![](/user_photo/_userpic.png)
книги из ГПНТБ / Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник
.pdfТаким образом, радиоволны с / > 48 Мгц никогда не отражаются от ионосферы, а с / < 16 Мгц отражаются от нее при отсутствии ионосферных возмущений.
Рассмотрим кратко отдельные характеристики ионосферных слоев.
Сл о й D существует только днем, что обусловлено большой величиной коэффициента рекомбинации ионов и электронов на высоте этого слоя. Считают, что образуется он в верхней части
врезультате ионизации молекул N0 коротковолновой радиацией,
ав нижней части — ионизацией молекул 0 2 и N2 первичными космическими лучами. Значительное увеличение ионизации слоя D происходит после мощных солнечных вспышек, когда резко
усиливается интенсивность рентгеновского излучения. Этот слой отражает длинные радиоволны и является основной поглощаю щей областью средних и коротких волн.
Слой Е существует круглосуточно и возникает в результате
ионизации 0 2, N2 и О |
ультрафиолетовой |
и рентгеновской |
ра- |
||
|
О |
|
|
|
|
диацией с X от 100 до 30 А. Для этого слоя характерно сохране |
|||||
ние постоянства свойств во времени. Он |
отражает |
идущие |
от |
||
Земли средние радиоволны, в некоторых случаях |
и короткие |
||||
волны. |
|
|
|
|
|
На высоте слоя Е иногда, особенно при повышенной солнеч |
|||||
ной активности, появляется спорадический слой |
Es |
в виде |
от |
||
дельных облаков с |
повышенной электронной |
концентрацией, |
которые могут перемещаться со скоростью 150—250 км/ч. Слой Е s обычно существует несколько часов. В некоторых случаях
он может отражать даже радиоволны ультракороткого диапа зона, что приводит к возможности приема дальних телевизион ных станций.
О б л а с т ь F характеризуется основным максимумом элек тронной концентрации в ионосфере и отражает короткие радио волны. Существует она в основном за счет ионизации атомного кислорода. В пределах 45° от подсолнечной точки (лето, день) эта область разделяется на два слоя: FI и F2.
Сл о й FI по своим свойствам похож на слой Е. Максимум ионизации в нем наблюдается ровно в полдень.
Сл о й F2 отличается значительными особенностями. Высота его максимума и электронная концентрация подвержены значи тельным колебаниям. Считают, что большую роль в изменении свойств этого слоя играют процессы нагревания атмосферы, вы зывающие расширение ионизированного слоя и понижение элек
тронной концентрации.
На распределение электронов и ионов в слое F влияет также диффузия. Положение максимума слоя F2 днем определяется уровнем фотохимического равновесия, а ночью — равновесием между нейтрализацией и диффузией.
191
Ионизация в слое F2 вызывается как коротковолновым, так и корпускулярным излучением Солнца, на траекторию частиц ко торого влияет геомагнитное поле.
Выше максимума слоя F2 расположена внешняя ионосфера, которая стала доступна для прямых исследований только в ре зультате применения геофизических ракет и ИСЗ.
В этой области ионосферы пока не обнаружено никаких мак симумов, электронная концентрация монотонно убывает с высо той. На структуру внешней ионосферы существенное влияние оказывает магнитное поле Земли. В связи с этим в данной обла сти ионосферы вместо широтной симметрии наблюдается сим метрия относительного магнитного экватора, а линии равной электронной концентрации вытягиваются вдоль магнитных сило вых линий (М. Г. Крошкин, 1969).
§ 6. ПРОСТРАНСТВЕННО-ВРЕМЕННЫЕ ИЗМЕНЕНИЯ ХАРАКТЕРИСТИК ИОНОСФЕРЫ
Электронная концентрация, действующие высоты и критиче ские частоты ионосферных слоев претерпевают значительные ко лебания в зависимости от времени суток, сезона года, широты места и солнечной активности.
Суточные изменения. Суточный ход критических частот, а сле довательно, и максимума концентрации электронов слоев Е и FI примерно следует за изменением высоты Солнца. Максимальное значение критическая частота имеет в полдень (рис. 9.8). Кривые же суточного хода для слоя F2 имеют два ярко выраженных ти па: летний и зимний. Зимой имеет место высокий максимум кри тической частоты, несколько запаздывающий относительно по лудня, и глубокий минимум в предрассветные часы. Летняя кривая суточного хода более сглажена. Она имеет два не резко выраженных максимума — в предполуденные и предвечерние часы, но более низких, чем зимний максимум.
Действующие высоты слоя /Л летом и слоя F2 зимой имеют заметный минимум в полдень. На рис. 9.9 изображено ориенти ровочное распределение концентрации электронов по высоте для дня и ночи.
