тора обратно пропорциональна коэффициенту преломления запол- , няющего его диэлектрика:
где /и и /э — собственные частоты измерительного и эталонного ре
зонаторов; |
А |
— коэффициент, определяемый |
геометрическими раз |
мерами и формой резонатора. |
|
|
|
Разность собственных частот резонатора |
|
|
|
/ э — / и = / п [^y— |
і ) = |
/ и ( я — !) • |
Откуда индексNпреломления |
/ |
э |
JO6. |
|
|
—{n ~ 1)- ІО- ”’ = |
/и
Радиорефрактомеры устанавливаются на борту самолета, и из меряемые значения индекса преломления автоматически регистри руются самописцем.
Вопросы для самопроверки
1.Как изменяется химический состав атмосферы с высотой?
2.Как изменяются температура и давление воздуха с высотой?
3. Почему в тропосфере показатель преломления уменьшается с высотой? 4. Как влияют метеорологические условия на электрические параметры тропо
сферы?
§ 13.4. ИОНИЗАЦИЯ И РЕК ОМ БИ Н АЦИЯ В И ОНОСФ ЕРЕ
Помимо тропосферы, существенную роль в распространении радиоволн, как отмечалось выше, играет ионосфера. Ее строение и состояние определяются составом, температурой и давлением воз духа, а также одновременным действием двух противоположных процессов — ионизации и рекомбинации. Под ионизацией понимают образование свободных зарядов в результате отрыва одного или нескольких электронов от наружной оболочки атомов. Рекомби нация— это воссоединение отрицательно и положительно заряжен ных частиц при их столкновении с образованием нейтральных ато мов или молекул [10].
Ионизация. Различают фотоионизацию и ударную ионизацию. При фотоионизации молекулы и атомы газа подвергаются действию электромагнитных волн весьма малой длины, например, ультрафио летовых лучей Солнца. Ионизация происходит, если энергия фото на ультрафиолетового излучения с длиной волны АУф превышает работу ионизации eU:
^УФ
где h = 6,62• ІО-34, дж-сек — постоянная Планка.
Баланс энергии при этом выражается равенством (формула Эйн штейна)
|
|
|
|
— = eU-\ |
тэV2 |
|
т0 |
|
V |
2 |
где |
и |
Ф'Ф |
|
|
|
—■ масса и скорость выбиваемого электрона. |
Приведенное выше неравенство показывает, что ионизация ка кого-либо газа происходит под влиянием излучения с длиной волны, не превышающей некоторой критической длины волны, называемой ионизирующей длиной волны ЛИОнЕсли длина волны излучения бу
дет больше ионизирующей длины волны, то ионизация |
произойти |
не сможет. В табл. |
13.3 приведены экспериментальные значения |
eJJ |
и лІЮ„ для основных газов атмосферы. |
|
|
|
|
13.3 |
Работа ионизации и значения |
ионизирующей длины |
для газов, |
волны Т а б л и ц а |
Газ |
входящих в состав атмосферы |
N |
Не |
н г |
|
о 2 |
0 |
N, |
Работа ионизации eU, |
эв |
12,5 |
13,5 |
15,8 |
14,5 |
24,5 15,4 |
Ионизирующая длина волны Хион, мкм 0,099 0,091 0,080 0,080 0,050 0,085
При ударной ионизации отрыв электрона происходит под дейст вием корпускулярного излучения Солнца в виде протонов и элек тронов, движущихся с большими скоростями. Ионизация происхо дит при скоростях и, больше 2000 км/сек, когда энергия частицы превосходит работу ионизации газов, входящих в состав атмосферы:
|
|
|
|
тэѵ1 |
У -eU или |
тэѵ\ |
|
mv^ |
где |
та |
и |
т |
2 |
2 |
eU |
~ 2 ~ |
|
|
— соответственно массы электрона и частицы. |
Помимо фотоионизации и ударной ионизации, в ионосфере про исходят также и другие, более сложные процессы: фотоотлипание и ударное отлипание. При фотоотлипании процесс образования сво бодных электронов происходит в результате отрыва электрона от отрицательного иона под действием фотонов. При ударном отлипа нии свободные электроны образуются в результате отрыва электро на при соударении отрицательного иона и нейтрального атома (или молекулы).
