Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

Скачать файл
Заказать решение

ВУЗ: Не указан

Категория: Не указан

Дисциплина: Не указана

Добавлен: 16.10.2024

Просмотров: 128

Скачиваний: 0

ВНИМАНИЕ! Если данный файл нарушает Ваши авторские права, то обязательно сообщите нам.

сезона года, времени суток, широты места и уровня солнечной активности.

Выше максимума слоя F2 концентрация ионов и электронов убывает с высотой.

§ 2. ОСНОВЫ ТЕОРИИ ОБРАЗОВАНИЯ ИОНОСФЕРЫ

Теория образования статической ионосферы была разработа­ на О. И. Крючковым (СССР) и С. ЧепМеном (Англия). В наибо­ лее простом варианте она объясняет образование ионизирован­ ного слоя в атмосфере, состоя­

щей из какого-либо одного га­

С

за, под воздействием монохро­

 

матического коротковолнового

 

излучения Солнца.

 

Рассмотрим основы теории

 

образования ионосферного слоя

 

(слоя Чепмена). Примем сле­

 

дующие условия: а) атмосфера

 

состоит из одного газа; б) иони­

 

зирующее

излучение монохро-

 

матично;

в) слои атмосферы

 

плоскопараллельны; г) темпе­ Рис.

9.1. Поглощение

радиации в

ратура с высотой не изменяет­

плоскопараллельном слое

ся, Т — const; д) плотность газа

 

 

с высотой изменяется по экспо­

 

 

ненциальному закону

 

 

Р2 = р0ехр

 

( 2. 1)

Поглощение радиации в плоскопараллельном слое толщиной

dz (рис. 9.1) будет равно:

 

 

dlz = ррzl z sec Zc d z ,

(2.2)

где 12— интенсивность радиации до вступления в поглощающий слой; р — коэффициент поглощения, отнесенный к единице мас­ сы; Zc — зенитное расстояние Солнца.

Подставив формулу (2.1), получим

dlz - р/гРо sec Zc exp

z

d z .

(2.3)

И

 

 

 

После интегрирования выражения (2.3) будем иметь

If = / 0ехр — Pp0tf sec 2 с ех р

Н I

’

(2.4)

 

 

где /о — интенсивность радиации на границе атмосферы.

181

Подставив формулу (2.4) в (2.3), для

поглощенной

радиа­

ции получим выражение

 

 

 

d l z — p/oPo sec Z c exp ( —

) X

 

 

X exp [ - Р Р оЯ sec Z c exp

z

d z .

(2 .5 )

I f

 

 

 

Мощность ионизации qz пропорциональна ослаблению радиа­ ции на единицу расстояния в атмосфере:

4z = c ^ c ° s Z c ,

(2.6)

где С — коэффициент, характеризующий ионизационную способ­ ность данного газа.

С учетом (2.5) выражение (2.6)

можно записать в виде

<7г =

Ср/0р0ехр

Рр0Я sec Z c exp

( 2 .7 )

Определим высоту zm, на которой мощность ионизации будет

максимальной (qm). В этом случае

 

 

 

 

=

0.

( 2. 8)

 

 

dz

 

 

После дифференцирования выражения (2.7)

при условии, что

Z ф оо,

получим

 

 

 

 

-Jf — PPoSecZc exp

jjr^j = 0

(2.9)

или

 

 

 

 

 

 

zm = H\n($p0H secZc).

(2.10)

Таким образом, при принятых нами условиях в атмосфере образуется слой с максимумом ионизации, высота которого гт зависит от вертикального масштаба атмосферы и зенитного расстояния Солнца. При Zc= 0 эта высота равна:

гт0 = Я 1П (рр0Я).

(2.11)

Максимум мощности ионизации получим из соотношений (2.7)

и (2.9):

_ C /0cosZc

( 2. 12)

Ят ~

ёН

182

Величина qm будет иметь наибольшее значение в полдень, когда

Zc =0:

CIo

ЯтО (2.13)

еН

Если ввести новую координату z' = z — zm0, выражение (2.7) примет вид

Яг' = ?т0ехр 1 — -jj — secZc exp

(2.14)

От м о щ н о с т и ионизации перейдем к концентрации

электро­

нов. Поскольку в атмосфере положительные ионы и электроны образуются парами, то можно принять: ti+=ne=N .

Изменение концентрации электронов со временем равно:

dNZ'

q*' — aN? ,

 

(2.15)

dt

 

 

 

 

 

где a — коэффициент рекомбинации.

