ИОНОСФЕ́РА

ИОНОСФЕ́РА (от ио­ны

и сфе­ра

 >>

), часть ат­мо­сфе­ры Зем­ли с вы­со­кой кон­цен­тра­цией (бо­лее 1–10 см^–3) сво­бод­ных элек­тро­нов и ио­нов, энер­гия ко­то­рых мень­ше 1–2 эВ. Элек­тро­ны, ио­ны и ней­траль­ные час­ти­цы И. об­ра­зу­ют ио­но­сфер­ную плаз­му с дос­та­точ­но вы­со­кой элек­трич. про­во­ди­мо­стью. Ниж­няя гра­ни­ца И. рас­по­ло­же­на на вы­со­те ок. 50–70 км над уров­нем мо­ря, верх­няя гра­ни­ца И. мо­жет дос­ти­гать не­сколь­ких де­сят­ков ты­сяч ки­ло­мет­ров. Толь­ко бла­го­да­ря И. воз­мож­на ра­дио­связь на боль­шие рас­стоя­ния че­рез ио­но­сфер­ный вол­но­вод

 >>

. Влия­ние И. на рас­про­стра­не­ние ра­дио­волн обу­слов­ле­но в осн. взаи­мо­дей­ст­ви­ем ра­дио­волн со сво­бод­ны­ми элек­тро­на­ми, кон­цен­тра­ция ко­то­рых в ио­но­сфер­ной плаз­ме оп­ре­де­ля­ет гра­ни­цы И. Так, ни­же 50 км в ат­мо­сфе­ре прак­ти­че­ски от­сут­ст­ву­ют сво­бод­ные элек­тро­ны, хо­тя со­дер­жа­ние ио­нов зна­чи­тель­но (см. Ио­ны в ат­мо­сфе­ре

 >>

).

Пер­вые пред­по­ло­же­ния о су­ще­ст­во­ва­нии на боль­ших вы­со­тах в ат­мо­сфе­ре про­во­дя­ще­го слоя вы­ска­зы­ва­лись в свя­зи с ис­сле­до­ва­ния­ми маг­нит­но­го по­ля Зем­ли и ат­мо­сфер­но­го элек­три­че­ст­ва (К. Га­усс

, 1839; У. Том­сон

 >>

, 1860; англ. учёный Б. Стю­арт, 1878). Имен­но на­ли­чи­ем та­ко­го слоя, от­ра­жаю­ще­го ра­дио­вол­ны, амер. ис­сле­до­ва­тель А. Кен­нел­ли и О. Хе­ви­сайд

 >>

поч­ти од­но­вре­мен­но (1902) объ­яс­ни­ли экс­пе­ри­мен­таль­но ус­та­нов­лен­ную воз­мож­ность пе­ре­да­чи ра­дио­сиг­на­лов на боль­шие рас­стоя­ния. В 1923 М. В. Шу­лей­кин

 >>

на ос­но­ве ана­ли­за дан­ных о рас­про­стра­не­нии ра­дио­волн при­шёл к вы­во­ду о су­ще­ст­во­ва­нии в ат­мо­сфе­ре не ме­нее двух та­ких сло­ёв. Од­на­ко толь­ко экс­пе­ри­мен­ты англ. ис­сле­до­ва­те­лей Г. Брей­та и М. Тью­ва, Э. Эп­лто­на

 >>

и М. Бар­нет­та, опуб­ли­ко­ван­ные поч­ти од­но­вре­мен­но в 1925, да­ли пря­мые до­ка­за­тель­ст­ва су­ще­ст­во­ва­ния ио­но­сфе­ры. Брейт и Тьюв при­ме­ня­ли ме­тод вер­ти­каль­но­го им­пульс­но­го зон­ди­ро­ва­ния (вы­со­ты от­ра­же­ния ра­дио­волн оп­ре­де­ля­лись по вре­ме­ни за­паз­ды­ва­ния от­ра­жён­ных сиг­на­лов от­но­си­тель­но сигналов, из­лу­чён­ных пе­ре­дат­чи­ком). Тер­мин «И.» пред­ло­жил англ. учё­ный Р. Ват­сон-Ватт в 1926. В том же го­ду Эпл­тон и Бар­нетт обос­но­ва­ли пред­по­ло­же­ние о том, что от­ра­же­ние ра­дио­волн от И. свя­за­но в осн. со сво­бод­ны­ми элек­тро­на­ми. В 1931 С. Чеп­мен

