измерений среднее :цшчение числа столкновений в неотклоняющей области было равно

v7.10-. (24.31)

Это значение v в общем удовлетворительно согласуется также с другими данными, что свидетельствует о возможности использовать экспериментальные данные указатнюго типа для оценки числа столкновений.

Исследования новедения коэффициента отражения радиоволн но результатам измерений в многочисленных пунктах показали, что географическое раснределгение 1н р (рис. 24.8) лучше следует в дневные часы за геомагнитной, чем за географической широтой [621, 622].

Ночью 1п р раотг>т с увеличением географической или геомагнитной широт, и соответствующие зависимости примерно одинаковы. Днем зависимость In р от географической дпироты не выявляет какой-либо явной закономерности, а зависимость от геомагнитной широты имеет вполне онределенные свойства, повторяющиеся в различное время освещенного времени дня или на различных долготах.

Коэффициент отражения (его иногда называют коэффициентом поглощения радиоволн) уменьшается в окрестности экватора, затем имеет широкий максимум в окрестности геомагнитной широты 018-20 м более выраженный и узкий максимум при ФрбО (рис. 24.9, а). Анализ соответствующих данных показывает, что экспериментальную зависимость In р, по-видимому, лтожно ра.шожить на две составляющие [622]. Одна из них (рис. 24.9, б) h\ р. cos х-, Г- е. подобна соответствующему выражению для простого слоя с постоянным коэффициентом рекомбинации [см. (22. 23)]. Вторая составляющая In р . завлгсит в основном от геомагнитной широты

(рис. 24.9, в). В oH.iaCTH минимума In о, 1ш пшротах Ф,)Яс;40°, по-видимому, действует только зависимость In р. ~ cos yl- (\\\ ~ 0). Поэтому именно

по оксперимвнтал1.иым значениям в этой области широт и выде.ттяется ряд значений In р,, определяюпщх составляющую, зависящую только от зенитного расстояния Солнца х-> изображенных на рис. 24.9, в.

Эта географическая зависимость In реще ие имеет объяснения, и исчерпывающие данные о w характере и постоянстве отсутствуют. Однако недавние исследования, по-видимому, подтверждают эти закономерности [623].

2. Данные о высотной зависимости числа столкновений

Имеются многочисленные резу.льтат}. измерений числа столкновений в ионосфере, полученные в основном с помощью различных радиометодов (табл. 24. 1) [483, ()19J. Болыпое число даннглх основано на результатах измерений коэффициентов отражепня радиоволн. При достаточно аккуратном анализе результатов таких опытов в ряде случаев можно определять средние >1начсиия V в различных областях ионосферы, где происходит неотклоняющес поглощение. Наряду с этим можно определять v но результатам измерений поглощения радиово.лн в отклоняющей области, причем в этом случае получают средние значения v, характеризуюпце сравнительно узкие но высоте участки ионосферы.

Экспериментальные значения числа сто.пкновений v сведены в табл. 24. 1. В области высот z 50-120 км значения определялись различными методами. Что жч касается осредпенных данных, приводимых в ни/кпей части таблицы для областей Е и F2, то они обобщают результаты многочисленных измерений коэффициента отражения радиово.лн от ионосферы, Сравне-\ше экспериментальных данных с теоретическими расчетами в области Е показывает, что они иногда расходятся даже в К) раз. Объясняется это, в частности, тем, что V лначительпо изменяется со временем суток и сезона. Н< фиксированных высотах для ziSO км. по некоторым данным летом значе-

Таблица 24.1 Число столкновений v в различных областях ионосферы

НИЯ у превышают зимние значения примерно в 1,5 раза. По-видимому, уже в области Е следует учитывать влияние v, - соударений электронов с ионами. Имеются данные, показывающие, что ужо при zsslSO температура Т=Т.\ отношение ТJT[6241, что также должно влиять на величину V. Таким образол!, объяснение высотной зависимости v, в частности разброс значений, полученных в различных опытах, требует дальнейших иооледований.

В гл. 3 были рассмотрены регулярные, постоянно действующие закономерности спокойной ионосферы. В настоящей главе описываются явления, наблюдаемые в ионосфере лишь эпизодически. В их физическую природу мы не вникаем, это выходит за рамки книги и составляет раздел современной солнечно-земной физики. Нерегулярные явления протекают в ионосфере весьма сложно, иногда противоречивым образом, и сколько-нибудь исчерпывающее их теоретическое истолкование и понимание еще отсутствует.

Рассматриваемые эффекты описаны главным образом в том виде, в каком они прояв-лнютсл при радиоисстюдованиях ионосферы. Все они обусловлены возмущениями солнечной активности - вспышками на Солнце. Для ориентации и некоторых оц шок весьма кратко приводятся данные о характере и интенсивности этих возмущений.

§ 25. ОБЩИЕ СВОЙСТВА ОСНОВНЫХ ТИПОВ ВОЗМУЩЕНИЙ

В ИОНОСФЕРЕ

Нерегулярные явления, или возмущения в ионосфере, наблюдаются в периоды извержений хромосферы Со.лпца - слоя пониженной температуры, покрывающего се фотосферу. Линейные размеры солнечных пятен, образующихся в фотосфере, разнообразны - от размеров пор Солнца до примерно 5-10* км. Температура пятен Ti20Q0° и меньше температуры невозмущенной части фотосферы. Важным свойством пятен являются их магнитные поля, которые растут с увеличением площади пятен и достигают нескольких тысяч эрстед. Структура поля весьма сложная, полярность его изменяется, оно выходит IJ3 одного пятна и входит в другое. Если имеется одно пятно, то его магнитное поле замыкается через фотосферу. Пятна возникают в окрестности экватора Солнца, в области широт 4-5-30°.

Одиннадцатилетний цикл солнечной активности характеризуется не только изменением числа пятен, по и частотой появления извержений хромосферы - солнечных вспышек. Визуально вспышки проявляются в виде усиления яркости областей хромосферы вокруг пятен, так называемых флокулл. Спектральный анализ в видимой области показывает усиление яркости ряда линий. Основная особенность вспышек - повышенное излучение линии Н серии Бальмсра атома водорода, а также линий ГеП, СаП и Na (см. § 8).

Вспышки классифицируются по длительности повышспного излучения Н и по относительной площади Солнца, от которой оно исходит. Классы вспышек изменяются от (1-) до (З-Ь) (табл. 25.1).

В периоды максимума солнечной активности усиливается. также коро

нальное излучение красной (X-6374 А), .зеленой (Х=5303 А) и желтой (Х==5694 А) линий. Их интенсивность хорошо коррелирует с радиоизлучением Солнца в сантиметровом диапазоне во.ян.

Спектры солнечных вспышек. Усиление рентгеновского, ультрафиолетового и корпускулярного излучений Солнца во время вспышек служит основной причиной возмущения в иопосфере. Во время особенно сильных вспышек,

НЕРЕГУЛЯРНЫЕ ЯВЛЕНИЯ В ИОНОСФЕРЕ