и лето при низкой активности Солнца; III — при высокой активности Солнца.

1. ио́носфе́ра;
2. ио́носфе́ры;
3. ио́носфе́ры;
4. ио́носфе́р;
5. ио́носфе́ре;
6. ио́носфе́рам;
7. ио́носфе́ру;
8. ио́носфе́ры;
9. ио́носфе́рой;
10. ио́носфе́рою;
11. ио́носфе́рами;
12. ио́носфе́ре;
13. ио́носфе́рах.

ИОНОСФЕ́РА, -ы, жен. (спец.). Верхний слой земной атмосферы, содержащий большое число ионов и свободных электронов.

| прил. ионосферный, -ая, -ое.

-ы, ж.

Верхняя часть атмосферы, содержащая в значительном количестве ионы и свободные электроны.

ж.

Верхние слои атмосферы, насыщенные ионами и свободными электронами.

ИОНОСФЕРА - верхние слои атмосферы, начиная от 50-80 км, характеризующиеся значительным содержанием атмосферных ионов и свободных электронов. Верхняя граница ионосферы - внешняя часть магнитосферы Земли. Причина повышения ионизации воздуха в ионосфере - разложение молекул атмосферы газов под действием ультрафиолетовой и рентгеновской солнечной радиации и космического излучения. Ионосфера оказывает большое влияние на распространение радиоволн.

ИОНОСФЕРА, ионизованная часть верхних слоев атмосферы Земли, расположена выше 50 км, характеризуется значительным содержанием атмосферных ионов и свободных электронов. Верхней границей ионосферы является внешняя часть магнитосферы Земли. Причина повышенной ионизации атмосферы - разложение молекул и ионизация атомов газов, составляющих атмосферу, под действием ультрафиолетовой и рентгеновской солнечной радиации и космического излучения. Только благодаря ионосфере возможно распространение радиоволн на дальние расстояния.

жен. ionosphereж. ionosphere.

ionosphere, electric roof

f.ionosphere

ж. физ.

ionosphère f

ж. физ.

ionosfera f

ИОНОСФЕРА

- ионизованная часть атмосферы верхней; расположена выше 50 км. Верх, границей И. является внеш. часть магнитосферы Земли. И. представляет собой природное образование разреженной слабоионизованной плазмы, находящейся в магн. поле Земли и подвергающейся воздействию ионизующего излучения Солнца. Только благодаря И. возможно распространение радиоволн на дальние расстояния. <Методы наблюдений ионосферы. Изучение И. началось в 20-х гг. 20 в. методом вертикального радиозондирования на разных частотах f. Макс, значение частоты радиоволн, отражённых от данной области И., соответствует её плазм, частоте f₀ и связано с электронной концентрацией n _е ф-лой:

где е и m - заряд и масса электрона, e₀ - диэлектрич. проницаемость вакуума. Вертикальное радиозондирование даёт информацию об изменениях И. над данным пунктом, а мировая сеть станций позволила получить глобальную картину распределения n _е в И. по земному шару за ряд солнечных циклов. Применение ракет и спутников позволило непосредственно измерить ионный состав (при помощи масс-спектрометра) и др. физ. характеристики И. (темп-ру и концентрацию ионов Т_i, n_i и электронов Т _е, п _е )на всех высотах, исследовать источники ионизации - интенсивность и спектр коротковолнового ионизующего излучения Солнца и разнообразных корпускулярных потоков. Это дало возможность построить теорию образования И. С помощью спутников, несущих на борту ионосферную станцию и зондирующих И. сверху, удалось исследовать верх, часть И., расположенную выше гл. максимума n _е и поэтому недоступную для изучения наземными ионосферными станциями. <Наряду с ракетами и спутниками применяются наземные методы исследования, особенно важные для изучения ниж. части И.: методы частичного отражения и перекрёстной модуляции, измерения поглощения космич. 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. Этот метод позволяет измерять не только распределение n _е до очень больших высот (1000 км и выше), но даёт также Т _е, Т _i, ионный состав, регулярные и нерегулярные движения и др. параметры И.

Рис. 1. Схема вертикального строения ионосферы.

Структура ионосферы. Установлено, что n _е в И. распределена по высоте неравномерно: имеются области или слои, где она достигает максимума (рис. 1). Таких слоев в И. несколько, и они не имеют резко выраженных границ. Верх, слой Fсоответствует гл. максимуму ионизации И. Ночью он поднимается до высот 300-400 км, а днём (преим. 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. <Установлено, что Т _е, T_i и n _е в И. резко растут до области F(табл. и рис. 2); в верх, части И. рост T_i замедляется, а n _е выше области Fуменьшается с высотой сначала постепенно до высот 15-20 тыс. км (т. н. плазмопауза), а потом более резко, переходя к низким концентрациям n _е в межпланетной среде. <Характеристики И. изменяются с широтой; различают среднеширотную, экваториальную, авроральную и полярную И., из к-рых наиб. регулярна среднеширотная. Наблюдаются спокойные и возмущённые состояния

Рис. 2. Типичное распределение по

вертикали электронной концентрацииn _е в ионосфере; буквами отмеченоположение различных областей. <И. Структура спокойной И. регулярно изменяется во времени: в течение дня, сезона и 11-летнего солнечного цикла. От минимума к максимуму солнечного цикла n _е изменяется от n _е ^мин до n _е ^макс, растут темп-pa и высота слоев И. (табл.). Значения характеристик основных областей ионосферы для средних широт

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 разл. областях И. <Осн. источником ионизации И. днём является коротковолновое излучение Солнца с длиной волны l[1038 Е, однако важны также и корпускулярные потоки, галактические и солнечные космические лучи и др. Каждый тип ионизующего излучения оказывает наиб, действие на атмосферу лишь в определ. области высот, соответствующих его проникающей способности. Так, коротковолновое излучение Солнца с l=85-911 Е большую часть ионов образует в И. в области 120-200 км (но действует и выше), тогда как излучение с l=911-1038 Е вызывает ионизацию на высотах 95-115 км, т. е. в области Е , а рентг. излучение с l короче 85 Е - в верх, части области D на высотах 85-100 км. В ниж. части области D, ниже 60-70 км днём и ниже 80-90 км ночью, ионизация осуществляется т. н. галактич. космич. лучами. Существенный вклад в ионизацию области D на высотах ок. 80 км вносят корпускулярные потоки (напр., электроны с энергией х30-40 кэВ), а также солнечное излучение первой линии серии Лаймана (L_a )водорода с l=1215,7 Е (см. Спектральная серия). Кроме обычных условий ионизации, во время солнечных вспышек всплеск рентг. излучения вызывает внезапное возмущение в ниж. части И. Через неск. часов после солнечных вспышек в атмосферу Земли проникают также солнечные космические лучи, к-рые вызывают повыш. ионизацию на высотах 50-100 км, <особенно сильную в полярных шапках (областях вблизи магн. полюса). В этой зоне в отд. периоды времени действуют потоки протонов и электронов, к-рые вызывают не только ионизацию, но и заметное свечение атмосферы (полярные сияния )на высотах 100-120 км, но они действуют и ниже, в области D. Во время магн. бурь эти потоки корпускул усиливаются, а зона их действия расширяется к более низким широтам (иногда т. н. низкоширотные красные сияния наблюдают на широте Москвы и южнее). Когда в межпланетном пространстве в районе Земли возрастает солнечный корпускулярный поток, к-рый задерживается магнитосферой, происходит не только возмущение геомагн. поля ( магнитная буря), но изменяются радиационные пояса Земли, усиливаются корпускулярные потоки в зоне полярных сияний и т. д. При этом происходит также дополнит, разогревание верх. атмосферы и изменяются условия ионизации И. В свою очередь, изменения И. и движения в ней влияют на вариации геомагн. поля и др. явления в верх, атмосфере. <Процессом, обратным ионизации, является процесс нейтрализации, или рекомбинации. Механизм рекомбинации изменяется с высотой. Обычная радиоактивная рекомбинация эффективна лишь выше ~1000 км, где концентрация атомных ионов на 5 порядков выше концентрации молекулярных. В осн. части И. происходит диссоциативная рекомбинация молекулярных ионов с коэф. см ³ с ^-1. На малых высотах ниже ~70 км (где n _е Ъn_i) преобладает процесс взаимной нейтрализации положит, и отрицат. ионов, или ион-ионная рекомбинация, с участием стабилизирующей нейтральной частицы (рекомбинация Томсона). Скорость исчезновения ионов в И. характеризуется эффективным коэф. рекомбинации a', к-рый определяет величину n _е и её изменение во времени. Значения a' для разд. областей И. различны (табл. и рис. 3).Наряду с рассмотренными выше процессами в области Fсущественны процессы амбиполярной диффузии и дрейфового переноса.