 >>

по­стро­ил тео­рию про­сто­го слоя, при­бли­жён­но опи­сы­ваю­щую свой­ст­ва И. Эти и др. ис­сле­до­ва­ния, вклю­чая ра­бо­ты сов. учё­ных М. А. Бонч-Бруе­ви­ча

 >>

, С. И. Крюч­ко­ва, А. Н. Щу­ки­на

 >>

, яви­лись фун­да­мен­том для даль­ней­ших ис­сле­до­ва­ний ио­но­сфе­ры.

Структура и состав ионосферы

По вы­со­те И. при­ня­то раз­де­лять на об­лас­ти (рис.): $D$ (ок. 50–90 км над уров­нем мо­ря), $E$ (ок. 90–150 км) и $F$. Об­ласть $F$ под­раз­де­ля­ют на об­лас­ти $F1$ (ок. 150–200 км) и $F2$ (ок. 200–1000 км). Вы­ше об­лас­ти $F2$ рас­по­ло­же­на т. н. про­то­но­сфе­ра. В ка­ж­дой из об­лас­тей $D\, – \,F2$ мо­жет быть вы­де­лен слой от­но­си­тель­но вы­со­кой кон­цен­тра­ции элек­тро­нов $n_e$: напр., т. н. слой $E$ внут­ри об­лас­ти $E$. Эти слои не­обя­за­тель­но ха­рак­те­ри­зу­ют­ся от­чёт­ли­вым мак­си­му­мом кон­цен­тра­ции, а слой $F1$ но­чью от­сут­ст­ву­ет. Наи­бо­лее вы­со­кая кон­цен­тра­ция элек­тро­нов в И. на­блю­да­ет­ся в мак­си­му­ме слоя $F2$, где $n_e$ по­ряд­ка 10⁵–10⁶ см^–3. Ино­гда слой $F2$ на­зы­ва­ют про­сто сло­ем $F$. Всю об­ласть И. вы­ше мак­си­му­ма слоя $F2$ на­зы­ва­ют внеш­ней И., где $n_e$ умень­ша­ет­ся с вы­со­той.

Об­лас­ти И. раз­ли­ча­ют­ся по ион­но­му со­ста­ву. Об­ласть $D$, кро­ме ио­нов $\ce{NO^+}$ и , со­дер­жит по­ло­жи­тель­ные кла­стер­ные ио­ны

 [$\ce{H^+(H_2O)_n,\, NO^+ (H_2O)_n,\, NO^+(CO_2)}$ и др.] и от­ри­ца­тель­ные ио­ны [$\ce{N,\, C,\, N(H_2O)}$ и др.]. Вы­ше об­лас­ти $D$ в И. пре­об­ла­дают од­но­крат­но за­ря­жен­ные по­ло­жи­тель­ные ио­ны и $n_e$ прак­ти­че­ски рав­на сум­мар­ной кон­цен­тра­ции ио­нов. В об­лас­тях $E$ и $F1$ пре­об­ла­да­ют ио­ны $\ce{NO^+}$ и . Кро­ме то­го, на вы­со­тах об­лас­ти $E$ час­то воз­ни­ка­ют не­ре­гу­ляр­ные уз­кие слои – т. н. спо­ра­ди­че­ские слои $Es$, в ко­то­рых пре­об­ла­да­ют ио­ны ме­тал­лов ме­те­ор­но­го про­ис­хо­ж­де­ния ($\ce{Fe^+,\, Mg^+,\, Na^+}$ и др.), а $n_e$ мо­жет пре­вы­шать фо­но­вый уро­вень на по­ря­док и бо­лее. В об­лас­ти $F2$ осн. ио­на­ми яв­ля­ют­ся $\ce{O^+}$, в про­то­но­сфе­ре – $\ce {H^+}$.

Ней­траль­ный со­став И. раз­ли­чен на раз­ных вы­со­тах. В об­лас­тях $D$, $E$ и $F1$ пре­об­ла­да­ют мо­ле­ку­лы $\ce{N_2}$ и $\ce{O_2}$, в об­лас­ти $F2$ – ато­мы $\ce{O}$, вы­ше этой об­лас­ти – ато­мы $\ce{He}$ и $\ce{H}$. Ни­же при­мер­но 1000 км сум­мар­ная кон­цен­тра­ция ней­траль­ных час­тиц на­мно­го боль­ше $n_e$ и ио­но­сфер­ная плаз­ма яв­ля­ет­ся сла­бо­ио­ни­зо­ван­ной. Темп-ры элек­тро­нов и ио­нов уве­ли­чи­ва­ют­ся с вы­со­той: ес­ли ни­же 100–150 км они поч­ти не от­ли­ча­ют­ся от темп-ры ней­траль­ных час­тиц, со­став­ляю­щей 200–300 К, то в про­то­но­сфе­ре мо­гут дос­ти­гать 10⁴ К.

Образование ионосферы

В днев­ные ча­сы об­ра­зо­ва­ние И. свя­за­но в осн. с ио­ни­за­ци­ей ат­мо­сфе­ры сол­неч­ным ульт­ра­фио­ле­то­вым и рент­ге­нов­ским из­лу­че­ни­ем. Вно­сят вклад в ио­ни­за­цию так­же кос­мич. лу­чи. Ка­ж­дый тип ио­ни­зи­рую­ще­го из­лу­че­ния в за­ви­си­мо­сти от сво­ей про­ни­каю­щей спо­соб­но­сти ока­зы­ва­ет наи­боль­шее дей­ст­вие на ат­мо­сфе­ру в оп­ре­де­лён­ной об­лас­ти вы­сот. Так, в об­лас­ти $D$ из­лу­че­ние Солн­ца с дли­ной вол­ны $λ=$121,6 нм (ли­ния Лай­ман-аль­фа) ио­ни­зу­ет мо­ле­ку­лы $\ce{NO}$, при­сут­ст­вую­щие в ат­мо­сфе­ре в ма­лом ко­ли­че­ст­ве, а жё­ст­кое рент­ге­нов­ское из­лу­че­ние ($λ<$1 нм) и кос­мич. лу­чи ио­ни­зу­ют мо­ле­ку­лы $\ce{O_2}$ и $\ce{N_2}$_. Вы­ше об­лас­ти $D$ пре­об­ла­да­ет ио­ни­за­ция осн. со­став­ляю­щих ат­мо­сфе­ры сол­неч­ным УФ-из­лу­че­ни­ем. В об­лас­ти $E$ ио­ни­зу­ют­ся в осн. мо­ле­ку­лы $\ce{O_2}$, в об­лас­ти $F1$ – мо­ле­ку­лы $\ce{N_2}$, в об­лас­ти $F2$ – ато­мы $\ce{O}$. До­пол­нит. ис­точ­ни­ком ио­ни­за­ции ат­мо­сфе­ры на вы­со­тах об­лас­ти $E$ яв­ля­ет­ся мяг­кое рент­ге­нов­ское из­лу­че­ние ($λ=$1–10 нм).

Кон­цен­тра­ция за­ря­жен­ных час­тиц И. оп­ре­де­ля­ет­ся ба­лан­сом ме­ж­ду про­цес­са­ми ио­ни­за­ции, ре­ком­би­на­ции, диф­фу­зии и дрей­фа, от­но­си­тель­ный вклад ко­то­рых за­ви­сит от вы­со­ты, гео­гра­фич. ши­ро­ты, вре­ме­ни су­ток и др. ус­ло­вий. На сред­них ши­ро­тах днём в И. ни­же мак­си­му­ма слоя $F2$ ус­та­нав­ли­ва­ет­ся рав­но­ве­сие ме­ж­ду про­цес­са­ми ио­ни­за­ции и ре­ком­би­на­ции. На бо́льших вы­со­тах су­ще­ст­вен­ное влия­ние на кон­цен­тра­цию за­ря­жен­ных час­тиц ока­зы­ва­ет диф­фу­зия ио­но­сфер­ной плаз­мы. Об­ра­зо­ва­ние мак­си­му­ма слоя $F2$ обу­слов­ле­но кон­ку­рен­ци­ей ио­ни­за­ци­он­но-ре­ком­би­на­ци­он­ных про­цес­сов и диф­фу­зии. Су­ще­ст­во­ва­ние ио­но­сфер­ной плаз­мы в про­то­но­сфе­ре свя­за­но имен­но с диф­фу­зи­ей плаз­мы из об­лас­ти $F2$ вдоль гео­маг­нит­но­го по­ля. В ре­зуль­та­те этой диф­фу­зии на сред­них и низ­ких ши­ро­тах фор­ми­ру­ет­ся плаз­мо­сфе­ра – об­ласть про­то­но­сфе­ры, це­ли­ком за­пол­нен­ная ио­но­сфер­ной плаз­мой, в ко­то­рой $n_e$ по­ряд­ка 10²–10⁴ см^–3. В эк­ва­то­ри­аль­ной плос­ко­сти внеш­няя гра­ни­ца плаз­мо­сфе­ры, на­зы­вае­мая плаз­мо­пау­зой, обыч­но рас­по­ло­же­на на вы­со­тах 20–30 тыс. км. Вы­ше плаз­мо­пау­зы зна­че­ние $n_e$ на 1–2 по­ряд­ка мень­ше, чем в плаз­мо­сфе­ре.

В ноч­ные ча­сы, не­смот­ря на от­сут­ст­вие пря­мо­го ио­ни­зи­рую­ще­го из­лу­че­ния Солн­ца, кон­цен­тра­ция за­ря­жен­ных час­тиц в И. ос­та­ёт­ся зна­чи­тель­ной. На вы­со­тах об­лас­ти $F2$ вы­со­кие зна­че­ния $n_e$ обес­пе­чи­ва­ют­ся от­но­си­тель­но низ­кой ско­ро­стью ре­ком­би­на­ции, а так­же диф­фу­зи­ей плаз­мы из плаз­мо­сфе­ры. Важ­ным ноч­ным ис­точ­ни­ком ио­ни­за­ции ат­мо­сфе­ры слу­жит рас­се­ян­ное верх­ни­ми слоя­ми ат­мо­сфе­ры (т. н. гео­ко­ро­ной) сол­неч­ное УФ-из­лу­че­ние, в осн. в ли­ни­ях 58,4 нм, 102,6 нм и 121,6 нм. По этой при­чи­не слой $E$ су­ще­ст­ву­ет и но­чью.

При­ве­дён­ные вы­ше ха­рак­те­ри­сти­ки И. от­но­сят­ся пре­им. к сред­ним ши­ро­там. В вы­со­ких ши­ро­тах свой­ст­ва И. су­ще­ст­вен­но иные, что обу­слов­ле­но тес­ной свя­зью ме­ж­ду про­цес­са­ми в И. и маг­ни­то­сфе­ре

, напр. ио­ни­за­ци­ей ат­мо­сфе­ры по­то­ка­ми элек­тро­нов и ио­нов вы­со­ких энер­гий, вы­сы­паю­щих­ся из маг­ни­то­сфе­ры. Этот про­цесс наи­бо­лее ин­тен­си­вен в т. н. ав­ро­раль­ной об­лас­ти, ко­то­рая обыч­но ог­ра­ни­че­на ин­тер­ва­лом гео­маг­нит­ных ши­рот 67–80° и на­зы­ва­ет­ся так­же зо­ной по­ляр­ных сия­ний

 >>

. Эти по­то­ки час­тиц, как пра­ви­ло, не­ста­цио­нар­ны, по­это­му ха­рак­тер­ной осо­бен­но­стью И. ав­ро­раль­ной об­лас­ти яв­ля­ет­ся силь­ная из­мен­чи­вость $n_e$. Изу­че­ние по­ляр­ных сия­ний по­зво­ля­ет по­лу­чить ин­фор­ма­цию о свя­зан­ных с ни­ми про­цес­сах ио­ни­за­ции ат­мо­сфе­ры.

Об­ласть $E$ на­зы­ва­ют так­же ди­на­мо-об­ла­стью, по­сколь­ку в ней со­сре­до­то­че­ны го­ри­зон­таль­ные то­ки, от­вет­ст­вен­ные за ряд из­ме­не­ний гео­маг­нит­но­го по­ля (см. Зем­ной маг­не­тизм

). В ав­ро­раль­ной об­лас­ти го­ри­зон­таль­ные то­ки, то­ки вдоль гео­маг­нит­но­го по­ля и то­ки в маг­ни­то­сфе­ре об­ра­зу­ют замк­ну­тую элек­трич. цепь. В вы­со­ких ши­ро­тах круп­но­мас­штаб­ные элек­трич. по­ля в И. мак­си­маль­ны. Дрейф плаз­мы в этих по­лях при­водит к фор­ми­ро­ва­нию ря­да круп­но­мас­штаб­ных струк­тур слоя $F2$, ко­то­рые от­сут­ст­ву­ют на сред­них ши­ро­тах.

