big-archive.ru

Большой информационный архив

                       

Результаты исследования околоземного пространства в СССР

Околоземное пространство — это область, физические характеристики которой отличаются от характеристик собственно межпланетного (невозмущенного) пространства и связаны с влиянием Земли. К этим физическим характеристикам относятся концентрации заряженных и нейтральных частиц, их энергия и химический состав, плотность твердого вещества, магнитное и электрическое поля.

Протяженность околоземного пространства над освещенной стороной Земли в направлении на Солнце достигает величины R, равной 10—12 R3 (R — геоцентрическое расстояние, выраженное в земных радиусах), а над ночной стороной Земли, в антисолнечном направлении, по-видимому, превышает расстояние до орбиты Луны.

Ниже прежде всего кратко рассматриваются основные этапы исследований нейтрального компонента верхней атмосферы Земли за последние 50 лет (речь пойдет об атмосфере на высотах выше ≈50 км), далее кратко описываются исследования ионизованного компонента верхней атмосферы, выполненные советскими учеными, кроме того, характеризуются результаты исследования заряженных частиц в околоземном пространстве, обладающих энергиями, значительно превышающими тепловые энергии нейтральных и заряженных частиц верхней атмосферы.

В заключение приводятся некоторые сведения о твердых частицах в околоземном пространстве.

 

НЕЙТРАЛЬНАЯ ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

Общая характеристика верхней атмосферы. По мере увеличения высоты над поверхностью Земли относительное содержание нейтральных частиц в атмосфере уменьшается. Ниже приведены величины концентрации нейтральных частиц n0, определенные В. Г. Куртом по измерениям рассеянного нейтральным водородом излучения La (λ = 1215 А), произведенным при полете станции «Зонд-1», и замеры концентрации положительных ионов ni, проводившиеся на спутнике «Электрон-2» В. В. Безруких и К. И. Грингаузом:

Из приведенных цифр видно, что на расстояниях порядка 2—3 R3 атмосфера уже почти полностью ионизована и концентрация нейтральных частиц составляет малую долю от концентрации ионов.

Основными параметрами нейтральной атмосферы являются давление, плотность, температура и состав, изменяющиеся как с высотой, так и во времени. В соответствии с характером изменения температуры с высотой нейтральная атмосфера делится на ряд областей (см. рис.). Напомним, что тропосфера — самая нижняя область атмосферы, имеющая отрицательный градиент (около 6° падения температуры на 1 км). Эта область простирается от Земли до высоты ≈18 км над экватором и до ≈8 км над полюсом. Химический состав тропосферы по высоте практически не изменяется. Выше, до высоты 25 км — стратосфера. Область характеризуется возрастанием температуры; на высоте ≈50 км температура достигает максимального значения — это стратопауза. Температура верхних областей стратосферы подвержена сезонным вариациям, вследствие чего меняется как высота стратопаузы, так и значение температуры на этой высоте. В области стратопаузы, освещенной Солнцем, концентрация атомарного кислорода примерно одинакова с концентрацией азота.

Над стратопаузой располагается мезосфера, где существует отрицательный градиент температуры. На высоте 85 ± 5 км (мезопауза) температура достигает минимума. До высоты мезопаузы атмосфера перемешана, имеет неизменный средний молекулярный вес.

Выше мезопаузы расположена термосфера, где свойства атмосферы значительно иные. Температура вновь возрастает, а затем в области изотермии почти не меняется. В результате диссоциации молекулярного кислорода атомарный кислород становится одним из основных компонентов состава атмосферы. Процессы диффузии ведут к увеличению содержания в термосфере и выше легких газов. Высотное распределение газов до области экзосферы, начинающейся примерно с 600—1000 км, подчиняется законам статики. В области экзосферы частицы почти не испытывают соударений друг с другом, обладают скоростями, полученными при столкновениях в нижележащих областях, и, находясь в гравитационном поле Земли, движутся по параболическим,

Области нейтральной атмосферы

эллиптическим или гиперболическим траекториям. Частицы, движущиеся по гиперболическим траекториям, покидают Землю.

Механизмы получения и потери тепла, а также источники нагревания в разных областях неодинаковы. Если в тропосфере главным источником тепла является поверхность Земли, то в термосфере — излучение Солнца. Вариации излучения Солнца, как и Земли, приводят к изменению свойств атмосферы, в том числе давления, плотности, температуры.

К настоящему времени найдены основные закономерности вариаций — распределение давления, плотности, температуры и состава атмосферы по высоте.

Первые сведения о свойствах атмосферы выше стратопаузы были получены путем наблюдений за разнообразными явлениями: сумеречным и ночным свечением неба, полярными сияниями, метеорами, приливами, серебристыми облаками. По мере развития техники исследовании, кроме пассивного наблюдения за атмосферой с Земли, стали использоваться методы, основанные на распространении акустических, световых и радиоволн, затем дымовые шашки, шары-зонды, наконец, ракеты и спутники. Программа исследований с каждым годом расширяется, особенный размах исследования приобрели с 40-х годов.

Свечение ночного и сумеречного неба, полярные сияния. Родоначальником исследований сумеречного неба является В. Г. Фесенков. В 20—30-е годы им были разработаны теория рассеяния света при сумеречном освещении атмосферы и метод определения с Земли плотности и температуры атмосферы по измерению яркости неба в период сумерек. Этот метод дает возможность получить сведения о распределении плотности и температуры атмосферы выше 60 км.

Роль многократного рассеяния света в яркости свечения сумеречного неба была подробно исследована в работах Н. М. Штауде и Ф. Ф. Юдалевича. В разработке теории и метода фотометрического исследования сумерек принимали участие также Г. В. Розенберг, А. А. Лебедев, И. А. Хвостиков, В. Л. Гинзбург, Н. Н. Соболев, Т. Г. Мегрелишвили, а из иностранных ученых — Е. О. Халберт, И. Сато, Ф. Лин, Р. Рабле.

Исследования сумерек привели к открытию сумеречной люминесценции атмосферы. Механизм этого явления состоит в резонансном возбуждении атомов и молекул воздуха под действием электромагнитного излучения Солнца. В августе 1936 г. на Эльбрусе (высота 3100 м) М. Ф. Вукс и В. И. Черняев впервые получили в нескольких спектрах рассеянного света сумеречного неба интенсивную линию в желтой части спектра 5890 А) при различных погружениях Солнца под горизонт. Эта линия оказалась линией натрия. Так было открыто существование атомного натрия в атмосфере на высоте 60—90 км. Немного позже сумеречное свечение натрия было зарегистрировано Р. Бернаром, И. Кабаном, И. Дюфе, Л. Вегардом и Е. Тонсбергом.

Исследования свечения ночного неба в СССР начались в 30-х годах по инициативе С. И. Вавилова. Им был разработан чувствительный метод количественных визуальных наблюдений слабых световых источников — метод гашения. Сотрудниками Государственного оптического института изучалось распределение энергии в спектре свечения ночного неба и его вариации в различные часы ночи. Несколько позднее изучение светимости ночного неба, в частности абсолютной яркости и поляризации эмиссий, началось под руководством И. А. Хвостикова в Институте теоретической геофизики АН СССР.

В это время Государственный оптический институт создал высококачественные светосильные спектрографы со стеклянной и кварцевой оптикой.

В 1940 г. Г. А. Шайном и П. Ф. Шайн была предложена новая методика измерения интенсивности эмиссионных линий ночного неба (кислородных линий 5577,3 и 6300,0—63541А и натриевой линии D). Систематические измерения этим методом начались в 1940 г. в Симеизской обсерватории в Крыму и в 1942 г. в Абастуманской обсерватории.

Первые измерения яркости ночного неба на разных широтах были сделаны В. Г. Фесенковым в Китабе, Ташкенте и Кучине (под Москвой) в октябре — ноябре 1934 г. После изготовления более совершенной аппаратуры исследования продолжались в 1937 г. На Земле Франца-Иосифа, в Симеизе и в Кучине были замечены широтные изменения в яркости ночного неба. В 1934—1937 гг. на Эльбрусе проводились наблюдения свечения ночного неба методом гашения. Н. А. Добротин, И. М. Франк и П. А. Черенков провели абсолютные измерения яркости зеленой линии в разные часы ночи. В это же время, используя не светофильтр, а монохроматор, такие же исследования провели A. В. Лебедев и И. А. Хвостиков.

Использование электроннооптических преобразователей в инфракрасной спектроскопии ночного неба привело к новому этапу исследования инфракрасного излучения ночного неба. Впервые это было сделано В. И. Красовским в 1947—1948 гг. В результате исследований

B. И. Красовского и И. С. Шкловского были получены достоверные сведения о характере распределения энергии свечения ночного неба в области спектра 8000—12 000 А, проведено отождествление наблюдаемого излучения с колебательно-вращательными полосами в спектре гидроксила ОН, проведен количественный анализ интенсивности гидроксильного излучения ночного неба. В работах В. И. Красовского, С. Б. Пикельнера, К. К. Губаева и других дается объяснение наблюдаемых свечений и рассматривается возможный механизм свечения ночного неба.

Систематическое фотометрирование ночного неба на Эльбрусе проводится С. Ф. Родионовым, Е. Н. Павловой, Л. М. Фишковой, Е. Б. Рдултовской и другими, в Крымской астрофизической обсерватории — К. К. Чуваевым, в обсерватории Астрофизического института АН Казахской ССР — В. Г. Фесенковым и Н. Б. Дивари, в Ашхабадской обсерватории это делает М. Г. Каримов, в Абастуманской — Л. М. Фишкова.

В 50-х годах после организации специальных станций под Мурманском (Научно-исследовательского института земного магнетизма и Института физики атмосферы АН СССР) и под Звенигородом (Института физики атмосферы) начались регулярные исследования полярных сияний; в частности, на станции под Мурманском изучается свечение полярных сияний в инфракрасной и видимой области спектра (Б. А. Багаряцкий, Н. И. Федорова, Ю. И. Гальперин и др.).

Следует отметить, что большую роль в развитии исследований полярных сияний сыграли теоретические работы А. И. Лебединского, С. Б. Пикельнера по теории взаимодействия солнечного корпускулярного потока с атмосферой и магнитным полем Земли, И. С. Шкловского о механизме возбуждения спектров полярных сияний, о роли перезарядки протонов при возникновении водородной эмиссии; Э. Р. Мустеля, М. Н. Гневышева, А. И. Оля о геоактивных корпускулярных потоках, механизме выброса корпускул и т. д.

