Рис. 8.1. К выводу зависимости количества вновь образуемых электронов от высоты

плоский слой атмосферы, на который падает монохроматическое излучение под углом X к вертикали, имеем

1 dS \ dS , о

~ - - COS X эл/см сек,

(8.2)

где S (в эрг1см -сек) - поток энергии на уровне z\ dl - элемент пути в слое (рис. 8.1). Количество поглощаемой энергии пропорционально потоку падающего излучения S, плотности газа и коэффициенту поглощения, выражаемому через эффективное сечение:

(8.3)

-anSdl ~ -on

cos X

где п - концентрация нейтральных частиц. Поэтому из (8. 2) и (8. 3) непосредственно следует:

S (г) = Sco exp

J (z) =:ап~ exp

с sec

у j ndz

- a sec X ndz

(8. 4)

где iS CO (в эрг1м -сек) - поток энергии, поступающей в атмосферу извне. Полное количество вновь образуемых электронов в столбе сечением 1 см во всей толще атмосферы от высоты z -Zq до z оо или в каком-либо ограниченном слое, сканцем, от z=Zo до z=z, равно

0=5/d. = cosx(l-,),

e = f/dzCOsx(l-)==4-C0S;,

(8.5)

{Sq n S - соответственно значения потока энергии на уровнях Zq и zJ.

Максимальное значепие QS/s соответствует периоду равнодействия, когда в полдень на экваторе X- достигается, если вся падающая энергия

идет на ионизацию (о -> 0).

Из предыдущего видно, что для того чтобы рассчитать величины J и Q, необходимо знать зависимость п от высоты, значение эффективного сечения с, зависящего от частоты v, и распределение интенсивности излучения по спектру.

Формулы (8. 2) - (8. 5) записаны для одной газовой компоненты. Так как атмосфера состоит из / сортов газов, сечения поглощения которых .(v) не равны, то на самом деле продукция электронов, вызванная монохроматическим излучением, основываясь на аддитивности концентрации газов, равна

- 2 nf. (v) Ф

sec 7

(8. 6)

ГД6 Фсо =So:,iny - поток фотонов (в см~ -сек). Если далее учесть, что ионизация происходит за счет действия непрерывного спектра (или его участков), то суммарная продукция электронов

со со

/ = 5 Jdy = 2 (п,) J (о. (V) Ф, ехр [X (v) sec х\) v, (8. 7)

(8.8)

- так называемая оптическая толщина атмосферы.

Распределение интенсивности солнечного излучения в области интересующих нас частот, где существенную роль играют также эмиссионные линии короны, долгое время было мало исследовано, так как экспериментальные методы их измерения были весьма ограничены и одним из способов определения S являлись исследования ионосферы. Благодаря развитию исследований с помощью ракет и ИСЗ получено множество новых результатов. Соответствующие данные из.пагаются несколько ниже. Здесь для ориентировки прежде всего мы оценим значение Q на основе принимаемого иногда представления о том, что Солнце излучает как абсолютно черное тело с температурой Т ЬШ К.

Распределение энергии абсолютно черного тела, как известно, вычисляется с помощью формулы Планка

где dS - энергия излучения в интервале частот v-v-j-dv. Интегрируя (8. 9), получаем спектральное распределение энергии излучения абсолютно черного тела

\h Г

где 5,

поток энергии излучения в интервале частот от до v-=:cx>.

С помощью формулы (8. 10) легко непосредственно вычислить, например, значения

800 А

5-10-10,

юооА S

которые показывают, что с увеличеписм частоты энергия излучения Солнца как абсолютно черного тела очень быстро падает в ультрафио-летовой части спектра. Так как из разных измерений следует, что солнечная постоянная имеет значение

1,35 10® эрг1см-сек.

(8.11) 13*

гооо

иооо

6000

8000

Рис. 8.2. Распределение энергии излучения Солнца (абсолютно черное тело при 6000 К) в видимой части спектра

%0,15

0 ПЗ 0,k 0 OJB OPOJSDIO },5 Zfl Zp 3,0 Длина Волны, fH

Рис. 8.3. Распределение потока энергии излучения Солнца по частоте

Измерено в области дшн воля 0,2- 0,3 Л1к с помощью ракет, а па более длинных волнах - около поверхности Земли

годо ггоо гш геоо гвоо зооо згоо поо

Длина Волны, Д

Рис. 8.4. Результаты измерения потока излучения Солнца в диапазоне 2200-3400 А с помощью ракет

Нанесены теоретические кривые S для различных значений температуры