До настоящего времени мы не можем ответить на вопрос «как высоко простирается небо?» В 1714 г. Эдмунд Холли подсчитал, что верхний слой атмосферы находится на расстоянии 70 км от уровня моря. Сейчас считают, что ее границы значительно выше - по крайней мере 1100 км, так как на этой высоте можно наблюдать полярные сияния; некоторые ученые даже приходят к выводу, что граница атмосферы находится на высоте многих тысяч километров. Если бы атмосфера вращалась вместе с Землей как твердое тело, то можно было бы легко определить ее максимальную высоту. В этом случае центробежная сила уравновешивалась бы силой тяжести и атмосфера Земли у экватора имела бы высоту около 34 000 км над уровнем моря. Но какова бы ни была высота атмосферы, в настоящее время ученые единодушно полагают, что воздушная оболочка простирается на высоту, значительно большую чем 300 км, как указывалось в старых учебниках.

Условно атмосферу делят на четыре области, три из которых уже рассматривались выше. К первой области, естественно, относится тропосфера, содержащая около 79% массы и свыше 0,25% объема всей атмосферы. За ней следует стратосфера, составляющая 20% массы и 2% объема атмосферы, и, наконец, ионосфера, переходящая в экзосферу, в которой заключено свыше 97% объема атмосферы и лишь 1% ее массы. Ионосферу и экзосферу можно рассматривать как отдельные области, но так как еще не установлено, где кончается ионосфера и начинается экзосфера, то удобнее считать их за одну область в тех случаях, когда производится сравнение их объемов и масс с объемом и массой всей атмосферы.

Нижние слои атмосферы нагреваются излучением Солнца в инфракрасной и видимой областях спектра, а также теми ультрафиолетовыми лучами, которым удается проникнуть сквозь более высокие поглощающие слои, короче говоря, излучением с длиной волны больше 2900 Å. Эти слои характеризуются значительной турбулентностью; в них происходит перемешивание и образуются облака. В верхних слоях атмосферы облака наблюдаются очень редко, причем только серебристые облака на высоте примерно 80 км. И все же эта область во многих отношениях интереснее, чем тропосфера, ибо если в тропосфере и возникают чудесные облачные картины, завершающие красоту пейзажа, то в верхних слоях атмосферы солнечное излучение действует на отдельные атомы и молекулы атмосферы. Основным фактором здесь являются ультрафиолетовые лучи солнечного спектра с длиной волны менее 3000Å, которые могут вырвать электроны с их орбит и тем самым вызвать ионизацию. Иногда излучение на больших высотах настолько интенсивно, что под его воздействием молекулы кислорода и азота распадаются и затем эти элементы существуют уже в атомарной форме. Таким образом, в верхних слоях атмосферы происходят процессы возбуждения и ионизации, фотодиссоциации и аллотропной модификации атмосферных газов. Вся атмосфера представляет собой своеобразную химическую лабораторию, где непрерывно происходят процессы, которые трудно или просто невозможно воспроизвести на поверхности Земли; одни из них способствуют продолжению жизни на нашей планете, другие, как мы увидим дальше, препятствуют техническому прогрессу. Несомненно, что некоторые явления, происходящие в верхних слоях атмосферы, оказывают влияние на погоду в тропосфере; тщательное изучение их поможет метеорологам составлять долгосрочные прогнозы погоды.

Физические свойства верхних слоев атмосферы - температура, давление, плотность и состав - подвергались неоднократным исследованиям с момента начала изучения этих областей. До применения высотных ракет непосредственного измерения температуры воздуха на высоте более 35 км не производили. Но это не означает, что температуру верхних слоев не изучали вовсе. Расчеты температуры базировались на поглощении солнечной энергии слоями озона [1], на атмосферных приливах [2], на основе наблюдений за взрывами [3], яркостью и скоростью метеоров [4], на изучении спектра полярных сияний и поведения радиоволн в ионизированных слоях, кроме того, как отмечалось выше, аномальное распространение звуковых волн указывает на наличие слоев с высокой температурой на высоте 55 км. В то время как температуру в стратосфере считали ниже температуры на уровне моря, расчеты, полученные в результате ряда исследований верхних слоев, указывают на чрезвычайно высокую температуру, превышающую 1000°К.

В результате теоретических вычислений была создана шкала изменения температуры с высотой. В тропосфере, начиная с уровня моря, с увеличением высоты на каждые 160 м температура падает примерно на 1°К, пока не достигается температура стратосферы 220°К. При дальнейшем увеличении высоты эта температура остается приблизительно постоянной (за исключением экваториальной области стратосферы) до высоты 30 км в зависимости от широты, а затем начинает увеличиваться и достигает максимума (350°К) на высоте 50-60 км. Такая высокая температура является причиной аномального распространения звуковых волн. Повышение температуры вызывается поглощением энергии солнечного излучения слоем озона [1, 7]; максимум температуры наблюдается выше расположения основного слоя озона, так как больше всего энергии поглощается над наиболее плотной частью слоя.

Выше температура вновь падает и достигает минимального значения 240°К на высоте 80 км, где образуются серебристые облака. Начиная с 80 км температура снова увеличивается, на этот раз благодаря поглощению энергии кислородом и азотом [8]; насколько можно установить, повышение температуры продолжается до внешних областей экзосферы. На высоте 120 км температура равна 400°К, а на высоте 440 км - 1600°К (фиг. 36).

Температуру верхних слоев атмосферы можно подсчитать различными способами. Прежде всего, ее можно оценить по наблюдениям полярных сияний, которые происходят на высоте 80-1100 км и указывают на температуру выше 1000°К. Затем температуру можно установить, рассматривая образование и равновесие верхних ионизированных слоев, которые указывают на высокую температуру, и, наконец, - на основе отсутствия гелия.

Фиг. 36. Зависимость температуры от высоты.

Этот вопрос подробнее будет рассмотрен ниже, но сейчас следует отметить, что отсутствие гелия указывает, что температура экзосферы не меньше 1500°К (см. фиг. 36). К сожалению, как будет показано ниже, все эти вычисленные температуры не соответствуют температурам, полученным с помощью ракет, и поэтому температура более высоких областей до сих пор остается не выясненной.

В табл. 4 приводится сравнение ранее полученных значений температуры с экспериментальными данными, полученными при помощи ракет и опубликованными «Рокет Пэнел» [9].

Таблица 4

Радиоизмерения в совокупности с частотой столкновений частиц¹⁾ и значениями высоты однородной атмосферы²⁾ дают для ионосферы высокие температуры, которые расходятся с данными ракет, но последние анализы спектров полярных сияний, проведенные Петри [10], указывают на температуру 750-850°К на высоте 200 км. Такая температура является своего рода компромиссом между температурами, полученными с помощью ракет и радиоизмерений в ионизированных слоях. Важно отметить, что если при определении температуры средний молекулярный вес принят слишком большим, то это приведет к низким температурам. Возможно, что ракетные данные основываются на завышенных молекулярных весах или же другие измерения базируются на молекулярных весах, которые меньше действительных. В таком случае вполне можно ожидать расхождения между различными источниками, ибо точных данных о слоях выше 100 км нет. До сих пор точно неизвестно, на какой высоте диссоциируются молекулы кислорода и где весь кислород атмосферы существует в атомарной форме. Измерения солнечных рентгеновских лучей в интервале длин волн 1425-1650Å помогли установить, что молекулы кислорода действительно диссоциируются на высоте 100 км [11].

1) Частота столкновений частиц в ионизированном слое определяется по поглощению радиоволн. Ее можно также вычислить из температуры и давления. Следовательно, принимая какое-либо значение давления, можно определить температуру посредством радиоизмерений. 2) Высота однородной атмосферы равна kt/tng, где k - постоянная Больцмана, Т - температура, m - молекулярный вес, g - ускорение силы тяжести.

Абсолютная температура ионосферы окончательно не выяснена, что же касается экзосферы, то ее температура еще более сомнительна. Согласно некоторым теориям, температура постепенно повышается, по мере того как атмосфера переходит в межпланетный газ, и в конце концов, как утверждает Спитцер [12], достигает 10 000-15 000°К. Другие ученые предполагают [13], что для изотермической области, в которой частицы земной атмосферы движутся по свободным орбитам в поле тяготения Земли, температура равна 1800 и 2500°К.

Давление (фиг. 37 и 38) и плотность (фиг. 39) с высотой быстро падают. Например, на вершине Эвереста давление в три раза меньше давления над уровнем моря. В верхнем слое стратосферы давление в 3000 раз меньше давления над уровнем моря, а на высоте 220 км оно в миллиард раз меньше давления над уровнем моря. Точно так же плотность падает от 2,6·10¹⁹ частиц в 1 см³ в нижних слоях атмосферы до 2,6·10⁹ частиц в 1 см³ на высоте 300 км. Средняя длина свободного пробега молекул (т. е. среднее расстояние, проходимое молекулой атмосферных газов в момент столкновения с другими молекулами) изменяется от 0,000001 см над уровнем моря до 1 км на высоте 220 км и превышает 100 км на высоте 500 км. В связи с этим интересно отметить следующее: если средняя длина свободного пробега на высоте 300 км приблизительно равняется 100 км, то, следовательно, происходит быстрая диффузия газов; в этом случае трудно объяснить наличие стабильного ионизированного слоя на высоте 320 км. Этот вопрос можно будет разрешить только тогда, когда на эту высоту будут запущены ракеты.

Ракеты уже запускались в нижние слои верхних областей атмосферы для выяснения некоторых деталей ее строения. Конечно, непосредственно измерить температуру разреженных верхних слоев атмосферы невозможно,

Фиг. 37. Зависимость давления от высоты (для летних месяцев). Фиг. 38. Зависимость давления от высоты (для зимних месяцев).

так как скорость ракет настолько велика, что термометр не успевает регистрировать температуру каждого слоя. Более того, нормальный термометр показывает температуру, вызываемую нагреванием атмосферы воздуха от близлежащих частей ракеты. Однако выше 60 км конвекционное распространение тепла из-за разреженности газа

Фиг. 39. Зависимость плотности от высоты для ряда ракетных исследований.

Температуру атмосферных газов на больших высотах можно установить несколькими способами посредством измерения других параметров. К первому способу относится определение абсолютного давления, но результаты

Фиг. 40. Типичная кривая зависимости температуры от высоты, полученная при помощи ряда высотных ракет. О - рассчитано по dp/p = - gdh/RT; X - рассчитано по скоростному напору.

измерения давления не всегда могут соответствовать действительности из-за изменения плотности газов вследствие истечения газов из самой ракеты. Лучшие результаты получаются при определении температуры по отношению давлений в точке полного торможения и в некоторой точке на боковой поверхности конуса, на основе теоретических соотношений между числами Маха. При этом следует также отметить тот положительный факт, что абсолютное давление можно точнее определить по температуре, нежели температуру по давлению.

Измерения температуры с помощью ракет проводят также и косвенным путем, сравнивая давление среды на различные точки носового конуса. Для этого в различных местах ракеты устанавливаются манометры (фиг. 41).

Первоначально приборы, регистрирующие давление в верхних слоях атмосферы, делились на три основные группы соответственно трем определенным слоям атмосферы. Первая область измерений соответствовала давлению от атмосферного (760 мм рт. ст.) до нескольких миллиметров. Измерения давления в этой области [14] проводились с помощью простых сильфонных манометров, соединенных с микропотенциометрами.. Давление от нескольких миллиметров до одной сотой миллиметра ртутного столба измерялось при помощи манометра Пирани [15]. Этот прибор основан на следующем принципе: количество тепла, отдаваемое нагретой нитью, зависит от давления окружающего газа, если средняя длина свободного пробега молекул соизмерима с диаметром нити. Сопротивление металлической нити зависит также от ее температуры, поэтому разность потенциалов на концах нити зависит от изменения давления окружающего воздуха. Изменение величины разности потенциалов можно легко зарегистрировать с помощью телеизмерительного устройства. Таковы преимущества этого манометра.

Данные, полученные в аэродинамической трубе при испытаниях ракеты «Фау-2» в Германии, показали, что для измерения абсолютного давления манометр лучше всего поместить перед хвостовыми килями, так как известно, что в этом месте ошибка при измерении давления окружающего воздуха составляет ~5%. Сильфонные манометры также устанавливались в этой области. Третья область характеризуется давлениями порядка 10^-6-10^-7 мм рт. ст. Для измерений таких малых давлений используются ионизационные манометры [16]. Основной частью таких манометров является небольшая электронная лампа, внутренняя полость которой соединяется с исследуемым пространством. Нить накала, или холодный катодный излучатель, действует как источник электронов, которые направляются к положительно заряженной сетке. Если электроны сталкиваются с атомами атмосферного газа и если энергия электрона превосходит потенциал ионизации газа, то атомы газа ионизируются. Свободные электроны направляются к сетке и увеличивают сеточный ток, тогда как положительные ионы двигаются к отрицательно заряженному аноду, имеющему напряжение 3000 в по отношению к катоду. Расстояние между катодом и анодом увеличивалось путем наложения магнитного поля, перпендикулярного электрическому полю и заставляющего электроны двигаться по винтовым линиям. Во избежание дугового разряда эти манометры с высоким анодным напряжением нужно было поместить в герметическом отсеке. В связи с этим их нельзя было располагать в хвостовой части ракеты, и они были помещены в герметизированном носовом конусе (фиг. 41). Калибровка манометров, производившаяся перед полетом, показала, что изменения сеточного и анодного токов точно соответствовали изменению давления окружающего воздуха. Во время полета манометры необходимо было защитить от действия более плотного воздуха на малых высотах, поэтому после калибровки их запаивали. В полете, когда давление окружающего воздуха падало до такой величины, при которой эти манометры могли работать, стеклянные трубки их отламывались при помощи особого механизма. Важным преимуществом ионизационного манометра в отличие от манометра Пирани является его нечувствительность к ускорению.

Первые ракеты «Фау-2» имели четыре ионизационных манометра, установленных вокруг конической носовой части, так что можно было легко определить динамическое давление, возникающее во время движения ракеты, вместе с необходимыми поправками. Сравнение показаний манометров, замеряющих давление на конической поверхности ракеты, с показанием манометра, установленного для определения скоростного напора, позволяло определить число Маха по теории Тэйлора - Маккола. Учитывая состав атмосферы, можно вычислить ее температуру.

На начальной стадии полета ракеты контроль таких измерений проводили при помощи приборов, помещенных на шарах-зондах, которые запускаются до и после старта ракеты, а температуру высоких слоев атмосферы определяли путем численного интегрирования результатов измерения давления, беря за постоянную интегрирования данные, полученные на наибольшей достигнутой аэростатом высоте.

Со времени первых запусков ракет появилось большое количество различных манометров. Ракеты «Аэроби» и «Викинг» были снабжены этими новыми манометрами.

Фиг. 41. Схема оборудования Мичиганского университета, установленного в носовом конусе ракеты для измерения давления.

Хэвенз [17] сконструировал манометр, позволяющий измерять давление в диапазоне от 1 атм до величины менее 10^-5 мм рт. ст. Давление циклически изменяется в двух регистрирующих камерах, частота изменения давления

задается при помощи небольшого электромотора. Манометр дает сигнал переменного тока, который определяется давлением. В новом манометре чувствительным элементом может быть ионизационный манометр или манометр Пирани, которые помещаются внутри медного сильфона объемом 6 м³. Два таких сильфона приводятся в действие электромотором, который посредством вала с эксцентриком может увеличивать их объем примерно на 20%. Давление окружающего воздуха передается внутрь сильфонов через небольшие отверстия. Размеры этих отверстий выбираются с таким расчетом, чтобы скорость прохождения газа была достаточной для регистрации падения давления, вызываемого подъемом ракеты, но не исключала возможности регистрации сравнительно быстрых изменений давления, обусловленных работой электромотора. Манометр на ракете «Викинг» измерял давление от 760 мм рт. ст. на уровне моря до 5,7·10^-4 мм рт. ст. на высоте 53 км (фиг. 42).

Другим видом чувствительных манометров является альфатрон, который представляет собой ионизационный манометр, использующий в качестве ионизирующих агентов альфа-частицы, испускаемые радиоактивным источником. Альфатроны использовались в экспериментах Мичиганского университета вместо термоэлектронных ионизационных манометров. Ниже 80 км они действуют как манометры, измеряющие давление атмосферы, а выше определяют плотность атмосферы. Поднятые на ракете «Аэроби» на высоту 90 км альфатроны действовали безотказно.

В Мичиганском университете разработан также метод «пробоя», определяющий плотность атмосферы. Конец кожуха носовой части ракеты был изолирован от самой носовой части, а затем к этим двум частям прикладывали переменную разность потенциалов. Предельная величина напряжения зависит от плотности атмосферы: при достижении этого напряжения изоляция пробивается. Вся система действовала безотказно, но результаты не были очень точными, поскольку плотность измерялась позади носовой ударной волны. Значение же плотности за ударной волной отличается от плотности невозмущенной среды (фиг. 43).

Фиг. 42. Схема расположения приборов в носовом конусе ракеты «Викинг» № 4. Видны телескоп космических лучей и манометр для астрофизических измерений.

Фиг. 43а. Фотография носового конуса ракеты, сконструированного для использования метода напряжения «пробоя» при определении плотности воздуха.

Фиг. 43б. Схематический разрез носового конуса ракеты, показывающий положение анода, катода и области «пробоя».

Фиг. 43в. Схема конструкции альфатрона.

Для определения чисел Маха ракеты были разработаны другие методы. Сотрудники Мичиганского университета использовали конус Маха и определяли угол между ударной волной и продольной осью конуса, около которого она возникает. Для достижения аэродинамической симметрии по обеим сторонам боевой головки устанавливались два конуса, как показано на фиг. 44. На одном из этих конусов на кронштейне было смонтировано

Фиг. 44. Диаграмма монтажа приспособления для исследования конуса Маха, использовавшаяся Мичиганским университетом.

приспособление для измерения давления, которое отклонялось в момент прохождения ударной волны. Момент прохождения фронта ударной волны отмечался прибором для измерения давления и передавался на землю посредством телеизмерительной установки; одновременно с этим передавалось положение самого зонда. Таким образом определяли угол ударной волны, а следовательно, и число Маха. Местная скорость звука, определенная вдоль всей траектории, давала возможность рассчитать температуру окружающей ракету атмосферы.

Эта система позднее была вытеснена системой, в которой температура в атмосфере определяется по давлению на поверхности конуса и полному динамическому напору. В Мичиганском университете разработан новый метод определения температуры высоких слоев атмосферы. Шар из найлоновых нитей поднимается на ракете «Аэроби» и выбрасывается на вершине траектории. В момент выбрасывания шар автоматически надувается при помощи сжатого воздуха, подаваемого из небольшого баллона, находящегося в шаре. Там же помещается приемник и передатчик, устроенные по принципу Допплера, принимающие незатухающие сигналы на частоте 36,94 мггц и ретранслирующие их на частоте 73,88 мггц. Эти сигналы принимают несколько наземных станций и затем передают их на центральную станцию. Скорость падения шара можно точно измерить, используя эффект Допплера; это позволяет вычислить плотность и температуру атмосферы тех слоев, которые проходит шар. Как предполагают, данные, полученные этим методом, являются наиболее достоверными. Результаты предварительных испытаний хорошо совпадали с данными, полученными «Рокет Пэнел» (см. выше). Такие найлоновые шары, поднятые на огромную высоту, дадут возможность получить сведения об экзосфере, которые, по-видимому, невозможно получить другим путем в связи с небольшой плотностью и низким давлением в этой области.

Последние сведения о температуре верхних слоев атмосферы с очевидностью подтверждают, что там существуют суточные и сезонные изменения температуры. Кривая изменения средней температуры с высотой служит надежным показателем температурных условий на различных высотах (по крайней мере до высоты 150 км).

При получении точных данных о физических свойствах атмосферы наибольшее затруднение заключается в очень скудных сведениях о составе атмосферы. На уровне моря почти вся атмосфера (на 99%) состоит из молекул азота и кислорода с ничтожной примесью других газов [18] (табл. 5).

Однако на больших высотах солнечная радиация вызывает диссоциацию молекул атмосферных газов. Лучше всего изучена диссоциация молекул кислорода, которая, как предполагают, начинается на высоте примерно 80 км. Активная фотодиссоциация молекул кислорода происходит в верхних областях атмосферы под действием солнечных лучей с длиной волны 1925-1760 Å (полосы поглощения Рунге-Шумана) и более слабая - под действием серии полос поглощения (континуум Герцберга) с длиной волны от 2429* [19] до 2856Å [20]. Известно, что этот процесс начинается на уровне ионизированного слоя Е, т. е. на высоте 80 км, но еще не ясно, на какой высоте все молекулы кислорода (молекулярный вес 32) диссоциируются и переходят в атомы (молекулярный вес 16). Приведенные выше данные «Рокет Пэнел» основываются на предположений, что диссоциация начинается на высоте 80 км и продолжается до слоев, расположенных на высоте 120 км [9].

В присутствии третьего тела, забирающего часть энергии, атомы кислорода могут вновь воссоединиться или даже соединиться с молекулой кислорода, образуя озон (О₃). Реакция образования озона происходит следующим образом:

¹⁾ Здесь h - постоянная Планка, равная 6,62·10²⁷ эрг·сек; V - частота излучения. Например, континуум Хартли дает величины hx от 6,12·10^-12 до 9,65·10-¹² эрг, или от 3,84 до 6,0 эв.

В свою очередь молекула озона может опять перейти в молекулу кислорода при столкновении с атомом кислорода или вследствие фотодиссоциации, вызванной ультрафиолетовыми лучами в континууме Хартли с длиной волны 3300-2100Å, а также инфракрасными лучами (континуум Шапшои от длины волны 8000Å). Как указывалось выше, слой озона действует как поглотитель и аккумулятор тепла, который значительно поднимает температуру атмосферы в этой области, давая максимальную температуру над наиболее плотной частью слоя озона. Допуская, что слой озона теряет тепло в результате излучения инфракрасных лучей как днем, так и ночью, Джонсон на основе опытов Военно-морской исследовательской лаборатории по исследованию ультрафиолетового поглощения показал, что слои озона испытывают суточные изменения температуры с максимальным отклонением 5,3°К на высоте 48 км [21].

Молекула азота распадается гораздо труднее, однако предполагают, что диссоциация все же начинается на высоте 120 км. Данные «Рокет Пэнел» основаны на допущении, что разложение молекул происходит по линейному закону и продолжается до высоты 220 км. Подобное допущение может не соответствовать действительности, поскольку молекулу ионизированного азота (N₃ ) обнаруживают во всех спектрах полярных сияний, т. е. до высоты 1100 км [22].

По данным «Рокет Пэнел», средний молекулярный вес элементов, образующих атмосферу, остается постоянным и равняется 28,9 (N₂ и О₂) на высотах до 80 км, затем с 80 до 120 км линейно изменяется до значения 23,4 (N₂ и О) и на высоте 220 км достигает значения 14,5 (N и О). Эти данные отличаются от результатов Гриммингера [13], по мнению которого молекулы азота существуют вплоть до высоты 400 км. Предположения Гриммингера подтверждаются данными, полученными в результате изучения спектров полярных сияний. При сопоставлении данных «Рокет Пэнел» и данных фотохимической теории важно отметить, что результаты, достигнутые при помощи ракет, дают значительно более высокий средний молекулярный вес ео сравнению со значением среднего молекулярного веса, согласно фотохимической теории. Возможно, это происходит благодаря тому, что еще не учитывается эффект ионизации. Ионизация уменьшает средний молекулярный вес, поскольку в газе имеются свободные электроны и ионы. Например, средний молекулярный вес полностью ионизированного кислорода, т. е. кислорода, все атомы которого ионизированы, равнялся бы 8. Это объясняется тем, что в полностью ионизированном кислороде имеется одинаковое количество как электронов, так и ионов.

Фиг. 45. Проект носового конуса ракеты «Аэроби» NRL-13. Видны вход в спектрометр, механизм, разбивающий отвод колбы, и щели в обшивке носового конуса.

Вероятно, эти проблемы не будут окончательно разрешены до тех пор, пока в верхние слои атмосферы не будет запущена ракета, имеющая среди прочих приборов такой прибор, который смог бы отличить молекулу азота от его атома. Вполне возможно, что такое определение поможет сделать радиочастотный масс-спектрограф, разработанный Таунсендом [23] в Военно-морской исследовательской лаборатории (фиг. 45). С помощью этого прибора можно измерить отношение N/N₂; в настоящее время радиочастотный масс-спектрограф устанавливается на ракетах «Фау-2» и «Аэроби» для исследования диффузионного разделения атмосферных газов.

Две ракеты «Аэроби», запущенные в апреле 1954 г., были снабжены четырехкаскадными радиочастотными масс-спектрографами, имеющими увеличенную разрешающую способность и новую систему впуска газа, а также приспособления для разрушения стеклянных трубок. Они применялись для изучения диссоциации О₂ и дали полезные сведения при оценке результатов. Ракета «Викинг» № 10, поднявшаяся 7 мая 1954 г. на высоту 220 км, имела на борту масс-спектрограф для определения состава и относительной распространенности ионов в слоях Е и F.

Если бы земная атмосфера была неподвижной и в ней не происходило бы процессов перемешивания, то через определенный промежуток времени наступило бы изотермическое равновесие. Различные газы были бы расположены по слоям; самые легкие - наверху, более тяжелые - ближе к Земле. В тропосфере и стратосфере такому разделению газов по весу препятствуют турбулентные процессы, но некоторые ученые полагают, что в слоях выше 240 км диффузионное разделение газов может иметь место. Если это действительно так, то верхние слои атмосферы должны соответственно состоять из атомарного кислорода, затем гелия и, наконец, водорода. Эта гипотеза сталкивается с рядом проблем.

При распаде радиоактивных элементов образуются радон и гелий. Радон - инертный тяжелый газ (атомный вес 222), который опускается в нижние слои атмосферы, где его легко можно обнаружить. С другой стороны, в атмосфере должен существовать в умеренных количествах и гелий, поскольку он тоже инертный газ. Кроме того, гелий не только продукт распада радия; он выделяется также в большинстве процессов радиоактивного распада. Гелий поступает в атмосферу, например, вместе с газами из нефтяных скважин. Все эти многочисленные источники должны дать значительно большее количество гелия, чем то, которое обнаруживается в атмосфере, а именно - 0,0005% по объему. Поскольку гелий легкий газ, то можно было бы предположить, что он поднимается в верхние слои атмосферы, и весь гелий, выделившийся со времен ранних геологических эпох до настоящего времени, будет составлять верхние слои атмосферы. В действительности же анализы спектров полярных сияний и собственного свечения атмосферы такого слоя гелия не обнаруживают.

Одно из возможных объяснений этого явления заключается в следующем. Благодаря высокой температуре в экзосфере атомы гелия получают кинетическую энергию, необходимую для выхода из поля земного тяготения. Эти атомы смогут, таким образом, достигнув параболической скорости, навсегда исчезнуть в межпланетном пространстве. Если это действительно так, то водород, который при той же температуре благодаря меньшему молекулярному весу имеет большие тепловые скорости, чем гелий, исчезнет быстрее и тоже не будет обнаружен. Проверить эту теорию можно следующим образом. Если водород имеется в верхних слоях атмосферы, то, как показал Бейтс [24], во время фотохимической реакции могут образоваться гидриды NH и OH. Поскольку эти вещества сильно резонируют под действием солнечных лучей и излучают волны длиной около 3360 и 3090Å, их легко можно было бы обнаружить в сумеречном спектре атмосферы. Эти излучения обнаружены не были. Однако Мейнел [25] показал, что в инфракрасной области спектра ночного свечения воздуха несомненно существуют полосы ОН (Между 7000 и 9000 Å. Это указывает на присутствие водорода в верхних слоях атмосферы, но его количество еще не установлено; остается также не выясненным вопрос об отсутствии гелия.

Делались попытки доказать наличие диффузионного разделения при помощи приборов, установленных на ракете. Проводились два рода опытов: Мичиганский университет [26] совместно с Дюргэмским университетом [27] использовал метод исследования среды при помощи взятия проб, а Лаборатория прикладной физики университета Джона Гопкинса [28] и Военно-морская исследовательская лаборатория применяли радиочастотные масс-спектрографы [23].

В первых пробных полетах «Фау-2» колбы для отбора пробы помещались в средней и хвостовой частях ракеты. Это делалось с целью наименьшего повреждения сосудов и наилучшей сохранности их при ударе ракеты о землю. Первый такой полет состоялся 29 июля 1947 г. В 5 час. 55 мин. утра была запущена ракета «Фау-2» № 30, которая достигла высоты 159 км. После извлечения стальных сосудов из обломков ракеты пробы воздуха, взятые в верхних слоях, перекачивались насосом в стеклянный бачок, который мог загрязнить исследуемый газ. Кроме того, источником загрязнения могло служить истечение газов из самой ракеты. Поэтому, хотя до высоты 70 км диффузионного разделения не обнаружено, эти результаты не могут все же считаться окончательными.

За последние годы техника измерений с помощью этого метода и сами сосуды, предназначенные для взятия проб, подверглись значительному усовершенствованию. В 1949 г. установки поднимались на ракетах «Аэроби» на высоту 50 и 60 км; более ранние опыты были произведены в 1947 и 1948 гг. на ракете «Фау-2». Ракеты «Аэроби» SC17 и SC21, поднявшиеся 19 декабря 1950 г. на высоту 82 км, а 26 февраля 1951 г. - на высоту 69 км, были оборудованы новейшим приспособлением, установленным в передней части ракеты. Носовая часть корпуса ракеты была взорвана пороховым зарядом, чтобы устранить возможность загрязнения газами, имеющимися внутри сосудов для взятия проб. Колбы для взятия проб устанавливались группами по три и спускались вниз на парашютах. Таким оборудованием была снабжена ракета «Фау-2» № 59, поднявшаяся 20 мая 1952 г. на высоту 124 км. Два ряда по три таких сосуда в каждом устанавливались в конце носовой части ракеты и затем по отдельности спускались на парашюте. Кислород в таких опытах не измеряется, так как он быстро исчезает во время хранения в стальных сосудах и к тому же окисляет медные входные трубки. Поэтому для анализов выбираются инертные газы, а именно легкий газ - гелий, газ среднего веса - азот и тяжелый газ - аргон.

Анализы показали, как происходит диффузионное разделение в верхних слоях атмосферы [29], но достоверность полученных результатов вызывает сомнение, поскольку разделение было также обнаружено и в контрольных образцах [30].

Одним из методов исследования диффузионного разделения газов является применение радиочастотного масс-спектрографа. В этом приборе (фиг. 46) молекулы газа ионизируются и заряженные ноны получают ускорение в переменной магнитном поле, которое изменяется с радиочастотой. В результате молекулы располагаются соответственно своим молекулярным весам, давая возможность определить состав атмосферы.

Лаборатория прикладной физики при университете Джона Гопкинса установила масс-спектрограф на ракетах «Аэроби» А18 и А19, запущенных 17 августа 1950 г. и 22 января 1951 г., но, к сожалению, прибор вышел из строя и эксперимент не удался [28]. Другой спектрограф был установлен и испытан в 1952 г. на ракетах «Викинг» и «Фау-2» Военно-морской исследовательской лабораторией [23], но эти эксперименты тоже были неудачными. В 1953 г. были вновь запущены две ракеты «Аэроби», снаряженные соответствующим оборудованием. Первая из них NRL-12 стартовала 10 февраля в 2 часа 9 мин. дня, а вторая - NRL-13-12 февраля в 0 час. 9 мин. Эти специально облегченные ракеты достигли высоты 137 км. Приборы, установленные на NRL-12 и NRL-13, показаны на фиг. 45 и 47, а детали механизма,

Фиг. 46. Трубка радиочастотного масс-спектрографа, установленного на ракете «Аэроби» NRL-13, для исследования состава газов верхних слоев атмосферы.

Фиг. 47. Носовой конус ракеты «Аэроби» NRL-13, оснащенный оборудованием для исследования состава газов верхних слоев атмосферы. 1 - открывающий механизм и источник ионов; 2 - трубка спектрометра в муфте из губчатой резины; 3 - электронная схема и питание спектрометра; 4 - свинцовые аккумуляторы; 5 - отметчик времени и калибратор; 6 - коммутатор; 7 - контрольный приемник; 8 - передатчик телеизмерительной системы; 9 - основание боевой головки.

Фиг. 48. Механизм отламывания трубки спектрометра при падении давления до величины, достаточной для эффективной работы спектрометра.

отламывающего вводные трубки спектрографа, на фиг. 48. Показания приборов с помощью телеизмерительной установки передавались на Землю. К сожалению, во время полета NRL-12 не было получено существенных данных, но ракета NRL-13 дала некоторые интересные сведения. Опыты показали, что на достигнутой высоте (примерно

Фиг. 49. Кривые изменения ионного тока для аргона и молекулярного азота и отношения Ar/Ng в зависимости от высоты. Отношение Ar/N; уменьшается с высотой (измерения проводились на ракете «Аэроби» NRL-13).

135 км) в верхних слоях атмосферы диффузионного разделения газов не происходит. К такому заключению ученые пришли в результате сравнения соотношения аргона и молекулярного азота (фиг. 49). Кривые на фиг. 49 показывают, что отношение Ar/N₂ уменьшается с увеличением высоты, тогда как эффект диффузионного разделения должен был бы привести к росту этого отношения с высотой. В настоящее время ученые полагают, что диффузионного разделения атмосферных газов ниже 160 км не происходит.

В результате исследований верхних слоев атмосферы было открыто одно весьма важное явление - существование сильных 'Ветров в ионосфере [31]. Наличие таких

Фиг. 50. График изменения высоты и давления в зависимости от времени запуска ракеты «Аэроби» NRL-13, а также номера проб, бравшихся для исследования состава газов.

ветров можно было обнаружить, наблюдая за движением серебристых облаков и изменением следов, остающихся после метеоров. За последние годы исследования с помощью радиоастрономии и ракет дали возможность получить данные об этих высотных воздушных течениях. Радиоастрономы наблюдали мерцание дискретных источников радиоизлучения, обусловленное прохождением радиоволн через земную атмосферу. Несколько станций, расположенных на некотором расстоянии друг от друга, производили сравнение характера колебаний и выявили, что картина колебаний, записанная на одной станции, повторяется через несколько минут на другой. Эти наблюдения позволили прийти к выводу, что для ионосферы характерны горизонтальные перемещения воздуха. Однако до сих пор не ясно, являются ли эти перемещения ветром или просто волновым движением ионизированных слоев.

В настоящее время общепринято, что в ионосфере существуют определенные своеобразные течения, которые можно рассматривать как ветры. Опыты, произведенные в течение нескольких лет на экспериментальной станции Джодрелл Бэнк Манчестерского университета, в Кембридже, на Радиоисследовательской станции в Слау и в ряде других стран, дали возможность классифицировать эти ветры.

Обнаружено, что в средних северных широтах летом ветры всегда дуют с востока и достигают скорости 100 м/сек, а зимой утром дуют с запада, а в остальное время - с востока. Оказывается также, что магнитная активность, вызванная хромосферными вспышками на Солнце, влияет на эти ветры, увеличивая их скорость. Ветры в ионизированном слое наблюдаются на высоте между 80 и 300 км, а для того, чтобы обнаружить вертикальные перемещения, необходимы более детальные исследования.

Эти результаты радиоисследований подтверждаются опытами с ракетами, проведенными сотрудником Мичиганского университета Ференсом. В 1950-1951 гг. было оборудовано и запущено 6 ракет «Аэроби». Все запуски производились ночью. На каждой ракете было установлено семь коротких, похожих на пушку стальных сосудов, содержащих гранаты, которые могут быть выброшены с заранее заданными промежутками времени при помощи небольших зарядов. Специальный взрыватель обеспечивал взрыв гранат в момент, когда они находились на расстоянии 60 м от ракеты. Вспышку взрыва фотографировали с поверхности Земли и триангуляцией определяли ее высоту. Кроме того, момент вспышки регистрировался при помощи фотоэлементов, имеющихся на самой ракете, и передавался на Землю.

Звук взрыва улавливался целой системой микрофонов, установленных в виде буквы L на земле под ракетой. Зная момент, в который звук взрыва доходил до каждого микрофона, можно подсчитать скорость и направление ветров. Благодаря такому способу исследований вновь было установлено, что летом дуют восточные ветры, а зимой - западные. Однако это утверждение отличается от результатов радиоисследований, так как последние показывали восточные ветры в ночное время, когда главным образом и проводились испытания с помощью ракет. Установлено, что летом западные ветры имеют максимальную скорость около 104 м/ceк на высоте 50-60 км, в то время как восточные ветры имеют максимальную скорость только 90 м/сек. В этих опытах определяли также температуру воздуха; полученные данные находятся в хорошем согласии с результатами других ракетных исследований.

Фотографируя метеорные следы, ученые установили, что ветры на больших высотах имеют самые различные скорости; кроме того, иногда они имеют противоположные направления в разных слоях, сквозь которые проходит метеорный след.

Источником энергии образования этих ветров в верхних слоях атмосферы, несомненно, является солнечная радиация. Необычные условия могут возникнуть в случае, если Земля подвергается необычной радиации, например интенсивными ультрафиолетовыми или рентгеновскими лучами или даже корпускулярными потоками, которые вызывают полярные сияния. Явления прилива и отлива также могут сказываться на верхних слоях атмосферы. Отсюда следует, что верхние слои вовсе не являются неподвижными, как полагали раньше, а служат как бы буфером, защищающим Землю от излучения. Следовательно, помимо того, что эти слои атмосферы создают условия, благодаря которым возможна жизнь на Земле, они защищают Землю от вредной радиации, которая в противном случае уничтожила бы жизнь на нашей планете.

В настоящее время развернулась широкая дискуссия о возможности полета людей в межпланетное пространство. С технической точки зрения вполне вероятно, что к концу XX в. будут построены такие аппараты, в которых люди смогут отправиться в межпланетное путешествие. Прежде чем мечта о полете человека в межпланетнoe пространство станет реальной, необходимо решить ряд технических и инженерных проблем. Однако уже на современном этапе технического прогресса можно предсказать, что в течение ближайших 50 лет будет накоплен необходимый опыт для постройки и управления такой ракеты, в которой люди смогут отправиться в межпланетное пространство.

Машины для такого путешествия можно сконструировать уже сейчас, но как будет чувствовать себя человек, находясь за пределами земной атмосферы? Наш организм настолько хрупок, что мы очень часто быстро утомляемся даже в сутолоке обычной городской жизни. Поэтому представляет несомненный интерес вопрос, не окажется ли сам человек наиболее уязвимым эвеном в цепи событий, ведущих к полету в межпланетное пространство? Ведь если поднять незащищенного человека на высоту 80 км, то он погибнет!

Уже на высоте около 5 км дыхание затрудняется и требуется искусственная подача кислорода. На высоте 16 км кислород уже невозможно получить из атмосферы. Примерно на этой же высоте возникают осложнения, вызванные низким давлением, когда жидкости в организме человека закипают. Прежде всего вокруг рта появляется пена, затем начинает пениться жидкость глазного яблока и, наконец, под кожей образуются волдыри. Как предполагают, эти волдыри образуются в результате возникновения пузырьков водяных паров в мягких тканях. Такие явления наблюдаются в тех случаях, когда давление падает до 47 мм рт. ст., т. е. до давления водяного пара при нормальной температуре тела. На высоте 16 км начинает пениться кровь в сосудах легких.

От всех этих явлений человека очень легко защитить с помощью герметичной кабины. Разрешением этой проблемы были заняты авиаконструкторы в связи с тем, что самолеты типа Дуглас «Скайрокет» уже поднимались на высоту 24 км. Однако подобное решение влечет за собой ряд новых проблем: например, гибель экипажа в случае резкого падения давления из-за несчастного случая или в результате попадания вражеской пули. Эксперименты с внезапным понижением давления показывают, что при подобных обстоятельствах у незащищенного экипажа очень мало шансов выжить. Если на высоте 10 000 м при резком переходе от нормального атмосферного давления к давлению, существующему на этой высоте, человек может прожить 2 мин, то на высоте 16 500 м этот период равняется только 15 сек. Поэтому команда высотного корабля должна покидать поврежденный корабль, только находясь в герметичной камере или в специальной одежде типа скафандра, которая в настоящее время уже производится. С повышением высоты увеличивается опасность со стороны интенсивной радиации ультрафиолетовых лучей и первичных космических частиц. Кроме того, со времени полного выгорания горючего ракеты в период свободного падения члены экипажа станут невесомыми. Эти проблемы приобретают все большее значение, поскольку ракеты поднимаются во все более высокие слои атмосферы, и, соответственно, развивается новая отрасль авиационной медицины - медицина межпланетного пространства.

Фиг. 51. Носовой конус ракеты «Аэроби», запущенной Лабораторией авиационной медицины. В нижней половине виден отсек, в котором помещалась привязанная к станку обезьяна. У основания носовой части находилась камера с мышами.

Фиг. 52. Траектория полета ракеты «Аэроби», запущенной Лабораторией авиационной медицины. Показан момент, когда ракета находилась в свободном падении и животные не испытывали силы тяжести.

Фиг.53 Телезапись дыхания и электрокардиограммы обезьяны. Видно, что дыхание и сердцебиение не изменялись сильно через 200 сек. после запуска, т.е. во время падения на Землю на парашюте.

Фиг.54 . Телезапись пульса, артериального и венозного давления и температуры обезьяны во время полета.

Фиг. 55. Положение мышей во время полета в межпланетное пространство. A - мыши перед взлетом на полу цилиндра; Б - мыши в условиях свободного падения; во время вращения камеры одна мышь прижата к периферии камеры центробежной силой, а другая (в передней камере) находится в состоянии невесомости; В - при открытии парашюта мыши возвращаются в нормальные условия.

Сведения взяты из результатов экспериментов следующих организаций: Военно-морской исследовательской лаборатории (Р. Хавенз, Р. Колл, Г. Лaгоу), электронной лаборатории Службы связи армии США (М. Ференс). Mичиганского университета, ВВС США Г. С. Сицинский, Н. I lt. Спенсер, В. Дне. Доу); Мичиганского университет, Службы связи.

Под контролем сотрудников Лаборатории авиационной медицины ВВС США (Дейтон, шт. Огайо) на ракетах «Фау-2» и «Аэроби» были подняты мыши и обезьяны. Запуски производились с Холломанской базы ВВС и с полигона Уайт Сэндс.

Медицинская лаборатория на ракете «Аэроби» состояла из камер для анестезированной обезьяны и пары белых мышей (фиг. 51). Обезьяну поместили в специальный станок и во время полета наблюдали за ее сердечной деятельностью, дыханием, венозным и артериальным давлением; данные передавались посредством телеизмерительной установки (см. фиг. 53 и 54).

Мыши могли свободно передвигаться в двух камерах. У мыши, находящейся в задней камере, имелась полочка, на которую она могла карабкаться, а у другой мыши в камере находился небольшой шарик.

Траектория «Аэроби» показана на фиг. 52. Ускорение ракеты при взлете равнялось 14 g; к моменту выгорания топлива скорость достигала 3200 км/час. В этот период обе мыши были на дне камеры. Затем во время свободного падения ракеты они свободно плавали в пространстве камеры и одна из них в конце концов прижалась к полочке. Когда парашют раскрылся, обе мыши вновь упали на пол.

Обезьяна пережила полет без осложнений, о чем свидетельствует график, приведенный на фиг. 53; никаких отклонений от нормы в записях, переданных телеизмерительной установкой, отмечено не было. Мыши тоже выжили; сейчас за ними установлен контроль для выяснения влияния, которое окажут первичные космические лучи на их последующее потомство.

В результате этого биологического исследования ученые пришли к выводу, что млекопитающие могут вполне нормально существовать во время таких полетов. Однако необходимо провести еще много опытных полетов с животными, прежде чем человек сможет предпринять далекое путешествие к границам атмосферы.

1. Gowan Е. Н., /. Roy. Met. Soc, SuppL, 62, 34 (1936).

2. Wilkes M. V., Oscillations of the Earth's Atmosphere, Cambridge Monographs, 1949.

3. Whipple F. J. W., Ger. Beitr. z, Geophys., 24, 72 (1929).

4. Whipple F. L., Rev. Mod. Phys., 15, 246 (1943).

5. Vegard L. og Fonsberg E., Geofys. Publ. (Oslo) ifi 2 (1944).

6. Applet on E. V., Proc. Roy. Soc, 162A, 451 (1937).

7. Penndогf R., Bull. Am. Met. Soc, 27, 331 (1946).

8. Godfrey G. H. and Price W. L., Proc. Roy. Soc, 163A, 228 (1937).

9. Phys. Rev., 88, 1027 (1952).

10. Petrie W., Phys. Rev., 88, 790 (1952).

11. Friedman H., Lichtman S. W. and Byram E. Т., Phys. Rev., 83, 1025 (1951)

12. Spitzer L., Jr.. Astrophus. L, 95, 329 (1942).

13. Grimm in ger G., Rand Corp. Rep., 1948.

14. Nav. Res. Lab. Rep. R-2955, Upper Atmosphere Rep. No. 1, Oct. 1946.

15. Nav. Res. Lab. Rep. R-3030, Upper Atmosphere Rep. No. 2, Dec. 1946.

16. SсhuItz F. V., Spencer N. W. and Reifman A., Univ. Michigan, Upper Air Res. Progr., Rep. No. 2, 1948.

17. Havens R., Коll R. and LaGow H, Rev. Sci. Instr., 21, 596 (1950).

18. Paneth F. A., Quart. J Roy. Met. Soc, 63, 433 (1937).

19. Bates D. R. and Witherspoon A. E., Monthly Notices Roy. Astron.Soc, 109, 215 (1949).

20. Pillow M. E., Proc. Phys. 66a, 1064 (1953)

21. Johnson F. S., Bull. Am.Met Soc. 34,106 (1953)

22. Вates D. Monthly Notices,Roy. Astron. Soc 109, 215 (1949).

23. Tоwnsend J.W.Jr. Rev. Sci. Instr 23, 538 (1952)

24. Вates D. Monthly Notices,Roy. Astron. Soc 109, 215 (1949).Tоwnsend

26. Loh L. Neill H., Nichols M. and Wenzel Rev. Rev. Sci. 339 (1952).

В предыдущих главах мы говорили, что над стратосферой находится область, которую называют ионосферой. Это область, где радиация и частицы, преимущественно излучаемые Солнцем, попадают в разреженную атмосферу, взаимодействуют с атмосферными газами, отдают свою энергию и ионизируют атомы и молекулы. Хотя почти все газы в ионосфере подвергаются ионизации, все же ионизация наиболее интенсивна в определенных слоях. Кроме того, возникновение и исчезновение ионизированных атомов и молекул вызывает дневное и ночное свечение воздуха, а при определенных условиях происходят и такие явления, как полярные сияния. Пояса электрических токов, которые влияют на магнитное поле Земли, возникают именно в ионизированных слоях.

Основные ионизированные слои известны под названием слоев D, Е и F; они открыты уже довольно давно в связи с изучением распространения радиоволн. Действительно, радиоволна, попав в ионосферу, в результате преломления может повернуть обратно; в этом случае преломление проявится как отражение и волна возвратится к поверхности Земли, как показано на фиг. 9. Чем сильнее степень ионизации, тем больше отражательная способность ионизированного слоя; в связи с тем, что при низких атмосферных давлениях ионизация усиливается, верхние слои атмосферы становятся наилучшими «отражателями». Следует добавить, что отражательная способность зависит от частоты излучения: низкие частоты легче преломляются и отражаются. Отражение зависит также от угла, под которым фронт волны подходит к ионизированному слою.

Если радиоволна подходит к ионосфере под достаточно малым углом, то она отклонится и возвратится на Землю (см. фиг. 9). Если этот угол увеличить, то волна вернется на поверхность Земли ближе к передатчику. При дальнейшем увеличении угла можно дойти до предельного угла, при котором данная степень ионизации уже недостаточна для отражения волны. Этот угол называется критическим; он зависит от частоты. При увеличении частоты критический угол уменьшается. В конце концов можно достигнуть предельной частоты, при которой даже при наименьшем возможном угле отражения не происходит.

И наоборот, при уменьшении частоты критический угол увеличивается до тех пор, пока не становится равным прямому. В этом случае волны, направленные вертикально вверх, отражаются и возвращаются к Земле. Частота, при которой волны, направленные вертикально вверх, возвращаются обратно, называется критической частотой для данного слоя. Таким образом, выбрав соответствующую частоту, при которой волны, посланные вертикально вверх, отражаются от ионизированных слоев, можно измерить высоту расположения этих слоев. Для этого измеряется время, которое необходимо, чтобы импульс достиг ионизированного слоя и возвратился к передающей станции после отражения.

Зная скорость распространения излучения, можно рассчитать высоту «отражающего слоя». Она определяется как высота (А), равная половине эквивалентного пробега (Р'). Она несколько больше действительной высоты, достигнутой волной, поскольку процесс отражения волн ионизированным слоем требует некоторого времени для завершения; это вызвано тем, что процесс отражения радиоволн не подобен простому отражению от зеркальной поверхности.

Посредством радиоизмерений, основанных на этих принципах, и главным образом при помощи метода импульсного зондирования, разработанного Брейтом и Тьювом [1], получены обширные сведения об ионизированных слоях. В настоящее время применяется метод посылки в ионосферу серий радиоимпульсов продолжительностью 50-150 мксек при максимальной мощности в несколько сот ватт. Частота передатчика изменяется в некотором диапазоне со скоростью, которая может регулироваться. Время, необходимое для возвращения импульса,

Фиг.56. Типичная запись h'-f, полученная Радио-исследовательской станцией Слау. Ясно видны слои E, F1 и F2

позволяет определить эквивалентный пробег (Р'), который отмечается на экране электронно-лучевой трубки в зависимости от передаваемой частоты (f); эти диаграммы, известные как (Р' - f) - кривые, получаются при записи на движущейся пленке. На ней хорошо видны различные слои (фиг. 56 и 57). Эти (Р' - f) - кривые дают возможность определить максимальную эффективную электронную концентрацию в ионизированной области, а также показатель преломления.

Фиг. 57. Схема записи h' - f, определяющей слои.

Отрицательной чертой этого так называемого «наземного» метода является невозможность определения электронной концентрации между слоями с максимальными плотностями, расположенными на различных высотах. Это является одной из существенных причин применения ракет для этих исследований. Преимущество ракетных исследований заключается в том, что приборы, установленные на ракете, производят измерения в самой ионосфере.

Количество данных, полученных при исследованиях этих слоев, уже довольно значительно (фиг. 58). Известно, например, что слой D образуется под воздействием радиации Солнца на высоте 60-85 км. Эта самая низкая ионизированная область обычно не отмечается (Р'-f - аппаратом, поскольку она скорее поглощает, чем отражает лучи, однако ее можно обнаружить при помощи отражения волн низкой частоты, т. е. на частоте 30 кгц. Увеличение степени ионизации после хромосферной вспышки является причиной полного исчезновения коротких волн и улучшения передачи длинных волн. Как полагают,

Фиг. 58. Ионизированные слои земной атмосферы.

На высоте 100-120 км находится область постоянной ионизации, которая нормально отражает волны с частотой ниже 3 мггц. Это слой Е, открытый независимо друг от друга Хивисайдом и Кеннелли и названный поэтому слоем Кеннелли - Хивисайда. Его эффективная максимальная электронная концентрация увеличивается от минимума (1·10⁴ в 1 см³) перед рассветом до максимума (1,5·10⁵ в 1 см³) в полдень, а затем после захода Солнца вновь падает до минимума. Слой Е имеет наименьшую степень ионизации в период между полуночью и рассветом. Иногда этот слой можно разделить на два слоя: E₁ и Е₂ с промежутком между ними около 15 км. Было обнаружено, что слой Е₁ отражает посылаемые вертикально радиосигналы до частоты 2 мггц. Происхождение слоя Е, границы которого во время измерений методом Р' - f строго очерчены, еще не вполне ясно. Он может возникнуть благодаря преионизационному процессу молекул кислорода [3], но тот факт, что слой Е можно разделить на два слоя - Е₁ и Е₂, - указывает на возможность протекания двух различных процессов. Не исключено, что в создании этого слоя большую роль играет рентгеновское излучение [4].

Слой Е перекрывается спорадическим слоем Е, состоящим из отдельных ионизированных облаков, которые иногда позволяют осуществлять связь на большом расстоянии на частоте 56 мггц. В этой области наблюдаются высотные ветры со скоростью до 200 км/час, которые оказывают влияние на эти спорадические E-облака; хотя они отмечаются в любое время, наибольшей интенсивности в высоких широтах эти ветры достигают летом, а наименьшей - зимой. Как предполагают, обычно спорадический слой Е образуется вследствие бомбардировки атмосферы быстрыми солнечными частицами в высоких широтах и метеорной ионизации.

Увеличивая частоту передаваемых радиосигналов, можно обнаружить, что при превышении критической частоты для слоя Е отражение происходит от более высоких ионизированных областей, а именно от слоев F. Слои F отражают радиоволны с частотой до 5-8 мггц.

Эти слои, иногда называемые слоями Эпплтона (по имени открывшего их ученого), значительно сложнее, более рассеянные и изменчивые, чем слой Е. Ночью, когда эта область представляет собой единый слой, его высота достигает 300 км, а днем всего 200 км. Обычно летом слой F разделяется на два слоя F₁ и F₂, которые на рассвете образуются из одного слоя, находящегося на высоте около 250 км. Как полагают, слой F₁ образуется при вторичной ионизации молекулярного азота или первичной ионизации атомарного кислорода, тогда как слой F₂ образуется вследствие первичной ионизации молекулярного азота, первичной или вторичной, а иногда даже третичной ионизации атомарного кислорода. Бэйтс и Мэсси [5] предполагают, что ионизация атомарного кислорода происходит как в слое F₁ так и в слое F₂.

Во время хромосферных вспышек на Солнце в слое F происходят сложные изменения. Далее, установлено, что ионизация земной атмосферы изменяется вследствие суточного вращения Земли, вращения Солнца с периодом около 27 дней, годового вращения Земли вокруг Солнца, а также колеблется со сравнительно длительным, одиннадцатилетним периодом, соответствующим одиннадцатилетнему циклу солнечной активности. В самом деле, Солнце играет важнейшую роль в управлении состоянием ионосферы. К одному из важных явлений на Солнце, имеющему сложные последствия, относятся хромоcферные вспышки, которые, как считает Мензел [6], связаны с протуберанцами типа выбросов (возвратными).

Хромосферные вспышки всегда появляются вблизи групп солнечных пятен, и в эпоху максимума солнечной активности может произойти четыре-пять больших вспышек в год. Хромосферная вспышка - это участок солнечной поверхности, испускающий весьма интенсивное излучение в длине волны, соответствующей спектральной линии водорода - Н_α. Вспышки длятся от нескольких минут до часа. Линия Н_α излучается при переходе электрона водородного атома с разрешенной орбиты уровня М на разрешенную орбиту уровня L. Эта линия располагается в красной части видимого спектра и имеет длину волны 6562,8Å. Обычно хромосферная вспышка начинается внезапно и быстро достигает максимальной яркости, затем постепенно угасает, пока не исчезнет совсем. В период максимума яркости вспышки Солнце испускает усиленное ультрафиолетовое излучение. Это излучение, по-видимому, весьма сильно в длине волны, соответствующей линии водорода L_α серии Лаймана, и достигает Земли через 5 мин. после выхода из Солнца. Серия Лаймана у водорода (открыта Лайманом, Гарвардский университет) включает излучения, которые сопровождают возвращение электронов с возбужденных орбит на уровень К, обладающий наименьшей энергией. Излучение, соответствующее линии L_α с длиной волны 1275,7Å, испускается в том случае, когда электрон переходит с уровня L на уровень К. Длина линии L_α серии Лаймана равна 1026 Å. Не исключена возможность, что излучение в линиях серии Лаймана является причиной возникновения ионизации в верхних слоях атмосферы. Излучение в линии L, как известно, может проникать сквозь слои земной атмосферы, содержащие молекулы азота и кислорода вплоть до высоты 100 км от поверхности Земли. Эта радиация оказывает влияние на ионосферу, в частности, вызывает ионизацию слоя D, которая ведет к исчезновению коротких радиоволн. Помимо этого, в верхних слоях возникают течения, являющиеся причиной так называемых магнитных бурь - внезапного изменения магнитного поля Земли (см. фиг. 65). Это изменение может равняться 100 гаммам (одна гамма равна 10^-5 гаусс) для горизонтальной составляющей (Н) и 50 гаммам - для вертикальной составляющей (V) земного поля; изменение магнитного склонения D может достигать 5 мин. Эти явления, равно как ионизация слоя D, имеют место только в дневной полусфере Земли. Хромосферная вспышка влечет за собой усиление высокочастотного радиоизлучения, которое радисты называют «солнечным шумом». Она вызывает также некоторые побочные явления, которые обнаруживаются лишь спустя несколько часов. Во время вспышки излучается поток электрически нейтральных частиц, состоящий из одинакового числа протонов и электронов, которые распространяются по радиальным направлениям, проходя расстояние 150 000 000 км между Солнцем и Землей. Примерно через 27 час. эти частицы достигают Земли при средней скорости 1600 км/сек. Достигнув Земли, они вызывают магнитную бурю, полярные сияния и помехи в радиосвязи. Эти частицы вызывают ряд явлений, которые происходят как в дневной, так и ночной полусферах Земли: они разрывают на отдельные облака слои F, увеличивают их высоту, уменьшают электронную концентрацию и критическую частоту и даже, как предполагают, образуют кольцевые токи вокруг Земли на расстоянии нескольких земных радиусов [7].

Причины появления полярных сияний были установлены Мейнелом [8] на основе спектроскопических исследований мощного полярного сияния, имевшего место 18-20 августа 1950 г. Мейнел обнаружил, что линия H_α, соответствующая длине волны 6563Å, была расширена в фиолетовую сторону; это указывает на эффект Допплера, который образуется от движения протонов, приближающихся к Земле со скоростью 3200 км/сек. Эта скорость превышает указанную выше скорость нейтральных корпускулярных потоков, но, несомненно, может обусловливаться ускоряющим действием поля тяготения и магнитного поля Земли.

Солнце вызывает и другой вид магнитных бурь - так называемые М-бури. М-бури сильно отличаются от бурь, вызываемых хромосферными вспышками; они имеют неопределенное начало, крайне незначительное время нарастания возмущений, продолжаются довольно долго и незаметно прекращаются. Обычно такие бури повторяются через 27,6 дней, т. е. через период вращения Солнца. Излучающие области на Солнце, ответственные за М-бури, Бартельс назвал в 1934 г. областями М, т. е. магнитно эффективными областями. В настоящее время вопрос об их природе все еще не решен; неясно также, с какими видимыми явлениями, происходящими на поверхности Солнца, они связаны и связаны ли вообще. Очень активные солнечные пятна, связанные с радиоизлучением (которое обычно возникает во внутренних областях солнечной короны в связи с появлением солнечных пятен), дают толчок к возникновению магнитных М-бурь определенной последовательности [10]. Предполагают также, что корональные лучи являются источниками корпускулярных пучков, которые достигают поверхности Земли через один-три дня [11, 12] и могут вызвать М-бури.

Таким образом, исследования ионосферы можно проводить двояким путем. Во-первых, необходимо изучить ионизированные слои и их влияние на радиосвязь, которая в значительной мере зависит от степени ионизации и высоты слоев. Во-вторых, следует рассмотреть течения, возникающие в ионосфере, и явления, которые проявляются в изменениях магнитного поля Земли.

Из приведенных выше данных, относящихся к ракетным исследованиям, видно, что ракеты «Аэроби» и «Фау-2», достигнув высоты 100-160 км, попадали в область слоя Е, а ракеты «Викинг» и «Бампер Вак» проникали внутрь слоев F₁ и F₂. Исследования ионосферы, произведенные с поверхности Земли, оказались ограниченными, так как не дали возможности получить данные о концентрациях ионов и электронов в области, расположенной между уровнем максимальной концентрации заряженных частиц одного ионизированного слоя и уровнем максимальной концентрации заряженных частиц вышележащего слоя. Поэтому в первых экспериментах, проведенных при помощи ракет «Фау-2», делались попытки измерить концентрацию ионов и выяснить их природу путем передачи многочисленными антеннами ракеты волн с частотами, близкими к критической, и наблюдений за результатами передачи с фиксированных наземных станций. В программе исследований при помощи высотных ракет были сделаны попытки непосредственно измерить концентрацию электронов как функцию высоты, а также установить зависимость характеристики затухания волн в атмосфере от высоты. Позднее в эту программу были включены исследования эффектов перекрестной модуляции¹⁾ в ионосфере, измерение частоты столкновений и проверка распространения радиоволн на больших расстояниях как с наземных станций до ионосферы, так и пакет до наземных станций.

¹⁾ Перекрестная модуляция, иногда известная под названием люксембургского эффекта, это - наложение модуляции одной несущей частоты на другую. Она вызывается прохождением радиоволн через ионизированный слой, где они подвергаются абсорбции; энергия передается от одной волны к другой через поглощающие электроны.

Первые исследования сдвига фаз в ионосфере были проведены в Военно-морской исследовательской лаборатории США [13] в 1946 г. при помощи ракеты «Фау-2»

Фиг. 59. Оснащение боевой головки ракеты „Фау-2". Видно размещение ионосферного передатчика.

(фиг. 59). С ракеты были переданы два сигнала с кратными частотами. Более высокая из этих частот выбиралась с таким расчетом, чтобы показатель преломления равнялся единице; в этом случае скорость распространения сигнала при прохождении через ионизированные слои не изменится. С другой стороны, более низкая частота должна была несколько превышать критическую частоту в день испытаний с тем, чтобы коэффициент преломления приближался к нулю; это обеспечило бы значительное изменение скорости распространения соответствующего сигнала. При прохождении сигнала с низкой частотой через ионизированные слои происходило запаздывание фаз, которое обнаруживалось наземными станциями. Этого можно было достигнуть путем повышения частоты и смешения ее с высокой частотой. Полученный сдвиг фаз улавливался регистрирующим прибором, фиксировался электронно-лучевой трубкой и фотографировался. Коэффициент преломления можно было подсчитать по сдвигу фаз, а по показателю преломления в свою очередь можно определить эффективную электронную концентрацию¹⁾. Установлено, что этот метод давал достаточно точные результаты при определении плотностей, меньших чем 1000 электронов в 1 см³. При тщательном измерении мощности полученных сигналов эта аппаратура давала возможность измерить эффект затухания для двух избранных частот.

¹⁾ При условии, что ионы имеют заряд и массу электрона.

Как и следовало ожидать, трудности появились на самых ранних этапах исследования. Успех экспериментов прежде всего зависел от сдвига фаз, поэтому нигде в аппаратуре не должно было возникать паразитных смещений фаз. Они были устранены благодаря тщательным расчетам при разработке приемников и передатчиков. Тогда появилась проблема создания соответствующих антенн, особенно для низких частот. Антенны должны были обеспечить хорошую диаграмму направленности и, что важнее всего, сохраняться на ракете, несмотря на напор воздуха и действие пламени выхлопных газов. В ранних экспериментах употреблялись два типа антенн [13]: выпускная проволочная антенна и дельта-антенна, предложенная доктором Николсом из Принстонского университета.

Выпускные проволочные антенны, применявшиеся в первых экспериментах, представляли собой витые стальные кабели диаметром 9,5 см, свисающие с килей и разматывающиеся по мере подъема ракеты со стартовой платформы. Дельта-антенны, изготовленные из омедненной стали, начинались в середине ракеты «Фау-2» и доходили до хвостовых килей, где они прикреплялись при помощи пружинного приспособления (см. фиг. 15).

В первых опытах была использована стабилизированная кварцем частота 334 кгц и ее гармоники. За эталонный высокочастотный сигнал была взята 48-я гармоника, т. е. частота, равная 25,632 мггц, тогда как подходящий низкочастотный сигнал выбирался в зависимости от критической частоты, определенной (Р' - I)-аппаратом, в день пуска ракеты. Например, 12-я гармоника, равная 6,408 мггц, находится как раз выше критической частоты спорадической области Е, а 8-я гармоника (частота 4,272 мггц) лишь немного превышает критическую частоту нормального слоя Е.

Первый полет ракеты «Фау-2» № 5, запущенной специально для исследований сдвига фаз, состоялся 13 июня 1946 г. в 4 часа 40 мин. дня. Ракета достигла высоты 117 км, но антенны вышли из строя и эксперимент не был завершен. Однако удалось установить, что дельта-антенны с подводимой мощностью 6 вт на частоте 12,8 мггц (24-я гармоника) посылали различимые сигналы даже с верхней точки траектории ракеты. Для проверки работы оборудования был проведен ряд полетов; при этом мощность была увеличена до 15 вт. 30 июля 1946 г. состоялся полет ракеты «Фау-2» № 9, которая поднялась на высоту 167 км. Полет оказался удачным, если не считать некоторых неполадок с передатчиком. При полете ракеты «Фау-2» № 12 был испробован передатчик мощностью 50 вт. Запуск состоялся 10 октября 1946 г. в 10 час. 15 мин. утра, ракета достигла высоты 163 км. Полет оказался удачным, несмотря на то, что антенны были сломаны. Во время этого полета испытывалась главным образом система выпускных антенн, в которой длина антенны составляла 3/4 длины волны, т. е. 7,92 м для эталонной частоты и 51,82 м - для частоты, на которой проводился эксперимент (4,272 мггц). К сожалению, более длинные антенны при взлете зацепились и были сорваны с ракеты. Эксперимент по сдвигу фаз в ионосфере снова не удался, но был принят сильный сигнал с эталонной частотой 25,672 мггц даже с наивысшей точки траектории. Установлено, что ионизированные слои не оказали на него заметного влияния. Однако диаграмма направленности антенны оказалась не очень хорошей, а наличие многих лепестков и вращение ракеты после полного сгорания горючего явилось причиной флуктуации принимаемого сигнала [14].

Фиг. 60. Зависимость эффективной электронной концентрации от высоты, достигнутой ракетой «Фау-2», которая была запущена 7 марта 1947 г.

Дальнейшие полеты, проводившиеся на ракетах «Фау-2» в марте 1947 г. (фиг. 60) и в январе 1948 г. (фиг. 61), дали возможность получить данные по сдвигу фаз [15, 16]. Во время полета ракеты «Фау-2» № 21, запущенной 7 марта 1947 г. в 11 час. 23 мин. утра на высоту 160 км, было найдено, что эффективная электронная концентрация ниже 83 км равнялась 10⁴ в 1 см³, а на высоте 111 км возросла до 2·10⁵ в 1 см³. Выше 111 км спорадический ионизированный слой Е, имевшийся перед взлетом, полностью задерживал сигналы ракетного передатчика. Ракета «Фау-2» № 34 была запущена 22 января 1948 г. в 1 час 12 мин. дня; она достигла высоты 158 км. Во время полета вновь было обнаружено, что электронная концентрация, которая ниже 85 км была менее 10⁴ в 1 см³, на высоте 100 км увеличилась до 2,3·10⁵ в 1 см³. И на этот раз было отмечено, что выше 100 км спорадический ионизированный слой Е препятствовал передаче сигналов во время полета. Кроме того, в слое D наблюдалось также интересное явление, связанное с затуханием. В тот момент, когда ракета прошла сквозь слой D, произошло резкое падение мощности сигналов, имеющих частоту 4,274 мггц. Во время спуска наблюдалось обратное явление, но уже на высоте 74 км. Полагают, что эти явления можно объяснить быстрым подъемом слоя D.

Фиг. 61. Зависимость эффективной электронной концентрации от высоты, полученная при запуске ракеты «Фау-2» 22 января 1948 г. 0 - данные ракет «Аэроби» и «Фау-2»; О - прямые лучи; [значок квадратика] - отраженные лучи.

Постепенно оборудование и техника экспериментов улучшились, и уже в 1949 г. ученые получили вполне достоверные данные. 29 сентября 1949 г. в 9 час. 58 мин. утра на высоту 151 км была запущена ракета «Фау-2» № 49. При этом было обнаружено, что высота наиболее плотных частей слоев в действительности меньше, чем было определено при помощи метода (Р' - I)-кривых. Результаты измерений показали также, что зимой между слоями Е₁ и Е₂ минимальная электронная концентрация ниже, чем ранней осенью.

Фиг.62. Блок-схема усовершенствованной системы для исследования атмосферы при помощи ракет.

Помимо сотрудников Военно-морской исследовательской лаборатории, исследованием ионосферы заняты также ученые Мичиганского университета, которые вместе с ВВС США снарядили несколько ракет для изучения ионосферы [17].

В этих экспериментах электронная концентрация определялась путем измерений замедления импульсов несущей радиочастоты вблизи критической частоты (фиг. 62). Для этого была использована система, состоящая из двух наземных передатчиков, которые вначале посылали импульс высокой частоты, а через 15 мксек - импульс низкой частоты. Высокочастотный импульс с частотой 470 мггц проходил ионосферу без всякого замедления, тогда как низкочастотный импульс с частотой, близкой к критической, по пути к ракете замедлялся. Первый импульс, достигнув ракет, включал модулятор низкочастотного приемника, а затем через выходные контуры проходил к маяку, который посылал длинный ответный импульс продолжительностью 165 мксек. Выход низкочастотного приемника накладывал отрицательную модуляцию на ответный импульс. Расстояние модуляции от начала импульса и является мерой замедления исследуемых сигналов. Для обеспечения проверки линейности на продолжительный импульс накладывалась также пилообразная модуляция. Таким образом, ответный импульс давал необходимые данные для расчета времени замедления. Результаты фиксировались на экране электроннолучевой трубки, специально предназначенной для упрощения расшифровки.

Эксперименты, связанные с изучением ионосферы, были начаты еще в 1946 г. (например, в Военно-морской исследовательской лаборатории). Однако прошло несколько лет, прежде чем приборы были улучшены настолько, что появилась возможность получать вполне достоверные данные (фиг. 63). Ракеты, оснащенные современным оборудованием, помогут разрешить многие важные задачи, связанные с ионизированными слоями. Кроме того, путем передачи ракетой импульсов четырем наземным станциям, находящимся на большом расстоянии друг от друга, ученые пытаются определить влияние магнитного поля Земли на скорость распространения вода. Остается выяснить характер ионов и относительное содержание положительных и отрицательных ионов и электронов.

Фиг. 63. Эффективная концентрация электронов, полученная в опытах с ракетами «Фау-2», «Аэроби» и «Викинг». ---- «Викинг» № 9, запуск 15 декабря 1952 г. в 2 часа 40 мин. дня; ..... «Аэроби» № 38, запуск 26 июня 1953 г. в 12 час. 10 мин. дня; -x-x- «Фау-2» № 47, запуск 14 июня 1949 г. в 3 часа 35 мин. дня.

В Мичиганском университете уже используют метод проб Лангмюра для проверки концентрации ионов в нижних слоях ионосферы [18, 19]. Усеченный конус носовой части ракеты вначале изолировался от всего корпуса, а затем к этим двум поверхностям прикладывалась переменная разность потенциалов. Измеряя возникающий при этом ток, можно подсчитать концентрацию ионов. Этот опыт проводился во время полета ракеты «Фау-2» № 28, запущенной 8 декабря 1947 г. в 2 часа 42 мин. дня на высоту 104 км. Ионизация была впервые отмечена на высоте 60 км, по-видимому, в слое D. Результаты опыта позволили установить, что из заряженных частиц присутствовали только положительные и отрицательные ионы (электронов не обнаружено). Эти данные расходятся с выводами Митра о том, что концентрация электронов в слое D равна 2·10² в 1 см³. Свободные электроны не появлялись до высоты 70 км. На высоте 104 км измеренная концентрация положительных ионов равнялась 1·10⁶ в 1 см³, тогда как электронная концентрация, вычисленная в тот же день при помощи метода (F - I) на высоте слоя Е, т. е. на высоте 111 км, составляла 1,5·10⁵ в 1 см³. По-видимому, это свидетельствует о том, что, согласно теории [20], в слое Е имеется гораздо больше отрицательных ионов, чем электронов. Для подтверждения этой гипотезы необходимо провести дополнительные эксперименты, так как сейчас она подтверждается только измерениями избыточной энергии рентгеновского излучения, проведенными Военно-морской исследовательской лабораторией [21].

Наконец, Бернинг (сотрудник научно-исследовательской лаборатории Абердинского полигона) [22] разработал еще один метод определения электронной концентрации в ионосфере. Выше мы говорили о том, что ракеты можно проследить с помощью принципа Допплера, используя систему DOVAP. Однако эта система не позволяет учесть изменение скорости радиации, вызываемой ионосферой. На применявшихся высоких частотах эти изменения весьма незначительны, но если бы во время полета ракеты удалось получить более точные данные и сопоставить две траектории, то это позволило бы проанализировать явления, происходящие в ионосферных слоях. Это и было сделано путем сравнения баллистических траекторий, вычисленных для пустоты, с результатами, полученными при применении системы DOVAP. Проводилось множество расчетов: во-первых, для двухступенчатой ракеты «Бампер Вак» № 5 (фиг. 64), запущенной 24 февраля 1949 г. в 3 часа 14 мин. дня, у которой ракета «Фау-2» достигла высоты 100 км, а ракета «Вак Корпорал» - 378 км, и, во-вторых, для ракеты «Викинг» № 9, запущенной 15 декабря 1952 г. в 2 часа 32 мин. дня на высоту 215 км.

Фиг. 64. Зависимость электронной концентрации от высоты, полученная в опытах с ракетой «Бампер Вак» №24 февраля 1949 г. в 3 часа 14 мин. дня. Максимум плотности относится к слою F2

Эффективная электронная концентрация, найденная при полете ракеты «Викинг» № 9 (см. фиг. 63), имеет максимум 1·10⁵ в 1 см³ на высоте 106 км (слой E₁) и несколько большую величину на высоте 123 км (слой Е₂). Между слоями плотность падает до значения 2,5·10⁴ в 1 см³ и, наконец, на высоте 210 км эффективная электронная концентрация поднимается до 5,7·10⁵ в 1 см³. Эти результаты очень хорошо согласуются с измерениями ионизированных слоев, проводившимися с земли, в тот момент, когда слой Е₁ появляется в виде спорадического слоя Е, слой F₂ в течение полета смещается с 230 до 190 км, а в это же время слой F постепенно исчезает [23].

В отделении физики Бостонского университета для исследования радиосвязи на большом расстоянии были посланы сигналы из шт. Виргиния на ракеты, запускаемые с полигона Уайт Сэндс. Полученные данные оказались очень сложными, в настоящее время они обрабатываются и анализируются. Таким образом, опыты с высотными ракетами открывают новую эру в изучении ионосферы. После стандартизации аппаратуру, предназначенную для обычных исследований, можно будет чаще использовать на сравнительно недорогих ракетах типа «Рокун». Это даст возможность получить ценные сведения, позволяющие изучить механизм образования различных слоев. Предполагают, например, что в раздвоении слоя Е играют существенную роль два определенных фактора [24]; в гл. VI будут рассмотрены новейшие опытные данные по определению интенсивности солнечных рентгеновских лучей в этих областях, которые выявляют причину ионизации в слое Е. По-видимому, солнечные рентгеновские лучи являются такими же важными факторами процесса ионизации, как ультрафиолетовое излучение в линиях лаймановской серии водорода.

Ионизированные слои являются областями проводимости электрических токов, которые оказывают влияние на магнитное поле Земли [25, 26]. Электрические токи над поверхностью Земли, первые были обнаружены Балфур-Стюартом в 1882 г., и поэтому их часто называют токами Балфур-Стюарта. Существует много теорий относительно того, в каких слоях встречаются эти токи, начиная от слоя D [27] до кольцевых токов в плоскости магнитного экватора на расстоянии нескольких земных радиусов от поверхности Земли [28, 29].

Атмосферные электрические токи можно разделить на три основных типа. К первому типу относятся токи, возникающие вследствие дневного нагревания атмосферы солнечными лучами и ионизации атмосферы, обусловленной непосредственным воздействием Солнца. Ко второму типу относятся суточные изменения вследствие приливов и отливов в атмосфере, вызванных Солнцем и Луной.

Происходят, наконец, изменения бурного характера, которые зависят только от условий на поверхности самого Солнца и поэтому являются периодическими. Они повторяются с периодом солнечного вращения (27,6 дня) или с периодом, равным периоду цикла солнечной активности (11 лет).

Суточные изменения, вызванные Солнцем и Луной, отмечены во многих местах на поверхности Земли; это дает возможность проследить за распределением токов. Предполагают, что они имеют форму полос, т. е. текут в слоях атмосферы, имеющих небольшие сечения по сравнению с их площадью. Считают, что на экваторе эти полосы токов усиливаются и образуют концентрированные токи ограниченной ширины. Эти токи были названы «электроструями» [30]. Однако высота, на которой располагаются такие токи, оставалась спорной до тех пор, пока в «электрострую» над Тихим океаном не были запущены ракеты. Электрическое поле в ионосфере образуется вследствие перемещения проводящих слоев, вызванного приливами в атмосфере [31]. Механизм образования атмосферных токов очень прост и аналогичен получению тока в динамомашине с постоянным магнитным полем; поэтому теорию возникновения атмосферных токов часто называют «теорией атмосферного динамо». Чтобы подсчитать проводимость слоев, необходимо знать концентрацию положительных и отрицательных ионов, а также электронную концентрацию внутри слоя. Электронную концентрацию можно определить методом импульсного зондирования; что же касается концентрации ионов, то ее можно найти только путем расчетов вероятных процессов (пока эти данные не будут получены во время ракетных исследований). Одно время на основании фотохимических данных ученые полагали, что проводимость слоев D и Е недостаточна для того, чтобы возникли токи, которые могли бы явиться причиной изменения магнитного поля. Однако установлено, по крайней мере для слоя Е, что эффективная проводимость может быть значительно увеличена. Хорошо известно, что если имеется электрическое поле, скажем В-З, расположенное перпендикулярно к магнитному полю С-Ю, то ионы и электроны будут двигаться в одном направлении, а именно перпендикулярно к обоим полям, т. е. вертикально на геомагнитном экваторе.

Возникающий в результате ток известен как ток Холла. Благодаря уменьшению проводимости в верхней части ионизированного слоя там будут аккумулироваться заряды и возникнет вертикальное электростатическое поле, которое остановит ток Холла. Более того, возникшая поляризация ослабит действие магнитного поля, так что проводимость в направлении В-З увеличится. Это явление, наиболее ярко выраженное у геомагнитного экватора, и приводит к образованию «электроструй».

Действие «электроструи» таково, что она вызывает заметное изменение магнитной силы, обусловленной магнитным полем Земли. Например, в Уанкайо (Перу) дневные изменения в два раза сильнее, чем где-либо в другом месте на низких широтах. В Уанкайо имеется обсерватория Отдела земного магнетизма США; проведенные там исследования показали, что максимальные изменения, вызываемые электроструями, наблюдаются от 11 час. утра до полудня и почти незаметны всего за несколько часов до 11 час и через несколько часов после 12 час. дня. Это дает основание полагать, что электрические токи движутся вокруг Земли, примерно следуя за Солнцем.

Фиг. 65. Схема фотографической записи хода элементов земного магнетизма, произведенной 28 февраля 1942 г. и показывающей магнитные возмущения.

Для подтверждения теории «электроструй» были запущены специально оборудованные ракеты [32, 33], оснащенные магнитометрами, которые предназначались для регистрации скалярной величины магнитного поля. Применялся электрический магнитометр, состоящий из трех взаимно перпендикулярных катушек с пермалоевыми сердечниками. Он приводился в движение посредством вибратора; получаемый выходной сигнал был пропорционален общей напряженности магнитного поля, действующего на катушки. Электрический магнитометр был установлен в носовой части отсека, предназначенного для размещения аппаратуры, с тем чтобы магнитометр находился как можно дальше от силовых электрических кабелей. Во время полета магнитометр калибрировался каждые 15 сек.; показания прибора передавались на Землю.

Первое испытание было проведено на полигоне Уайт Сэндс на ракете «Аэроби», запущенной 13 апреля 1948 г. в 2 часа 41 мин. дня. Ракета поднялась на высоту 112 км и достигла слоя Е. Никаких необычных явлений не обнаружено, приборы действовали безотказно и показали ослабление магнитного поля с подъемом на 28 миллигаусс в соответствии с обратной кубической зависимостью.

Затем с пловучей базы «Нортон Саунд» были запущены еще две ракеты «Аэроби», снабженные этими же приборами, на геомагнитном экваторе, примерно в 1600 км к западу от Уанкайо. Запуск ракеты «Аэроби» № 10 был произведен во второй половине дня 17 марта 1949 г. В это время дня «электроструи» были небольшие, и поэтому отклонения от обратной кубической зависимости не наблюдалось; напряженность поля, как и следовало ожидать, упала до 17,5 миллигаусс на высоте 100 км. 22 марта 1949 г. была запущена ракета «Аэроби» № 11, которая достигла высоты 111 км. Запуск был произведен в тот момент, когда «электроструи» достигли максимума. Кривая зависимости магнитной напряженности от высоты была совершенно нормальной до тех пор, пока изменение напряжения магнитного поля на высоте 93 км не достигло 13,5 миллигаусс. Дальнейший подъем на 8 км сопровождался заметным изменением напряжения магнитного поля на 4 миллигаусс (400 гамм), пока ракета не достигла верхней точки полета. Аналогичные изменения отмечались и при снижении ракеты.

Этот эксперимент подтверждает существование экваториальных «электроструй» (поскольку для «электроструи» такого типа можно было ожидать изменения напряженности магнитного поля 400 гамм) и их расположение именно в слое Е. Более того, эти токи не являются постоянными, они наблюдаются лишь во время максимальных магнитных изменений на Земле. Однако потребуются дополнительные исследования верхних слоев атмосферы прежде, чем можно будет считать «электроструи» единственной причиной суточных вариаций магнитного поля, хотя зафиксированная величина изменения в гаммах, по-видимому, достаточна для объяснения суточных вариаций.

Бурные изменения магнитного поля, связанные с явлениями, происходящими на Солнце, известны как «возмущения». Выше было рассмотрено влияние хромосферных вспышек на ионосферу. Ученые пришли к единодушному выводу, что эти солнечные возмущения вызывают образование интенсивных токов в ионизированных слоях, которые иногда более чем в 10 раз превосходят интенсивность токов, вызванных приливами и отливами. Эти «возмущенные» течения проанализированы в работах [34, 35]. Обычно над полюсами существуют постоянные полосы токов, окруженные «электроструями», затем идут более слабые полосы, простирающиеся до геомагнитного экватора. «Электроструя» отмечает границу зоны полярных сияний с центром в геомагнитном полюсе. В основном систему «электроструй» составляют сильные токи западного направления на «утренней стороне» Земли, встречающиеся с более слабыми восточными токами на «вечерней стороне». В месте их слияния скорость течения естественно падает до нуля. Предполагают, что дуги полярных сияний совпадают с «электроструями» и возникают из-за интенсивной ионизации, вызываемой в верхних слоях атмосферы протонами, идущими от Солнца. Однако истинная причина возникновения электродвижущей силы, вызывающей токи, до сих пор не установлена. Для выяснения этого вопроса Чепмэн [36] предложил запустить ракеты непосредственно в дугу полярного сияния и окружающие ее темные области. Подобных опытов еще не было, но можно надеяться, что благодаря им будут получены данные, которые помогут объяснить электрические процессы, происходящие в верхних слоях атмосферы.

1. Breit G. and Tuve A. M., Phys. Rev., 28, 554 (1926).

2. Lien J. R., Marcou R. J., Ulwick J. C, Aarons J. and McMorrow D. R., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1963.

3. Nicolet M, Memo. Roy. Met. last. (Belgium), 19, 1 (1945).

4. Вуram E. Т., Chubb T. A. and Friedman H, Phys. Rev., 92, 1066 (1953).

5. Вates D. R. and Masseу H. S. W., Proc. Roy. Soc, 187A, 261 (1946).

6. Menzel D. H., Observatory, 70, 179 (1950),

7. Ferraro V. С A., Observatory, 71, 195 (1951).

8. Meinel А. В., Phys. Soc, 14, 121 (1951).

9 Вartels J., /. Terr. Magnet., 39, 201 (1934).

10. Maxwell A., Observatory, 72, 22 (1952).

11. Smyth M. J., Observatory, 72, 236 (1952).

12. O'Brien P. A., Observatory, 73, 106 (1953).

13. Nav. Res. Lab. Rep. R-2955, Upper Atmosphere Rep. No. 1, 1946.

14. Nav. Res. Lab. Rep. R-3030, Upper Atmosphere Rep. No. 2, 1947.

15. Nav. Res. Lab. Rep. R-3294, 1948.

16. Seddоn J. C, Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.

17. O'Day M. D., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.

18. Hok, Gunner, Spencer H. W. and D о w W. G., /. Geophys. Res., 58 (1953).

19. Reifman A. and Dоw W. G., Phys. Rev., 76, 987 (1949).

20. Massey H. S. W., Proc. Roy. Soc, 163A, 542 (1937).

21. Byram E. Т., Chubb T. and Friedman H., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.

22. Berning W. W., /. MeteoroL, 8, 171 (1951).

23. Вerning W. W., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.

24. Lien J. Rаоth., Phys. Rev., 92, 508 (1953).

25. Chapman S., The Earth's Magnetism, Methuen's Monographs, 1936.

26. Chapman S. and Bartels J., Geomagnetism, Lnd., 1940.

27. Martyn D. F., Nature, 160, 535 (1947).

28. Сhapman S. and Ferraro V. С A., J. Terr. Magnet., 36, 77; 171 (1931).

29. Ferraro V. С A., Observatory, 71, 195 (1951).

30. Chapman S., Proc. Phys. Soc, 64B, 833 (1951).

31. WiIkes M. V., Oscillations of the Earth's Atmosphere, Cambridge Monographs, 1949.

32. Singer S. F., Maple E. and Воwen W. A., Natwe, 170, 1093 (1952).

33. Singer S. F., Maple E. and Воwen W. А., Л Geophys. Res., 55, 115 (1950); 56, 265 (1951).

34. Chapman S., I. Terr. Magnet., 43, 351 (1938).

35. Vestine, Laporte L., Lange I. and Scott W. E., Carnegie Inst. (Washington), Publ. No. 580, 1947.

36. Chapman S., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.

вперёд