8 ц в

Москва

/2 8

Январь

О цо 80 по 160 гоо

Ц. в 12 16 ZD ZU Местное бремя

Рис. 16.7. Различные виды зависимости критических частот от числа солнечных питон Rw f

Рис. 16.8. Широтлое распределение раз..1ичных видов зависимостей критических частот /pi*2 от числа солнечных пятен для восточного полушария [506, 523]

Распределение этих зон приближенно показано на рис. 16.8. Для раз.пичных областей ионосферы используются часто следующие зависимости критических частот от числе Вольфа Для области Е

(16.3)

где 0,001-0,002. Для области F1

где а0,01.

Для области F2

где 20,0050,01.

Индекс нуль в (16, 3)-(16. 5) ука.чывает, что значения Д соответствуют эпохе минимальной солнечной активности (ЛуО).

(16.4)

(16.5)

Интересно указать, что н течение суток коэффициенты я, в соотношениях (16. 3)-(16. 5) изменяются. Так, для ночного времени для области Е в полночь получено

iV £ 1,62 - 103(1 4- 0,0098)/?w, (16. 6)

а в периоды восхода и захода Солнца [492]

NE 1,35 105 (1 + 0,08 cos xwf-

(16.7)

Таблица 16.2

ЗначеШ1н коэффшц1ентов Ю- в уралттспии (16. о), устанавливаюидие связь между критическими частотами области /cF2 {t) и уровнем с4 лнсчной активности

В таб.1. 16.2 приводятся значения коэффициентов а,.,(1) д.:гя области 2

для различного времени суток и различных пунктов наб.шдений [269].

РТз таблицы видно, как пестро распределены значения коэффициентов а,., (t) во времени и по координатам; какой-либо ясной закономерности нет.

В заключение целесообразно отметить, что установлентдс эмпирические зависимости между различными параметрами иопосферы и индексами солнечной активности в ряде случаев вполне пригодны для различных расчетов. Однако природа этих связей пока еще изучена недостаточно полно и глубоко. [1озтому еще не найдены адекватные физике явлений соотношения, онисываю-ш,ие циклический ход состояния ионосферы. Природа этих явлений и соответствующие связи весьма многообразны и сложны; ожидать здесь простых зависимостей вряд ли возможно.

§ 17. ИССЛЕДОВАНИЕ И0Н0С€1>ЕРЫ ВО ВРЕМЯ СОЛНЕЧНЫХ

ЗАТМЕНИЙ

Наблюдения за ионосферой во время солнечных затмений позволяют определять различные параметры ионосферы. Так, в опытах во время солнечных затмений впервые решался вопрос об источниках ионизации различных ее областей. Долгое время результаты опытов во время солнечных затмений были также единствепным достоверным источником информации о скоростях различных реакций баланса ее ионизации.

R первые годы после экспериментального обнаружения ионосферы предполагалось, что область Е ионизуется в основном корпускулярным излучением Солнца, а более высокие части ионосферы - у.льтрафиолетовым. Л поскольку затмение корпускулярного потока должно опережать затмение умгьтрафиолетового излучения, то в таком эксперименте искали ответ

на вопрос о роли этих излучений в ионизации ионосферы. Поскольку время опережения зависит от скорости частиц потока, то в принципе та1сим путем можно было бы исследовать спектр скоростей корпускулярного потока. Но наблюдения во время солнечных затмений, хотя и подтвердили общий вывод об основной роли волнового излучения в образовании ионосферы, не принесли все же убедительного доказательства, что регулярная ионизация происходит за счет корпускул. В отде-пьных опытах, правда, наблюдались эффекты, приписываемые воздействию корпускулярных потоков, и впервые было показано, что их скорости порядка 500-600 кмкек., а не 1600 км1сек, как предполагалось в то время [112].

Солнечные затмения часто испо,яьзуются и теперь для изучения характера воздействия Солнца на ионосферу, причем имеется в виду, что эти опыты весьма удобны для детального изучения ряда ее параметров и получения ответов, например, на следующие вопросы.

1) Анализ хода электронной концентрации во время солнечного затме-* ния позволяет выявить по отдельности роль в ионизации атмосферы равномерного излучения солнечного диска в целом и излучения локальных его образований. Таким путем в ряде опытов получено указание па активность отдельных групп пятен, протуберанцев и ярких водородных флоккул и отсутствие какого-либо влияния некоторых образований на Солнце, по внешним признакам не отличающихся от ионосферно-активных очагов [113, 114].

2) Получена возмоисность исследовать характер и меру влияния излучения внешних областей Солнца. По различным данным получается, что около 80-90% потока ионосферно-активпого излучения исходит от видимого диска Солнца, а 10-20% - от внешних ее областей.

3) Представляется возможным более точно определять значение потока ионизующего излучения и его распределение по высоте из анализа N {t) характеристик ионосферы при 2=consl.

Другая группа вопросов относится к изучению микропроцессов в ионосфере. Весьма удобным для этого средством является обработка результатов измерений с помощью уравнения баланса ионизации, особенно {t) характеристик при z-const, поскольку ослабление и повторное усиление интенсивности источника ионизации во время затмения (о2 час) происходит закономерно, почти при неизменном состоянии ионосферы. Кроме того, на короткий отрезок времени (~2-5 мин) источник полностью выключается (полная фаза затмения), что дает дополнительные возможности для ряда заключений. При этом времена релаксации различных процессов, обусловливающих нейтрализацию электронов в ионосфере, малы по сравнению с временем затмения в нижней ее части, где < t однако ностепеино они становятся соизмеримы, а затем и больше на высотах ~400 км. Поэтому характер протекания ионосферного затмения должен изменяться с высотой. В результате дюжно получить ответы на следующие вопросы:

1) Каков характер и как изменяется с высотой процесс нейтрализации электронов, т. е. описывается ли баланс ионизации, например, уравнением рекомбинационного типа с помощью члена о- или ч.чона , когда нейтрализация электронов происходит за счет процессов типа прилипания? Наблюдения во время солнечных затмений, по-видимому, впервые подтвердили полученные ранее заключения [981, что до высоты -170-200 км (область Fi) потеря э.тгектронов пропорциональна N, а выше - пропорцио- нальна N.

2) Таким путем определяются наиболее точно значения самих коэффициентов а, и (Зр- (X), если известны плотности п частиц А, участвующих в соответствующей реакции. Следует отметить, что во время затмений было, например, в ряде случаев обнаружено возрастание эффективного коэффициента рекомбинации аЬ в период полной фазы примерно в 10 раз, т. е. а. (£)г10~, а не (£)? 10 ®. Сама возможность исследования временного