ТО В предположении, что вся энергия излучения Солнца выше потенциала ионизации (vvj идет на ионизацию данного газа, получаем из (8. 10) значения для разных составляюш;их атмосферы:

Газ Оа Oi Щ Nj Не

Qi, электронов/1 см-сек 100 9-108 2-107 3-10 ~1

Ниже мы увидим, что приведенные значения Q меньше наблюдаемых.

Полученные результаты измерений потока солнечного излучения с помощью ракет позволяют значительно точнее определять Q и составить также представление о зависимости S от высоты. Для полноты картины рассмотрим

сначала свойства видимой части снсктра (А > 2000 А). Из (8. 10) получается зависимость S, изображенная на рис. 8.2, с максимумом в области 5000 Л. На этом рисунке точками нанесены результаты давних измерений S в области

3000-4200 А, проведенные у поверхности Земли, где точные измерения уже

невозможны при ХЗООО А вследствие поглощения озона .

Современные результаты измерений потока солнечной энергии приведены

на рис. 8.3, где для области 2200-3200 А они получены с помощью ракет, а на более длинных волнах - в результате весьма точных измерений у поверхности Земли [75].

В этих опытах прежде всего была вновь точно измерена солнечная постоянная, равная 2 кал/см -мин, совпадающая хорошо со значением (8.11), полученным ранее из множества измерений. Равным образом, максимум

потока в области 5000 А соответствует температуре Солнца Т 6000° К.

Однако сравнение результатов измерений с помощью ракет с расчетами (рис. 8.4) показывает, что экспериментальные значения близко соответствуют Т 6000° К лишь до 1 7 3000--3400 А. С дальнейшим укорочением длины волны падает, так что при л 2200 А поток энергии ближе соответствует Т 5000° К, а поданным [76} в дианазоне 1450-1500 А - температуре Т 4050° К.

Известные из литературы данные о потоке излучения Солнца S и потоке фотонов Ф в ультрафиолетовом и рентгеновской частях спектра сведены в табл. 8.2 для непрерывных участков спектра (о, Фо)и в табл. 8.3 для эмиссионных линий Солнца {Sj и Ф.) но данным работ [76-79, 408-412[. В табл. 8.2

даны также суммарные потоки {Sq-\-S) для отдельных участков спектра.

Изменчивость потоков со временем в некоторой мере характеризуется данными, приведенными для различных условий для эмиссионных линий в табл. 8.3. Однако, несмотря на относительно большую информацию о потоках излучения Солнца, полученную в опытах на ракетах и спутниках, а также в результате различных расчетов, еще нельзя с достаточной достоверностью судить о точности этих данных, в частности, из-за трудности экстраполяции измеряемых величин на их значения за пределами атмосферы. Нет еще достаточно надежных сведений об изменчивости потоков с течением времени, с 11-летним циклом солнечной активности и т. д.

Приведенные в табл. 8.2 и 8.3 данные ближе соответствуют нериодам слабой или умеренной солнечной активности. Для наиболее характерных диапазонов частот, участвующих в образовании ионосферы, получаются следующие суммарные потоки энергии:

X, К So, зрг/см сек Фо, фотоп/см-сек

- 911-f-165 2,5 Юю

- 16531 -0,7 - 3 10 <31 10-2 - Ю7

Таблица 8.2

Потоки непрерывного излучения Солнца А в ультрафиолетовой и рентгеновской областях за пределами атмосферы [408-412J

5, А

Поток фотонов

см~- сек~

о, эрг!сжСек

эрг/см -сек

Поток фотонов Ф , см- сек-

эрг/суи-сек

эрг!см-сек

2625-2525-2275-2025-1775-1525-

1325-1275-1220-1200-1180-1130-1090-1040-

1027-990-950-920

911-

890-860-840-810-

796-780-760-732-700-665-

-2375 -2275 -2025 -1775 -1525 -1275

-1275 -1220 -1200 -1180 -ИЗО -1090 -1040 -1027

-990 -950 -920 -911

-890 -860 -840 -810 -796

-780 -760 -732 -700 -665 -630

11,8-10 26

0,69

2,5 0,97 1,07 1,25

4,00

0,75 0,73 0,66 0,53 0,68 0,54

0,18

0,41

0,121

0,092

0,100

0,079

0,078

0,013

0,049 0,021 0,022 0,028

0,089 0,096 0,047 0,048 0,017

0,019 0,019 0,018 0,015 0,020 0,017

2370 1790 1135 213 30 2-15

0,27

630-600-580-540-510-500-480-

460-435-400-

370-340-310-

280-240-

-600 -580 -540 -510 -500 -480 -460

-435 -400 -370

-340 -310 -280

-240 -205

205-165

0,31

0,153

165-138-103-83-62-41-

31-22,8-15-10-

-138

-103

-22,8 -15 -10 -5 -3 1

1,2-108 0,40 1,41 0,48 1,04 .0,77 0,70

0,49 0,99 0,56

1,31 1,19 1,25

1,65 1,57

7,0 -Ю

5-10 3

-5-106 С1,5-10б <Г 2 -103 <102

0,039 0,013 0,050 0,018 0,041 -0,030 0,030

0,022 0,047 0,029

0,070 -0,074 -0,085

0,126 0,140

0,092 0,099 0,149 0,137 0,135 0,083

0,004 0,003 -0,001 <0,001 <-10-б <-10-?

0,34

0,098

0,58

0,29 0,78

0,70

0,01

Линия L (1215,7 А) (1025,7 А) О V (629,7 А) Не I (584,3 А) Не П (303,8 А)

Ф, фотоп/см--сек

Наиболее иптепсивньте эмиссионные линии Солнца, особенно линия L, играют заметную роль в ионизации верхней атмосферы. Их потоки соответственно равпы:

SJ, аре/см-сек ~4 ~ 0,04

- 0,06

- 0,05

- 0,25

2,7 -2,3 =:1,8 =:1,6 -3,8

10U 10

10 10

Данные о другой величине, от которой зависит продукция электронов / и а именно об эффективных сечениях поглогдения и фотоионизации о. основных компонент ионосферы в отдельных частях ультрафиолетового и рентгеновского диапазонов частот сведены в табл. 8.4.

Величина c; характеризует полное поглощение излучения, идущее на возбуждение частиц и их ионизацию, диссоциацию молекул, резонансные переходы и другие процессы. Сечение характеризует долю излучения, идущего только па фотоионизацию частиц. Сечения о представляют собой весьма чувствительные функции частоты и быстро изменяются в пределах узких интервалов спектра.

Таблица 8.3

Потоки излучения Sj спектральных линий Солнца, измеренные в различные периоды, используемые в расчетах

Общий ход сечений ионизации молекулярного азота и кислорода, приведенный в одной из последних работ [424], показан на рис. 8.5.

Пределы, в которых изменяется а в различных участках частот, как это видно из табл. 8.4, в ряде случаев весьма велики; объясняется это зависимостью о от температуры, избирательностью поглощения на некоторых частотах и, в частности, трудностью теоретических расчетов и ненадежностью результатов измерений в некоторых участках спектра.

В общем сечение фотоионизации имеет наибольшие значения в диапазоне

длин волн X 200-800 А, в котором в среднем яь (13)-10 см.

При X ~ 50-100 А сечение уменьшается примерно в 10-100 раз, т. е. (0,2-1)-10 ** см, а в рентгеновском диапазоне частот при X < 50 А