Па­ра­мет­ры ио­но­сфер­ной плаз­мы (кон­цен­тра­ция, темп-ра и др.) не­пре­рыв­но из­ме­ня­ют­ся. Раз­ли­ча­ют ре­гу­ляр­ные из­ме­не­ния па­ра­мет­ров И. и их воз­му­ще­ния. К ре­гу­ляр­ным от­но­сят сис­те­ма­тич. из­ме­не­ния па­ра­мет­ров И. над дан­ной точ­кой по­верх­но­сти Зем­ли, свя­зан­ные с из­ме­не­ни­ем вре­ме­ни су­ток, се­зо­на и сол­неч­ной ак­тив­но­сти; к воз­му­ще­ни­ям – силь­ные от­кло­не­ния па­ра­мет­ров И. от их ре­гу­ляр­ных зна­че­ний.

Ионосферные возмущения

Вспы­шеч­ные про­цес­сы на Солн­це со­про­во­ж­да­ют­ся рез­ким уве­ли­че­ни­ем по­то­ка рент­ге­нов­ско­го из­лу­че­ния и/или сол­неч­ных кос­мич. лу­чей (в осн. про­то­нов с энер­гия­ми св. 10 МэВ), что, в свою оче­редь, мо­жет вы­зы­вать уве­ли­че­ние $n_e$ в об­лас­ти $D$ на 1–2 по­ряд­ка. Со­дер­жа­ние элек­тро­нов в об­лас­ти $D$ влия­ет на по­гло­ще­ние ко­рот­ких ра­дио­волн, по­это­му уве­ли­че­ние $n_e$ при­во­дит к рос­ту по­гло­ще­ния, вплоть до пол­но­го пре­кра­ще­ния ко­рот­ко­вол­но­вой ра­дио­свя­зи. Вы­ше об­лас­ти $D$ вспы­шеч­ные про­цес­сы вы­зы­ва­ют ме­нее зна­чи­тель­ный рост $n_e$: до 1,5–2 раз в об­лас­ти $E$ и на 15–30% в об­лас­тях $F1$ и $F2$.

Наи­бо­лее силь­ные из­ме­не­ния $n_e$ на вы­со­тах об­лас­тей $E$, $F1$ и $F2$ на­блю­да­ют­ся в пе­рио­ды маг­нит­ных бурь, обу­слов­лен­ных взаи­мо­дей­ст­ви­ем маг­ни­то­сфе­ры Зем­ли с плот­ны­ми вы­со­ко­ско­ро­ст­ны­ми об­ла­ка­ми плаз­мы сол­неч­но­го вет­ра, ко­то­рые воз­ни­ка­ют при т. н. ко­ро­наль­ных вы­бро­сах масс на Солн­це. В эти пе­рио­ды ав­ро­раль­ная об­ласть рас­ши­ря­ет­ся, в ре­зуль­та­те че­го при осо­бо ин­тен­сив­ных бу­рях по­ляр­ные сия­ния мо­гут на­блю­дать­ся да­же на ши­ро­те Мо­ск­вы. По­то­ки час­тиц вы­со­ких энер­гий, вы­сы­паю­щих­ся из маг­ни­то­сфе­ры в ав­ро­раль­ную об­ласть, а так­же элек­трич. то­ки и по­ля в этой об­лас­ти дос­ти­га­ют макс. зна­че­ний, что при­во­дит к рез­ко­му уве­ли­че­нию ско­ро­сти ио­ни­за­ции и на­гре­ва ат­мо­сфе­ры. На­грев ат­мо­сфе­ры, в свою оче­редь, при­во­дит к гло­баль­но­му из­ме­не­нию сис­те­мы вет­ров и со­ста­ва ат­мо­сфе­ры на ио­но­сфер­ных вы­со­тах. С эти­ми про­цес­са­ми свя­за­но и гло­баль­ное пе­ре­рас­пре­де­ле­ние $n_e$ во вре­мя маг­нит­ных бурь.