 

 

 

В случае равновесного процесса

 

 

 

qZ' = *N2z.,

j

 

(2.16)

Ят0 =

•

I

 

 

 

Из формул (2.14) и (2.16) получим выражение для распреде­

ления электронной концентрации с высотой:

 

 

NZ' = N то е х р у

sec Zc exp

z'

(2.17)

77

 

 

 

 

Нетрудно показать, что данное распределение близко к парабо­ лическому.

При Zc —*0 и sec Zc ^ l

формула (2.17)

примет вид

 

N*' = М т0ех р

1 — 7 / ~ ехР

~Н

(2.18)

Если экспоненциальные функции разложить в ряд и ограни­ читься членами во второй степени, то получим уравнение пара­ болы

N Z' = N m 0 ( 1 - Щ .

(2-19)

183

Таким образом, мы получили параболическое распределение кон­ центрации электронов с высотой относительно высоты уровня максимальной концентрации.

На данной высоте концентрация электронов зависит от зенит­ ного расстояния Солнца и вертикального масштаба атмосферы (в основном от распределения температуры с высотой).

Ьувеличением зенитного

расстояния Солнца макси­ мум концентрации электронов уменьшается, а высота его расположения увеличивается

(рис. 9.2).

С помощью формулы (2.17)

Рис. 9.2. Распределение концентра­

центрации

электронов

по вы­

ции электронов по высоте в зави­

симости от зенитного расстояния

соте в зависимости от верти­

Солнца

кального

градиента

темпера­

 

 

туры

 

можно проводить расчеты электронной концентрации для зенит­ ных расстояний Zc <; 75°.

Распределение электронной концентрации зависит также от вертикального градиента температуры. Чем он больше, тем мак­ симум концентрации электронов менее рельефно выражен

(рис. 9.3).

Сравнение теоретических и экспериментальных данных пока­ зало (Я. Л. Альперт, 1960), что для внутренней ионосферы рас­ пределение электронов удовлетворительно аппроксимируется параболой, параметры которой (Nm, zm) могут быть рассчитаны по данным наземных ионосферных станций. Для внешней ионо­ сферы лучшие результаты дает аппроксимация с помощью экспо­ ненты (рис. 9.4):

W* = Wmexp [ - я ( г — гт)\.

( 2.20)

184

В результате обработки большого числа наблюдений были найдены средние значения коэффициентов а. Так, при максимуме

солнечной

активности

в

средних широтах

(осень,

день)

а =

3,5 • 10~3 км —I.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Следует отметить, что формула (2.19)

при известных парамет­

рах ионосферы позволяет

рассчитывать

вертикальный масштаб -

и

молекулярную

температуру термосферы на

уровне

около

300 км.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Теория

параболического

слоя

ионо­

 

 

 

 

сферы является весьма идеализирован­

 

 

 

 

ной. Она дает лишь приближенное сред­

 

 

 

 

нее

статическое распределение

концен­

 

 

 

 

трации электронов

с высотой в слое F2

 

 

 

 

 

при ограниченных зенитных расстояниях

 

 

 

 

 

Солнца.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

•В последние годы ведутся исследова­

 

 

 

 

ния по созданию динамической модели

 

 

 

 

 

ионосферы, которая бы учитывала изме­

 

 

 

 

нения параметров ионосферы в зависимо­

 

 

 

 

сти от уровня солнечной активности, вре­

 

 

 

 

мени года и суток,

широты

места. Так,

 

 

 

 

 

Ришбет (1968) разработал динамическую

 

 

 

 

 

модель невозмущенного слоя F2 для сред­

 

 

 

 

них широт, которая построена путем ре­

симации

распределения

шения уравнения непрерывности для не­

электронов

по высоте в

равновесных условий в статической ионо­

реальной

атмосфере

сфере в сочетании с переменной во времени температурой и газовым составом согласно динамической мо­

дели атмосферы Харриса и Пристера. Однако полученная модель еще не позволяет объяснить ряд явлений в слое F2. В частности, имеются трудности в объяснении поведения этого слоя ночью.

Следует также учитывать тот факт, что температура ней­ тральных и заряженных частиц в области ионосферы неодина­ кова. Если температура ионов и нейтральных частиц различается сравнительно на небольшую величину, то температура электро­ нов на высоте максимума слоя F2 в годы высокой солнечной ак­ тивности в дневное время может превышать температуру ионов в два и даже в три раза.

Вариации электронной температуры оказывают существенное влияние на концентрацию электронов в максимуме слоя F2, а высота этого максимума зависит от вариаций температуры ней­ тральных частиц.

§3. РАСПРОСТРАНЕНИЕ РАДИОЛУЧА В ИОНОСФЕРЕ

В любой среде условия распространения электромагнитной волны характеризуются диэлектрической и магнитной проницае­ мостью, проводимостью среды и коэффициентом поглощения

185

Смотрите также файлы