Проведение Международного геофизического года стимулировало дальнейшее развитие исследований полярных сияний, сумеречного и ночного неба; расширяется сеть наблюдений, разрабатываются методы количественных определений состава и температуры атмосферы по спектрам свечения ночного, сумеречного неба и полярных сияний. Этому способствует общее развитие геофизических и астрономических исследований.

Регулярные наблюдения свечения неба и полярных сияний с целью получения сведений о температуре и составе атмосферы ведутся в Лопарской (под Мурманском), Рощине (под Ленинградом), Звенигороде, Якутске, в Бюракане (Армения), Алма-Ате и Ашхабаде. В исследованиях, которые ведутся под руководством В. А. Красовского, принимают активное участие Н. Н. Шефов, Н. И. Федорова, Ф. К. Шуйская, Л. И. Фишкова, Ю. И. Гальперин, Т. М. Мулярчик, О. Л. Вайсбергидр. В работах А. Е. Веллера и Т. М. Мулярчик, посвященных интерфереметрическому исследованию зеленой линии кислорода, разрабатывается метод определения кинетической температуры воздуха (температуры, характеризующей энергию движения его частиц) по контуру зеленых линий полярных сияний. Н. И. Федорова и В. И. Ярин разрабатывают метод определения температуры атмосферы по свечению гидроксила. Определение температуры верхней атмосферы по вращательным полосам спектра гидроксила производится Н. Н. Шефовым и В. И. Яриным (1962), а также Н. И. Федоровой, Л. М. Фишковой, Г. В. Марковой, Г. И. Садовой, Р. X. Гайнулиной, 3. В. Карягиной и др. Обнаружены сезонные, годичные, широтные вариации интенсивности и вращательной температуры гидроксильной эмиссии.

В 1958 г. Н. Н. Шефов спектроскопическим методом впервые экспериментально зарегистрировал гелий в верхней атмосфере. Позднее он (Шефов, 1962) разработал теорию механизма свечения гелия и по анализу сумеречных спектров получил распределение концентрации гелия по высоте. По результатам исследований в 1959—1962 гг. в поведении эмиссии гелия с λ 10 830 А в сумерках обнаружена тенденция к закономерному соотношению между эмиссией и солнечной активностью. Л. М. Фишкова по наблюдениям с 1958 по 1961 гг. в Абастуманской астрофизической обсерватории спектров ночного неба с эмиссией На получила сезонные вариации и пространственное распределение На.

Интересна попытка Ф. К. Шуйской обнаружить спектрографическим методом атмосферные эмиссии линий гелия с λ 10 830 А, кислорода с λ 6300 А и 4368 A, D линии натрия 5893 А и азота INGN2+ 3914 А.

Обнаружена корреляция между интенсивностями и вращательной температурой эмиссии О2 и ОН (Н. Н. Шефов, М. А. Берг); в среднем наблюдается некоторая тенденция общего изменения интенсивности свечения ОН, О2, Na, [0] 6300 А, [01] 5577 А и сплошного спектра — континуума (В. И. Красовский). В работах В. И. Красовского рассматриваются основные реакции, обеспечивающие наблюдаемое свечение гидроксила, кислорода, натрия, и обсуждается вопрос о соответствии между температурой окружающей среды и вращательной температурой.

Методы определения температуры и состава атмосферы по свечению ночного и сумеречного неба, по полярным сияниям продолжают совершенствоваться и в настоящее время.

Метеорные наблюдения. Исследования, проведенные в 1923 г. Гиндеманом и Добсоном, привели к развитию метеорного метода изучения атмосферы. В опубликованной в 1935 г. работе В. В. Федынского и К. П. Станюковича была сделана первая попытка получить сведения о строении высоких слоев атмосферы на основе фотографических наблюдений метеоров. Разработанный авторами метод позволял вычислять относительные значения плотности, давления и температуры атмосферы. В последующие годы благодаря исследованиям, проведенным Б. Ю. Левиным, Л. А. Катасевым, В. П. Коноплевой, П. Б. Бабаджановым, Е. Н. Крамером и другими, после разработки теории движения метеорного тела в атмосфере и усовершенствования метода была создана систематическая служба фотографических наблюдений метеоров в Киеве, Одессе и Душанбе.

Для определения характеристик атмосферы по наблюдениям за метеорами обычно используются два метода. С помощью первого метода давление, плотность и температура атмосферы вычисляются по торможению метеоров. При использовании второго метода определяется высота однородной атмосферы Н*, а затем давление и другие параметры.

Исследования верхней атмосферы при помощи ракет и спутников. Развитие ракетной техники привело к созданию новых методов исследований верхней атмосферы. На ракете или спутнике приборы поднимаются в атмосферу, и с их помощью проводится изучение свойств атмосферы. В Советском Союзе большая роль в организации и проведении первых научных исследований верхней атмосферы (ее структурных параметров) при помощи ракет принадлежит Б. Л. Дзердзеевскому, Э. М. Рейхруделю и Г. И. Путохину.

Использование ракет и спутников для научно-исследовательских целей потребовало как разработки серии специальных ракет и спутников, удовлетворяющих требованиям научного эксперимента, так и проведения больших теоретических и лабораторных исследований, а также создания научно-исследовательской аппаратуры. Эта работа продолжается и сейчас. Перед первыми исследователями встала задача осуществить эксперимент в чрезвычайно трудных и непривычных условиях: большие скорости, перегрузки, глубокий вакуум, отсутствие в свободном полете силы тяжести, необходимость полной автоматизации.

При экспериментальных исследованиях состава, давления, плотности и температуры атмосферы принципиальное значение имеют характер взаимодействия частиц атмосферы с ракетой и прибором, сорбция и десорбция газов с поверхности и из объема ракеты, а также наличие ионизированных частиц в атмосфере. После необходимой подготовки и методических экспериментов с 1951 г. началось систематическое изучение структурных параметров верхней атмосферы с помощью ракет. Для изучения атмосферы были разработаны метеорологические и геофизические ракеты с максимальной высотой полета около 100 км для первого типа и 500 км для второго типа ракет.

Научная аппаратура, как правило, размещается в специальном контейнере-автомате, который на заданной высоте отделяется от ракеты. Измерения ведутся вдали от ракеты. Это дает возможность значительно снизить вредный фон газов, поднимаемых ракетой с собой, и тем самым улучшить чистоту и качество эксперимента. В первых экспериментах для изучения свойств атмосферы до высоты 100 км использовался приборный контейнер, представляющий собой металлический цилиндр, состоящий из трех частей: нижней — герметически закрытой, где размещается вся измерительная аппаратура и автоматика; средней — ажурной, в ней устанавливались манометры и баллоны для взятия проб воздуха; верхней — герметизированного отсека с парашютом. С помощью парашюта контейнер приземлялся, сохраняя в целости всю аппаратуру, в том числе стеклянные баллоны с пробой воздуха, взятой в верхней атмосфере. Естественно, сохранение стеклянного баллона и его герметизации при приземлении с высоты 100 км задача весьма не тривиальная. Потребовалось много кропотливого поиска. Была осуществлена амортизация крепления баллонов в среднем отсеке. Кроме того, в нижней части контейнера укреплялся гофрированный конус со специальными штыками, которые при приземлении вонзаются в землю и сохраняют контейнер в вертикальном положении.

До развития ракетной масс-спектрометрии исследование состава атмосферы велось методом взятия проб. Метод, в общем, сводится

Схема высотной геофизической автоматической станции (ВГАС)

к следующему: в атмосфере на фиксированной высоте сосуд, в котором предварительно был создан вакуум, открывается, забирает порцию воздуха и герметично закрывается. Проба после приземления контейнера поступает в лабораторию, где производится спектральный анализ газа. Методика спектрального анализа проб воздуха была разработана в Ленинградском университете под руководством С. Э. Фриша. В дальнейшем подготовку эксперимента и анализ проб воздуха проводил Б. А. Миртов.

Одновременно с взятием проб на геофизических контейнерах с помощью тепловых и магнитных электроразрядных манометров измерялось давление атмосферы (В. В. Михневич). По давлению при помощи барометрической формулы определялась температура атмосферы. В первых экспериментах регистрация измерений производилась фотографированием шкал измерительных приборов. Пленка сохранялась в бронированной кассете, которая обеспечивала сохранность пленки даже в случае аварийного спуска. Позже конструкция геофизических контейнеров изменялась и совершенствовалась методика исследований.

После перехода к телеметрии и масс-спектрометрии, т. е. к передаче результатов измерений на Землю, спасение контейнеров стало необязательным. Были разработаны новые геофизические ракеты, потолок которых возрос до 450—500 км. Так, 21 февраля 1958 г. ракета весом 1520 кг поднялась до высоты 473 км, 27 августа 1958 г. ракета в 1690 кг достигла 450 км.

По идее А. М. Касаткина и при его участии был разработан новый геофизический контейнер — Высотная геофизическая автоматическая станция (ВГАС), которая до своим конструктивным качествам намного превосходила все имеющиеся к тому времени контейнеры. Эта станция представляет собой герметически закрытую металлическую сферу диаметром около метра. Вес ВГАС с аппаратурой — 360 кг. На ВГАСе устанавливается большой комплекс аппаратуры, состав которой меняется в зависимости от программы исследований.

Кроме геофизических ракет, в Советском Союзе для изучения структурных параметров разработаны более легкие метеорологические ракеты. Во время МГГ и МГГС осуществлены многочисленные запуски метеорологических ракет в различных точках земного шара как с суши, так и с борта корабля (Арктика, умеренные широты, Антарктика). Схема стандартной метеорологической ракеты приведена на рисунке. Метод определения давления атмосферы приборами, помещенными в метеорологической ракете, был разработан Г. А. Кокиным, а температуры — М. Н. Изаковым.

Первые результаты, полученные в 1951 — 1956 гг. на геофизических ракетах В. В. Михневич и на метеорологических — П. П. Алексеевым, Е. А. Бесядовским, Г. И. Голышевым, М. Н. Изаковым, А. М. Касаткиным, Г. А. Кокиным, Н. С. Лившиц, Н. Д. Масановой, Е. Г. Швидковским (1957), подтвердили в основном имевшиеся к тому времени представления о характере высотного распределения (50—100 км) температуры, давления и плотности атмосферы.

Запуск 4 октября 1957 г. первого искусственного спутника Земли Советским Союзом открыл новую эпоху в исследованиях атмосферы. Долгоживущие спутники позволяют проводить длительные непрерывные наблюдения в разных географических пунктах и в разное время суток на различных высотах.

