3 ,

x X-

200 -ф

:>0ооо -х-

X- -x X

-хо-

ХЖЗх x

-ХО-X

2 3 и S 6 1

а10,смУсек

Рис. 17.9. Зависимость эффектиптюго коэффициента рекомбинации - ( ) и коффнциента нейтрализации электронов р 10-* сек (б) от высоты по данным наблюдений во время солнечных затмений

15.30

16.00 Время

16.30

17DD 1500

15.3D

16 00 Время

Рис. 17.10. Ход электронной концентрации максимумов Е и F\ во премя солнечного затмения

<г - экспериментальные itpnEbie; b - теоретические кривые, рассчитанные длл равномерного излучения диска Солнца; с - теоретические кривые, рассчитанные с учетом локальных источников излучения

часто вообще не изменяется сколько-нибудь значительно. Это можно объяснить следующим образом. Поскольку длительность затмения - порядка 2 час, то его влияние должно заметно сказываться лишь при условии, если время нейтрализации электронов (время релаксации to) мало по сравнению со временем t. Это условие хорошо соблюдается на высотах Е и Fi, где

0 = 2

В области F2 известные значения коэффициента нейтрализации электронов и ац (см. [98] и рис. 17.9) дают для z iss: 250-f-400 км

11-20 час,

(17. 15)

откуда видно, что время соизмеримо, а в ряде случаев больше периода затмения о- Нряду с этим известную роль здесь играет также вертикальный дрейф электронов, услончняющий временной ход электронной концентрации в период уатмепия.

Более детальный анализ результатов наблюдений действительно показывает, что солпечпое затмепеиие значительно изменяет состояние нижней части областей F2, где xt, и его влияние, постепенно уменьшаясь с высотой, часто полностью исчезает на высоте максимума NF2 (рис. 17.7 и 17.8).

Обработка результатов ряда измерений во время затмений позволила наиболее точно определить коэффициенты о и на различных высотах (117 ]. Некоторые данные приведены на рис. 17.9. Анализ высотной зависимости % но суточным характеристикам N (/) [981 дает близкие к ним дашше (кружки на рис. 17.9, б).

Исследования во время затмений [1131 также позволили установить, что ход электронной концентрации хорошо совпадает с ожидаемым теоретически, если учитывается влияние отдельных локальных областей па диске Солнца (рис. 17.10) [116, 1191. Кроме того, согласно некоторым работам, при учете вертикального дрейфа электронов в области F2 [115] лучше истолковываются экспериментальные данные во время затмений.

§ 18. МЕТЕОРЫ И ИХ ВЛИЯНИЕ НА ИОНИЗАЦИЮ ОБЛАСТИ Е

С давних пор в литературе имелись указания о том, что на степень ионизации ионосферы, возможно, влияют метеоры.

На возможность появления вспышек ионизации в результате прохождения метеоров указывали, например, кратковременные мелькающие отражения от ионосферы длительностью от долей секунды до нескольких секунд и более. Исследования этих кратковременных отражений (рис. 18.1) показали, что наиболее часто они длятся -1 сек, действующая высота их порядка 100- 130 км совпадает с высотой визуально наблюдаемых метеоров. Однако важно было выяснить, осуществляется ли переход от этих кратковременных эхо к устойчивому во времени увеличению электронной концентрации в области Е.

Еще до появления исследований всльштек ионизации с помощью ультракоротковолновой радиолокационной техники, ставшей весьма эффективным методом исследований метеоров, имелись указания на то, что в периоды сильных метеорных ливней наблюдается рост электронной концентрации в области Для более уверенных заключений необходимо было выяснить, во-первых, являются ли эти кратковременные отражения результатом вспышек ионизации, вызванных метеорами и, во-вторых, совпадает ли ход вспышек с ходом электронной концентрации ионосферы.

Путем сравнения частоты появления вспышек ионизации и визуально наблюдаемых метеоров было установлено, что не только в нериоды сильных метеорных ливней, но и обычный ночной ход частоты появления видимых метеоров, а также сезонный ход их совпадают с ходом вспышек ионизации [1351. Ряд исследований подобного типа подтвердил, таким образом, соответствие между количеством вспышек ионизации, наблюдаемых иа ультракоротких волнах, и активностью метеоров.

Второй вопрос, как показывают разные исследования, по-видимому, также решается положительно. Показано, что ход активности метеоров в общем хорошо совпадает с ходом интенсивности слоя £ ор и что метеоры не оказывают заметного влияния на F2. Результаты некоторых опытов [1361, подтверждающих это заключение, приводятся на рис. 18.2 и 18.3.

SO /ш 120 т 160

Дейстдутщад высота., км

ЮО 200 300 Ш 500 600 Дейстбующая высота, км

.5 Ю 15 20 25 30 35 40 Длительность зхо сек

Рис. 18.1. Раснроделсние высот кратковременных мелькающих отражений от иопосферы (я, б) и распределение их длительности (в)

Рж:.. 18.2. Сопоставление годового хода количества вспышек иони.чации с интенсивностью слоя £р ор

а - вызванных метеорами; b - orHOcwTejEbHOe количество времени наОлюдепип сиор %)

§ 100

Январь

Июнь

Декабрь

На рис. 18.2 видно, что годовой ход среднемесячных значений числа вспышек ионизации, измеренных на частоте 27 Мгц (кривая а), довольно хорошо совпадает с ходом относительного количества времени (в %), когда наблюдался £д ор на частоте 4 Мгц (кривая Ь).

На рис. 18.3 сопоставляется суточный ход количества вспышек ионизации (кривая а) с частотой появления отражений Е (кривая Ь) в период

прохождения сильного метеорного ливня 10 октября 1946 г. На этом же рисунке (кривая с) нанесен суточный ход числа вспышек ионизации на следующий день. Видно, что рост метеорной активности хорошо совнацает с ростом интенсивности £спор-

Следует указать, что как число вспышек ионизации, тах? и интенсивность Е,щ существенно зависят от частоты. Поэтому измерения на одной волне не дают еще полного представления о корреляции между ними, и лишь детальный анализ данных измерений па разных частотах позволяет получить более полное представление об этих эффектах.

Из приведенных кривых сезонного хода метеорной активности (см. рис. 18.2) и рис. 18.4, а также из суточного хода i? op можно заключить, что в периоды наибольшей интенсивтгости излучения Солнца воздействие