Аэрономия

Процессы ионизации и нейтрализации, физико-химические превращения в ионосфере, образование «слоеного пирога» ионосферных максимумов, изменение свойств ионосферы в пространстве и во времени изучает специальная наука — аэрономия.

Эта наука использует самые различные методы, чтобы понять и объяснить ионосферные процессы, чтобы дать обоснованный прогноз явлений в ионосфере. В самом деле, ведь если, как мы видели, «жизнь» ионосферы зависит от Солнца, то смена времен года, чередование дня и ночи, изменения в самом Солнце — все это обязательно приведет к изменениям воздействия ионизирующего излучения на воздушный океан, к изменениям в состоянии ионосферы. Ну, а если в одну и ту же минуту окинуть мысленным взором всю нашу планету — от Арктики до Антарктики, от Аляски через Атлантику, Европу, Азию и Тихий Океан до Японии,— станет ясно, что условия воздействия Солнца на атмосферу существенно различаются. И не только потому, что на севере, скажем, стоит полярная ночь, а в Антарктиде — полярный день, в Европе — полдень, а на Дальнем Востоке — полночь, в Сибири — суровая зима, а в Австралии — жаркое лето. Дело еще и в том, что наша планета, подобно гигантскому магниту, обладает магнитным полем.

Мы живем на этом огромном магните и, хотя непосредственно этого и не ощущаем, очень сильно зависим от его поведения. В глубокой древности люди научились пользоваться магнитной стрелкой, покоящейся на острие или подвешенной на нити,— компасом. Магнитная стрелка под действием магнитного поля Земли устанавливается в определенном положении, приблизительно в направлении север — юг. Магнитный компас — старейший из навигационных приборов — не потерял своего значения и в настоящее время.

Как мы увидим, магнитное поле Земли оказывает влияние на многие явления, происходящие в околоземном пространстве. Оно «сортирует» потоки космических частиц, образуя для них своеобразные магнитные ловушки, ставит магнитный барьер на пути солнечных корпускул, заставляя их поток обтекать Землю. Магнитное поле сильнее на полюсах и слабее на экваторе, его действие на заряженные частицы, ионы и электроны заметно даже на огромных расстояниях от Земли, составляющих десятки и сотни тысяч километров. С магнетизмом Земли связаны полярные сияния — свечение газа в полярной ионосфере под воздействием потоков заряженных частиц. В общем ионосферная плазма находится в магнитном поле Земли, и поле это управляет движением ионов и электронов. В то же время само движение электронов и ионов есть, по существу, электрический ток. А электрический ток, как известно, сам обладает магнитным полем. Поле тока взаимодействует с основным геомагнитным полем и вызывает его вариации: то усиливает его, то ослабляет.

Итак, ионосфера не находится везде в одинаковом состоянии. Она всегда меняется и в пространстве, и во времени. Например, на высоте 300 км плотность изменяется ото дня к ночи в 3—4 раза, а на высоте 600 км — в 10 раз. Чтобы нарисовать хотя бы приблизительно похожий «портрет» ионосферы, потребовалось провести миллионы кропотливых измерений, придумать для этого специальные приборы и способы этих измерений, организовать слаженную работу сотен геофизических обсерваторий в полном смысле слова «на земле, в небесах и на море», проделать сложные вычисления.

Как же в общих чертах выглядит ионосфера? Ниже всего находится слой, который назван латинской буквой D. Расположен этот слой ионосферы на высоте 50—60 км над Землей и простирается до 90 км. И вот парадокс — слой D ближе всего к нам, а изучен хуже всех остальных ионосферных слоев. Когда заходит речь о слое D, всегда приходится говорить: «Загадки, проблемы,..» Он лежит в глубине ионосферы, ионизирующая радиация приходит сюда сильно ослабленной, так как значительная часть ее уже затрачена на ионизацию более высоких слоев. И оставшейся энергии, по всем расчетам, не хватает для ионизации основных газовых составляющих. Но, к счастью, есть небольшие примеси других газов, например окиси азота. Для ионизации окиси азота энергии солнечного ультрафиолетового излучения хватает. В самой нижней части области D, как я уже упоминал, существенный вклад в ионизацию вносит космическое излучение.

На высотах слоя D плотность атмосферы еще срав-нительно велика, поэтому частицы часто сталкиваются друг с другом и электроны с ионами быстро рекомбини-руют. Да и мало их, электронов и ионов, по сравнению с огромным количеством нейтральных частиц. Самое большое количество свободных электронов (около 1000 в 1 см3) обнаружено на высоте примерно 80 км. А нейтральных молекул в том же самом кубическом сантиметре— миллион миллиардов (это единица с пятнадцатью нулями, или же, на языке математики и физики, десять в пятнадцатой степени). Вот и смотрите: электронов 103, а нейтралов 10 в 15 степени. Значит, на каждый электрон приходится 10 в 12 степени (тысяча миллиардов) нейтральных частиц. Казалось бы, о чем тут говорить — электронов так мало, просто ничтожное количество. Но и его оказывается вполне достаточно, чтобы влиять на распространение радиоволн. Слой D очень сильно поглощает энергию электромагнитных колебаний, особенно днем. Ночью же, когда солнечного излучения нет, электронов становится совсем мало и ослабление радиосигналов существенно уменьшается.

Почему мы говорим, что слой D изучен хуже всех? Здесь надо понять, как вообще можно экспериментально изучать ионосферу, как узнавать, сколько в ней электронов, сколько и каких ионов, какие происходят в ней химические реакции?


Казимировский Э. С.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: