Ионосфера

Ионосфера — это верхняя часть атмосферы Земли (и других планет), содержащая значительное количество свободных электронов и ионов, образующихся в результате ионизации нейтральных атомов и молекул солнечным излучением, главным образом ультрафиолетовым и рентгеновским. Ионосфера простирается от высот примерно 50–60 км до нескольких тысяч километров, постепенно переходя в магнитосферу. Ключевой особенностью ионосферы является её способность отражать и преломлять радиоволны, что делает её критически важной для радиосвязи, радиолокации и навигации.

Структура и слои

Ионосфера не является однородной; в ней выделяют несколько основных слоёв (областей), различающихся по высоте, концентрации электронов и характеру ионизации. Деление на слои основано на изменении электронной плотности с высотой.

Слой D

Самый нижний слой ионосферы, расположенный на высотах от 50–60 до 90 км. Ионизация здесь происходит в основном за счёт жёсткого рентгеновского излучения Солнца и, в меньшей степени, космических лучей. Концентрация электронов в слое D относительно невелика (до 10³–10⁴ см⁻³), но из-за высокой плотности нейтрального газа (атмосферы) электроны часто сталкиваются с нейтральными частицами, что приводит к сильному поглощению радиоволн, особенно коротких (средних и длинных волн). Ночью, когда солнечное излучение отсутствует, слой D практически исчезает, что улучшает условия распространения радиоволн.

Слой E

Расположен на высотах от 90 до 130 км. Исторически назывался «слой Кеннелли — Хевисайда». Ионизация в слое E вызвана в основном мягким рентгеновским и ультрафиолетовым излучением Солнца, а также ионизацией метеорными частицами. Концентрация электронов составляет порядка 10⁵ см⁻³ днём и значительно падает ночью. Слой E способен отражать радиоволны среднего и коротковолнового диапазонов, особенно в ночное время, когда поглощение в слое D минимально. В слое E иногда наблюдаются спорадические образования (спорадический слой Es) — тонкие, но очень плотные облака ионизации, которые могут отражать радиоволны вплоть до УКВ-диапазона.

Слой F

Самый мощный и высокий слой ионосферы, расположенный на высотах от 130–150 км до нескольких сотен километров (до 500–600 км). Днём он часто разделяется на два подслоя:

• F1 (130–210 км): образуется в основном под действием ультрафиолетового излучения. Концентрация электронов достигает 10⁵–10⁶ см⁻³. Ночью этот подслой исчезает, сливаясь с F2.
• F2 (210–500 км и выше): основной и наиболее стабильный слой, обеспечивающий дальнюю радиосвязь. Концентрация электронов в максимуме слоя F2 может достигать 10⁶ см⁻³ и выше, причём она максимальна днём и минимальна ночью. Слой F2 отражает радиоволны коротковолнового диапазона (КВ), обеспечивая их распространение на тысячи километров за счёт многократных отражений между ионосферой и поверхностью Земли.

Внешняя ионосфера (протоносфера)

Выше слоя F2, на высотах от 600–800 км до нескольких тысяч километров, электронная плотность постепенно уменьшается. В этой области преобладают ионы водорода (протоны) и гелия. Эта область называется протоносферой или внешней ионосферой. Она играет важную роль в переносе ионов и формировании плазмосферы Земли.

Физические процессы

Основным процессом, формирующим ионосферу, является фотоионизация нейтральных атомов и молекул (в основном кислорода, азота, водорода) солнечным излучением. Для этого требуется энергия фотона, превышающая потенциал ионизации атома. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца обладает достаточной энергией.

Обратный процесс — рекомбинация — заключается в захвате свободного электрона положительным ионом, в результате чего образуется нейтральный атом или молекула. Скорость рекомбинации зависит от плотности частиц и температуры. В нижних слоях (D, E) рекомбинация происходит быстрее из-за высокой плотности газа, поэтому эти слои ночью исчезают. В слое F2 рекомбинация замедлена, что позволяет ему сохраняться и ночью.

На ионосферу также влияют:

• Солнечная активность: в периоды максимума солнечного цикла (11-летний цикл) ионизация усиливается, электронная плотность растёт, что улучшает условия для КВ-радиосвязи. В периоды минимума — ослабевает.
• Солнечные вспышки: вызывают резкое увеличение рентгеновского излучения, что приводит к внезапному усилению ионизации в слое D (внезапное ионосферное возмущение, SID) и, как следствие, к полному поглощению коротких радиоволн на освещённой стороне Земли.
• Магнитные бури: вызываются корональными выбросами массы на Солнце и приводят к возмущениям магнитосферы Земли. Это может вызывать как усиление, так и ослабление ионизации в разных слоях, а также появление полярных сияний. Во время магнитных бурь радиосвязь может нарушаться.
• Сезонные и широтные эффекты: в зимние месяцы на средних широтах электронная плотность слоя F2 может быть выше, чем летом (зимняя аномалия). В высоких широтах (полярные области) ионосфера подвержена сильному влиянию магнитосферы и часто бывает нестабильной.

Значение для радиосвязи и навигации

Ионосфера оказывает решающее влияние на распространение радиоволн различных диапазонов.

• Короткие волны (КВ, 3–30 МГц): являются основным средством дальней радиосвязи. Радиоволны КВ-диапазона отражаются от слоя F2 и могут распространяться на тысячи километров, «скачками» между ионосферой и земной поверхностью. Дальность связи зависит от частоты, времени суток, сезона и солнечной активности.
• Средние волны (СВ, 300 кГц – 3 МГц): днём сильно поглощаются слоем D, поэтому дальность связи ограничена. Ночью, когда слой D исчезает, средние волны могут отражаться от слоя E и распространяться на большие расстояния.
• Ультракороткие волны (УКВ, >30 МГц): обычно не отражаются от ионосферы и распространяются прямолинейно (в пределах прямой видимости). Однако в некоторых случаях (спорадический слой Es, отражение от полярных сияний) возможно их отражение на ограниченные расстояния.
• Спутниковая связь и навигация (GPS, ГЛОНАСС): сигналы спутников проходят через ионосферу, которая вносит в них задержку и искажения (ионосферная рефракция). Для компенсации этих ошибок в навигационных приёмниках используются модели ионосферы и двухчастотные методы измерений.

Исследования и мониторинг

Изучение ионосферы ведётся с помощью наземных и космических средств.

• Наземные методы: ионозонды (вертикальное и наклонное зондирование), радары некогерентного рассеяния, приёмники сигналов спутниковых навигационных систем.
• Космические методы: спутниковые зонды, измеряющие параметры плазмы и электрических полей, а также радиозатменные методы (измерение задержки сигнала при прохождении через ионосферу).

В России действует сеть ионосферных станций, входящих в Росгидромет, а также проводятся исследования на полигонах Института солнечно-земной физики СО РАН (например, в Иркутской области). Данные мониторинга используются для прогнозирования условий радиосвязи и предупреждения о возмущениях.

Ионосферы других планет

Ионосферы существуют и у других планет Солнечной системы, имеющих атмосферу. У Венеры и Марса они менее мощные и более изменчивые, чем у Земли, из-за отсутствия глобального магнитного поля. У газовых гигантов (Юпитер, Сатурн) ионосферы значительно толще и плотнее, что связано с их мощными атмосферами и сильными магнитными полями. У Меркурия и Луны ионосфера практически отсутствует из-за крайне разреженной атмосферы.

Источники

• Альперт Я. Л. Распространение радиоволн и ионосфера. — М.: Изд-во АН СССР, 1960.
• Брюнелли Б. Е., Намгаладзе А. А. Физика ионосферы. — М.: Наука, 1988.
• Гинзбург В. Л. Распространение электромагнитных волн в плазме. — М.: Наука, 1967.
• Данилов А. Д., Казимировский Э. С., Вергасова Г. В. Метеорологические эффекты в ионосфере. — Л.: Гидрометеоиздат, 1987.
• Кринберг И. А., Тащилин А. В. Ионосфера и магнитосфера Земли. — М.: Знание, 1984.
• Ратклифф Дж. А. Введение в физику ионосферы. — М.: Мир, 1975.
• Чепмен С., Коулинг Т. Математическая теория неоднородных газов. — М.: ИЛ, 1960.