Схема метеорологической ракеты

15 мая 1958 г. впервые в мире был запущен предназначенный специально для геофизических исследований спутник Земли (ИСЗ-3), на котором были установлены манометры для прямых длительных определений плотности атмосферы. Американские ученые повторили этот эксперимент только в 1963 г. на спутнике «Эксплорер-17».

Научные исследования, обеспечившие успешное определение структурных параметров на спутнике ИСЗ-3, проводились Б. С. Даниловым, В. В. Михневич, А. И. Репневым, В. А. Соколовым и Е. Г. Швидковским. На ИСЗ-3 были установлены манометры — два термоионизационных и один магнитный. По давлению, измеренному внутри манометра, определялись плотность, высота однородной атмосферы, температура и давление атмосферы.

Использование ракетной техники для изучения структурных параметров атмосферы потребовало проведения больших методических исследований и разработки новой аппаратуры. Кроме манометрических (Г. А. Кокин, В. В. Михневич) и масс-спектрометрических (В. Г. Истомин, А. А. Похунков) методов, для определения плотности и состава атмосферы была разработана серия приборов и новых методов: омеготрон, квадрупольный масс-спектрометр (А. Ф. Чижов, А. В. Федынский), времяпролетный метод измерения плотности газа путем определения длины пробега ионов лития (Ю. А. Брагин); была также показана (С. П. Перов и А. Ф. Чижов) принципиальная возможность измерения концентрации атомарного кислорода в атмосфере на высотах 100— 150 км методом теплового датчика, чувствительный элемент которого нагревается при рекомбинации атомов кислорода на его поверхности.

Большое внимание было уделено вопросам интерпретации показаний приборов. В результате исследования взаимодействия газа, находящегося в полости измерительного прибора, с потоком разреженного газа А. И. Репневым и А. И. Ивановским получены основные соотношения для расчета плотности атмосферы по давлению, измеренному манометром (масс-спектрометром); ими была произведена оценка влияния неравновесности атмосферы на измерения ее структурных параметров. А. И. Репневым разработан эффузионный метод определения температуры атмосферы с помощью двух манометров или масс-спектрометров. В дальнейшем этот метод был развит М. Н. Изаковым.

Разрабатывались также методы определения ориентации приборов, расположенных на ракетах или спутниках, по отношению к вектору скорости. В частности, метод определения ориентации, основанный на зависимости показаний манометров и масс-спектрометров от угла атаки, предложен Г. А. Кокиным для быстро вращающейся ракеты и М. Н. Изаковым для медленно вращающегося спутника. Перед исследователями верхней атмосферы встал вопрос о влиянии газоотделения ракеты, спутника на измерения плотности и состава с помощью манометров и масс-спектрометров. При плохой герметизации объекта и неправильном выборе конструктивных материалов измерения невозможны. С. А. Кучаем, Б. А. Миртовым и другими были проведены оценки влияния газовыделения на показания приборов. В результате проведенных исследований были выработаны требования к герметизации и технологии подготовки объекта, выбору материалов,

 

Схема искусственного спутника Земли №3 (ИСЗ-3)

а также уточнена методика эксперимента.

В 1958 г. И. С. Шкловским ж В. Г. Куртом был разработан новый метод определения плотности на больших высотах по наблюдениям за диффузией паров натрия. В головке ракеты устанавливаются контейнеры с натрием и термитом. На вершине траектории контейнеры выбрасываются, термит поджигается, и в течение некоторого времени натрий испаряется. Под воздействием солнечной радиации происходит резонансная флуоресценция паров натрия. Облако хорошо наблюдается с Земли и фотографируется. Вследствие диффузии оно увеличивается в размерах. Из наблюдаемой зависимости изменения размеров облака во времени высчитывается коэффициент диффузии и затем (при определенных предположениях о температуре атмосферы, об эффективном сечении диффузии и некоторых других параметрах) вычисляется плотность атмосферы. 19 сентября 1958 г. ракета с испарителем натрия поднялась до высоты 430 км. Впервые была определена плотность атмосферы методом диффузии.

Вместе со спутниками родился новый метод определения плотности атмосферы в районе перигея орбиты по торможению спутников. Как известно, под воздействием сопротивления атмосферы спутник тормозится. В результате исследований, проведенных в частности Д. Е. Охоцимским, Т. М. Энеевым, Г. П. Таратыновой, М. Л. Лидовым и П. Е. Эльясбергом, а за рубежом — Д. Кинг-Хили, Д. Уолкером, Л. Яккия и О. Джастроу, был разработан метод определения плотности атмосферы по изменению элементов орбиты спутника. Исходя из уравнений элементов орбиты спутника, изменяющихся при движении в сопротивляющейся среде, П. Е. Эльясберг получил формулы для теоретического определения таких элементов. Основываясь на этих работах, Г. А. Колегов вывел приближенную формулу для определения плотности атмосферы в районе перигея спутника на заданном витке.

По торможению спутников определяется не плотность, а произведение pn∙√H, где рп — плотность, Н — высота однородной атмосферы. Следовательно, для определения плотности атмосферы необходимо делать предположения относительно Н. В ряде случаев вследствие плохого знания величины Н это увеличивает ошибки в определении рп. Ошибка определения высоты однородной атмосферы влияет на величину плотности, получаемую в результате расчета. П. Е. Эльясберг и В. Д. Ястребов пришли к выводу, что ошибка будет минимальной, если определять плотность не для высоты перигея, а для высоты орбиты, которая больше высоты перигея на 22 км.

Эволюция знаний о структурных параметрах атмосферы. По мере развития упомянутых выше методов исследований и накопления экспериментального материала соответственно изменялись и обогащались наши представления о свойствах атмосферы. В результате косвенных наблюдений, лабораторных и теоретических исследований к 40-м годам были установлены некоторые закономерности в изменении плотности, давления, температуры с высотой, получены качественные данные о составе атмосферы.

Было установлено, что давление и плотность убывают с высотой. Температура атмосферы при удалении от Земли сначала убывает, затем возрастает и на высоте ≈50 км достигает максимума. Выше температура опять убывает, на высоте примерно 80 км наблюдается ее минимум, а затем вновь начинается рост температуры. Состав атмосферы до больших высот однороден. Выше ≈100 км кислород находится не только в молекулярном, но и в атомарном состоянии.

После развития прямых методов исследований, в первую очередь ракетных, и усовершенствования косвенных методов, а также расширения программы исследований были открыты новые закономерности. Атмосфера оказалась очень подвижной. Граница нейтральной атмосферы не постоянна. Значения плотности, давления, температуры термосферы меняются в зависимости от солнечной активности, времени суток, года, геомагнитной активности и широты. Так, на высоте 600 км изменения плотности находятся в пределах порядка измеряемой величины, а на высоте 1000 км могут достигать трех порядков.

Периоды изменения плотности атмосферы могут иметь различную продолжительность: суточную, месячную (27—28 дней), полугодовую, 11-летнюю и т. д. Они определяются периодами изменения активности Солнца, взаимным расположением Земли и Солнца и другими явлениями. Кроме периодических изменений, существуют и непериодические

вариации плотности в верхней атмосфере, зависящие от случайных возмущений на Солнце.

Сопоставление вариаций атмосферы на высотах выше 150 км с солнечной деятельностью выявило зависимость плотности, температуры и состава атмосферы от солнечной активности. Это понятно, так как одним из основных источников разогревания атмосферы является ультрафиолетовое излучение Солнца. Плотность и температура возрастают вместе с увеличением солнечной активности. Вариации параметров атмосферы усиливаются с высотой.

Вследствие вращения Земли в течение суток Солнце занимает различные положения относительно рассматриваемой области атмосферы, поэтому нагревание атмосферы изменяется. Кроме этого, в течение суток изменяются состав и ионизация верхней атмосферы. Совокупность этих фактов вызывает суточные изменения плотности, температуры, давления атмосферы. На какой-либо высоте, при одной и той же активности Солнца, плотность имеет наибольшее значение примерно в 13— 14 час местного времени, а наименьшее в 4—5 час. Амплитуда суточного изменения плотности атмосферы возрастает с высотой. Суточный ход изменения плотности атмосферы выше 150 км и влияние на нее солнечной активности были обнаружены по наблюдениям торможения спутников у нас Н. Я. Лидовым, Г. А. Колеговым, П. Е. Эльясбергом и В. Д. Ястребовым, за границей — Д. Кинг-Хили, Пристером, Петцольдом и др. Позже было установлено, что суточный эффект в годы минимума солнечной активности больше по сравнению с периодом максимума (М. Я. Маров, Д. Кинг-Хили).

Теория суточных колебаний параметров атмосферы пока не может хорошо объяснить реально наблюдаемые суточные колебания. Для их объяснения недостаточен учет только поглощенной ультрафиолетовой солнечной радиации и теплопроводности. По-видимому, должны существовать другие (или другой) источники возмущения атмосферы, в частности рассматриваются корпускулярные потоки и горизонтальные движения атмосферных газов.

Р. С. Жантуров для объяснения суточных колебаний плотности, помимо солнечного излучения, привлекает теорию приливов в атмосфере. Его предварительные расчеты показывают, что амплитуда суточных колебаний выше 100 км изменяется с высотой по растущей экспоненте. Максимальное значение плотности в зависимости от времени суток перемещается и находится в 18 час на высоте 100 км, в 14 час на высоте 600 км. Энергетический баланс верхней атмосферы определяется не только поглощенной солнечной радиацией и теплопроводностью, но и особенностями суточных колебаний атмосферы. Используя теорию приливов, Р. С. Жантуров рассматривает колебания атмосферы, вызванные лунными приливами, с периодом в 12 лунных часов. Им получены амплитудные и фазовые вариации давления на высотах 0—800 км. Для лунных приливов узловые поверхности, т. е. поверхности, на которых фаза колебаний меняется на обратную, располагаются на высотах 140— 150, 220-240, 330-350 и 445-460 км.

В результате наблюдений за спутниками обнаружен полугодичный период в изменении плотности с минимумами в июне — июле и декабре — январе и максимумами в марте — апреле и сентябре — октябре. Период минимума может продолжаться несколько месяцев. Полугодовые вариации плотности, по-видимому, являются эффектом взаимодействия ионосферы с межпланетной плазмой.

Наблюдается четкая корреляция между изменением геомагнитной активности и флуктуациями плотности. Амплитуда флуктуации возрастает с высотой, продолжительность их существования — несколько дней.

Закономерности изменения плотности и температуры на высотах 80—180 км изучены меньше вследствие трудности проведения экспериментов на этих высотах. Можно предполагать, что на этих высотах вариации плотности и температуры выражены менее ярко.