Основным источником ионизации являются ультрафиолетовое и корпускулярное излучения Солнца. Установлено, что ионизирую щее действие корпускулярного потока составляет не более 50% от ионизирующего действия ультрафиолетового излучения. Так как заряженные частицы движутся по спиралям в направлении магнит-
пых силовых линий Земли к магнитным полюсам, то они произво дят ионизацию главным образом в полярных областях.
Другой источник ионизации — ультрафиолетовое излучение звезд. Некоторые звезды имеют очень высокую температуру (до 20 000° С) и интенсивное ультрафиолетовое излучение. Однако из-за большой удаленности их действие составляет примерно тысячную долю от ионизирующего действия Солнца и существенно только в длинные зимние ночи. Источником ионизации является также кос мическая пыль, непрерывно вторгающаяся в земную атмосферу и сгорающая в ней. Размер пылинок составляет тысячные доли мил лиметров, но их число за сутки достигает ІО20. Ионизацию вызыва ют как мощные потоки корпускул, выбрасываемые Солнцем в мо менты извержений, и метеоры, которые нагреваются и сгорают в атмосфере на высотах 80-І-120 км. Раскаленные метеоры испуска ют электроны и вызывают ионизацию окружающего воздуха в ви де цилиндрического столба, который под действием диффузии рас ширяется и рассеивается в течение нескольких секунд.
Рекомбинация. При рекомбинации в результате воссоединения электрона е и положительного иона (например, иона атома кисло рода 0+) образуется нейтральный атом (например, атом кислорода О) и выделяется энергия, равная работе ионизации, в виде фотона:
^ион
|
|
|
|
|
|
|
N+ Предположим, что в единице объема (напримерN, в одном куби |
ческом сантиметре) воздуха находится |
Na |
свободных электронов и |
положительных ионов. Впоследствии величину |
a |
будем назы |
вать электронной концентрацией, |
или |
электронной |
плотностью. |
Предположим также, что вероятность воссоединения |
одного элек |
трона с одним положительным |
ионом в одну секунду равна |
аа, |
где «э — коэффициент рекомбинации. |
Если под действием иони |
зирующего излучения в одном кубическом сантиметре в одну секун ду образуется /и свободных электронов и за это же время вследст
вие рекомбинации исчезает |
aaNaN+ |
электронов, то уравнение состоя |
ния ионизированного газа при |
Ng —N+ |
будет иметь вид: |
|
|
|
|
dN э |
J » |
— d3N l |
|
|
1■ сек |
|
13.11) |
|
|
|
dt |
|
см? |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
При динамическом равновесии, когда число образующихся элек- |
Jтронов равно числу исчезающих электронов, т. е. |
dN3 |
п |
---- |
— и, имеем |
a = |
аэ |
N i, |
откуда |
|
|
|
|
|
|
dt |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
N Э |
|
|
|
|
|
|
(13.12) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Формула (13.12) дает возможность определить значение элек тронной концентрации, если известны величины /и и аэ. Из форму лы (13.12), в частности, следует, что чем меньше аэ, т. е. чем мед леннее происходит рекомбинация, тем больше будет Na.
Если в какой-то момент времени t\ (условно примем его за нача ло отсчета времени, т. е. /і = 0, Na = N oa) действие источника иониза ции прекратится (/„ станет равным нулю), то уравнение (13.11) примет вид:
|
dNa |
■ аJV : |
|
|
dt |
|
Разделяя переменные и интегрируя t |
|
|
dN 3 |
:аэ |
6j dt, |
|
находим |
іѴ „ n I |
; 13.13) |
N a= - |
N „ |
|
|
1 + |
N оэаэі |
Из этой формулы следует, что после прекращения действия ис точника ионизации электронная плотность уменьшается по гипер болическому закону и тем быстрее, чем больше коэффициент ре комбинации аэ. Формула объясняет также, почему с заходом Солн ца электронная концентрация уменьшается не сразу, а более или менее постепенно.