Сезонный ход. Критические частоты слоев Е и /Л в летние ме сяцы больше, чем зимой и осенью. Критическая же частота слоя F2 в течение года имеет два максимальных значения — в начале и в конце зимы.
На рис. 9.10 показано усредненное распределение концентра ции электронов по высоте летом и зимой. В зимнее время в слое F2 максимальная концентрация электронов больше и распола гается ниже, чем летом.
Широтный ход. Изменения критических частот слоев Е и /Л по широте следуют за изменением высоты Солнца.
192
По экспериментальным данным, критическая частота слоя F2 наиболее просто связана с магнитным наклонением. В области магнитного экватора f Kp слоя F2 имеет минимум. С возрастани ем магнитного наклонения к северу и югу / кр слоя F2 возрастает и при магнитном наклонении 28—38° достигает максимума. При дальнейшем возрастании магнитного наклонения / яр слоя F2 уменьшается.
Часы
Рис. 9.8. Суточный ход критических частот и дей ствующих высот
Влияние солнечной активности. В течение 11-летнего цикла солнечной активности установлена прямая корреляционная связь между среднегодовым относительным числом солнечных пятен и величиной концентрации электронов в ионосфере.
Существует ярко выраженная реакция области F на измене ние солнечной активности ото дня ко дню. При повышении ин тенсивности солнечного радиоизлучения на X= 10,7 см высота максимума слоя F2 возрастает, а сам максимум становится бо лее пологим. Этот эффект в ионосфере связан с вариациями плотности нейтральной атмосферы в области F.
13 за к . 5025 |
193 |
Под воздействием нерегулярных изменений солнечной актив ности происходят ионосферные возмущения, которые приводят
Рис. 9.9. Ориентировочное распределение концентрации электронов в ионосфере для дня и ночи
к значительным изменениям параметров ионосферы и наруше ниям радиосвязи на коротких волнах.
Рис. 9.10. Усредненное распределение концентра ции электронов по высоте:
а) лето; б) зима
§ 7. И О Н О СФ ЕРН Ы Е ВО ЗМ УЩ ЕН И Я
Изменения состояния ионосферы управляются деятельностью Солнца. Под воздействием процессов на Солнце возникают ионо сферные возмущения, которые могут охватывать отдельные ионо сферные слои или всю ионосферу в целом.
194
Ионосферные возмущения в нижней ионосфере (слои D и Е)
приводят к поглощению радиоволн |
коротковолнового |
диапазо |
|
на и прекращению связи на них. |
|
|
|
Различают три типа аномального поглощения радиоволн: |
|||
1. В н е з а п н о е и о н о с ф е р н о е |
в о з м у щ е н и е |
(SID — |
|
sudden ionospheric disturbance) |
— неожиданное прекращение ра |
||
диосвязи в коротковолновом |
диапазоне на всем освещенном |
полушарии Земли продолжительностью от нескольких минут до 1 ч. Такой эффект вызван увеличением ионизации в слое D (иногда в слое Е) в результате возрастания интенсивности ко ротковолнового излучения во время солнечной вспышки. Начало поглощения радиоволн совпадает по времени с началом вспыш ки. При таких ионосферных возмущениях улучшается связь на
длинных волнах и внезапно усиливаются |
атмосферики (10— |
15 кгц). |
|
2. П о г л о щ е н и е т и п а п о л я р н ы х |
с и я н и й (ППС) — |
поглощение радиоволн, связанное с активными полярными сия ниями и магнитными возмущениями. Оно наблюдается в основ ном ночью и может продолжаться несколько часов. Причина воз никновения поглощения — увеличение частоты столкновения электронов в верхней части слоя D (нижней части слоя Е) из-за увеличения концентрации электронов или увеличения электрон ной температуры.
3. П о |
г л о щ е н и е |
в п о л я р н о й |
ш а п к е — ППШ (РСА — |
polar cap |
absorption) |
— поглощение |
радиоволн в приполюсных |
областях через несколько часов после начала интенсивной сол нечной вспышки продолжительностью до 2—3 дней и более. ППШ наблюдаются на широтах выше зоны полярных сияний од новременно в обоих полушарийх. Но моменты начала, интенсив ности и продолжительности ППШ могут существенно отличаться из-за различных условий освещенности. Величина поглощения днем гораздо больше, чем ночью.
Основной причиной ППШ является увеличение ионизации в нижней части ионосферы (слой D), обусловленное потоком энер гичных протонов — солнечных космических лучей.
Количество ППШ хорошо коррелирует с частотой появления интенсивных солнечных вспышек. Максимальное число случаев ППШ наблюдается в период осеннего равноденствия, минималь ное — перед весенним равноденствием, суточный максимум на блюдается около полуночи.
Рассмотренные выше ионосферные возмущения обусловливают сложную структуру слоя D и ее большую временную изменчи вость. На рис. 9.11 показаны профили электронной концентрации при различных типах аномальных поглощений. Кривые на рисун ке обозначают: 1 — спокойное Солнце; 2 — слабое поглощение в зоне полярных сияний; 3 — внезапное ионосферное возмуще
13* |
195 |
ние; 4 — сильное поглощение в золе полярных сияний; 5 — по глощение в полярной шашке.
Ионосферные возмущения происходят и в области F ионо сферы.
При прохождении больших групп солнечных пятен через цент ральный иеридиан Солнца усиливается воздействие солнечного корпускулярного излучения на атмосферу Земли, т. е. происходят ее ионизация и нагревание. Расширение ионосферы в результате нагревания приводит к уменьшению электронной концентрации в слое F2. При преобладании процесса ионизации электронная плотность возрастает, а в соответствии с изменениями электрон ной концентрации изменяется и критическая частота слоя F2.
Различают три типа ионосферных возмущений в слое F2:
1. |
О т р и ц а т е л ь н о е |
в о з м у щ е н и е — в течение всего |
|
возмущения наблюдается |
значительное |
понижение / кр слоя F2. |
|
2 . |
Д в у х ф а з н о е в о з м у щ е н и е |
— в начале возмущения |
в течение нескольких часов происходит повышение f Kp слоя F2, а затем наступает значительное ее понижение (Дf KP— 40-е80%), которое продолжается не сколько суток; возмуще ние второго типа отли чается от возмущения
|
|
первого типа лишь на |
||||
|
|
чальной фазой. |
|
|
|
|
|
|
3. |
П о л о ж и т е л ь н о е |
|||
|
|
в о з м у щ е н и е |
— в тече |
|||
|
|
ние нескольких суток про |
||||
|
|
исходит |
увеличение |
f Kp |
||
|
|
слоя F2; наибольшее уве |
||||
|
|
личение |
критической ча |
|||
|
|
стоты происходит в при |
||||
|
|
полярных областях и по |
||||
Рис. 9.11. Профили электронной концентра |
степенно уменьшается |
к |
||||
ции в слое D при ионосферных возмуще |
низким широтам. |
возму |
||||
ниях: |
|
Ионосферные |
||||
/ — спокойное Солнце; 2 — слабое погло |
щения в слое F2 раньше |
|||||
щение в зоне полярных сияний; |
3 — вне |
наблюдаются |
в |
высоких |
||
запное ионосферное возмущение; 4 — силь |
||||||
ное поглощение в зоне полярных |
сияний; |
широтах, а затем уже в |
||||
5 — поглощение в полярной шапке |
умеренных и низких. Они, |
|||||
|
|
как правило, |
сопровож |
даются возмущениями в магнитном поле Земли.
Наиболее интенсивные ионосферные возмущения называют
ионосферными или ионосферно-магнитными бурями. Начало и тип ионосферного возмущения определяются местным солнечным временем начала главной фазы магнитной бури.
Ионосферные бури сопровождаются ухудшением или полным
1 %
нарушением радиосвязи на коротких волнах, продолжающимся от нескольких часов до двух суток.
При повышенной солнечной активности спорадический слой Es постоянно существует в ионосфере. Во время ионосферных
возмущений электронная концентрация в слое значительно уве личивается.
Работы советских исследователей последних лет показали, что кроме Солнца прямое влияние на состояние ионосферы оказы вают землетрясения и извержения вулканов. Причиной возмуще ний в ионосфере в этом случае является акустическая волна, ко торая в верхней атмосфере распространяется почти параллельно земной поверхности и может обогнуть земной шар. Такая волна изменяет структуру ионосферы, образуя очаги повышенной и по ниженной электронной концентрации.
Для обеспечения регулярной радиосвязи на земном шаре крайне важно прогнозировать ионосферные возмущения. Однако успешность таких прогнозов в значительной степени зависит от 1 качества прогнозов солнечной активности и в первую очередь от
прогноза солнечных вспышек.
ГЛАВА X
МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ЗЕМЛИ
Земля, а также некоторые другие небесные тела, имеют соб ственные магнитные поля. Магнитные поля имеются у Солнца (см. гл. I), Юпитера, Сатурна и у некоторых звезд, а также в межпланетном пространстве. Непосредственные измерения с по мощью космических ракет показали, что Луна, Марс и Венера интенсивных полей не имеют.
О существовании магнитного поля Земли человек знал с дав них времен. Но лишь только после того, как в конце XV в. в Ев ропе стали известны факты об отклонении магнитной стрелки от географического меридиана и изменении величины этого откло нения от места к месту, начали производиться измерения элемен тов магнитного поля Земли, которые послужили началом раз вития одного из разделов геофизики, называемого земным маг нетизмом.
До недавнего времени учение о земном магнетизме базиро валось на наблюдениях у земной поверхности и на сравнительно небольших высотах в атмосфере. Применение для его непосред ственных измерений геофизических и космических ракет, ИСЗ впервые позволило исследовать магнитные поля в отдельных ок рестностях Земли. Было положено начало науке о космическом магнетизме, которая в настоящее время стремительно разви вается.
По мере развития учения о земном магнетизме возрастало его практическое применение. Явления земного магнетизма все шире используются в различных областях науки и техники, в том числе в геологоразведке, в морской, воздушной навигации, при изуче нии геофизических процессов в верхней атмосфере.
Геомагнитное поле играет очень большую роль в физических процессах, происходящих в верхней атмосфере и ближнем кос мосе.
198
С магнитным полем Земли непосредственно связаны такие геофизические явления, как полярные сияния, магнитные бури, ионосферные возмущения и радиационный пояс Земли.
§ 1. ЭЛ ЕМ ЕН Т Ы М АГНИ ТН ОГО ПОЛЯ ЗЕМ Л И И ИХ Р А С П Р ЕД ЕЛ ЕН И Е
Состояние магнитного поля Земли в любой точке простран ства характеризуется вектором напряженности магнитного поля
СОДля изучения распределения магнитного поля и его измене
ния во времени по земной поверхности и в пространстве вектор/7 разлагают на его составляющие в прямоугольной системе коор динат, начало координат которой помещают в точке наблюдения (рис. 10.1). Ось х направлена по географическому меридиану на север, ось у — по параллели на восток, ось z — по вертикали вниз (в надир). Вектор напряженности магнитного поля, его со ставляющие и углы между ними называют элементами магнит ного поля Земли.
К ним относятся:
F — полная напряженность магнитного поля;
Я— горизонтальная состав ляющая напряженно сти магнитного поля
(проекция вектора F на плоскость XOY)\
Z — вертикальная составля ющая напряженности магнитного поля (поло
жительная |
величина |
при направлении вниз); |
|
X — северная |
составляю |
щая Я; |
составляю |
У — восточная |
|
щая Я; |
|
D — магнитное склонение —
угол между |
географи |
|
||
ческим |
и |
магнитным |
|
|
Меридианами (положи |
|
|||
телен |
при |
восточном |
|
|
склонении); |
|
Рис. 10.1. Элементы магнитного поля |
||
/ — магнитное |
наклоне |
|||
Земли |
ние — угол между век
тором F и горизонтальной плоскостью XOY (положите лен в направлении надира).
199
Между элементами магнитного поля имеют место следующие соотношения:
F = У Н 2 + z2 = |
У Х 2 + Y 2 + Z2 = Я sec / , |
Х — Н cos О , |
|
К = //sin D , |
^ ^ |
Z — Н \% 1, |
|
К |
|
tgD = T . |
|
Для того чтобы определить вектор /\ можно взять любую комбинацию трех независимых элементов магнитного поля, на пример
H ,I,D ; tf,Z,D ; *, У, Z.
На практике принято проводить измерения Н, Z я D, которые и принимаются за основные характеристики магнитного поля Зем ли. F, Н, X, У, Z измеряются в эрстедах (э) или в гауссах (гс).
Вфизике принято напряженность магнитного поля измерять
вэрстедах, а магнитную индукцию — в гауссах. Но поскольку магнитная проницаемость воздуха равна единице, то разницы
между величинами напряженности магнитного поля и магнитной индукции в атмосфере нет. В работах по геомагнетизму в честь Гаусса, который много сделал для его исследования, напряжен ность магнитного поля Земли также часто выражают в гауссах.
Для изучения временных вариаций магнитных элементов и магнитного поля в космическом пространстве используют мень шую единицу — гамму (т):
1у = 10~5 гс (э). |
(1.2) |
Магнитное склонение (D) и магнитное наклонение (/) |
измеряют |
ся в угловых градусах и минутах.
Для наблюдения вариаций элементов магнитного поля Зем ли служат специальные самопишущие приборы (магнитографы), регистрирующие величины Н, Z, D.
На земном шаре существует сеть магнитных обсерваторий, которые непрерывно ведут наблюдения за геомагнитным полем. Кроме того, для получения данных о распределении магнитного поля по земной поверхности периодически производят магнитные съемки с использованием наземных, морских и воздушных средств, а в последнее время и космических средств.
Для представления результатов магнитной съемки строят маг нитные карты, на которые наносят изолинии элементов магнит ного поля. Изолинии магнитного склонения называются изогона
200