Страница:Радиофронт 1936 г. №04.djvu/45

Материал из РадиоВики - энциклопедии радио и электроники
Перейти к: навигация, поиск
Выкупить рекламный блок
Эта страница не была вычитана


где N — число электронов в см*, т — масса электрона, е — заряд электрона н / — частота. Учитывая магннтно-оптическнЗ эффект, нужно для вычисления концентрации электронов по критической частоте пользоваться более сложной формулой, выведенной Эппльтоном:

N=^- (Р + Ю (2)

где

_ Н0е

/„ — -к и И — магнитное поле

I г.тс

земли.

Измерения высоты слоя иа фиксированной волне имеют тот недостаток, что, не зная относительного распределения плотности электронов по высоте, трудно сказать, к какой именно действительной высоте относится плотность ионов, подсчитанная по приведенной формуле.

Технически же измерение высоты на фиксированной ' волне осуществляется сравнительно просто.

Передатчик излучает короткие импульсы, следующие друг за другом через определенные промежутки времени. Приемник соединяется с осциллографом с круговой или прямолинейной разверткой. При круговой развертке каждое измерение требует отдельного снимка. При линейной развертке возможна непрерывная запись высоты.

Если измерять кажущуюся высоту для разных частот, то прн определенных частотах прекращается отражение от одного слоя, кажущаяся высота скачком увеличивается и отражение происходит от следующего, более высокого слоя, где снова, после дальнейшего увеличения частоты, отражение прекращается. Наибольшая частота, при которой возможно отражение от данного слоя, называется критической частотой этого слоя. Подставляя критическую частоту в формулу (2), можно определить максимальную концентрацию электронов в данном слое.

Одновременное измерение кажущейся высоты слоя на фиксированной длине волны и измерение критических частот дает возможность получить весьма полное 'представление о ходе изменений ионизации ионосферы.

ИССЛЕДОВАНИЯ ИОНОСФЕРЫ ВО ВРЕМЯ СОЛНЕЧНЫХ ЗАТМЕНИИ

Ионизация ионосферы зависит в первую очередь от ультрафиолетовых лучей^солнца. Это с несомненностью показано измерениями суточного и годичного хода критической частоты. Но не только ультрафиолетовые лучи могут поддерживать ионизацию. В полярных областях значительная часть ионизации вызывается бомбардировкой атмосферы потоками нонов и электронов, идущими от солнца и искривляющимися под действием магнитного поля земли. По наблюдениям М. А. Бонч-Бруевича, слон £ в полярных областях зимой сильнее всего выражен во время полуночи.

В 1931 г. Чэпмэн высказал предположение, что верхний ионизированный слой ионизируется ультрафиолетовыми лучами, в то время как слой £ ионизируется главном образом ударами нейтральных, незаряженных частиц, выбрасываемых поверхностью солнца под действием светового давления. По вычислениям Пайка (Pike) в 1927 г., скорость этих нейтральных частиц должна быть порядка 1 600 км/сек, т. е. в тысячу раз больше скорости молекулы водорода при нормальной температуре.

Благодаря действию светового давления нейтральные частицы принимают на большом расстоянии от солнца направления движения строго по радиусам, идущим от центра солнца (этим об’ясняется цилиндрическая форма корпускулярной тени).

Солнечное затмение представляет весьма удобный случай, для того чтобы разделить ионизирующее действие корпускулярного излучения солнца (незаряженные частицы) и ультрафиолетового излучения. Дело в том, что луна, отбрасывая на землю во время затмения оптическую тень, в то же время создает и тень корпускулярную, но тень, не совпадающую в пространстве с тенью оптической. Вызвано это несовпадение тем, что корпускулярная тень двигается от луны к земле со скоростью 1 600 км/сек, проходя расстояние до земли почти за 4 мни. В тот момент, когда корпускулярная тень достигает земли, луна успевает уже переместиться так, что оптическая тень оказывается далеко от корпускулярной. Обе тени движутся по отношению к поверхности земли с запада на восток. Сначала через данную точку должна пройти корпускулярная тень, а затем тень оптическая. Промежуток времени между прохождением двух теней зависит от долготы и широты места наблюдения и может достигать 2—3 час. (рис. 3). Обратив внимание на этот сдвиг между оптическим и корпускулярным затмением, Чэпмэн предложил использовать затмение 1932 г. для выяснения изменений в ионосфере, которые вызовет каждое из этих затмений в отдельности.

По предложению Чэпмэна, во время прохождения корпускулярного затмения должен наступить минимум ионизации слоя £ н во время оптического затмения — минимум ионизации слоя F.

Во время затмения 31 августа 1932 г. бояло проведено 18 групп измерений в разных точках земного шара. Из всех этих измерений, по данным обзора Эппльтона я Чэпмэна «.Об изменениях ионизации во время солнечного затмения» (Ргос. lust. Radio Engineers, т. 23, стр. 668, 1935), почти совершенно надежно можно установить, что ионизация в слое £ меняется только во время оптического затмения, не обнаруживая никаких отклонении от нормального хода во время предполагаемого корпускулярного затмения.