Исследования атмосферы ниже 80 км проводились систематически как в СССР, так и в Америке, Англии, Франции, Японии и Австралии. Сделано огромное количество наблюдений. Установлены сезонные и широтные вариации значений плотности, давления и температуры атмосферы на высотах 25—80 км. По наблюдениям В. Г. Кидияровой

Температура атмосферы 18/VI 1963 г.

в полярных областях максимальные значения плотности атмосферы наблюдаются летом, минимальные — зимой. Вблизи высот 25 и 45—55 км и в области выше 75 км сезонные вариаций несколько ослабевают. Плотность атмосферы в полярных широтах значительно меньше, чем в умеренных (кроме лета). Вблизи высоты 25 км широтные вариации ослабевают во все сезоны, в слое 40—50 км — летом и осенью, весной они ослабевают на высоте около 40 км. Широтные вариации за год между полярными и умеренными широтами больше, чем между умеренными и тропическими. По данным ракетного зондирования в средних широтах летом температура в мезопаузе может иметь значение 154 ± 30° К.

По наблюдениям за метеорами средняя температура в 1957—1958 гг. в Одессе, Душанбе и Киеве (П. Б. Бабаджанов, Л. А. Катасев, В. П. Коноплева, Е. Н. Крамер) в мезопаузе равна 187° К. Сезонный ход в изменении температуры получен и по наблюдениям за свечением неба в линиях гидроксила ОН (Л. М. Фишкова, Н. Н. Шефов, В. Я. Ярин).

Анализ наблюдений показывает, что, по-видимому, температура атмосферы изменяется с высотой не плавно, а имеет флуктуации. Наличие флуктуации в нижней атмосфере было обнаружено Е. П. Швидковским. Основываясь на некоторых измерениях плотности атмосферы с помощью манометра и масс-спектрометра, В. В. Михневич предполагает, что на высотах выше 100 км температура (состав) и высота однородной атмосферы имеют инверсионный ход (см. рисунок).

Определения плотности атмосферы по торможению спутников с учетом переменности коэффициента аэродинамического сопротивления (М. Н. Изаков) также дают указания на инверсионный ход в высотном распределении высоты однородной атмосферы и молекулярной температуры выше 150 км.

В результате взятия проб воздуха (Б. А. Миртов) в 1951—1956 гг. на ракетах и косвенными наблюдениями было установлено, что атмосфера примерно до высоты 95 км перемешана и является азотно-кисло-родной. Более поздние (1959—1961 гг.) масс-спектрометрические измерения (А. А. Похунков) показали, что на средних широтах Европейской части СССР устойчивое гравитационное разделение нейтральных газов Аr и N2 наблюдается выше 105—110 км. Основные компоненты атмосферы (наблюдения 1959—1960 гг.) на высотах 100—210 км — молекулярный азот, молекулярный и атомарный кислород. Молекулярный азот является основным газом. Содержание атомного азота в атмосфере на этих высотах не превышает 2% от концентрации молекулярного азота.

Зависимость молекулярной температуры Т/М от высоты

При наблюдениях в сентябре 1960 г. относительная концентрация атомарного кислорода возрастала с высотой и на высоте 210 км составляла 77 ± 20% от концентрации молекулярного азота. Относительная концентрация молекулярного кислорода, на уровне 100 км примерно равная концентрации в приземном слое, с ростом высоты уменьшается приблизительно втрое и составляет 8 ± 6% концентрации молекулярного азота на высоте 210 км. Средний молекулярный вес газов изменяется от 26,7 на высоте 100 км до 23,2 на высоте 210 км. На высотах 100—130 км обнаружена окись магния метеорного происхождения.

На основании измеренных в сумерках интенсивностей эмиссии с λ 10 830 А, соответствующих различным высотам атмосферы, освещенных

Концентрация гелия в атмосфере

Солнцем, Н. Н. Шефов определил концентрацию гелия на высотах 500—1500 км над Звенигородом. На рисунке показано распределение гелия по высоте. Горизонтальные линии указывают интервалы высот, которым соответствуют измеренные средние интенсивности X 10 830 А. До настоящего времени было проведено сравнительно мало определений состава атмосферы с помощью ракет. Вследствие этого вариации состава атмосферы четко не выявлены, хотя ввиду существования вариаций общей плотности атмосферы и интенсивности излучения Солнца можно предположить, что в верхней атмосфере должны быть и вариации состава. А. Д. Данилов, анализируя имеющиеся наблюдения по содержанию атомарного кислорода и молекулярного азота, делает предположение о возможности суточного хода отношения [O]/[N2] на высоте 180 км.

Накопление результатов экспериментов позволило сделать шаг вперед в создании теорий и в объяснении наблюдаемых явлений, в том числе в объяснении вариаций плотности и температур атмосферы и в построении моделей атмосферы.

На основании определений плотности атмосферы с помощью манометров на ИСЗ-3 была построена модель атмосферы для высот 225—500 км (Михневич, Данилин, Репнев, Соколов, 1959), в которой дано распределение по высоте температуры, давления, плотности, концентрации и высоты однородной атмосферы. Эта модель характеризовала состояние атмосферы 16 мая 1958 г.

В 1960 г. с учетом всех имевшихся к тому времени знаний была построена модель ВСА-60 для высот 0—300 км, а в 1961 г.—CIRA-61 для высот 0—800 км, в которых давалась средняя характеристика свойств атмосферы.

Так как исследования показали, что свойства атмосферы сильно меняются в зависимости от солнечной активности, времени суток и других факторов, то было признано, что средние характеристики плохо отражают состояние атмосферы в какой-либо момент, и поэтому стали создавать не одну модель, а серию моделей атмосферы, относящихся к разным периодам солнечной активности и времени суток (за границей — Пристер, М. Николе, Д. Кинг-Хили, у нас — М. Я. Маров, Н. П. Изаков). Надо сказать, что и эти модели не отражают всех изменений структурных параметров атмосферы, вызванных многообразием явлений, происходящих в атмосфере. Интересной попыткой построения динамической модели атмосферы является применение для этой цели гидродинамических уровней атмосферы, учитывающих множество физико-химических процессов, протекающих в верхней атмосфере. Эти исследования проводятся Е. Г. Швидковским, А. И. Репневым и А. И. Ивановским.

Уравнения получены из системы газокинетических уравнений Больцмана для смеси газов, обобщенных на случай неупругих процессов (ионизации, рекомбинации, диссоциации и т. д.). Из анализа системы: уравнений вытекает, что барометрический закон изменения давления с высотой сохраняется для любых высот в соответствии с некоторой эффективной температурой. Проведены оценки высот, до которых эффективная температура не отличается от кинетической. Показано, что солнечная радиация может быть источником, поддерживающим низкочастотные колебания в атмосфере. Рассмотрено влияние солнечной радиации на распределение плотности в атмосфере, ее устойчивость и молекулярный теплообмен на больших высотах.

 

ЗАРЯЖЕННЫЕ ЧАСТИЦЫ И МАГНИТНОЕ ПОЛЕ В ОКОЛОЗЕМНОМ ПРОСТРАНСТВЕ

Исследования ионосферы в СССР до начала измерений на ракетах и спутниках. До недавнего времени, когда все сведения об ионизованном слое газовой оболочки Земли — ионосфере — могли быть получены только при помощи наземных наблюдений, было известно весьма ограниченное количество параметров, характерных для этой области,— преимущественно для высот «1000 км.

Исследования ионосферы велись главным образом методами импульсного радиозондирования, поэтому проникнуть в область выше главного максимума ионизации не удавалось. Основной определяемой характеристикой была концентрация электронов, а о температуре, массовом составе, динамических процессах, происходящих в-околоземной плазме, можно было делать лишь предположения и оценки на основе косвенных сведений. Тем не менее за период до начала ракетных и спутниковых исследований советские ученые достигли значительных результатов как в разработке и усовершенствовании методов исследования, так и в получении важнейших сведений об ионизированном газе в околоземном пространстве. Эти работы стимулировались огромным практическим значением, которое имеет изучение ионосферы для выяснения условий распространения радиоволн и существованиям радиосвязи; они теснейшим образом связаны с прогрессом отечественной радиотехники и радиофизики.

После Октябрьской революции представители русской радиотехники и радиофизики — М. В. Шулейкин, М. А. Бонч-Бруевич и Д. А. Рожанский — с большим творческим подъемом взялись за создание советской радиотехники и решение принципиальных задач теории распространения радиоволн.

А. Л. Минц, А. Н. Щукин и другие теоретически и экспериментально исследовали и практически осуществили радиосвязь на коротких волнах при помощи отражений от ионосферы. В работах М. В. Шулейкина 1920—1923 гг. теоретически решался целый ряд вопросов, связанных с распространением радиоволн в ионосфере. Еще за три года до первых прямых доказательств существования ионизированных слоев в атмосфере М. В. Шулейкин рассчитал высоту отражающего ионизированного слоя F в ночное время. В 1934 г. Л. А. Жекулин дал строгое обоснование приложению геометрической оптики к плоско-слоистой ионосфере.

Импульсный передатчик, смонтированный М. А. Бонч-Бруевичем в 1932 г., позволил измерить расстояние до отражающих слоев в ионосфере в Ленинграде, а затем в Мурманске. Наблюдения, проводившиеся в полярных районах, привели М. А. Бонч-Бруевича к подтверждению гипотезы о существовании в ионосфере двух слоев — Е и F. Кроме того, здесь впервые был обнаружен поглощающий слой, расположенный ниже слоя Е и названный впоследствии слоем D.

Исследования связи на коротких волнах обнаружили ряд явлений, интересных с точки зрения физики ионосферы. Так, в 1932 г. М. В. Шулейкин впервые указал на возможность присутствия в ионосфере образований типа ионных облаков.

В период между 1932 и 1937 гг. Л. И. Мандельштамом и Н. Д. Папалекси был разработан целый ряд интерференционных методов и устройств для исследования распространения радиоволн. Одна из моделей этих устройств, предназначенных для исследования диспергирующей среды (которой как раз является ионосфера), была названа дисперсионным интерферометром. Впервые для исследования свойств ионосферы этот метод был применен в 1936 г., когда под руководством Н. Д. Папалекси группа исследователей воспользовалась одним из вариантов указанного прибора, который был назван ионосферным интерферометром для изучения ионосферы во время солнечного затмения 19 июля. Основные идеи и ряд технических решений этого и других приборов заложили фундамент последующих исследований при помощи ракет и спутников. Метод дисперсионного интерферометра получил широкое применение в настоящее время при измерениях концентрации электронов в ионосфере.