Рис. 3. Среднее измеренное значение эффективного коэффициента рекомбинации a на высотах 50-300 км.

Рис. 4. Распределение с высотой концентрации ионов в верхней части ионосферы.

Состав ионосферы. Ионный состав И. отличается от первичного ионного состава, образующегося при ионизации верх, атмосферы солнечным излучением, в связи с тем, что в ней происходят физ.-хим. процессы трёх типов: ионизация, ионно-молекулярные реакции и рекомбинации, соответствующие трём стадиям жизни ионов - их образованию, превращениям и уничтожению. В разных областях И. каждый из этих трёх процессов проявляется по-своему, что приводит к различию ионного состава по высоте. Так, днём на высотах 85-200 км преобладают положит, молекулярные ионы NO⁺ и О ₂⁺; концентрация ионов N₂⁺ на 3 порядка меньше концентрации ионов NO⁺. Выше 200 км в области Fпреобладают атомные ионы O⁺, а выше 600-1000 км - протоны Н ⁺. Ниже 70-80 км существенно образование комплексных ионов-гидратов типа (Н ₂ О)_n Н ⁺, а также отрицат. ионов, из к-рых наиб, стабильны ионы О ₂^-, NO₃^- и HCO₃^-. Отрицат. ионы наблюдаются лишь в области D. Распределение по высоте ионов с относительно малой концентрацией важно для объяснения осн. особенностей процессов, протекающих в И. Так, в области ионизационно-рекомбинац. равновесия (ниже 200 км) доля первичных ионов N₂⁺ и О ⁺ уменьшается с уменьшением высоты, свидетельствуя об усилении ионно-молекулярных реакций из-за роста плотности атмосферы. Выше 200-300 км доля ионов N⁺ лишь немного возрастает по сравнению с O⁺, а концентрации ионов Н ⁺ и Не ⁺ обладают максимумами вблизи области высот, где концентрации ионов О ⁺ и Н ⁺ становятся равными (рис. 4), что обусловлено распределением этих ионов по барометрической формуле. Этим же обусловлено аналогичное распределение с максимумом для двукратно ионизованных ионов Не ⁺⁺ и O⁺⁺. В ниж. части области Ена высотах 90-95 км часто образуется максимум E_s (рис.2) ионов металлов Mg⁺, Fe⁺ c примесью Si⁺, Na⁺, Са ⁺, Аl⁺ и Ni⁺ (их происхождение связывают с дроблением метеоров на этих высотах). Меньшая концентрация ионов металлов наблюдается в вечернее время на разл. высотах вплоть до 500-600 км; она особенно возрастает вблизи геомагн. экватора, что свидетельствует об особых условиях движений и перемешивания в И. Характеристики ионосферных слоёв. Закономерности изменения параметров И.- степени ионизации или n _е,ионного состава и эффективного коэф. рекомбинации различны в разных областях И.; это обусловлено в первую очередь значит, изменением по высоте концентрации и состава нейтральных частиц верх, атмосферы. <В области D наблюдаются наиб, низкие n_e<10³ см ^-3 (рис. 2). В этой области И. из-за высокой концентрации молекул, а следовательно, и высокой частоты столкновения с ними электронов происходит наиб, сильное поглощение радиоволн, что иногда приводит к прекращению радиосвязи. Здесь же, как в волноводе, распространяются длинные и сверхдлинные радиоволны. От всей остальной части И. область D отличается тем, что наряду с положит, ионами в ней наблюдаются отрицат. ионы, к-рые определяют мн. свойства области D. Первоначально отрицат. ионы образуются в результате тройных столкновений электронов с нейтральными молекулами O₂. Ниже 70-80 км концентрация молекул и число таких столкновений настолько возрастают, что отрицат. ионов становится больше, чем электронов. Уничтожаются отрицат. ионы при взаимной нейтрализации с положит, ионами. Т. к. этот процесс очень быстрый, то именно им объясняется довольно высокий эффективный коэф. рекомбинации a', к-рый наблюдается в области D (табл.).