Помимо прямой рекомбинации электронов с положительными ионами, в ионосфере происходит ряд более сложных процессов, например, в результате присоединения свободных электронов к нейтральным атомам или молекулам образуются отрицательно за ряженные ионы, а затем последние соединяются с положительно заряженными частицами, образуя нейтральные молекулы (так на зываемая ступенчатая рекомбинация).
Таким образом, в ионосфере одновременно происходит ряд про цессов: фотоионизация, ударная ионизация, фотоотлипание, удар ное отлипание, прямая и ступенчатая рекомбинации и др. Совокуп ное действие этих процессов определяет состояние ионизированно го газа. Для учета этихпроцессов в уравнение состояния ионизированного газа (13.11) вводят эффективные значения коэф фициента рекомбинации аЭфф и интенсивности ионизации /Эфф:
J эфф-
N -
1+ N*
Для определения состояния ионосферы необходимо знать от ношение концентрации отрицательных ионов N~ к концентрации электронов АД Это отношение сложным образом зависит от хими ческого состава атмосферы, характера столкновений электронов, ионов, нейтральных молекул и множества других параметров. Для ориентировочной оценки величин /Эфф и « Эфф в табл. 13.4 приведе ны значения N-/Na и аЭфф для дневного времени, полученные на основании различных экспериментальных данных [30].
|
|
Значения |
отношения |
N ~jN a и (іЯфф ионосферы |
Т а б л и ц а |
13.4 |
Высота, |
60 |
70 |
80 |
на разных высотах |
300-г-400 |
400 |
ІЮ |
130 |
180 : 200 |
KM |
70 |
20 |
3 |
-0,1 |
— |
— |
|
— |
— |
N - i N , |
|
мЦсек |
5-10-12 |
10-12 3-10-13 2 -lO-M |
3-10-15 |
(5 :9 ) 10-15 |
(1ч-2)-10-16 |
10-18 |
<*эфф» |
|
|
§ 13.5. РАСП РЕД ЕЛ ЕН И Е ЭЛ ЕК ТРОН ОВ В АТМ ОСФ ЕРЕ
Рассмотрим вначале простую модель ионосферы (простой слой), в основу которой положены следующие предположения: атмосфе ра имеет однородный состав, температура с высотой не меняется, давление изменяется с высотой по барометрической формуле (13.4), источником ионизации является только ультрафиолетовое излуче
ние Солнца одной частоты. |
|
|
|
|
|
|
|
^ |
|
|
Обозначим через П плотность |
потоки |
, |
| |
энергии ионизации в единицу времени на |
( t |
( моо |
высоте /г над поверхностью |
Земли (рис. |
^ ---------- -— |
13.7). |
|
|
|
dh |
|
|
|
|
|
^ |
|
7\ |
|
На. участке пути длиной |
|
величина |
i__^ZZZV |
поглощаемой энергии равна cffl. В едини- |
^ |
|
|
це объема |
при |
вертикальном |
|
падении |
Т |
|
|
ионизирующего излучения количество по- |
|
|
|
глотаемой |
энергии |
будет |
|
|
|
йШ |
, |
|
|
|
|
равно ----- |
в |
j_ |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
dh |
|
|
|
а |
число образовавшихся электронов |
|
|
|
одну секунду (интенсивность ионизации) |
|
|
|
|
|
л |
1 |
d\l |
|
|
(13.14) |
Рис. |
13.7 |
|
|
eU |
dh |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Кроме того, поглощаемая энергия |
d |
\I |
пропорциональна плот |
ности потока П, |
числу молекул или атомов воздуха в единице объе |
ма, т. е. давлению, а также толщине |
dh: |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
dH = ß QHpdh,
где Во — коэффициент пропорциональности, зависящий от погло щающих свойств газа.
Подставляя вместо р его значение из формулы (13.4), получим
где |
dU--= B n e - bl,d/i, |
(13.15) |
B = ß 0p0, b = Mg |
|
|
RT |
|