В 1936 г. в г. Томске заработала ионосферная станция, созданная при активном участии В. Н. Кессениха и Н. Д. Булатова. Ко времени начала ее работы на земном шаре существовало всего пять ионосферных станций. Томская ионосферная станция впервые в СССР позволила получить высотночастотные характеристики ионосферы с их фоторегистрацией. Кроме того, она позволяла проследить быстрые вариации ионосферных параметров. С 1938 г. эта станция ведет круглосуточные наблюдения за ионосферой.

В 1936 г. А. Н. Казанцевым, работавшим в руководимой М. В. Шулейкиным бригаде электросвязи АН СССР, которая исследовала вопрос об условиях прохождения волн на линии Москва — Хабаровск, были построены карты ионосферы (пространственного распределения критических частот слоя F2 в функции от времени суток для различных географических долгот и времен года). Подобные карты для слоя F2 до A. Н. Казанцева были составлены Миллингтоном на основании теоретических расчетов по методу Чэпмена, но они сильно расходились с наблюдениями. А. Н. Казанцев использовал для построения своих карт имевшиеся к тому времени в мировой литературе экспериментальные измерения критических частот. Тогда же он высказал предположение о сплошном строении ионосферы и об отсутствии в ней отдельных, резко выраженных слоев. Это было подтверждено впоследствии ракетными исследованиями.

В 1940 г. А. Н. Щукин обобщил имевшиеся к тому времени сведения о физических свойствах ионосферы в монографии, сохраняющей свое значение и в настоящее время. В дальнейшем значительную роль в систематизации знаний об ионосфере сыграли книги Я. Л. Альперта, B. Н. Кессениха, М. П. Долуханова.

Мощным средством для изучения характеристик ионосферы на весьма значительных удалениях от пункта наблюдений явился метод возвратно-наклонного зондирования, который позволил получать информацию о рассеивающих областях ионосферы, находящихся на расстояниях далеко за пределами геометрической видимости, которые практически могут быть расположены над любой точкой земного шара. В 1947 г. Н. И. Кабанов впервые показал, что рассеяние коротких радиоволн поверхностью Земли при дальнем распространении должно обнаруживаться в районе места передачи. В настоящее время работы по возвратно-наклонному зондированию успешно развиваются.

Существенный вклад в развитие теории распространения радиоволн в ионосфере и тем самым в ее изучение был сделан В. Л. Гинзбургом. Он рассмотрел ряд важных проблем, в том числе о поляризационной поправке Лоренца в дисперсионной формуле, о деформации импульсов радиоволн при их прохождении через ионосферу и т. п. В 1943 г. он предсказал эффект утраивания радиосигнала, отраженного от ионосферы, который был обнаружен экспериментально лишь несколько лет спустя.

Работы советских ученых внесли существенный вклад в формирование представлений об ионосфере. Сведения об ионосфере, которые имелись к 1954 г., т. е. к началу советских ионосферных исследований при помощи ракет и спутников, можно охарактеризовать следующим образом.

Было установлено наличие нескольких ионизированных областей, или, как их тогда называли, слоев; снизу вверх — Е, F1, F2. Получено также указание на существование наиболее близкой области ионизации D, расположенной на высотах 70—90 км и обусловливающей сильное поглощение радиоизлучения в средневолновом диапазоне.

Наиболее хорошо была изучена область Е, расположенная на высотах 100—150 км. Оказалось, что концентрация заряженных частиц в этом слое меняется в зависимости от зенитного угла Солнца и связана с солнечной активностью. Как выяснилось, на высотах, близких к высоте слоя E, могут образовываться облака интенсивной ионизации, которые назвали спорадическим слоем ЕS.

Над областью Е на высотах 150—400 км была обнаружена область F, которая временами расслаивалась на два слоя: F1 и F2. Раздвоение это не всегда хорошо заметно, иногда оно наблюдалось в виде изгиба на пe (h)-профиле. Это разделение слоев происходило во время восхода Солнца.

Область F1 наблюдалась зимой, летом и весной; осенью ее наблюдать не удавалось; высота ее изменялась в течение года. Максимум концентрации электронов в области F1 не следовал за изменениями зенитного угла Солнца; с его изменениями тесно коррелировали изменения полной ионизации в слое F.

В области F2 была отмечена зависимость электронной концентрации от магнитного наклонения. Было накоплено много наблюдений, характеризующих вариации пe в нижней части ионосферы (до высот ≈350 км) в зависимости от времени суток, времени года и фазы 11-летнего цикла солнечной активности.

Из различных опытов были получены примерные оценки эффективного количества соударений в различных слоях ионосферы. Имелись также некоторые сведения о нерегулярных явлениях в ионосфере (бурях, внезапных возмущениях) — движениях неоднородностей, т. е. перемещениях флуктуации в пространстве и времени.

Последующие исследования с ракет и спутников подтвердили и уточнили многие сведения, полученные при помощи вертикального зондирования, и позволили решить ряд задач, на которые раньше ответа не находилось.

Исследование околоземной плазмы и магнитного поля при помощи ракет и спутников. В 1954 г. во время вертикальных пусков советских геофизических ракет К. И. Грингаузом и В. А. Рудаковым были начаты измерения концентрации электронов в ионосфере методом дисперсионного интерферометра, работавшего на УКВ (f1 = 45, f2 = 144 Мгц). В США вплоть до 1959 г. использовали в аналогичных ракетных экспериментах низкую частоту (4,75 Мгц), при которой принципиально нельзя измерить концентрацию электронов, превышающую 2,5•10-5 см-3, поэтому при обработке замеров приходилось учитывать магнитное поле и частоту соударений. Советская аппаратура давала принципиальную возможность измерений над максимумом слоя F и позволяла значительно упростить их обработку. Наблюдения были продолжены во время МГТ (была применена третья частота 24 Мгц). В 1957 г. измерения проводились до высоты, несколько большей 200 км, а в 1958 г.— до 471 км. При этом впервые были получены достоверные распределения концентрации электронов в зависимости от высоты над максимумом F. В дальнейшем измерения этим методом до высоты 500 км систематически велись в ходе цикла солнечной активности и продолжаются в настоящее время.

4 октября 1957 г. в Советском Союзе был запущен первый в мире искусственный спутник Земли. Обработка его радиосигналов позволила ученым разных стран сделать важные выводы о распределении концентрации электронов пе в ионосфере, которое свидетельствовало о весьма медленном спаде пе выше главного максимума.

В мае 1958 г. на третьем советском спутнике впервые для изучения концентрации заряженных частиц в ионосфере был успешно применен метод, близкий к методам, ранее применявшимся в лабораторных условиях для изучения плазмы газового разряда. При помощи сферических ионных ловушек В. В. Безруких, К. И. Грингаузом и В. Д. Озеровым была измерена концентрация положительных ионов в дневной ионосфере на высотах до ~ 1000 км.

В последующие годы при помощи ряда советских космических ракет, а также второго и третьего спутников и спутников серий «Космос» и «Электрон», при помощи космических аппаратов, направленных к Луне, Венере и Марсу, зондирующих ракет и американских космических аппаратов «Пионер», «Эксплорер», «Инджун» и других серий были собраны ценные наблюдения, позволившие значительно расширить границы околоземного пространства и открыть новые явления, в нем происходящие. В результате этих экспериментов были, в частности, открыты и исследованы: 1) радиационные пояса Земли; 2) ранее неизвестная внешняя область холодной ионизованной оболочки Земли (ионосферы); 3) самая внешняя зона заряженных частиц; 4) значительное отличие магнитного поля от дипольного во внешних областях околоземного пространства; 5) солнечный ветер в межпланетном пространстве и особенности околоземного пространства, связанные с взаимодействием солнечного ветра с геомагнитным полем.

Перейдем к рассмотрению роли советских ученых в открытии и исследовании этих явлений. Представляется целесообразным не придерживаться при этом строгой хронологической последовательности, а начать с того, что сыграло особенно важную роль в формировании современных представлений о физике околоземного пространства и его границах. Это оправдывается, в частности, тем, что на космических аппаратах одновременно производилось определение многих параметров, исследования велись параллельно и одни открытия отделены от других незначительными интервалами времени.

Некоторые особенности околоземного пространства, возникающие в результате взаимодействия солнечного ветра с геомагнитным полем. Большую роль в изменении представлений о границах и свойствах околоземного пространства сыграли исследования межпланетной плазмы и открытие непрерывного существования потоков плазмы, испускаемых Солнцем,— солнечного ветра.

После прямых плазменных измерений, впервые проводившихся советскими учеными в 1960 г. на космических аппаратах «Луна-1», «Луна-2» и «Венера-1» (Безруких, Грингауз и др., 1960), а затем американскими учеными на космических аппаратах «Эксплорер-10» и «Маринер-2» в 1960—1962 гг., стало очевидно, что от Солнца в радиальном направлении непрерывно со сверхзвуковой скоростью (≈300—600 км) текут потоки квазинейтральной плазмы, имеющие концентрацию частиц

Советская космическая ракета "Луна-2"

≈1—10 см-3; магнитные измерения показали, что в эти потоки вморожены слабые магнитные поля 3—6 γ (l γ = 10-5 гс). Эти потоки существуют постоянно, хотя плотности и энергетические спектры частиц переменны в пространстве и времени (в среднем поток равен 108—109 см-2сек-1).

Эти наблюдения меняли представления не только о межпланетном, но и об околоземном пространстве, так как оказалось, что Земля вместе со своим магнитным полем и атмосферой всегда, а не только при появлении спорадических солнечных корпускулярных потоков, находится в потоке плазмы, обтекающем ее со сверхзвуковой скоростью. Взаимодействие намагниченных потоков солнечной плазмы с земной плазмой и геомагнитным полем в основном и определяет физическую картину строения околоземного пространства.

Первым теоретическим исследованием взаимодействия такого рода явилась работа В. Н. Жигулева и Е. А. Ромишевского, в которой рассматривается обтекание проводящим потоком со сверхзвуковой скоростью плоского магнитного диполя. Решение такой двумерной задачи давало качественную картину искажения геомагнитного поля, производимого потоком в меридиональной плоскости, и свидетельствовало о том, что вокруг Земли создается область, куда не проникают потоки солнечной плазмы. Граница этой области определяется равенством магнитного давления земного диполя и суммы кинетического и магнитного давлений межпланетной плазмы. Существование такой области, по крайней мере с подсолнечной стороны, вскоре было доказано экспериментально, и она была названа магнитосферой Земли. Вследствие того, что обтекание солнечным ветром такого препятствия, как геомагнитное поле, происходит со сверхзвуковой скоростью, перед препятствием образуется бесстолкновительная ударная волна.