При переходе от дня к ночи в области D концентрация электронов n _е резко уменьшается и соответственно уменьшается поглощение радиоволн, поэтому раньше считали, что ночью слой D исчезает. В момент солнечных вспышек на освещённой Солнцем земной поверхности сильно возрастает интенсивность рентг. излучения, увеличивая ионизацию области D, что приводит к увеличению поглощения радиоволн, а иногда даже к полному прекращению радиосвязи - т. н. внезапноеиионосферное возмущение (Делинджера эффект). Продолжительность заметных возмущений обычно 0,3-1,5 ч. Более длительные и более значит, поглощения бывают на высоких широтах (т. н. поглощения в полярной шапке, ППШ). Повыш. концентрация n _е тут вызывается солнечными космич. лучами (в основном протонами с энергией в неск. МэВ), к-рые способны проникнуть в атмосферу только в районе геомагн. полюсов (полярных шапок), где магн. силовые линии не замкнуты. Длительность явлений ППШ достигает иногда неск. дней. <Область И. на высотах 100-200 км, включающая слои Е и F₁, отличается наиб, регулярными изменениями. Это обусловлено тем, что именно здесь поглощается осн. часть коротковолнового ионизующего излучения Солнца. Теория ионизационно-рекомбинац. равновесия, уточняющая теорию простого слоя ионизации, хорошообъясняет все регулярные изменения n _е и ионного состава в течение дня и в зависимости от уровня солнечной активности. Ночью из-за отсутствия источников ионизации в области 125-160 км величина n _е сильно уменьшается, однако в области Е на высотах 100-120 км обычно сохраняется довольно высокая n _е=(3-30)310³ см ^-3. О природе источника ночной ионизации в области Емнения расходятся. <На высотах областей D и Еиногда наблюдают кратковременные, необычайно узкие слои повыш. ионизации (т. н. спорадические слои E_s),состоящие часто из ионов металлов Mg⁺, Fe⁺, Ca⁺ и др. За счёт E_s возможно дальнее распространение телевизионных передач. Признанной теорией образования слоев E_s является т. н. теория "ветрового сдвига", согласно к-рой в условиях магн. поля движения газа в атмосфере "сгоняют" ионы к области нулевой скорости ветра, где и образуется слой E_s.Концентрация ионов О ⁺ становится больше 50% выше уровня 170-180 км днём и выше 215-230 км утром, вечером и ночью. Выше и ниже этого уровня условия образования И. совершенно различны. Так, днём, когда максимум ионизации коротковолновым излучением Солнца расположен ниже этого уровня, образуется слой F₁.Этот слой регулярно наблюдается по ионограммам только при большой высоте Солнца над горизонтом, преим. летом и в основном при низкой активности Солнца, а в максимуме активности зимой он не наблюдается. Выше указанного уровня создаются благоприятные условия для образования области F₂.Поведение гл. максимума ионизации, или области F₂, является очень сложным, оно коренным образом отличается от поведения областей Е и F₁. Так, хотя в среднем электронная концентрация n _е в слое F₂ определяется солнечной активностью, но ото дня ко дню она сильно изменяется. Максимум n _е в суточном ходе бывает сильно сдвинут относительно полудня, при этом сдвиг зависит от широты, сезона и даже долготы. Сезонной аномалией наз. необычное увеличение n _е зимой по сравнению с летним сезоном. В экваториальной области до полудня имеется один, а после полудня и ночью - два максимума n _е, расположенных в геомагн. широтах

Рис. 5. Изменение высоты максимума области F в течение дня по ракетным данным: I и II - зима и лето при низкой активности Солнца; III - при высокой активности Солнца.