Между фронтом ударной волны и границей магнитосферы находится магнитопауза — область с нерегулярным магнитным полем. По измерениям на советских и американских космических аппаратах граница магнитосферы на дневной стороне проходит на расстоянии 10—12 R3. Магнитное поле земного диполя оказывается поджатым с подсолнечной стороны и в области от 5 до 10 R3 нарастает не как 1/R33 (чего следовало ожидать, если бы поле оставалось дипольным), а быстрее, хотя и монотонно. Об этом, в частности, свидетельствуют измерения на спутниках серии «Электрон», проводившиеся группой магнитологов под руководством Ш. Ш. Доглинова и Н. В. Пушкова. Полюса магнитного диполя оказываются смещенными на утреннюю сторону, и около полюсов образуются области нулевого поля, через которые, по-видимому, плазма может проникать в магнитосферу.

Что касается области, лежащей над теневой стороной Земли, то она менее изучена. Из теоретических работ следует, что магнитосфера должна быть вытянута в виде «хвоста» с теневой стороны Земли. Образует

Структура магнитного поля в хвостовой части магнитосферы. Система токов в хвостовой части магнитосферы

ли магнитосфера замкнутую область или она открыта с теневой стороны Земли, еще не вполне ясно. Этот вопрос, однако, весьма важен для понимания происхождения заряженных частиц и их распределения в магнитосфере. Если магнитосфера не замкнута, то частицы солнечного ветра вдоль силовых линий в теневой части смогут проникать внутрь магнитосферы и уходить из нее. Если же магнитосфера замкнута, то требуются иные механизмы для объяснения существования заряженных частиц и особенностей их распределения в магнитосфере.

Эксперименты по измерению напряженностей магнитного поля и плазмы над теневой стороной Земли проводились на советских космических

Результаты измерения магнитного поля на спутнике "Эксплорер-12"

аппаратах «Луна-2, 3, 10», «Марс-1», «Зонд-2», «Электрон» и американских — «Эксшюрер-10, 12, 18» вплоть до расстояний 20—30 R3 (в экваториальной плоскости). Например, из экспериментов, проведенных на «Эксплорере-18» (ИМП-1), следовало, что с некоторых широт силовые линии магнитного поля в хвосте магнитосферы из полярных областей уходят двумя параллельными пучками в антисолнечную сторону, причем вектор напряженности магнитного поля в этих пучках имеет противоположное направление. Вблизи плоскости геомагнитного экватора в узком слое ~ 1000 км поле близко к нулю (см. рисунок).

Такое строение магнитного поля в хвосте магнитосферы может быть обеспечено системой токов, показанной на рисунке, и существованием достаточно плотной плазмы в магнитонейтральном слое. Эти магнитные измерения, проведенные на спутнике ИМП-1, являются сильным аргументом в пользу открытой или, во всяком случае, сильно вытянутой модели магнитосферы.

Сведения о форме и размерах хвоста магнитосферы могут быть получены не только по результатам магнитных измерений, но и по регистрации заряженных частиц, ибо, как отмечалось выше, значительные отличия магнитного поля от дипольного в хвосте магнитосферы могут быть созданы только наличием токовых систем, образуемых заряженными частицами. В 1966 г. на первом искусственном спутнике Луны (советском космическом аппарате «Луна-10») группой экспериментаторов (Грингаузом, Безруких и др., 1966) были проведены измерения с ловушками заряженных частиц, которые позволили получить указания на то, что хвост магнитосферы Земли простирается по крайней мере до орбиты Луны, т. е. на расстояние примерно 375 000 км от Земли.

Холодная плазменная оболочка Земли (ионосфера). Заряженные частицы околоземного пространства обладают энергиями, заключенными в широком интервале от 0,2 до 108 эв. Относительно холодная плазма состоит из частиц, тепловые скорости которых соответствуют, по-видимому, температурам от сотен до нескольких десятков тысяч градусов (0,2—3—5 эв), и образует ионосферу Земли.

Выше уже отмечалось, что в 1958 г. изученная при помощи ракет и спутников область ионосферы достигла высоты ≈1000 км. Несмотря на это, даже в 1958 г. некоторые авторы (например, Я. А. Альперт, Э. Ф. Чудесенко, Б. С. Шапиро) считали, что на высотах 2000— 3000 км уже начинается межпланетное пространство с концентрацией частиц ≈103 см-3 и, таким образом, вся околоземная плазма заключена в узкой (толщиной 2000 км) оболочке, окружающей Землю.

Эксперименты с ловушками заряженных частиц, установленными на советской космической ракете «Луна-2», значительно отодвинули внешнюю границу тепловой плазмы. В этих ловушках впервые для подавления фотоэмиссии электронов с коллектора была введена специальная антифотоэлектронная сетка, что позволило значительно уменьшить предельную величину концентрации заряженных частиц в окружающей среде, которая может быть зарегистрирована. В дальнейшем антифотоэлектронные сетки нашли широкое применение в приборах, устанавливаемых на советских и американских космических аппаратах.

При помощи трехэлектродных ловушек с потенциалами на внешних сетках + 15; 0; —15 и — 10 в В. В. Безруких, К. И. Грингаузом, В. Д. Озеровым и Р. Е. Рыбчинским было обнаружено, что на высотах от 2000 до 20 000 км Земля окружена оболочкой из заряженных частиц, обладающих температурой порядка нескольких десятков тысяч градусов. Этот вывод был сделан на том основании, что ионные токи в ловушках сильно зависели от потенциалов внешних сеток, отличающихся друг от друга на единицы вольт. Особенностью такой плазменной оболочки является ускоренный спад концентрации заряженных частиц на высотах более 15 000 км. На основании характера спада концентрации ионов пi с высотой (а в квазинейтральной ионосфере ∑ni соответственно равна концентрации электронов пe) был сделан вывод, что обнаруженная область плазменной оболочки Земли, лежащая выше 1500—2000 км, является прямым продолжением ранее известных областей ионосферы.

В 1962 г. во время полета автоматической межпланетной станции «Марс-1» В. В. Безруких, К. И. Грингаузом, Л. С. Мусатовым и другими были проведены измерения концентрации ионов в периферийной области ионосферы на высоких широтах. Эти измерения также свидетельствовали, что Земля окружена ионизованной газовой оболочкой до высот не менее 18 000 км.

В последующие годы по ряду американских наблюдений свистящих атмосфериков был также обнаружен эффект ускоренного спада концентрации электронов на расстояниях ≈3—7 R3. Автор экспериментов Д. Карпентер назвал этот эффект «эффектом колена» и отметил его связь с результатами опытов при помощи ловушек на советских лунных ракетах. В 1964 г. на советском спутнике «Электрон-2» теми же научными работниками этот факт был подтвержден как по высотам «колена», так и по величине концентрации в области, предшествующей спаду. Следует отметить, что авторы измерений, проведенных при помощи ловушек заряженных частиц на американских спутниках «ИМП-2» и «ИМП-3», пришли к выводу, что эффект колена не наблюдался. Причины этого расхождения нуждаются в дальнейшем анализе.

Итак, оказалось, что протяженность ионосферы превышает 20 000 км и концентрация заряженных частиц на этой высоте составляет ≈102 см-3.

Высотное распределение концентрации тепловой плазмы заметно зависит от уровня солнечной активности. Интересная особенность в характере изменения такого распределения в цикле солнечной активности была обнаружена В. А. Рудаковым в экспериментах с дисперсионным интерферометром, установленным на ракете, и Б. Н. Горожанкиным, Г. Л. Гдалевичем, К. И. Грингаузом, Н. М. Шютте и другими в экспериментах на советских спутниках Земли № 3 и «Космос-2».

В 1958 г. при максимуме солнечной активности спад концентрации заряженных частиц при росте высоты над главным максимумом ионизации в ионосфере происходил весьма медленно. В 1962 г. эта особенность пропала, и изменения профиля оказались почти симметричными относительно максимума. Эти изменения в характере высотных распределений концентрации заряженных частиц связаны с изменениями ионного состава, происходящими из-за охлаждения ионосферы при переходе от максимума солнечной активности к ее минимуму. Единственными измерениями ионного состава во внешней ионосфере до высот 1000 км в период максимума солнечной активности являются измерения на ИСЗ-3 (Истомин, 1961а) при помощи радиочастотного масс-спектрометра. Эти измерения в сочетании с показаниями ионных ловушек, установленных на том же спутнике, позволяли сделать вывод о том, что на высотах от 950 до 1000 км ионосфера состояла в основном из ионов атомарного кислорода (на 500 км концентрация молекулярных ионов составляет «0,1%). В последующие годы (в 1962 г. «Космос-2» — ловушки заряженных частиц, а в 1964 г. «Электрон-2» — радиочастотный масс-спектрометр) происходило опускание слоя тяжелых ионов из-за охлаждения ионосферы. По измерениям, проведенным В. Г. Истоминым в 1964 г., ионосфера на высоте 1000 км почти полностью состояла из ионов водорода.

К числу интересных масс-спектрометрических наблюдений, выполненных на советских геофизических ракетах, относится обнаружение (Истомин, 19616) металлических ионов Mg, Fe, Ca и, возможно, Si на высотах 100—110 км, возникающих, по-видимому, при сгорании в этой области микрометеоритов, т. е. ионов, очевидно имеющих внеземное происхождение.

Масс-спектрометрические измерения на ракетах и спутниках заставили пересмотреть ранее существовавшие представления об ионном составе и основных элементарных процессах в ионосфере. Оказалось, что в ионосфере содержится большое количество молекулярных ионов, причем основным ионом является NO+. Этот ион не может образоваться непосредственно под действием ультрафиолетового излучения, а возникает в результате ионно-молекулярных реакций из первичных ионов.

Из-за присутствия молекулярных ионов нейтрализация в ионосфере должна происходить уже не радиативным путем (т. е. с излучением энергии), как считалось раньше, а посредством быстрого процесса диссоциативной рекомбинации. Новые сведения о потоке ионизующего излучения и скоростях рекомбинации, полученные при помощи приборов на ракетах и в лаборатории, заставили пересмотреть имевшиеся данные об эффективном коэффициенте рекомбинации в ионосфере. Оказалось, что для поддержания в ней ночной ионизации требуется дополнительный источник.

Целый комплекс задач, связанных с пересмотром теории образования дневной ионосферы, физико-химической теории элементарных процессов и ночной ионизации, был исследован А. Д. Даниловым, Л. А. Антоновой, С. П. Яценко, Т. В. Казачевской, В. И. Лазаревым при участии или под руководством Г. С. Иванова-Холодного. Ими была построена физическая модель спокойной ионосферы на высотах 60—200 км, в которой учитывались суточные и сезонные изменения, а также зависимость параметров ионосферы от солнечной активности. При этом уточнена теория простого слоя за счет учета немонохроматичности ионизирующего излучения Солнца и реального (основанного на анализе огромного числа наблюдений) распределения параметров верхней атмосферы с высотой (Иванов-Холодный, 1962). Рассмотрены также механизмы рекомбинации ионов и электронов в ионосфере, и создана теория образования ионосферы на высотах 100—200 км, объясняющая особенности тонкой структуры распределения как отдельных компонентов, так и полной концентрации ионов. Рассмотрена теория образования слоя D, основной трудностью которой является неопределенность экспериментальных данных об отрицательных ионах, что не позволяло однозначно решить вопрос об эффективном коэффициенте рекомбинации и фотохимических процессах на высотах < 100 км. Исходя из наиболее достоверных сведений об ионизующих агентах, осуществлен принципиально другой подход к решению этой задачи (Иванов-Холодный, 1965). Предложена гипотеза о происхождении узких (шириной 1—3 км) спорадических слоев Es вследствие ионизации атмосферы потоками электронов высокой энергии ≈105 эв, захваченных магнитным полем Земли.

На основании измерений потоков энергичных электронов в верхней атмосфере, проводившихся упомянутыми выше и другими исследователями, была выдвинута и обоснована корпускулярная гипотеза ионизации ночной ионосферы потоками электронов с энергией ≈1 кэв (Антонова, Иванов-Холодный, 1961). Рассмотрен также вопрос о вариациях эффективного коэффициента рекомбинации [а'(h)]. Проведено уточнение теории линейного и квадратичного закона рекомбинации в ионосфере. Определен профиль a'(h) для различных моментов дня и разных уровней солнечной активности.

На основе анализа около 90 высотных профилей пe, измеренных на ракетах, были получены закономерности изменения концентрации электронов и коэффициента рекомбинации в ионосфере (Казачевская, Иванов-Холодный, 1965, 1966).

В работах В. М. Полякова и руководимой им группы научных работников теоретически исследуется ионосфера на высотах области F, причем для анализа и сопоставления используются экспериментальные данные.

Особенностью этих работ является попытка описания изменений во времени концентрации электронов в максимуме слоя F в средних широтах. Она была сделана на основе уточнения кинетики рекомбинационных процессов и условий диффузии.

До 1960 г. считалось, что различные компоненты верхней ионосферы — нейтральные частицы, электроны и ионы — практически находятся в температурном равновесии. По существовавшим тогда теоретическим соображениям отличие электронной температуры Те от температуры нейтральных частиц Тп могло составлять не более десятков градусов Кельвина. Ракетные измерения, выполненные зондовыми методами, а затем исследования некогерентного рассеяния радиоволн в ионосфере показали, что представления, существовавшие ранее, неверны и что Те может превышать Тп и Ti в два раза, достигая ≈3000° К.

В Советском Союзе измерения Тe были выполнены методом зонда Лэнгмюра на спутнике «Космос-2» Г. Л. Гдалевичем, Б. Н. Горожанкиным и другими, а измерения Тi — методом ионной ловушки на том же спутнике В. А. Афониным, Б. Н. Горожанкиным и др.

В 1965 г. высотные распределения Те до 500 км при помощи зондов Лэнгмюра были выполнены Г. Л. Гдалевичем, В. Ф. Губским и И. Д. Дмитриевой.

Электрическое поле является, по-видимому, одной из причин отсутствия температурного равновесия, особенно в ночные часы, когда исключается ультрафиолетовое излучение — главная причина разогрева ионосферы. Многие явления, например присутствие в ионосфере электронных потоков, возникновение и дрейф неоднородностей, вероятно, обязаны своим происхождением электрическому полю. Исследование напряженностей электрических полей и их распределения в пространстве весьма важно для понимания физики ионосферы.

До начала ракетных исследований величины напряженностей электрического поля в ионосфере оценивались в ряде работ по косвенным данным. В СССР следует отметить работы Б. Н. ГершманаиВ. П. Гинзбурга (по скорости дрейфа ионосферных неоднородностей в слое F). Оценки по этим данным показали, что в ионосфере на средних широтах существует стационарное электрическое поле с напряженностью Едоходящей до 10-4 в/см и направленной перпендикулярно магнитным силовым линиям, и Е, равной ≈10-7 в/см и направленной вдоль них.

Прямые измерения электрического поля были осуществлены на геофизических ракетах АН СССР Г. Л. Гдалевичем, И. Н. Имянитовым, Я. М. Шварцем при помощи специально разработанных электростатических флюксметров.

Оказалось, что в ионосфере существуют электрические поля, достигающие временами величин Е ≈ 10-3 в/см и Е 10-5 в/см.

Интересные исследования интегральной электронной концентрации и ионосферных неоднородностей при помощи спутников и радиоастрономическими методами выполнены горьковскими радиофизиками Л. М. Бенедиктовым, Г. Г. Гетманцевым, А. А. Ерухимовым, Н. А. Митяковым, Э. Л. Митяковой.

Один из спутников серии "Космос"

Радиационные пояса. Энергичные частицы в околоземном пространстве, как уже отмечалось, обладают энергией, исчисляющейся в тысячах и миллионах электрон-вольт и состоят из протонов и электронов. Они удерживаются в околоземном пространстве магнитным полем Земли, силовые линии которого образуют своеобразную естественную магнитную ловушку. Первое указание на существование радиации, захваченной в такую ловушку, было получено при полете второго советского искусственного спутника Земли. На спутнике находилась аппаратура С. Н. Вернова и А. Е. Чудакова для изучения космических лучей, которая при прохождении полярных районов зарегистрировала возрастание интенсивности радиации, существенно превышающее космический фон. Но эти факты интерпретировались первоначально как результат прямого проникновения частиц от Солнца во время сильной магнитной бури. В начале 1958 г. высокая интенсивность заряженных частиц была зарегистрирована и в экваториальных широтах американскими спутниками «Эксплорер-1» и «Эксплорер-3». Но и эти данные еще не привели исследователей к заключению, что измеренное излучение захвачено магнитным полем Земли.

В 1959 г. в СССР С. Н. Вернов и А. Е. Чудаков на основе наблюдений, проведенных на третьем спутнике и первой лунной ракете, а в США Д. А. Ван-Ален и Л. А. Франк на основе замеров на космических аппаратах «Эксплорер-4» и «Пионер-3» пришли к выводу, что регистрируемая радиация захвачена магнитным полем Земли и образует две зоны (Вернов и др., 1958, 1959):

1) внутренний радиационный пояс, ограниченный силовыми линиями, выходящими из Земли на широтах 35—40°, проходящими на высоте 500—1600 км. Он симметричен относительно магнитного экватора и заполнен главным образом протонами с энергией в сотни мегаэлектронвольт;

2) внешний радиационный пояс Земли, заключенный между двумя магнитными оболочками, выходящими из Земли на широтах 50—70°. Его образуют в основном электроны с энергией в сотни килоэлектронвольт.

В большинстве советских статей и во всех публикациях США в период 1959—1962 гг. поток электронов в максимуме внешнего радиационного пояса оценивался как 1010—1011 см-2сек-1. Единственным исключением в то время являлись работы, основанные на результатах измерений при помощи ловушек заряженных частиц, установленных на первых лунных ракетах (Грингауз, Курт и др., 1960; Грингауз, Баландина и др., 1963). В них утверждалось, что указанные оценки завышены примерно на три порядка. С 1963 г. правильность этого утверждения общепризнанна.

В настоящее время для потоков электронов в максимуме внешнего радиационного пояса принята величина ≈ 108 см-2сек-1.

Основные данные о структуре радиационных поясов были впервые получены в течение 1960—1962 гг. С. Н. Верновым, А. Е. Чудаковым,

И. А. Савенко, П. И. Шавриным, Н. А. Григоровым и др. Основные результаты этих исследований следующие:

1. Были обнаружены зоны высокой интенсивности излучений в районах Бразилии и Южной Атлантики, связанные с магнитными аномалиями, установлена природа частиц в аномалиях, оценена их средняя энергия, оказавшаяся для электронов равной ≈ 300 кэв, а для протонов ≈ 100—300 Мэв.

2. Впервые установлены положение внешнего радиационного пояса на всех долготах и зависимость его положения от солнечной активности.

3. Исследования географического распределения и интенсивности заряженных частиц в районах, связанных с внешним поясом, позволили определить предел времени жизни электронов, оказавшийся равным 106—107 сек для электронов с энергией 300 кэв,

4. Исследован долготный эффект радиационных поясов на малых высотах и установлена асимметрия интенсивности электронов в сопряженных точках. Показано, что плотные слои атмосферы могут с большой вероятностью отражать электроны, движущиеся под малыми углами к слоям.

5. Основным результатом исследований радиационной обстановки на малых высотах был вывод о радиационной безопасности космических полетов на кораблях типа «Восток» и «Восход». Первые космические полеты советских космонавтов в 1961 —1965 гг. контролировались при помощи специально сконструированной радиометрической аппаратуры.

6. С. Н. Верновым и А. И. Лебединским была высказана гипотеза о происхождении внутреннего радиационного пояса за счет захвата магнитным полем Земли продуктов распада нейтронов — протонов и электронов, создаваемых при бомбардировке атмосферы Земли космическими лучами.

Дальнейшее исследование радиационных поясов советскими учеными при помощи спутников серии «Электрон» и «Космос» (С. М. Вернов, A. Е. Чудаков, П, В. Вакулов, Е. В. Горчаков, С. М. Кузнецов, Ю. И. Логачев, А. Г. Николаев, Э. Н. Сосновец, А. Д. Богомолова, О. Л. Вайсберг, B. В. Темный, Ю. И. Гальперин, Ф. К. Шуйская и др.), а также американскими учеными посредством спутников типа «Эксплорер» позволило обнаружить ряд новых явлений. Оказалось, что пространственное расположение частиц, обладающих более низкой энергией, чем позволяла измерить аппаратура на первых искусственных спутниках, не совпадает с принятой ранее структурой радиационных поясов. Распределение в магнитосфере Земли, по современным данным, электронов с энергией > 500 кэв (внешний пояс) и электронов с энергией > 40 кэв показано на рисунке.