b15 (экваториальная, или геомагн., аномалия). В период восхода Солнца оба максимума начинают расходиться, перемещаясь в более высокие широты, и быстро исчезают, в то время как на экваторе образуется новый максимум. Обнаружено необычное поведение области F₂ и на высоких широтах, в частности образование широтной зоны пониж. ионизации ("провала"), идущей параллельно зоне полярных сияний, где наблюдается повыш. ионизация. Всё это говорит о том, что помимо солнечного излучения изменения n _е в области F₂ определяются рядом геофиз. факторов. Высота гл. максимума И. h _макс слоя F в ср. широтах северного полушария изменяется в течение суток сложным образом (рис. 5), глубоко спускаясь утром и достигая максимума вблизи полуночи. Высота слоя F₂ зимой ниже (кривая I), чем летом (кривая II), а при высокой активности Солнца (кривая III) выше, чем при низкой (кривые I и II).Новая теория образования области F учитывает действие амбиполярной диффузии, к-рая объясниламн. особенности области F, в т. ч. осн. аномалию - образование максимума F значительно выше максимума новообразования, расположенного в области 150 км. Описанные выше вариации высоты слоя F она связывает с изменением в течение дня интенсивности ионизации и темп-ры атмосферы. Существование слоя F ночью объясняется притоком ионов сверху, из протоносферы, где они накапливаются в течение светлой части дня. Из-за различия механизма образования высота слоя ночью выше, чем днём. Мн. особенности в изменении верх, части И., расположенной над максимумом области F, повторяют суточный ход и глобальное распределение n _е в максимуме слоя. Это говорит о тесной связи этих областей И. Выше максимума области F уменьшение концентрации ионов с высотой происходит по барометрич. ф-ле. При этом с увеличением высоты возрастает доля более лёгких ионов. Поэтому преобладание ионов О ⁺ в области F сменяется днём выше 1000 км преобладанием ионов Н ⁺ (протоносфера). Ночью в связи с понижением темп-ры протоносфера опускается до высот ~600 км. В верх, части И. по направлению к высоким широтам обнаружен рост доли тяжёлых ионов на данной высоте, что аналогичным образом связывается с наблюдаемым ростом темп-ры. Однако поведение И. в полярных областях пока полностью не объяснено. <Движения потоков заряж. частиц в И. приводят к возникновению турбулентных неоднородностей электронной концентрации. Причины их возникновения - флуктуация ионизующего излучения и непрерывное вторжение в атмосферу метеоров, образующих ионизированные следы. Движение ионизованных масс и турбулентность И. влияют на распространение радиоволн, вызывая замирание. Изучение И. продолжает развиваться в двух направлениях - с точки зрения её влияния на распространение радиоволн и исследования физ.-хим. процессов, происходящих в ней, чем занимается аэрономия. Совр. теория позволила объяснить и распределение ионов с высотой, и эффективный коэф. рекомбинации. Ставится задача построения единой глобальной динамич. модели И. Осуществление такой задачи требует сочетания теоретич. и лаб. исследований с методами непосредств. измерений на ракетах и спутниках и систематич. наблюдений И. на сети наземных станций. Лит.: Ратклиф Дж. А., Уикс К., Ионосфера, в сб.: Физика верхней атмосферы, пер. с англ., М., 1963; Ионосферные процессы, под ред. В. Е. Степанова, Новосиб., 1968; Уиттен Р. К., Поппов И. Д., Физика нижней ионосферы, пер. с англ., М., 1968; Иванов-Холодный Г. С., Никольский Г. М., Солнце и ионосфера, М., 1969; Распределение электронов в верхней атмосфере, пер. с англ., М., 1969; Гершман Б. Н., Динамика ионосферной плазмы, М., 1974; Ришбет Г., Гарриот О. К., Введение в физику ионосферы, пер. с англ., Л., 1975; Митра А., Воздействие солнечных вспышек на ионосферу Земли, пер. с англ., М., 1977; Иванов-Холодный Г. С., Михаилов А. В., Прогнозирование состояния ионосферы, Л., 1980; Мизун Ю. Г., Полярная ионосфера, Л., 1980; Физика и структура экваториальной ионосферы. [Сб. ст.], М., 1981.Г. С. Иванов-Холодный.