Опыты с ловушкой заряженных частиц на спутнике «Электрон-2» показали, что во внешнем радиационном поясе часто (но не всегда) наблюдаются потоки электронов малых энергий (100 эв < Е < 100 кэв), которые превышают по величине потоки более энергичных частиц и не регистрируются обычными счетчиками, применяемыми для более жесткой радиации. Эти опыты дали основание (В. В. Безруких, Л. М. Мусатов и др.) высказать предположение о возможном существовании

Распределение в околоземном космическом пространстве электронов

мягкого электронного компонента во внешнем радиационном поясе, отличающегося весьма значительной изменчивостью во времени.

Распределение протонов в радиационных поясах показано на рисунке. Протоны низкой энергии (с Е, примерно равной нескольким стам килоэлектронвольт) образуют область, почти равномерно заполняющую всю магнитосферу. Двойная штриховка соответствует области, которая называется внутренним поясом. Протоны распределены в околоземном пространстве таким образом, что их энергия растет с приближением к Земле. Это наводит на мысль о существовании бетатронного ускорения протонов, т. е. о том, что сравнительно малоэнергичные протоны, находящиеся на больших расстояниях от Земли, диффундируя к Земле, попадают в сильные магнитные поля и ускоряются. Протоны же с Е > 30 Мэв, т. е. принадлежащие внутреннему радиационному поясу, по-видимому, возникают за счет распада нейтронов, образующихся под действием космических лучей.

Сопоставление свойств мягких < 50—100 кэв) и жестких > > 200 кэв) электронов околоземного пространства также свидетельствует о том, что в магнитосфере существуют электромагнитные колебания, ускоряющие электроны до энергий 50—100 кэв и рассеивающие электроны больших энергий. Таким ускоряющим механизмом может быть перенос частиц поперек дрейфовых оболочек, т. е. поверхностей, образованных вращением силовых линий вокруг оси геомагнитного диполя. Теория таких процессов, допускающая количественное сопоставление с экспериментальными данными, успешно разрабатывается Б. А. Тверским.

Процесс бетатронного ускорения частиц длится, по-видимому, несколько дней. Наряду с этим удалось установить существование какого-то короткодействующего механизма ускорения, продолжительность действия которого ограничивается десятыми долями секунды. Этот вывод получен из анализа наблюдений на спутниках «Электрон» и их сопоставления с регистрацией короткопериодических колебаний магнитного поля, проведенной В. А. Троицкой. Тот же вывод следует из сравнения упомянутых наблюдений на спутнике с наблюдениями

Распределение заряженных частиц, наблюдавшихся на различных космических аппаратах, в проекции на плоскость эклиптики и на меридиональную плоскость в солнечно-эклиптической системе координат

Распределение в околоземном космическом пространстве протонов в энергией более 30 Мэв и в интервале энергий от 0,1 до 5 Мэв

В. М. Дриацкого и его сотрудников из ААНИИ (А. С. Беспрозванной, Г. Н. Горбушиной и др.) за поглощением радиоволн, обнаруживающих появление непосредственно ускоренной радиации.

Кроме указанных точек зрения на происхождение радиационных поясов, имеется другая гипотеза, развиваемая группой исследователей во главе с Г. А. Скуридиным (В. Д. Плетнев, В. П. Шалимов, И. Н. Швачунов). Они считают, что радиационные пояса порождены прорывом через нулевые точки в магнитосферу Земли солнечных корпускулярных потоков и ускорением их бетатронным механизмом внутри геомагнитной ловушки во время обратной фазы магнитной бури. По-видимому, окончательно вопрос о происхождении радиационных поясов будет решен в будущем, когда накопится больше наблюдений и лучше будет изучена динамика геомагнитной ловушки.

Интересные и оригинальные теоретические исследования взаимодействия солнечного ветра с магнитным полем Земли, а также динамики геомагнитной ловушки проведены В. П. Шабанским.

В околоземном пространстве, помимо естественных радиационных поясов, в настоящее время существуют искусственные радиационные пояса, созданные высотными ядерными взрывами. Источниками частиц в таких поясах являются электроны, образующиеся при распаде осколков деления, электроны и протоны, возникающие при распаде нейтронов, а также сами осколки деления. Основные потоки создаются электронами, так как протоны и осколки деления создают потоки на два-три порядка ниже из-за меньших скоростей движения.

Образование искусственного пояса на расстояниях в экваториальной (магнитной) плоскости от 1,15 до 1,6 R3 и его характерные черты изучались на советских спутниках «Космос-5» (Ю. И. Гальперин, А. Д. Болюнова), находившемся в полете в момент высотного ядерного взрыва «Старфиш-4», произведенного США 9 июля 1962 г., и «Космос-17», продолжавшем в 1963 г. регистрировать электроны с Е > 5 Мэв, характерные для β-распада (С. М. Вернов, А. Е. Чудаков). Оценены эффективности захвата электронов, интенсивности в максимуме пояса и время жизни электронов в поясе.

Самая внешняя зона заряженных частиц. Приборы, при помощи которых были открыты радиационные пояса, как уже отмечалось, предназначались для изучения космических лучей. Поэтому они могли регистрировать частицы сравнительно высоких энергий, начиная с десятков килоэлектронвольт. По этой причине первоначально создалось впечатление, что за пределами зон захваченной радиации имеют место условия, характерные для межпланетного пространства.

Опыты с ловушками заряженных частиц на советских ракетах (К. И. Грингауз, В. В. Безруких и др.) в 1958—1959 гг. обнаружили, что вблизи геомагнитного экватора за внешним радиационным поясом существует зона скопления электронов с энергией 100 эв— 40 кэв, в которой концентрация и потоки электронов значительно превышают концентрацию и потоки электронов во внешнем поясе (108 см-2сек-1).

В работе И. С. Шкловского, В. Г. Курта и В. И. Мороза появление интенсивных потоков частиц малых энергий за внешним поясом было истолковано как результат взаимодействия потоков солнечной плазмы с периферийными областями магнитного поля, причем эта идея полностью сохранила свое значение и до сих пор. Значительная часть работ, посвященных «самой внешней зоне заряженных частиц», как ее назвали авторы экспериментов на лунных ракетах, вышла лишь после 1962 г. Эта зона наблюдалась группой научных работников (В. В. Безруких, К. И. Грингаузом, В. Д. Озеровым, Л. С. Мусатовым, М. 3. Хохловым и Р. Е. Рыбчинским) со стороны Солнца на советских космических аппаратах «Луна-1», «Электрон-2», а с теневой стороны — на аппаратах «Луна-2», «Марс-1», «Зонд-2», «Электрон-2». Она представляет собой образование сложной конфигурации, изображенное в двух проекциях на рисунке.

«Дневная» часть самой внешней зоны заряженных частиц заполнена частицами термолизованной солнечной плазмы (т. е. частично перешедшей от поступательного движения к хаотическому) за фронтом ударной волны, образованной при столкновении солнечного ветра с геомагнитным полем. Во многих работах она называется «переходной зоной» или «переходным слоем». Происхождение ночной части самой внешней зоны более сложно и, по-видимому, связано с процессами, происходящими в магнитонейтральном слое «хвоста» магнитосферы. Некоторые зарубежные авторы называют потоки заряженных частиц ночной части самой внешней зоны «авроральным излучением», подчеркивая возможную роль этих потоков в образовании полярных сияний.

 

ТВЕРДОЕ ВЕЩЕСТВО В ОКОЛОЗЕМНОМ ПРОСТРАНСТВЕ

Эксперименты на ракетах и спутниках позволили исследовать содержащуюся в околоземном пространстве метеорную пыль. Оптические и радиолокационные методы, при помощи которых ранее изучалось метеорное вещество в околоземном и межпланетном пространстве, позволяли измерить вектор скорости, массу, плотность, состав и

Средняя сводная кривая распределения метеорных частиц по массам в окрестности Земли по наблюдениям с ракет и спутников

пространственную плотность частиц, обладающих массой > 10-4 г. Однако трудно было не совершать ошибок при экстраполяции результатов измерения на частицы с меньшей массой, так как с уменьшением массы частицы изменяется характер распределения их пространственной плотности. На ракетах и спутниках удается регистрировать уже отдельные частицы с массами примерно до 10-13 г, их пространственную плотность, импульс или энергию и массу. На графике приведена средняя сводная кривая распределения метеорных частиц по массам в окрестности Земли по наблюдениям с различных ракет и спутников.

Несмотря на то, что наблюдений пока еще немного, при советских и американских измерениях на высотах 200—300 км установлено, что Земля окружена плотной пылевой оболочкой. На существование повышенной плотности частиц вблизи Земли указывает свечение сумеречного неба.

В Советском Союзе изучением микрометеоритов с ракет и спутников занимается группа, руководимая Т. Н. Назаровой. Измерения на спутниках (ИСЗ-3, «Электрон-2») показали, что распределение метеорных частиц вблизи Земли испытывает флуктуации в пространстве и времени. Существуют отдельные сгущения частиц с неравномерной пространственной плотностью. Линейные размеры этих сгущений изменяются в широких пределах, достигая миллионов километров. Эти сгущения часто не совпадали с известными на Земле потоками метеоров. Такое сгущение было обнаружено во время полета спутника «Электрон-2». Подавляющее большинство зарегистрированных в этом сгущении частиц имело массу в пределах 4,4∙10-9 г ≥ т ≥ 1,3∙10-9 г при скорости частиц 61 км/сек.

Наличие плотных, громадного протяжения образований в околоземном и межпланетном пространстве представляет опасность для космических кораблей, особенно пребывающих в нем длительно, так как метеорная пыль может вызвать эрозию поверхности, порчу оптики или пробить тонкие конструктивные элементы. Ясно, какое значение для прогнозирования встречи космических кораблей с метеорными потоками играет детальное изучение твердой составляющей околоземного и межпланетного пространства.

В рамки краткого обзора невозможно вместить все работы и упомянуть всех исследователей. Совершенно очевидно, что советские ученые успешно трудились над фундаментальными задачами физики околоземного пространства, внесли ценный вклад почти во все области исследования верхней атмосферы, а во многих случаях явились пионерами в изучении соответствующих явлений.

С работами советских ученых можно познакомиться в журналах «Искусственные спутники Земли», «Космические исследования», «Известия Высших учебных заведений», серия «Радиофизика», «Успехи физических наук», «Геомагнетизм и аэрономия», а также в Трудах конференции по физике космического пространства.

 

Предыдущая глава ::: К содержанию ::: Следующая глава

 

                       

  Рейтинг@Mail.ru    

Внимание! При копировании материалов ссылка на авторов книги обязательна.